O możliwości występowania minerałów ilastych na Marsie

przeglqd

~=

6EfJLOfi/CZNY

OIlGAN PANSTWflWE.I S-LIJZlJr GEflLflG'~ZNE,J

MAREKZBIK

Centrum Badan Kosmicznych PAN, Warszawa

o MOZLIWOScr WYSTF;POWANIA MINERALOW ILASTYCH NA MARSiE

Powierzchnia Marsa jest pokryta warstwll luinego regolitu. Dane otrzymane z pomiar6w fotometrycznych wykonanych za pom<l':/l teleskop6w SwiadCZll 0 tym, Ze zdolnosc do odbijania fal elektromagnetycznych przez . powierzchni~ Marsa, czyli albedo, wzrasta w zakresie swiatla widzialnego wraz ~ wzrostem dlugoSci fall. Zjawisko to nadaje obserwowanej powierzchni Marsa charakterystycznll czerwonawo-Z6ltawll barw~.

Milli:-szosc regolitu, liCZllC od powierzchni do poziomu skal. podScielajllCYch,jest oceniana na kilkadziesillt do kilkuset metrow w strefie r6wnikowej i wzrasta w kierunku biegunow nawet do kilku ~ometr6w.

Regolit powierzchni Marsa powstaje w wyniku skom-plikowanych pr0ces6w egzogenicznych (16,27), od ude-~owego kruszenia i mieszania skal rodzimych po-CZIlwszy, do proces6w eolicznych, solitlukcyjnych i mro-zowych. Obserwacje w strefach polarnych wykazaly (34) silnll d)rnamik~ proces6w akumulacji eolicznej, przy ktorej ruch wydm zachodzi znacznie p~j ni2: zmiany zasi~gu lodowych czap polarnych. W rejonach tych wyr6Znia si~ wysokie albedo regolitu, co moZe sugerowaC, Ze w jego sldad wchodzi pyl mineralny zmieszany z krysz-talkami lodu. Dokonany w pracy (34) szacunek millZszo-Scl p61 wydmowych dla tego obszaru wynosi od setek do dziesilltek metrow. W strefie rownikowej, tj. w ~ro­ koSclach

±

30° na powierzchni SIl widoczne wychodnie skal podscielajllcych (30). Stanowill one jednak mniej niZ 10% powierzchni planety.

Od dIuZs~go czasu zastanawiano si~ nad skladem grunt6w i skal powierzchni Marsa. Analizy sldadu cbe-micznego regolitu marsjanskiego, wykonane metodll flu-orescencji rentgenowskiej na powierzchni planety p~ amerykatiskie aparaty l/ldujllCe Wiking 1 i 2, p~­ stawiono w pracy (39). Rezultaty analiz z odleglych od siebie 06000 km miejsc wykazujll bardzo dobrll zgodnoSl; co moZe swiadczye 0 dui.ej jednorodnosci regolitu pOl-nocnej p6lku1i Marsa. Analiza danych wskazuje, Ze badan~ probki regolitu naleZy wi/lZ8.C z produktami fizycznego i cbemicznego wietrzenia skal zasadowych lub . ultrazasadowych. Wyniki te uzyskano dla obszar6w nizin lawowych zwiIlzanych z licznie wystwujllCfmi tu

wul-UKD 523.43:549.623 kanami tarczowymi. W pracy (1) wskazano na fakt, Ze zdolnosc odbijania promieniowania w zakresie podczer-wonym i widzialnym (0,3 -1,2 JIIIl) jest zgodna z widmem odbicia od drobD.odyspersyjnego utlenionego proszku bazaltowego. Now~ wyniki obserwacji widma odbitego proniieniowania w paSmie podczerwieni, POwyZej 1 JIIIl wskazujll, :ie sklad regolitu jest bardziej zlozony.

ZgoQnie .z modelem skladu mineralnego gruntu mar-sjanskiego (6, 33), bazujllCym na normatywnych przelicze-niach sldadu chemicznego, w drobnodyspersyjnym mate-riale powierzchniow~ :wystwujll mineraly ilaste z grupy smektytow. Mineraly te z szeregu montmoriIIonit - sapo-nit nalezll do dioktaedrycznych k~an6w warstwo-wych 0 og6lnym wzorze

M:+,.(~_yMg)(Si4_~J010(OHh gdzie M + - kation wymienny jednowartOSciowy.

Montmorillonit (17) wyst~puje glownie w postaci krystalit6w wieIkoSci 0,05 -1 JI1Il, gromadzllC si~ przede wszystkim we frakcji koloidalnej 1 JlID.

Podstawll do zbudowania modelu sldadu mineral-nego gruntu marsjanskiego (6) bylo zalo:ienie p~ D. Mc Ewana (25) obecnoSci montmoriIIonitu w pyle atmo-sferycznym, oparte na wynikach badan atmosfery spek-trometrem w podczerwieni, pracujllCfM na poldadzie sondy Mariner 9, jak r6wnieZ przeliczenie rezuItat6w analiz chemicznych. U podstaw tych modeli bylo zalo:ie-nie,

