Introducción a las rocas de los planetas extraterrestres
1. Rocas lunares
Desde el 20 de julio de 1969, cuando la primera nave espacial tripulada de los Estados Unidos aterrizó con éxito en el Tranquilo Mar de la Luna, hubo 6 aterrizajes del Apolo en 1972**. La misión trajo 382 kg de muestras de roca y suelo. La antigua Unión Soviética llevó a cabo tres misiones de alunizaje no tripulados y trajo 250 gramos de muestras de suelo de roca lunar. En la década de 1970, destacados científicos de Estados Unidos llevaron a cabo investigaciones exhaustivas y profundas sobre estas muestras. A finales de 1990, el resumen de la conferencia sobre rocas lunares pesaba 0,1 toneladas. El famoso experto en investigación lunar S.R. Taylor cree que "la comprensión actual del origen y la evolución de la Luna ha superado a la de la Tierra". Los resultados de estas investigaciones han hecho grandes contribuciones a la evolución planetaria (incluido el origen y la evolución temprana de la Tierra), los eventos de impacto, los flujos de meteoritos y micrometeoritos, la relación entre las superficies planetarias y los flujos de partículas radiactivas y la historia del sistema solar. En el siglo XXI, Estados Unidos continuará implementando el plan de alunizaje y realizando una serie de experimentos de supervivencia humana. La Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA) celebró recientemente una conferencia académica sobre las actividades espaciales de las bases lunares en el siglo XXI para preparar la implementación del plan.
Al igual que la Tierra, la Luna también tiene una estructura en capas. Generalmente se cree que durante los 100 millones de años (0,1Ga) de formación de la Luna, ésta se diferenció en una corteza lunar de baja densidad y un manto lunar de alta densidad, con un espesor de 60 a 100 km. Sin embargo, diferentes estudiosos tienen diferentes interpretaciones de las estimaciones de la escala de fusión. Modelos simples sugieren que en el mar de magma que rodea la luna, flota material ligero rico en plagioclasa y minerales máficos densos. Algunas personas también creen que el proceso de diferenciación es muy complicado y que una fusión parcial a gran escala puede producir la diferenciación mencionada anteriormente. Después de la diferenciación inicial, experimentó intrusión de magma, erupción de lava volcánica y continuos impactos de meteoritos formados por el refundimiento del manto lunar en 400 millones de años (0,4 Ga). Por lo tanto, la diferenciación de la corteza lunar y el manto lunar es similar a la anterior. de la tierra, y también ha experimentado procesos complejos.
La mayoría de los tipos de rocas que se encuentran en la superficie lunar están relacionados con procesos ígneos, algunas son causadas por impactos y no existen rocas hidrogenadas. Hay dos tipos de terreno en la superficie lunar, las tierras altas y los marías. Los tipos de rocas de las tierras altas reflejan una combinación representativa de la corteza lunar. Actualmente existen: ① Brechas (que representan alrededor del 60% de las muestras muestreadas durante el alunizaje del Apolo), la mayoría de las cuales están relacionadas con eventos de impacto y son el producto integral de eventos de derretimiento por impacto. Entre ellos, la brecha de la brecha de un solo componente es dunita y plagioclasa, y la brecha de la brecha de dos componentes es una fusión de plagioclasa y criptocristales negros. A veces se puede ver que estos últimos se introducen en la brecha feldespática compleja de plagioclasa. , los escombros se componen de un solo mineral, material vítreo y roca fundida; (3) brecha de fusión por impacto, compuesta de minerales y rocas, cementadas por cristales con una estructura de roca ígnea. Se especula que la roca original es roca clástica que contiene fragmentos de roca y minerales que se formó por fusión por impacto. ④ El basalto, que es pequeño en cantidad y diferente en composición del basalto de Guangdong, tiene un alto W (al2o 3) (11 ~ 14). y características de bajo w (FeO). Se formó hace 3,9 ~ 4,0 Ga (3,9 ~ 4 mil millones de años) y chocó con el último gran meteorito en la luna. Se puede ver en los tipos de rocas anteriores que, debido a eventos de impacto posteriores, las rocas de la corteza lunar actuales son muy diferentes de las primeras rocas de la corteza lunar diferenciadas. Sin embargo, a juzgar por la composición de la brecha y el material de la brecha cementada, puede haber tres rocas básicas: ① La plagioclasa y la plagioclasa son anortitas ricas en calcio (An95 ~ An97), lo que implica que el magma original es enorme, lo que resulta en una homogeneización de la composición, Rb- Sr de plagioclasa, etc.
