Kronikk: Apollo – et geovitenskapelig gjennombrudd

Apollo-11 representerte et stort fremskritt i vår innsikt i dannelsen og utviklingen av Jorda og Solsystemet, skriver Reidar G. Trønnes fra Naturhistorisk museum, Universitetet i Oslo, i denne kronikken.

Publisert
Deler av måneoverflaten med lyst høyland og dype lavlandskratre fylt med svart basaltlava (marebasalter).  Legg merke til det store antallet mindre kratere innenfor de lyse høylands-områdene og de få kraterne på de relativt unge basalt-slettene.
Deler av måneoverflaten med lyst høyland og dype lavlandskratre fylt med svart basaltlava (marebasalter). Legg merke til det store antallet mindre kratere innenfor de lyse høylands-områdene og de få kraterne på de relativt unge basalt-slettene.

40-årsjubileet for Apollo-11 har minnet oss om hvilken storslått bragd Apollo-programmet var. I tillegg til å være et teknologisk og strategisk gjennombrudd, særlig for USA, representerte det også et stort fremskritt i vår innsikt i dannelsen og utviklingen av Jorda og Solsystemet.

Den unike forståelsen som kom fra de bemannede månelandingene er i første rekke knyttet til undersøkelser og kjemiske analyser av jord- og steinmaterialet som ble prøvetatt.

Før prøvene fra Månen ble tilgjengelige hadde vi allerede ganske god kunnskap om materialene i de indre delene av Solsystemet fra undersøkelser av tusenvis av meteoritter.

Månematerialet var de aller første prøvene som med sikkerhet kunne stedfestes til et bestemt område på en helt bestemt jordlignende planet. (I geologisk forstand er det vanlig å betrakte Månen som en av de jordlignende planetene sammen med Merkur, Venus, Jorda og Mars, og gjerne også sammen med asteroiden Vesta og Jupiter-månene Io og Europa).

Før Apollo-ferdene kjente vi naturligvis Månens todelte overflate med lyse høylandsområder og mørke lavlandsområder – Månens “hav”, såkalte “mareområder”. (se bildet). Vi visste også at tyngdekraften er betydelig høyere over de runde havområdene enn over høylandsområdene.

Spørsmålet om kratrene på månen var blitt dannet ved vulkanutbrudd eller ved kollisjoner med asteroider og meteorider var delvis uavklart før Apollo-ferdene.

Det mørke lavlandet med lavabergarten basalt

Allerede etter den første bemannede månelandingsferden (Apollo 11) fikk vi svarene på mange spørsmål. Noen av svarene bekreftet tidligere antagelser, men det var også store overraskelser.

Det var ventet at vi ville finne mye basalt på Månens overflate. Basalt er en lavabergart som størkner fra smeltemasser, magma, som blir dannet ved delvis oppsmelting (vanligvis 10-30 prosent) av steinmaterialet i planetenes indre.

De mørke og runde lavlandsområdene på Månen er store kratre som opprinnelig ble til ved kjempekollisjoner med asteroider og småplaneter. De største og mest lavtliggende kratrene ble senere oversvømt med basaltlava (marebasalter).

Dermed er det visse likheter mellom Månens “hav” og dyphavsskorpen på Jorda som også består av basaltiske bergarter. Basalt er også en hovedbergart på overflatene til Merkur, Venus, Mars og Vesta.

De lyse høylandsområdene - en stor overraskelse

Den største og viktigste overraskelsen fra undersøkelsene av Apollo-11-materialet var at Månens lyse høylandsområder hovedsakelig består av bergarten anortositt, dominert av feltspatmineralet plagioklas.

Denne oppdagelsen, som ble gjort umiddelbart etter at prøvematerialet fra Apollo-11 ble tilgjengelig, er av svært stor betydning for vår forståelse av planetdannelse.

Anortosittskorpen er stedvis mer enn 100 km tykk og dekket trolig hele måneoverflaten i begynnelsen. Den eneste sannsynlige måten en tykk anortosittskorpe blir til på er ved krystallisering og flotasjon av plagioklas i et dypt magmahav der silikatsmelten er tyngre enn plagioklaskrystallene.

Denne erkjennelsen bidro til vår forestilling om at alle de indre planetene gjennomgikk storskala oppsmelting (50-100 prosent oppsmelting) som følge av kjempekollisjoner i det siste stadiet av planetveksten.

Anortosittskorpen på Månen kan betraktes som en primærskorpe (førsteordens skorpe) som et resultat av avkjølingen av det opprinnelige magmahavet på Månen.