Ze

regolit marsjatiski jest w 80% zlorony z mineralow ilastych grupy smektytu, typowych produktow wie~a chemicznego skal zasadowych. POSrednim dowodem na wystwowanie na Marsie mineral6w ilastych mialy bye r6wniez rezu1taty eksperyment6wbiologicznych (26), stwierdzajllCC wydzielanie si~ znacznych iloScl gaz6w z ogrzewanej probki gruntu. Eksperymenty laboratoryj-ne, kt6rych rezuItaty p~stawiono w pracach (7, 9), dowodzll:ie smektyty, a zwlaszcza montmorillonity mogll bye wamym sldadnikiem gruntu marsjatiskiego. Obser-wuje si~ r6wniez podobienstwa w pochlanianiu fal w za-kresie bliskiej podczerwieni u montmorillonitu oraz jas-nych obszar6w powierzchni Marsa (8). JednakZe por6w-nanie widma w zakresie swiatla widzialnego i bliskiej

podczerwieni (do 2,5 /lm) dla montmorillonitu i non-tronitu z widmami jasnych obszarow Marsa, dokonane w innych pracach (24, 28), nie potwierdza ich pelnej zgodnosci. Interpretacja tych wynikow w zakresie dlugo-sci fali 0,3 - 2,5 /lm wydaje si~ swiadczye jedynie 0 tym, ze montmorillonit moze wyst~powae w regolicie marsjari-skim jako skladnik podrz~dny. Potwierdzeniem tego moZe bye wyst~powanie w widmach jasnych obszarow Marsa bardzo slabej linii pochlaniania (2,2 /lm), charak-terystycznej dla grupy AI-0 H, zazwyczaj do brze wi-docznej Y' widmach kaolinitu i montmorillonitu. Badane widma mieszanin nontronitu z montmorillonitem czy tlenkami zelaza (hcmatytcm i getytem) rowniez nie od-powiadaj~ widmom gruntu marsjariskiego (28). W czasie badari laboratoryjnych (36) zauwaZono, Ze kolorystyczne i magnetyczne wlasciwosci nontronitow, poddanych sil-nym procesom uderzeniowym czy obrobce termicznej (700 - 900°C), zbliiaj~ si~ wlasciwosciami produktow swojego rozpadu do charakterystyk gruntu marsjari-skiego. Jesli wyjse z przeslanek termodynamicznych (18) przedstawionych w pracy (27), to w obecnie panuj~cych na Marsie warunkach stabilne mog~ bye: kaolinit oraz Ca, Na, K-beidelity, natomiast montmorillonit, saponit i nontronit s~ metastabilnc.

Jako ewentualne irodlo mineral6w ilastych na Marsie s~ rozpatrywane szkliwa zar6wno wulkanicznej,jak i ude-rzeniowej genezy (3,15, 19). Pr~dkose rozpadu tych szkliw w reakcjach z gazami atmosfery marsjariskiej powinna bye wi\!ksza niz prtrdkose rozkladu krzemian6w skal podloza. Z rozwaZari termodynamiki przemian mineral-nych wynika (19), ze podstawowym produktem wie-trzenia szkliw powinny hye w regolicie Marsa Ca, Na, K-beidelity, oraz 7..e wietrzenie szkliw 0 zasadowym i ultra-zasadowym skladzie moze prowadzie do powstania meta-stabilnych smektyt6w.

Rye. 1. Przyklad erozji na Marsie. Szeroki kanalw srodkowej cz?scifotograJii ma sw6j poczqtek w silnie zerodowanym kraterze meteorytowym. Powyzej widoczna niewielka kr?ta dolina. W po-blizu prawego dolnego rogu widoczny krater z radialnym

roz-myciem walu

W pracy (21) wskazano na moZliwose tworzenia si<;: mineral6w ilastych przez fotoutlenianie bogatych w Zela-zo krzemianow. Jest jednak malo prawdopodobne (27) powstanie w ten sposob znacznej ilosci skal ilastych. Mineraly ilaste mogly takZe powstawae przy reakcjach gor~cych magm z wieczn~ zmarzlin~ (2,3, 33),jak rowniez w procesach przemian hydrotermalnych impaktytow (4). Potrzebna do powstania wi\!kszej ilosci skal ilastych na powierzchni Marsa woda mogla bye obecna w przeszlosci planety. Analiza fotografii p.owierzchni Marsa (ryc. 1) wskazuje, ze w przeszlosci na powierzchni\! planety wydostawaly si\! znaczne ilosci wody, powstalej praw-dopodobnie w wyniku tajania lodow zawartych w war-stwie wiecznej zmarzliny. Wody te mogly bye uruchomio-ne w wyniku procesow uderzeniowych lub wulkanicz-nych. Wiele kraterow meteorytowych na Marsie, jak na ryc. 1, w rejonie walu wykazuje charakterystyczne radial-nie rozchod~ce si\! formy rozmycia osadow przez wod,.: plyn~q, s~ rowniez widoczne wyschni\!te kr\!te doliny. W obecnych niekorzystnych warunkach na Marsie moze zachodzie dehydratacja i rozpad wczdniej powstalych mineralow jako n:zultat oddzialywania ich na gazy atmosferyczne i staly CO2 (18). Zdaniem auto row pracy (27), w warunkach Marsa nontronit i saponit rozkladaj~ si\! szybciej niz montmorillonit. Koricowymi produktami rozpadu s~ kwarc, hematyt czy maghemit; Ca Mg-w\!-glany, Ca-beidelit i kaolinit (18). Jest r6wniez praw-dopodobne, ze w zwi~zku z bardzo niskimi temperatura-mi panuj~cymi na powierzchni Marsa, proces rozkladu smektytow jest zatrzymany lub w powaznym stopniu zahamowany.