② El conjunto de rocas plutónicas que contiene magnesio incluye sienita, olivino, dunita, espinela olivina y gabro plagioclasa, con edades isócronas Rb-Sr de 4,4 ~ 4,49 Ga, 4,61 Ga, 4,45 Ga, y 4,48 Ga, respectivamente. ligeramente antes que la plagioclasa y se formaron durante la evolución de la luna. ③Las rocas evolutivas se denominan "KREEP" porque su contenido de Th, U, K, REE y P es mayor que el de los dos primeros tipos de rocas. Inicialmente se descubrió que la mayoría de ellos son intersticios de brecha o basalto, con un rango máximo de sólo 150 μm m. Este componente altamente evolucionado puede ser el producto final de la separación por cristalización del magma, o puede ser una pieza de baja ley producida debido a ella. al impacto de meteoritos. Posteriormente, se encontraron granito, basalto con alto contenido de Al y K, y plagioclasa y olivino KREEP de gran abundancia en las muestras de rocas del Apolo 14, lo que confirma aún más la existencia de derretimientos residuales altamente evolucionados (diferenciados) en rocas lunares, y algunas rocas son el producto. de asimilación y contaminación del magma original.
Las marías de la Luna son generalmente de 1 a 4 km más bajas que las tierras altas circundantes, en su mayoría tienen forma de anillo y están compuestas principalmente de materiales volcánicos. Los volcanes de la Luna son casi planos, con una pendiente de (1:500) ~ (1:2000). Esto está relacionado con la alta fluidez y la baja viscosidad del basalto de Guangdong. Las apariciones de basalto de Guangdong incluyen flujos de lava, conos de ceniza, cúpulas volcánicas, anillos concéntricos, crestas de fuego, túneles volcánicos, etc. El alcance de los flujos de rocas también es considerable: el área más grande alcanza los 2×105 km2, lo que equivale al área de basalto en la meseta de Columbia en los Estados Unidos, pero su espesor es de sólo una docena a decenas de metros, con el más grueso alcanza los 1000 m. La escala de los conos de ceniza es más pequeña que la de la Tierra, y la velocidad de expulsión de escoria es equivalente a 1/3 a 1/10 de la velocidad de expulsión de la Tierra, lo que indica que el contenido volátil del basalto lunar es menor.
La edad de formación más temprana del basalto del mar de Guangdong es 4,2 Ga y la última es 3,0 Ga, las cuales son posteriores a la edad de formación de las rocas ígneas de las tierras altas. La mayoría de la gente cree que los basaltos lunares son producto del derretimiento parcial del material lunar (manto lunar) y están estrechamente relacionados con eventos de impacto. En comparación con el basalto terrestre, tiene las siguientes características:
(1) El contenido de FeO es significativamente mayor que el del basalto terrestre. El rango w(Mg)/w(Mg Fe) del basalto terrestre es de 0,45 ~ 0,75, mientras que el rango w(Mg)/w(Mg Fe) del basalto lunar es de 0,35 ~ 0,65. El olivino y el piroxeno correspondientes en el basalto lunar son especies ricas en hierro, como Fo75-Fo80, que son las más abundantes en olivino. La inversión de la composición del magma muestra que el w(Mg)/w(Mg Fe) del área de origen del basalto terrestre es 0,91, mientras que el w(Mg)/w(Mg Fe) del área de origen del basalto lunar El basalto es 0,80 ~ 0,82, lo que sugiere que el manto lunar es más pequeño que el manto terrestre. Rico en hierro, esto puede estar relacionado con el hecho de que la luna no se ha diferenciado en un núcleo rico en hierro.