På Jorda er alle rester av en tilsvarende primærskorpe fjernet fordi vår store planet er mer geologisk aktiv enn Månen. Små mengder anortositt med en litt annen kjemisk sammensetning dannes imidlertid fra smelter som krystalliserer dypt nede i Jordas skorpe.

Skorpen i Jordas kontinenter er en tredjeordens (tertiær) skorpe med granittiske bergarter som en viktig bestanddel. Tertiærskorpe finnes ikke på Månen, men marebasaltene og havbunnsbasaltene på Jorda representerer sekundærskorpe.

Aldersforhold

Bergartene på Månens overflate, og særlig i høylandsområdene er sterkt oppknust av utallige store og små kollisjoner med meteorider og asteroider. De fleste månebergartene som ble tatt fra overflaten er bruddstykkebergarter som inneholder fragmenter av flere ulike typer.

Som vist på bildet er Månens lyse høyland preget av et stort antall mindre kratre. De mørke lavlandsområdene med marebasalt har mye lavere kratertetthet. Dette tyder på at høylandet er eldst, og at den mest intense kollisjonsaktiviteten var over før marebasaltene fløt utover i de aller største og dypeste kratrene.

Disse aldersforholdene er bekreftet av radiometriske dateringer. Høylandsanortosittene har aldre på opp til 4456 millioner år og ble dermed dannet bare cirka 110 millioner år etter solsystemets begynnelse for 4567 millioner år siden. De fleste marebasaltene, derimot, har aldre i tidsrommet 3800-3000 millioner år.

Sammenhengen mellom målte aldre for ulike månebergarter og den observerte kratertettheten i de tilhørende områdene tyder på at kollisjonsaktiviteten først avtok raskt etter 4456 millioner år og deretter økte igjen i en kort periode for cirka 3800 millioner år siden (det såkalte “Late Heavy Bombardment”, LHB).

En periode med forflytninger og justeringer av banene til kjempeplanetene Jupiter og Saturn og tilknyttede forstyrrelser av banene til asteroidene kan være årsaken til LHB.

Krystalliseringen av det globale magmahavet

Massene til Månen og Mars er henholdsvis 1,2 og 10,7 prosent av jordmassen. Månen ble til i en siste kjempekollisjon der planeten Theia, av Mars-størrelse eller større, kolliderte med Jorda, som før kollisjonen hadde rundt 90 prosent av sin nåværende masse.

Kollisjonen førte til at mesteparten av Theias masse ble trukket inn i Jorda. I tillegg satte kollisjonen Jorda i kraftig rotasjon rundt N-S-aksen og den store kollisjonsenergien resulterte i en roterende dikosformet sky av glødende, fordampet stein.

En slik dampsky rundt den flytende Jorda er tilsynelatende påkrevet for å få homogenisert oksygenisotopsammensetningen mellom Månen og Jorda.

Inne i den varmeisolerende, men sakte avkjølende dampskyen samlet det seg etter hvert materiale til en flytende ildkule i bane rundt Jorda. Denne flytende ballen krystalliserte etter hvert til den faste Månen.

Figuren under viser krystalliseringsforløpet for den øvre delen av Månens globale magmahav. Det var ikke bare de direkte prøvene av anortosittskorpen på overflaten som ga umiddelbare og sterke indikasjoner på denne magmahavutviklingen.