Za stosunkowo dobry odpowiednik jasnych obsza-row Marsa uwaza si\! (13, 28, 29) amorficzne lub cZ\!sciowo przekrystalizowane produkty wietrzenia chemicznego szkliw bazaltowych. W wyniku takiego wietrzenia,

za-Fig. 1. Example of water erosion on the Mars. Broad channel in center begins in strongly eroded meteor crater. Above - visible small sinuous valley and in lower right - crater with radial scours

ch~go w obecnoSci wody czy lodu, powstajl! pa-lagonity,.~ amorficznymi i:elami. Ziemski palago-nit moi:e zawierae 10 - 20% substancji lotnych, przede wszystkim wody. W skladzie palagonitu mOM wyst~ waC rownieZ mineraly ilaste, zeolity, w~glany, wodoro-tlenki Fe3+ i opal. Krzywe zdolnoScl odbijaoia wielu probek palagonitow w zakresie swiatla widzialnego i w podczerwieni SI! na og61 zgodne z krzywymi

uzy-skanymi dla regolitu w miejscach ll!dowania aparatow kosmicznych Viking (15, 20), jak i

w

innych jasnych fragmentach powierzchni Marsa. Dane posrednie, doty-ezllCe eksperymentow wydzielania si~ wody z probek gruntu marsjatiskiego, uch~ dopiero po ogrzaniu probki do temperatury 350-400°C (5, 10~ mOgl! swiad-czye 0 tym, i:e palagonit na Marsie - w obecnych suchych warunkach - ulegl dehydratacji, amomczne szkliwa dewitryfikacji, a metastabilne mineraly, jak zeolity, smek-tyty, wodorotlenki Fe - rozpadowi (11, 31).

Wydaje si~, i:e maksimum procesow wietrzenia che-micznego przypadlo na wczesne okresy formowania si~ planety. W tym czasie, w wyniku degazacji skorupy Marsa w koncowym etapie wielkiego bombardowania,

. oraz nas~pujllCym potem okresie intensywnej dzialalno-• Sci wulkanicznej na p6Ino.cnej p61kuli pIanety mogly

zapanowae warunki ciSnienia i temperatury, pozwalaj~ce na tworzenie si~ na powierzchni wi~kszych zbiornikow wodnych. Dane geomotfologiczne wskazuj~ jednak, Ze nie wys~powaly tu wielkie zbiorniki wodne typu m6rz i oceanow (23). Niewykluczone jednak, Ze w niewielkich zbiornikach wodnych, np. w dolinach Mariner, mogly sedymentowae osady ilaSte. w~glanowe i ewaporaty. Dysypacja gazOw ~ atmosfery marsjatiskiej w

prze-strzeti kosmicznll oraz zwilJZanie ~sci pozostalych ga-mw, przez reakcje chemiczne ze skalami powierzchni, spowodowalo znaczne obnii:enie si~ cisnienia atmosfery-cznego i temperatury na powierzchni pIanety. To moglo z kolei powodowae odparowanie, zamarzanie i sublima-cj~ wody z wi~kszej ~sci powierzchni Marsa oraz utworzenie warstwy wiecznej zmarzliny pod powierzch-nill gruntu. Procesy fluidalne ujawniajllCC dzialalnosc wody ~j juZ po uformowaniu si~ obecnych form skorupy planety (ryc. 1), byly uruchamiane epizodycznie poprzez topnienie mas lodu w miejscach lokalnie na-grzewanych w wyniku procesOw endogenicznych cz;y

procesow uderzeniowych. towarzyszllCjtch spadkowi wie-lkich meteorytow. Impaktyty. osady piroklastyczne za.r6-wno uderzeniowego, jak i wulkanicznego pochodzenia, osady eluwialne oraz produkty wodnej i eolicznej erozji skal podIoZa w kontakcie z atmosferll marsjaDsk~ ulegaj~ powolnemu wietrzeniu chemicznemu. W ~u z panu-j~ na powierzchni Marsa niskimi temperaturami i brakiem woo powierzchniowych, intensywnosc prace-sow egzogenicznych (z wyj~tk:iem eolicznych, mrozowych i innych. rodzajow wietrzenia fizycznego) jest obecnie bardzo niska

Z przedstawionej analizy dotychczasowej wiedzy o skalach i gruncie powierzchni Marsa, nie sposob okreSlie z wystarczajllCo d~ dOli! prawdopodobieIistwa skladu mineralnego drobnej frakcji regolitu. ~dzie to moZliwe dopiero po przeprowadzeniu analiz fazowych substancji mineralnej regolitu po otrzymaniu probek gruntu marsjaIiskiego. Do tego czasu nasze hipotezy ~ si~ opierae na takich przeslankach, jak sklad chemiczny, widma odbijania fal elektromagnetycznych i inne.

Na

1996

r. przewiduje si~ wyslanie na powierzc~ Marsa ruchomego laboratorium, zdoJnego badaC wlaS-ciwoSci powierzchniowych warstw planety. Niniejszy

artykul jest gloseltt w dyskusji nad sposobami badati

gruntu marsjaIiskiego oraz nad spraWIl wys~wania w dro~nej frakcji gruntu Marsa mineralow ilastych, .a zwlaszcza przewidywanego przez wielu autor6w

mont-morillonitu. Jednll z posrednich metod diagnostycznych, pozwa1aj~cych stwierdzic wyst~wanie tego mineralu, sll badania fizykochemicznych wlaSciwoSci powierzchnio-wych gruntu, przede wszystkim zaS - wielkoSci po-wierzchni wlaSciwej.

