ANALIZY PRÓBEK
Badania próbek zostaną przeprowadzone w Institute of Geochemistry and Analytical Chemistry (GEOHI) pod kierownictwem E. M. Galimova. Sonda dostarczy około 100 gramów materiału, zarówno drobnoziarnistego regolitu jak i odłamków skalnych o wielkości do 1 centymetra.
Po lądowaniu kapsuła zostanie otworzona w warunkach laboratoryjnych zapobiegających chemicznemu i biologicznemu zanieczyszczeniu próbki. Wstępne badania obejmą opisanie stanu próbki, określenie jej masy i wielkości drobin, określenie składu fazowego oraz wstępnie pomiary właściwości mineralogicznych i chemicznych. Uzyskane rezultaty pozwolą na opracowanie dalszych badań.
Badania szczegółowe można podzielić na dwie grupy. Pierwsza obejmie szczegółowe badania materiału, które dostarczą fundamentalnych informacji o materii Phobosa. Druga grupa obejmie rozdysponowanie materiału do różnych laboratoriów na świecie i jego badania za pomocą zaproponowanych przez nie metod. Pierwsza grupa badań potrwa 2 - 4 miesięcy. Następnie próbki będą dostępne dla różnych grup badawczych.
Analizy składu chemicznego w Rosji wykorzystają mikrosnondowanie rentgenowskie, mikroskopię elektronową z analizą dyspersji energii, ablację laserową ze spektrometrią plazmy ICM-MS, oraz spektrometrię masową jonów wtórnych. Ponadto wykorzystane zostaną metody wymagające przygotowania materiału drobnoziarnistego (analiza fluorescencji rentgenowskiej oraz analiza z wykorzystaniem neutronów), rozkładu w kwasach ((ICP -AES ze spektrometrią emisji plazmy), oraz kruszenia i topienia w próżni niewielkich ziaren materiału (spektrometria masowa gazów szlachetnych).
Badania za pomocą mikrosondowania rentgenowskiego pozwolą na określenie składu pierwiastkowego od Na do U drobin o wielkości do 2 μm. Pozwoli to na stwierdzenie różnic w składzie ziaren mineralnych. Analiza taka wymaga uzyskania polerowanej powierzchni, a poza tym jest nieinwazyjna. GEOHI dysponuje najlepszym instrumentem do tego typu badań, Cameca SX 100.
Analiza ICP-MS pozwala na oznaczenie składu szerokiej gamy mieszanin z czułością 10^–9 g/g. Badania tego typu są jednymi z najbardziej uniwersalnych, dają informację o zawartości największej liczby pierwiastków, w tym trudnych do detekcji (platynowce i ren). GEOHI posiada do tego celu spektrometr Element XR, pod względem wielu parametrów jeden z najlepszych na świecie. Ablacja laserowa w połączeniu z ICP-MS pozwala na uzyskanie czułości 10^–7 g/g, a dla niektórych pierwiastków nawet wyższej. Masa materiału potrzebnego do analizy jest zwykle niższa niż 1 μg.
Spektrometria masowa jonów wtórnych SIMS przy użyciu instrumentów o wysokiej rozdzielczości (SHRIMP lub Cameca 1280) zostanie użyta do badań składu izotopowego i zawartości mikroelementów. Umożliwia oszacowanie zawartości prawie wszystkich pierwiastków (w tym wodoru) przy koncentracji 10 μm lub nawet niższej.
Zawartość gazów szlachetnych i ich stosunki izotopowe zostaną określone za pomocą spektrometrów przeznaczonych specjalnie do analiz tych pierwiastków, HELIX i ARGUS. Analizy z wykorzystaniem neutronów są natomiast często stosowane przy badaniach meteorytów. Umożliwią określenie zawartości substancji żelazochłonnych i chalkonochłonnych.
Spektrometria optyczna (linii atomowych) indukowanej plazmy ICP-AE da możliwość określenie składu różnorodnych mieszanin z czułością 10^–7 g/g dla litej skały. Wraz z ICP-MS i spektrometrią plazmy pozwoli na poznanie zawartości praktycznie wszystkich pierwiastków. GEHI posiada wiarygodne urządzenia do analiz tego typu. Fluorescencja rentgenowska pozwoli na określenie zawartości głównych pierwiastków i wielu domieszek z dosyć wysoką dokładnością.