Figura 1-4 Fragmentos en el suelo de la Luna 24: olivino estacional rico en hierro.
(2) Los contenidos de K2O y Na2O son significativamente menores que los del basalto terrestre. La abundancia de K es similar a la del basalto toleítico oceánico con bajo contenido de K de la Tierra, w(K) es aproximadamente 0,36 y el valor de w(Na) es sólo 1/5 del basalto de la Tierra. En consecuencia, la plagioclasa en el basalto lunar es un tipo rico en calcio, dominado por anortita, con una pequeña cantidad de ploidía y básicamente sin feldespato potásico. Debido a que K y Na están distribuidos uniformemente en las lavas, la baja abundancia de K y Na se debe a la falta de estos dos elementos en la región de origen, no a que sean volátiles.
(3) El basalto lunar se formó en un ambiente reductor, donde comúnmente se encuentran Fe y FeS naturales, y carece de Fe3 (su fracción de masa es solo 1). El 90% del Cr existe en forma de Cr2, el 70% de Eu está en forma de Eu2, el 4% del Ti está en forma de Ti3 y todo el Ce está en forma de Ce3. No hay evidencia de Ce4. El gas en el basalto lunar es CO, pero la cantidad es muy pequeña, se estima en (500 ± 250) μg/g. El CO se forma por la reacción de FeO y C en el magma con Fe natural. Esta reacción se produce cuando el magma asciende a la superficie lunar, a una profundidad de aproximadamente 3 kilómetros.
(El contenido de TiO_2 varía mucho y a menudo se utiliza como base para una mayor clasificación del basalto lunar.
La ilmenita es un mineral accesorio común en los basaltos con alto contenido de titanio.
(5) Además del basalto, los productos volcánicos de la luna también incluyen esferas de vidrio volcánico, que se encuentran ampliamente distribuidas en el suelo lunar. La edad de las esferas de vidrio volcánico distribuidas cerca del cráter es similar a la del mar basalto, lo que demuestra además que está estrechamente relacionado con el vulcanismo maría, descartando la posibilidad de que estén relacionados con la corteza lunar de las tierras altas. El diámetro de las esferas de vidrio suele oscilar entre 0,1 y 0,3 mm y están disponibles en varios colores. El naranja tiene un alto contenido de titanio (wTiO2 es 9,3) y sus características de composición son similares al basalto del Apolo 11 y al vidrio naranja entre ellos, pero es ligeramente rico en elementos volátiles como MgO, Zn, Cl, Cu y Pb. Hay gotas en forma de salpicaduras adheridas a la superficie de la esfera. La composición es consistente con la de la esfera de vidrio principal. Puede ser una sustancia que salpica a baja velocidad. Las bolas de cristal rojas y amarillas cercanas al Apolo 15 son similares a las mencionadas anteriormente. Carecen de componentes de meteorito, por lo que no tienen nada que ver con el impacto.
(6) Dado que no hay agua ni oxígeno en la superficie lunar, las rocas no están erosionadas ni alteradas, las rocas están frescas y no aparecen minerales hidratados. Por ejemplo, la estructura del basalto lunar mantiene la estructura característica de la cristalización del magma, similar a la del basalto terrestre no erosionado (Figura 1-5).
Figura 1-5 Basalto bajo en potasio del Apolo 11
2. Meteoro
Tanto los meteoritos como los meteoritos provienen de meteoroides. Cuando un meteoroide es lo suficientemente grande como para caer al suelo sin ser consumido completamente en la atmósfera, se trata de un meteorito, cuyo tamaño varía desde escala microscópica hasta varias toneladas. Y los que se han agotado en la atmósfera se llaman meteoros.