W zwiIlzku z tym autor zaproponowal przeprowadze-nie na powierzchni Marsa eksperymentu. polegaj~cego na pomiarze powierzchni wlaSciwej drobnej frakcji regolitu. Rezultaty tego oryginalnego eksperymentu pozwol~ stwierdzie, cz;y smektyty wchodzll w skIad gruntu mar-sjaIiskiego, a jesli wcho<izll, to czy wyst@ujll w iloSci przewidywanej przez niekt6re modele (do 80%).

Powierzchnil! wlaSciwl! w prZypadIru grunt6w okresla si~ (37) powierzclmi~ rozwini~tll szkieletu mineralnego (fazy stalej) odniesionll do jednostki masy tego szkieletu. Mineraly ilaste nie ~ejllCe. takie jak kaolinity, majll tylko zewn~trznll powierzchni~ ~tek, elementarne bo-wiem pakiety mineralne s~ silnie ze sob~ zwi~e. Wielkosc powierzchni wlaSciwej zaleZy w tym przypadku tylko od rozmiarow ~tek i zamyka si~ w granicach 10-30 mlg-1_{. Mineraly ~ejllce, do ktorych nal~} smektyty, oprocz powierzchni zewn~trznych cz~tek majll jeszcze, dost@ne dla wody i innych ciecz;y polarnych, powierzchnie w przestrzeniach mi~pakietowych. We-wn~trzne przestrzenie mi~akietowe s~ znacznie wi~k­ sze od· powierzchni zew~trznych CZIlstek i calkowita powierzchnia wlaSciwa jest rz~u 700-800 mlg-l, a w niektorych przypadkach np. dla montmorillonitu· przekracza 1000 m~g-l. Dla drobnoziarnistych piaskow powierzchnia wlasciwa zaleZy od rozmiarow.ziarn i za-zwyczaj nie przekracza 0,5 m2_g-1_•

Moma zatem oczekiwaC, Ze przeprowadzenie pro-stych oznaczen powierzchni wlaSciwej drobnej frakcji gruntu marsjanskiego nie zawierajllCCj ziarn powyZej 200

pm, moZe bye POScednim dowodem na Wyst~wanie 19b brak w badanych probkach mineralow 0 rozwini~ej powierzchni wlaSciwej, jak u smektyt6w. .

Istnieje wiele metod badania powierzchni wlaSciwej. Metody absolutne, bezpoScednio oparte na podstawo-wych zjawiskach kinetyki, termodynamiki i dyfrakcj~ dostarczaj~ wynikow sIuZ/lCYch jako uklad odniesienia dla metod wzgl~ych, znacznie prostszych w zastosowa-niu. Ogolny prze81l!d metod podaje ZA. Wojciechowski (37). kt6ry dzieli je na dwie grupy: .

- metody geometryczno-strukturalne, zaliczane do metod bezposrednich, oparte na obserwacjach i pomia-rach ksztaltow i wymiar6w CZIlStek. Na specj~ uwag~ zasluguje tu metoda obliczen teoretycznych powierzchni wlasciwej z oznaczonych za pomoCll dyfrakcji promiel1i rentgenowskich parametrow sieci i pozycji atom6w -oraz skladu chemicznego. Obliczenia te, przeprowadzone dla montmorillonitu, prowad~ do wartoSci powierzchni wlaSciwej 810 m2g-1, zgodnej z wynikami drugiej grupy metod;

- metody adsorpcyjno-desorpcyjne, oparte na po-miarach i obserwacjach zjawisk wys~pujllCYch na grani-cach faz: cialo stale - ciecz oraz cialo stale - gaz (lub para). Najbardziej znana jest tu metoda pomiaru izoterm adsorpcji azotu (w temperaturze cieklego azotu), zwana metodll BET, powszechnie stosowana w przemySle. Obec-nie ta statyczna metoda obj~toSciowa, wymagajllca

dIu-gotrwalych badaD. w skomplikowanej i kruchej wysoko-proZniowej aparaturze, jest zast@owana znacznie

szyb-s~ i bardziej zautomatyzowlll1ll metodll Przeplywowll z oznaczeniami zaadsorbowanego gazu w chromatografie gazowym, gdzie niskie bezwzgl~dne cisnienie (np. azotu) zastllPiono cisnieniem CZIlSteczkowym tego samego gazu w mieszaninie z innym gazem, nieaktywnym w tem-peraturze cieklego azotu (naj~Sciej heIem~

Powamym ograniczeniem metod poIegajllcym na adsorpcji gazu jest to, Ze metody te nie m0811 bye stosowane do wyznaczania powierzchni mi~akieto­

wej krzemianow warstwowych, gdyi: czllsteczki N 2 nie

wnikajll w te przestrzenie. SIl one zatem przydatne jedynie do pomiar6w powierzchni zewn~trznych, Iecz nieprzyda-tne dla badan smektytow.

Sposrod licznych metod oznaczania powierzchni wla-Sciwej grunt6w (17, 35, 37), w ceIu wykrycia obecnosci mineralow ~czniejllC}'ch 0 silnie rozwini~tej powierzchni wlaSciwej w drobnej frakcji gruntu marsjatiskiego, auto~

rowi wydaje si~ najbardziej celowe zastosowanie metody sorpcji cieczy polarnej na powierzchni czllstek.