Analizy różnic w zawartości stabilnych izotopów (H, C, O, S, Fe, Cu i Mo) znajdują się wśród badań początkowych. Analizy stosunków izotopowych D/H, 13C/12C, 18O/17O/16O, 34S/32S zostaną wykonane za pomocą spektrometrów masowych takich jak MAT-253 i Delta. Dla izotopów których nie można przeprowadzić w stabilny gaz zastosowana zostanie spektrometria masowa indukowanej plazmy MC-ICP-MS. Użyte zostanie urządzenie typu Neptune. Kluczowe dla programu naukowego badania stosunków izotopów 16О/17О/18О będą wymagały przygotowania sproszkowanej próbki o masie około 1 mg. Będzie ona badania za pomocą spektrometru MAT-253. Dostarcza ona wyników obarczonych bardzo małym błędem. Ponadto można będzie użyć też spektrometrii SIMS, nie powodującej utraty materiału. Błąd jest tutaj jednak znacznie wyższy, rzędu 0.3‰ i 0.6‰ dla instrumentów Cameca SIMS 1280 i SHRIMP II odpowiednio. Analiza taka będzie jednak pożądana. W przypadku uzyskania bardzo małej próbki analizy nieinwazyjne będą jednymi pozwalającymi na uzyskanie istotnych wyników. SIMS pozwala tutaj na badania stosunków izotopowych w pojedynczych ziarnach mikroinkluzji.
Analizy układów izotopów o długim czasie połowicznego rozpadu (238,235U-206,207Pb, 87Rb-87Sr, 40K-40Ar, 147Sm-143Nd, 176Lu-176Hf, 187Re-187Os i 190Pt-186Os) pozwolą na określenie wieku skał i czasu ich zestalenia np po impakcie. Różne systemy izotopowe charakteryzują się różną stabilnością, w zależności od procesów geochemicznych mających wpływ na wykorzystywane izotopy. Przy pomiarach systemach U-Pb, Sm-Nd, Rb-Sr i Re-Os zastosowany zostanie spektrometr masowy TRITON. Do systemu Lu-Hf wymagany jest spektrometr Neptune ICP MS. Dla systemu 40Ar-39Ar niezbędny jest spektrometr ARGUS z odpowiednim systemem ekstrakcji gazu i odpowiednią metodą preparatyki.
Analizy układów izotopowych o krótkim czasie połowicznego rozpadu (26Al-26Mg, 182Hf-182W, 53Mn-53Cr, 129I-129Xe, 244Pu-136Xe) pozwolą na badania najwcześniejszych etapów formowania i ewolucji materii Phobosa. Wymagana jest tutaj analiza typu ICP-MS z instrumentem Neptune i Cameca SIMS 1280.
Do poszukiwań anomalii izotopowych związanych z materią przedsłoneczną - drobinami węgliku krzemu i nanodiamentami w GEOHI opracowano metody dedykowane specjalne dla izolacji tych drobin. Służy do tego instrument Cameca NanoSIMS NS 50L.
Do analiz materii organicznej planowane jest użycie chromatografii gazowej z wysokorozdzielczą spektrometrią masową. Pozwoli to na scharakteryzowanie związków organicznych i poszukiwania takich substancji jak aminokwasy, zasady azotowe, węglowodany. Badania te zostaną wykonane we współpracy z wieloma laboratoriami.
W celu uzyskania głównych celów naukowych misji konieczne jest stwierdzenie, czy Phobos powstał w okolicach Marsa czy też jest przechwyconą planetoidą. Umożliwi to porównanie uzyskanej próbki z materiałem marsjańskim. Posłużą do tego meteoryty marsjańskie (typu SNC, akronim od nazw typowych meteorytów tej grupy, Shergotti, Nakhla i Chassigny). Są to achrondryty nie zawierające chondrul. Są zwykle datowane na 4.56 miliarda lat, czyli powstały 3 - 5 milionów lat po zalążkowym uformowaniu się Układu Słonecznego. Okres ich krystalizacji jest jednak oceniany na 1.3 - 0.15 miliona lat, co świadczy, że zostały stopione podczas zderzenia planetoidy z planetą. Na to, że pochodzą one ze zdyferencjonowanej planety świadczy też zawartość pierwiastków ziem rzadkich. Dowodem na ich marsjańskie pochodzenie jest stosunek izotopów 40Ar/36Ar, 15N/14N i 129Xe/132Xe w uwięzionych w nich gazach. Jest on zgodny z bezpośrednimi pomiarami składu iztopowego atmosfery wykonanymi przez lądowniki Viking. Najważniejszą właściwością definiującą ten typ meteorytów jest stosunek izotopów 16О/17О/18О. W poszczególnych rejonach mgławicy słonecznej był on różny. W czasie formowania się planet poszczególne planety i księżyce zostały wzbogacone w izotopy tlenu zgodnie z miejscem swojego powstania. Dalsza ewolucja tych ciał zmieniała stosunki izotopowe, ale zmiany dla par 18О/16О i 17О/16О były proporcjonalne. Istnieje od tego kilka odstępstw, np ozon w ziemskiej atmosferze, jednak nie ma to większego znaczenia. Podobnie może być wykorzystany stosunek 53Cr/52Cr. Dla meteorytów SNC stosunki 16О/17О/18О są odrębne niż dla wszystkich innych typów meteorytów i materiału ziemskiego. Analizy materiału z Phobosa pod tyk kątem powinny pokazać, czy odpowiada od materiałowi marsjańskiemu.