El primer registro de la caída de un meteorito data del año 1478 a.C. en la isla griega de Creta. El registro más antiguo de meteoritos en China data del 650 a.C. Los meteoritos que caen del cielo suelen ir acompañados de llamas incandescentes y rugidos, y la escena es extremadamente espectacular. Entre los meteoritos que cayeron en Jilin, China, el 8 de marzo de 1976, se encontraba el meteorito de piedra más grande del mundo, con un peso de 1.750 kg. También hubo un meteorito pedregoso en Suizhou, Hubei, el 8 de abril de 1986 de 18, y los científicos chinos realizaron un estudio detallado sobre él.
El estudio de los meteoritos tiene una gran importancia porque se trata de una "sonda espacial". El famoso geólogo estadounidense Sander (1947) dijo: "Como ciencia que examina la composición de la Tierra, la mayor debilidad de la petrología es que sólo puede estudiar y observar rocas cristalinas a miles de pies bajo la superficie, lo que representa una milésima parte de la profundidad del planeta. Radio de la Tierra Sin embargo, ya sea geofísica, astronomía o petrología, hay buenas razones para suponer que el material dentro del planeta es diferente de las rocas en la superficie en muchos aspectos. Observados, los meteoritos se han convertido en la única forma que tienen los humanos de comprender la imagen completa del planeta. Los mejores astrónomos usan espectroscopios para demostrar que todo el universo está compuesto de los mismos elementos, por lo que independientemente de la opinión sobre la causa de los meteoritos. chisporroteo estelar, chisporroteo planetario, agregación de nebulosas, condensación de cometas, eyecciones ocasionales del sol, etc.) erupciones volcánicas en el planeta Tierra, etc.), un hecho importante que hay que reconocer es que existen rocas en el sistema solar que son diferente de cualquier roca de la corteza terrestre, lo que hace que el estudio de los meteoritos llame mucho la atención, y este material es la astronomía, la petrología y la física consideran que tiene una composición similar a la de la Tierra". Además, para los geoquímicos, la composición promedio de El material de los meteoritos proporciona la información más importante sobre la abundancia relativa de elementos no volátiles en el universo. La actual tabla de abundancia de elementos en el universo se basa en gran medida en el análisis de meteoritos. Este análisis es importante para los geoquímicos, los físicos nucleares y los astrofísicos. Proporciona información importante para estudiar el origen de los elementos, así como el origen, la edad y la historia evolutiva de los meteoritos y el sistema solar. Esta información es esencial para diseñar naves espaciales y estudiar los problemas que puedan surgir durante el reingreso.
Desde la perspectiva de la caída de meteoritos, se pueden dividir en tres categorías: meteoritos de hierro, meteoritos pedregosos y meteoritos pedregosos de hierro.
Los meteoritos de hierro parecen bloques de hierro y están compuestos principalmente de una aleación de hierro y níquel, con trazas de carbono, azufre y fósforo. Las aleaciones de hierro-níquel se pueden dividir en dos fases, la fase α con bajo contenido de níquel (también conocida como partículas de hierro) y la fase γ con alto contenido de níquel (también conocida como mineral de níquel-cobalto). Los meteoritos de hierro se pueden clasificar según sus características estructurales o el contenido de oligoelementos níquel, galio y germanio.
El contenido de Ga y Ge en los meteoritos de hierro es muy bajo, pero debido a su volatilidad, es extremadamente sensible a la temperatura y presión de la nebulosa solar cuando se formó el meteorito de hierro, pero es muy insensible al proceso de magma posterior, que A menudo refleja la temperatura máxima durante la formación del meteorito de hierro en condiciones prístinas. Aquí no se presenta una clasificación detallada. El meteorito de hierro más grande jamás descubierto fue descubierto en Hoba, Namibia, en 1928, con un peso total (incluida la erosión circundante) de 73 toneladas. En segundo lugar, fue descubierto en Groenlandia en 1987 por el oficial de la Marina estadounidense Robert E. Peary, con un peso total de 58 toneladas. El tercer meteorito de hierro más grande fue descubierto en la Región Autónoma Uygur de Xinjiang de mi país a finales de 1919. Fue incluido oficialmente en la literatura en 1917, con un peso total de aproximadamente 30 toneladas.