SpoSroo cieczy poIarnych do oznaczania powierzchni wmsciwej naj~Sciej uZywa si~ alkoholi dwu- i

troj-rz~owych, a wi~c glikoIu etyIenowego i gliceryny. Po~

c~tkowo glikoI etyIenowy, podobnie jak i inne

organicz-ne ciecze .polarorganicz-ne, byly uZywaorganicz-ne do okreslania sldadu mineralnego grunt6w. Tworzenie si~ kompleksow glikolu (OH-CH₂-CH₂-OH) z montmorilIonitem i wermi-kulitem badali D.M.C. Mc Ewan .od 1944 r. (25) i W.F. Bradley (12). Montmorillonity nasycone glikoIem etyIe-nowym zwi~kszajll grubosc pakiet6w

(daoJ

do 1,72 nm, podczas kiedy forma bezwodna charakteryzuje si~ odle-glosciami

daOl

okolo 1 nm. Wprowadzenie dw6ch warstw glikoIu mi~zy pakiety mineralu ilastego, a jednej na

zewn~trznej powierzchni, stanowi podstaw~

grawime-trycznych pomiar6w wielkosci powierzchni wlaSciwej gruntow (37).

Badania powierzchni wlasciwej przy uZyciu glikolu etyIenowego zapo~tkowali R.S. Dyal i S.B. Hendricks (14). Metoda ta poIegala na nasyceniu glikoIem etyIeno-wym wysuszonego uprzednio gruntu i obserwacjach

nast~pujllcych potem zmian jego masy.

PoZniejsze badania (17, 37, 38) daly moZliwosc szero-kiego wykorzystania tej metody dla oceny fizykochemicz-nych wlaSciwosci gruntow i posredniej identyfikacji

wy-st~powania w badanych pr6bkach smektyt6w.

Powierzchni~ wlaSciwll gruntu oblicza. si~ na

pod-stawie dwoch parametrow: g~stosci powierzchniowej gli-kolu (310 j.lg. m -2), obliczonej z parametr6w- sieci i po-miar6w wzorcowych, oraz wartoSci retencji glikoIu, czyli masy glikolu zaadsorbowanej przez grunt w przeliczeniu

najednostk~ masy pr6bki. Ze wzgl~u na uZycie do badaIi

plynu z CZIlsteczkami, w ktorych wyst~puje grupa OH-, powierzchnia tak oznaczona jest jednoczesnie powierzch-nill zdolnll do uwodnienia, a wi~c jest istotnym

paramet-rem okreslaj~ wmsciwoSci powierzchniowe gruntu,

takie jak np.: jego hydrofilnosc.

Wartosc powierzchni wlaSciwej oblicza si~ na pod-stawie wzoru:

R

s=-

_Pp

gdzie R - retehcja glikolu etylenowego, P" - g~stosc

powierzchniowa glikoIu rowna 310 j.lg. m2 _(37).

Metoda ta naleZy do grupy metod wzgl~nych, gdyi: oznaczenie powierzchni wlaSciwej nie jest wynikiem ob-liczeti teo~tycznych, Iecz przeprowadza si~ je na

pod-stawie wyznaczonego doswiadczalnie powillzania warto-Sci retencji glikoIu z powierzchnill wlawarto-Sciwll mineralow wzorcowych. BlIld wzgI~dny okreslania powierzchni

wla-Sciwej rosnie wraz ze zmniejszeniem si~ wielkoSci po-wierzchni wlaSciwej, a wi~ zmienia si~ z rodzajem mineralu od 1 % dla montmorillonitu do 5, a nawet 10% dla kaolinitu i bk. 100% dIa drobnoziarnistych piaskow.

Ze wzgl~du na to, Ze glownll przyczynll bl~u jest

zmniejszenie si~ masy zatrzymanego glikoIu wraz ze zmniejszaniem si~ powierzchni wlaSciwej, bardzo wai:-nym probIemem dla zmniejszenia bl~u ~e zastoso-wanie odpowiednio czulej wagi, mogllcej rejestrowaC roZnice masy poniZej 0,3 mg (w granicach plateau stabili-zacji widocznego na ryc. 2). Istolnll Sptawll jest rowniez

ci~a rejestracja masy probki, ai: do osillgni~ poziomu

retencji odpowiadajllcemu plateau na prezentowanych wykresach ryc. 2. Ze wzgl~u na fakt, Ze pr~kose

desorpcji w sposob istotny zaleZy od temperatury, wydaje

si~ celowe podgrzewanie probki w czasie desorpcji, gdyz . w niskich temperaturach, panujllC}'ch na powierzchni

Marsa, czas ten moglby bye zbyt dlugi.

W przypadku probek ¥llCych mieszaninll kilku skladnik6w mineralnych, wynik badati nie jest jedno-znaczny. Obecnosc grubszych ziarn mineralnych pocho-dzIlCych z mechanicznego rozdrobnienia skal pierwot-nych powierzchni Marsa w badanej probce smektytow

~e w prosty sposob wplywala na obiriZenie wartoSci mierzonej powierzchni wlaSciwej. Domieszka ta moZe bye traktowanajako masa 0 powierzchni zerowej

(zawierajll-cej si~ w ~dzie metody). BadajllC naturalny bentonit z Chmielnika stwierdzono, Ze czysta pr6bka tego minera-In charakteryzuje si~ powierzchni~ wlasciwll 868 m2_{g -1,}

a domieszka 10% materialu grubszego obniZa wartosc powierzchni 010%.

Sytuacja komplikuje si~ jeSli w pr6bkach rego.litu Marsa b~ wyst~powaC dwa mineraly ilaste, kt6rych obecnosc na powierzchni Marsa nie jest wykluczona, a mianowicie montmorillonit i kaolinit. Kaolinit charak-teryzuje si~ rozwini~tll powierzchnill i jego: domieszka w montmorillonicie Die moze bye traktowana jako masa: o zerowej powierzchni. Przyklad pomiarow powierzchni

dla takich mieszanin kaoliDitu z Siedlec i bentonitu z Chmielnika (17) przedstawiono na wykresie zalemosci powierzchni wlaSciwej od sldadu mieszanki mineralnej (ryc. 3). Jak wyIDka z wykresu, ta zalemosc uzyskana w spos6b empiryczny jest r6wniez prosta i Die stwarza problem6w obliczeniowych. .