Jeśli próbka z Phobosa okaże się zgodna z materiałem SNC, będzie można rozwiązać kilka fundamentalnych problemów. Po pierwsze możliwe będzie określenie podobieństw pomiędzy materią Marsa i Phobosa. Ponadto analizy będą miały istotne znacznie dla modeli akumulacji materii w procesie formowania się Marsa i generalnie planet typu ziemskiego. Wzrośnie też wiarogodność meteorytów SNC jako materii marsjańskiej (która i tak jest bliska 100%).
Jeśli próbka okaże się niezgodna z SNC istnieć będą dwie możliwości. Albo Phobos nie jest związany z Marsem i istotne staną się badania sposobu jego wychwytu i kształtowania orbity, albo meteoryty SNC nie pochodzą z Marsa. Drugą możliwość zweryfikowałoby tylko pozyskanie próbki na Marsie.
Ponadto prawie pewna jest obecność drobin materii marsjańskiej na Phobosie. Takie "mikrometeoryty SNC" powinny akumulować się w warstwie powierzchniowej w postaci drobin zmieszanych z regolitem Phobosa. Jeśli Phobos i Mars są ze sobą związane, nie będzie można wyróżnić tej frakcji na podstawie stosunków izotopów tlenu. Rozróżnią je natomiast inne właściwości, np. zwartość pierwiastków ziem rzadkich. Na Marasie uległy one frakcjonowaniu. Na prymitywnym obiekcie takim jak Phobos ich zawartość powinna być zbliżona do zawartości w chondrytach. W tym celu koniecznie jest uzyskanie próbki rozpoznawalnej mineralogicznie, w postaci odłamków skalnych. Dlatego też misja umożliwia ich zbieranie za pomocą ramienia. Jest to metoda lepsza niż w przypadku urządzenia wiercącego, jak w przypadku Łuny 16, 18 i 24.
Próbka umożliwi też określenie absolutnego wieku Phobosa i jego ewolucji. Cząstki o różnych pochodzeniu mogą mieć różny wiek. W celu ich datowania wykorzystywane zostaną współcześnie wykorzystywane metody geochronologiczne, oparte na stosunkach izotopowych, np U/Pb, Sm/Nd czy Rb/Sr. Badania różnych cząstek pozwolą na rekonstrukcję procesów geologicznych. Jeśli materiał marsjański będzie stanowił wyraźną frakcję w próbce, badania te dostarczą unikalnej możliwości weryfikacji wiedzy na temat historii geologicznej planety.
Niektóre izotopy promieniotwórcze, np 26А1, 146Sm, i 182Hf mają krótki (w porównaniu z czasem istnienia Układu Słonecznego) czas połowicznego rozpadu, rzędu milionów lat. Dlatego też prawie zupełnie rozpadły się w czasie kilku milionów lat istnienia Układu Słonecznego. Pozostały natomiast produkty ich rozpadu, 26Мg, 142Nd i 182W. Dzięki temu stosunki izotopowe 182W/183W, 26Мg/24Мg, i 142Nd/143Nd dostarczą wglądu w procesy zachodzące w najwcześniejszym etapie formowania się Układu Słonecznego.
Analizy stosunku i składu izotopowego gazów szlachetnych, Ne, Ar, Kr i Xe pozwolą na rozwiążanie jeszcze innego problemu. Koncentracje i stosunki izotopowe tych gazów na Marsie (wyznaczone na podstawie badań meteorytów SNC) różnią się od wartości wyznaczonych dla chondrytów węglistych. Dlatego też pojawia się pytanie, czy skład tych gazów dla Phobosa jest podobny do składu określonego dla Marsa czy dla chondrytów węglistych. Jest to istotne dla poznania strefowości rozmieszczenia gazów szlachetnych w Układzie Słonecznym. Jest to istotny wskaźnik procesów zachodzących we wczesnej epoce powstania układu planetarnego.
Jednym z najbardziej interesujących zagadnień związanych z badaniami próbki z Phobosa są analizy związane z materią organiczną. Jeśli skład Phobosa jest zbliżony do chondrytów węglistych, materiał powierzchniowy powinien zawierać komponent organiczny i polimery. Spektrum refleksyjne Phobosa wykazuje podobieństwo do spektrum produktów suchej sublimacji kerogenu, złożonej, polimerycznej substancji organicznej. Z drugiej strony inne badania wskazują na podobieństwo do pozbawionych substancji organicznej czarnych chondrytów i achondrytów bazaltowych. Problem ten pozostaje otwarty.
Analizy komponentu organicznego obejmą jego izolację i określenie stosunków izotopowych 13С/12С, 15N/14N, D/H. W materiale wybitym z Marsa i znalezionym na Phobosie możliwe będzie też wykonanie prób detekcji biomarkerów. W każdym wypadku badania komponentu organicznego (jeśli występuje) będą miały istotny wkład w badania początków życia w Układzie Słonecznym.
Wątek: Fobos-Grunt (kompendium) (Przeczytany 49008 razy)