Figuren illustrerer krystalliseringen av det tidlige magmahavet på månen (cirka 100 millioner år etter Solsystemets begynnelse). Det venstre panelet viser den tidlige krystalliseringen av mineralene olivin og ortopyroksen som synker til bunns. Midtpanelet viser at plagioklaskrystaller har begynt å krystallisere, sammen med tunge krystaller av olivin og pyroksen. Plagioklas, som er lettere enn smeltemassen, flyter opp og danner en tykk skorpe av bergarten anortositt. Det høyre panelet viser et sent stadium der den gjenværende smelten er blitt anriket på kalsium og titan slik at et grunt lag med hovedsakelig klinopyroksen og ilmenitt har krystallisert. Etter dette er det kun en liten mengde restsmelte igjen. Denne størkner til mantelbergarten KREEP som er sterkt anriket på kalium (K), sjeldne jordarter (Rare Earth Elements, REE) og fosfor (P). De tre hovedtypene av marebasalter: lav-titan-, høy-titan- og KREEP-basaltene er senere dannet ved deloppsmelting av henholdsvis olivin-pyroksen-dominerte, klinopyroksen-ilmenitt-dominerte og KREEP-dominerte partier av Månens mantel. (Ill: Reidar G. Trønnes)
Figuren illustrerer krystalliseringen av det tidlige magmahavet på månen (cirka 100 millioner år etter Solsystemets begynnelse). Det venstre panelet viser den tidlige krystalliseringen av mineralene olivin og ortopyroksen som synker til bunns. Midtpanelet viser at plagioklaskrystaller har begynt å krystallisere, sammen med tunge krystaller av olivin og pyroksen. Plagioklas, som er lettere enn smeltemassen, flyter opp og danner en tykk skorpe av bergarten anortositt. Det høyre panelet viser et sent stadium der den gjenværende smelten er blitt anriket på kalsium og titan slik at et grunt lag med hovedsakelig klinopyroksen og ilmenitt har krystallisert. Etter dette er det kun en liten mengde restsmelte igjen. Denne størkner til mantelbergarten KREEP som er sterkt anriket på kalium (K), sjeldne jordarter (Rare Earth Elements, REE) og fosfor (P). De tre hovedtypene av marebasalter: lav-titan-, høy-titan- og KREEP-basaltene er senere dannet ved deloppsmelting av henholdsvis olivin-pyroksen-dominerte, klinopyroksen-ilmenitt-dominerte og KREEP-dominerte partier av Månens mantel. (Ill: Reidar G. Trønnes)

Tre ulike typer marebasalter har ganske forskjellig sammensetning fordi de er dannet ved delvis oppsmelting av ulike bergartslag dypere ned i Månens mantel. Disse ulike lagene og deres tilknytning til magmahavkrystalliseringen er vist på figuren. Marebasaltene er svært ulike Jordiske basalter og har en langt større kjemisk variasjonsbredde.

Oppsummering - fremtidsvyer

Steinprøvene fra de bemannede Apollo-ferdene har gitt oss ny og viktig innsikt i dannelsen og utviklingen av Jorda og Solsystemet. Som på de andre planetene, krystalliserte magmahavet på Månen i løpet av de første 100 millioner år etter Solsystemets begynnelse.

Den geologiske aktiviteten etter dette var i hovedsak det sterke asteroidebombardementet rundt 3800 millioner år og utbruddene av marebasalter i perioden 3800-3000 millioner år.

Basaltvulkanismen ble trolig forårsaket delvis av det intense bombardementet, og delvis av tetthetsmessige omrokkeringer av de tunge klinopyroksen-ilmenitt-lagene i mantelen (se figuren). Denne aktiviteten var ikke tilstrekkelig til å utslette restene av det krystalliserte magmahavet og primærskorpen av anortositt.

Planetene Jorda, Venus og Mars har derimot hatt så omfattende geologisk aktivitet helt frem til i dag at vi ikke har mulighet til å observere de tidlige prosessene knyttet til magmahavkrystallisering. Vi vil trolig få enda bedre innsikt i de tidligste prosessene knyttet til planetdannelse, utskilling av jerndominerte kjerner og magmahavkrystallisering i løpet av de neste få årene fra studier av planeten Merkur og asteroiden Vesta.

Romsondene MESSENGER (Mercury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging) og Dawn ble skutt opp i henholdsvis 2004 og 2006 og er i fin form på vei til banebasert kartlegging av henholdsvis Merkur og asteroidene Vesta og Ceres.

Den detaljerte kartleggingen av både Merkur og Vesta vil starte i 2011 og vare i cirka et år. Dawn reiser deretter videre til Ceres som skal kartlegges i 2015.

Selv om det nå planlegges nye bemannete romferder til både Månen og Mars, er det ingen tvil om at den mest kostnadseffektive utforskningen av planetene og asteroidene er ubemannede romsonder.

Noen hevder at politisk og økonomisk støtte til et omfattende romprogram er avhengig av entusiasme basert på spenningen knyttet til bemannede ferder. Jeg vil imidlertid hevde at dette bare delvis er riktig.

Etter min mening har romferge- og romstasjonprogrammene skapt svært lite entusiasme i forhold til de gigantiske løpende utgiftene. Ubemannede, og særdeles vellykkede, oppdagelsesferder som for eksempel Viking, Pioner-10 og -11, Voyager, Galileo og Cassini har skapt svært mye positiv publisitet og entusiasme per investert krone.

Vi kan se frem til tilsvarende overveldende og interessante oppdagelser når MESSENGER, Dawn og New Horizons (på vei til Pluto, Charon og Kuiper-beltet) når sine mål.