Gorzej jednak, kiedy w sldad badanego gruntu -opr6cz prostej mieszaniny wyZej wymienionych minera-16w ilastych - wejdzie jako trzeci sldadnik frakcja grubsza zloZona z pokruszonych skal podloZa czy inny skladnik budujllCY grunt marsjaIiski. W takim przypadku

R mg·g·1 300 200 100 ka.oLinit

O~~*~=¥r-8 16 2'1 32 'to h

Ryc. 2. Zaleinosc retencji glikolu etylenowego od czasu desorpcji

dla koolinitu i smektytu

Fig. 2. RelatiQns of ethylene glycol retention and its ciesorption time for kaolinite and smectite

S m2.g 1000 800 600 400 200

o

i I ,s i i I i i

i"

10 20 30 40 50 6.0 70 80 90 100 % benfonltu r---T i i I I i I I i , -100 90 80 70 60 50 40 30 20 10 0 %kaolinitu

Rye. 3. ZaleinoSc wartoaci powierzchni wlaiciwej mieszanin kao/initu i smektytu od ich procentowego udzialu

Fig. 3. Relations of specific surface values of kaolinite-smectite mixture and their percent contents

interpretacja wystwowania drobnej domieszJci smektytu (poniZej 10%) w badanym gruncie oraz iloSciowej zawar-toSci· wi~kszej ilosci smektytu ~e trudna. RozwUtz3nie tego problemu moma znaletC przez 'wykonanie dodat-kowycb oznaczen powierzchni zewn~trznej pr6bki. Dys-ponujllC stosunkiem powierz.chni zewn~trznej pr6bki do calkowitej powierzchni wlaSciwej, moma ilosciowo oce-nie zawartosc smektytu w gruncie.

WaZnym ozynnikiem

¥zie

odpowiedni wyb6r

miejs-ca pobrania pr6bek do badati. Najbardziej ciekawe bylyby tu dna dolin Mariner,gdyi: stanowill one najbar-dziej perspektywiczn.e obszary akumulacji mineral6w ilastych, ktore ~ll wywiewane z piasZczystych r6wnin. Jei:eli automat ~dzie pracowal w rejonacb r6wnin, to istotne jest, by probki byly pobierane za naturalnynrl przeszkodami (np. za wi~kszymi glazami). gdzie drobniej-sze CZllStki mineralne mialy ~ks24 szan~ zacbowania

si~. Oekawe byloby rowniez przebadanie pr6bek pyru

uno~go si~ w marsjatiskiej atmosferze. Wielu autorow upatruje bowiem wystwowanie montmorillonitu wlaSnie w tej najdrobniejszej frakcji, unoSZllcej w atmosferze Marsa i r6wnomiernie roznoszonej po caIym globie czerwonej planety. Wyniki proponowanego eksperymen-tu ~ mogJ:y zweryfik:owaC wiele obecnie istniejllCYcb modeli sldadu mineralnego regolitu Marsa.

LITERATURA

1. A d a m s I.B., Mc Cor d T.B. - I. Geopbys. Res., 1969 voL 74 or 20 s. 4851-4856_

2 A I1 e n C.C. - I. Geopbys. Res. B., 1979 vot. 84 or 14 s. 8048-8059.

3. A I I e n C.C., G 0 0 din g I.L., I e r ci n 0-vi cM., K e i

1.

I(. - learns, 1981 vot. 45 or 2 s. 347-369.

4. A 11 e n C.C., G 0 0 din g I.L., K e i I I(. - J. Geophys. Res., 1982 vol. 87 nr 12 s. 10083-10102 5. And e r son D.M., Tic e A.R. - I. Molecular

Evol., 1979 vot. 14 or 1- 3 s.· 33 - 38.

6. B air d A.K., T 0 u 1 m i n P. et a1. - Science, 1976 vol. 194 nr 4271 s. 1288 -1293.

7. Ban i n A., M a r g u lie s L. - Nature, 1983 vol. 305 or 5934 s. 323 - 325.

8. Ban i n A., M 0 r g u lie s L., Cbe n Y. - 1.

Geophys. Res., 1985 vo!. 90 sup.

9. Ban i n A., R ish p 0 n J. -:- I. Molecular, Evot., 1979 voL 14 or 1-3 8. 133 ~ 152.

10. B i e m ann K.., 0 r 0 I. et a1. - J. Geophys. Res.,

1977 vol. 82 or 28 s. 4641-4658.

11. B r u c ken t h a I E.A., Sin g e r R.B. et al. -Multispectral interpretation of geologic materials exosed at the Viking lander sites. Abstr. LPSC 17, 1986.

12. Bra die y W.F. - J. Amer. Chem. Soc., 1945 s. 975-981.

13. De H 0 n R.A. - J. Geophys. Res., 1982 vol. 87 or

B12 s. 9821-9828.

14. D

Y

a

I

R.S., Hen d r i c k s S.B. - Soil. Sci., 1950 vol. 69 s. 421-432.

15. E van s D.L., A d a m s · J.B., W ern e r D.B. - Amorphous gels as possible analogs to martian weathering products. Abstr. LPSC 11. 1980'

s.757-763.