El aspecto de los meteoritos pétreos es similar al de las rocas terrestres. Los componentes principales son minerales de silicato (olivino, piroxeno, etc.), y los componentes secundarios son materiales metálicos como el hierro y el níquel. Los meteoritos pedregosos se pueden dividir en condritas y acondritas según si contienen condritas. Según las características elementales y el tipo de roca, las condritas se pueden dividir en condritas de carbono (condritas C), condritas ordinarias (condritas comunes) y condritas de enstatita. Los estudios sobre la composición química de los meteoritos mencionados muestran que, además de H, he, N, O y gases nobles, la abundancia de otros elementos representa la composición material original del sistema solar. Los elementos volátiles en las condritas ordinarias se pierden en diversos grados. La composición mineral y la estructura de las acondritas son similares a las de las rocas terrestres. No contienen pellets ni fase metálica. Generalmente se cree que si se restan los elementos siderófilos del material del meteorito, lo que queda es equivalente al material del manto de la Tierra. Es decir, los meteoritos asféricos equivalen al material que queda después de que el níquel y el hierro se acumulan en el centro. de la matriz. Los meteoritos como este son raros.
El contenido de aleación de níquel-hierro en los meteoritos de hierro pedregoso es aproximadamente el mismo que el de silicato y puede considerarse como un tipo intermedio de los dos tipos de meteoritos anteriores. Los cristales de silicato de hierro y magnesio de los meteoritos de hierro pedregoso suelen estar incrustados en una matriz metálica.
Los resultados de las investigaciones de los últimos 20 años muestran que la mayoría de los meteoritos provienen del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter. La comparación de la luz reflejada desde la superficie del asteroide y la luz reflejada desde la superficie de los meteoritos en el cinturón de asteroides mediante espectrofotometría de reflectancia demuestra que sus características espectrales reflejan la misma composición mineral. Las órbitas de los asteroides en el cinturón de asteroides se concentran en cuatro regiones estrechas, sin asteroides entre ellas. Estos "espacios" se denominan espacios de Kirkwood-Daniel y los objetos que se encuentran dentro de ellos son inestables. Cuando entran en la "zona de brecha", salen rápidamente en una órbita excéntrica. Las "zonas de separación" se encuentran aproximadamente a 1/3, 2/5 y 1/2 de la distancia de Júpiter al sol.
Después de que el asteroide es enviado a la "zona de intervalo" debido a una interferencia o impacto gravitacional, es arrojado a una órbita altamente excéntrica por una fuerte aceleración gravitacional cuando esta órbita se cruza con la órbita de la Tierra; capturado por el campo de gravedad de la Tierra, cayendo a la superficie terrestre.
Además de los tres tipos de meteoritos mencionados anteriormente, también hay informes de que se ha descubierto una especie de meteorito de vidrio (tektita) entre los 55 grados de latitud norte y sur de la Tierra. Guangdong, Hainan y el Mar de China Meridional. Se le conoce comúnmente como "Leigongmo". La tinta Leigong es negra, vidriosa, amorfa y sus formas principales tienen forma de bala y de gota. El más grande mide solo 10 cm, el elemento principal W (SiO _ 2) es 73,89 y W (al2o _ 3) es 11,94, lo que equivale a una composición de esquisto. Se especula que un enorme meteorito golpeó la superficie de la Tierra entre 0,73 y 0,75 Ma, lo que provocó que las rocas (esquisto) de la superficie de la Tierra se derritieran y salpicaran en el aire en poco tiempo, y luego se enfriaran para formar dicho meteorito.