16. F I 0 r ens k i K.P. (red.) - Oczerki sra~tielnoj

planetologii. Nauka, Moskwa, 1981.

17. G r a bow s k a -0 I s z e w s k a B., Se r-g i e j e w I.M. (red.) - Gruntoznawstwo. Wyd Geol., 1977.

18. G 0 0 d' i n g I.L. - learns, 1978 vot. 33 or 3 s.

483-513. .

19. G 0 0 din g J.L., K e i I D. - Geopbys. Res.

. . Lett:, 1978 vol. 5 or 8 s. 727 - 730.

20. G u inn 'e s s E.A. - 1. Geophys. Res., 1981 vol. 86 or 139 s. 7983 - 7992.

21. Hog u e n i n R.L. - Ibidem, 1973 vol. 78 or 35 s. 8481-8493.

22. Hun t G.R., Log a n L.M., S a 1i S bur y I.W. - learns, 1973 vol. 18 or 3 s. 459-469. 23. M a sur sky H, Boy c e . M. et a1. - I.

Geo-phys.

Res.,

1973 vot. 78 or 20 s. 4016-4038. 24. Mc Cor d T.B., C I ark R.N., Sin g e r

R.B. - Ibidem, 1982 voL 87 or 4 s. 3021- 3032. 25. Mc E wan D.M.C. - Faraday Sac. Trans., 1948

vol. 44 s. 349-367.

26.

0

yam a V.l., B e r d a h I B.I. - J. Geophys. Res., 1977 voL 82 or 28 s. 4669-4676.

27. S i d 0 row Ill. I., Z 0 lot 0 w MJo. - Porody i grunt powierchnosti Marsa; Nauka, Moskwa 1989. 28. Sin g e r R.B. - J. Geopbys. Res. B, 1982 vol. 87 or

·12 s. 10159-10168.

29. Sin g e r R.B. - Adv. Space Res., 1985 vol. S or 8 s. 59-68.

30. Sod e r b 10 m' L.A., K rei die r TJ., M a-sur sky H. - I. Geophys. Res., 1973 voL 78 or 20 s.3841-3847.

31. Sod e r b I 0 m L.A., We r n e r D.B. - learns,

1978 vot. 34 or 3 s. 662-637.

32. S 0 r 1(., K e m per W.D. - Soil. Sci. Amer. Proc. 1959 nr 23 s. 105 -110.

33. To u I m i n P., Ba i r d A.K.etal. - I. Geophys. Res., 1977 vol: 82 nr 28 s. 4625 -4634.

34. T s <> a r H. - Sand dunes of the Poh!r Region of Mars. Happing and analysis. Abstr. LPSC 10,1979 s.

1856-1857. .

35. Van 0 lop hen H - Determination of Surface

Areas of Oays-Evaluation of Methods. Surface

Area

Determination. Proc. Inter. Symp. Surf. Area Deter. Butterworths. London, 1971.

36. W e I don RJ., War r e n M. et al. - J.:Geo-phys. Res. B., 1982 vol. 87 or 12 s. 10102-10114.

37. W 0 j c i e c how ski Z.A. - [w:l Metody

ba-daD. gruntow spoistych.

B.

Grabowska-Olszewska

(red.). Wyd. GeoL, 1980.

38.

Z

b i k M. - Arch. Miner .. 1983 t. 38 or 28. 57 -66. 39.

Z b i kM., T r z c i

Ji ski J., G r a bow s k

a-- 0 1 s z e w s k a B. - Prz. Geol., 1989 or 9

s.

438-446.

SUMMARY

Author presented here a review of literature on models of mineral composition of Marsian regolithe especially' regarding occurrence of clay minerals in its fine fractioD. Separate models based on: chemical composition, re-flected light spectra of visible and. infrared intervals. atmosphere composition, surface planet conditions. mi-neral thermodynamics and others. are so divergent in problem of clay mineral content, particularly of smectite. Author proposed a simple experiment on Mars sur-face to explain smectite importance within ground and dust of Marsian atmosphere. Such experiment consists of measurement of specific surface of regolithe fine fraction. Due to highly developed surface of smectite mineral fabric (up to 1000mZ_g-1_{) results of this experiment could verify} current models of mineral composition of Marsian ground. Offered method of measuring specific surface of

fine fraction from Marsian ground based on gravimetric measurements of ethylene glycol or glycerine sorption on particles and' grains of mineral fabric.

PE3IOME

ABTOP ~CTaBBJI 0630p JIHTepaTYPLI B 06JUlCTR MO~eJIclt MHHep8JJLHOrO COCTaBa MapcHaJlCEoro

pero-JIHTa c oco6LIM Y'leTOM HaXO~BlIJI rJIBHHCTLIX

MJDre-paJIOB B MeJIl[Oi 4>~ 31'0lO perOJmTa. Kax 31'0 . BH,lJ;HO H3 npoBe,!:{emlOro 0630pa, OT'!:{eJIbHLIe MO,!:{eJIH, palpa6OT8RHhIe Ha OCHOBaJIBR pe3YJll>TaTOB

HCCJIe,!:{oBa-:od XBMH'IecKoro COCTaBa, cnelITpoB OTpIU[eHWI CIIeT8.

B ~OM R RH4>pupacIIOM ,l{B8.II830RaX, COCTaBa aTMocq,epLl, CyoJ;ecTB}'IOlIUIX Ha noBepXHOCTR IDIaIIeTLI

YCJIOBRA, TePMO,ABllaMIIKH MHHepaJIOB R .lq)ymx., npom-BOpe'lBBLI B OTHomemm co'!:{epJEalDUl rJIRHBCTbIX

MJDre-PaJIOB, oco6emlO CMeJITllTOB.

Amr

BLIJICHeBllJl POJIR CMeJITllTOB B I'pYHTe R ULIJIR

MapcR8.RCKoi aTMoccJqlLl aBTOp npe.!l.lI8raeT llpoBe,l{e-BBe Ha noBepXHOCTII Mapca npOCToro 3IcnepRMeHTa COCToJlIIJ;erO B R3MepeHRB y'!:{eJIbBoi nOBepxHOCTR

MeJI-Koi 4>PaKQHR peroJIHTa. BB1I,Zly CllJlhHO PalBRTOi

no-BepXBOCTR l\IIIIII~HOrO CECJICTa CMernrrOB, ,!:{OCTH-. raromclt 1000 M r-t, pe3YJll>TaTLI xcuepRMeBTOB no-3BOJIJIT Ha BepR4>RK8.I(BIO PJma B HaCTOJIIIJ;CC BpeMJI

IIpe)l'IoJIB.1I MO,llC.llCi MRHepaJII>HOrO

COCTaBaMap-CRaHCKOrO I'pYHTa.

IIpe,rtmlI'aeMLIA MeTo,!:{ H3MepeHWI y'!:{eJILHoi no-BepXHOCTH MeJIlmi ~ OCHOBaH Ha rpaBRMeTpR-'1eCKBX H3MepeHRJIX cop6D;BR 3TRJIeHrJIBXOJDI RJIR

rJIR-D;epRHa Ha 'IaCTRD;IlX R 3epHaX MRHepaJII>HorO CEeJICTa.

GRZEGORZ J. NOWAK

Oddzial Dolno8JJtski PIG

PROBA IDENTYFIKACJI POKLAJ)()W

~LA

W OOLNOSL\SKIM ZAGU;BflJ

~WWYM

NA PODSTA WIE DIAGRAMOW KRZYWYCH FACJALNYCH

Problem identyfikacji pokladow ~gla jest bardzo istot-ny, zwaZywszy Ze

zWZa

wp

mOgl! zawieraC kilka, kil-kanaSci.e, lcilkadzi.esUlt, a nawet w skrajnych przypadkach

sto i ~ pokladow. Stq,d teZ jego :mac:z.eniema aspekt

zarowno

naukowo-pomawczy. jak i praktycmy,

bezpo-Srednio

zwillZ8DY

z

eksploa.tac.ill goI'llicl4- Rozpomanie poszczegolnych pokladow przeprowadza si~ dwojako: przez badanie skaI p10nnych otaczaj~cych poklady i przez bezpoSrednie badanie poklad6w w~gla.

Pierwsza z metod polega na badaniu cech litolo-gicznych skaI otaczajllCYch, ustaleniu ich

charakterysty-ki sedymentologiczno-petrograficzno-geochemicznej, czy wreszcie uwzgl~nia si~ dane paleontologicme (zawartosc flory i fauny w skalach towaIZYSZlICYch pokladom), umo2:liwiaj~ por6wnanie i korelacj~ utworow 0 podob-nych cechach. Druga metoda opiera si~ zarowno na przeslankach geometryczno-strukturalnych pokladow. jak rownieZ uwzgl~nia charakter SPllgu. stroPu i pmrros-tow skal p1onnych, obecnosc poziomow tonstein6w. Oprocz badania cechmakroskopowych pokladow w~gla, wielce przydatne q takZe badania mikroskopowe - pali-nologiczne i petrograficzne w~gli.

Bardzo uZytecznll, prosUl i efektywrut metodll, wy-cho~ od opisu i profilu makroskopowego w~gla, przedstawil K. Tasch (3). ZnalazJa· ona zastosowanie w praktyce gorniczej, zwlaszcza

Vi

niemieckich kopal-niach w~gli zloi paralicznych. Podstaw~ tej metody jest

mm

553.94(438.262)

sporzll'lzenie profilu pokladu, uwzgl~ajQCCgo wyst~­ pujQCC w nim nas~pstwo podstawowych litotypow (sensu

Stopes-Heerlen): fuzynu (w~gla wJoknistego), witrynu (w~gla blySZCZQCCgo), ldarynu (w~gla pOIblySZC'Z4CCgo), durynu (w~gla matowego) oraz lupkow w~glowych i utworow nieorganicznych. Tworzenie si~ poszczeg61-nych Iitotyp6w jest przede wszystkim wynikiem zar6wno romego stopnia subsy~i obszaru torfowiska, jak i zwillZaIlych z tym zmian facjalnych. Przyjmuje si~, Ze fuzyn utworzyl si~ przy nieznacznej subsydencji obszaru torfowiska pod plytkll pokrywll wody i d~pie

powiet-·

rza. Z

kolei witryn i ldaryn

swiadC74

0 niewielkim

pogl~bieniu zbiornika, natomiast durynjest wskaZnikiem ~bszej pokrywy wody. Tworzenie lupkow w~glowych, a nas~nie

takZe

mulowc6w jest uWarunkowane jui; , znacznie wilgotniejszymi warunkami - ~bszym zbior-nikiem. Zatem, zgodnie z powyZszym, K. Tasch (3) przedstawifnast~pstwo li;totypOw w zalemoSci od gI~bo­ koSci zbiornika (gruboSci pokrywy wody):

wzrasta fuzyn grubosc witryn pokrywy ldaryn wody duryn lupek w~glowy skaly nieorganicme