陨石学与天体化学_2001_2010_研究进展_林杨挺

１０００ ０５６９／２０２２／０３８（０６） １８２３ ３１ＡｃｔａＰｅｔｒｏｌｏｇｉｃａＳｉｎｉｃａ　岩石学报ｄｏｉ：１０ １８６５４／１０００ ０５６９／２０２２ ０６ １９Ａｐｏｌｌｏ１１月壤样品中太阳风成因的水及其意义田恒次１　郝佳龙１　徐于晨２　杨蔚１　胡森１　张驰１　林杨挺１ 李献华３　吴福元３ＴＩＡＮＨｅｎｇＣｉ１，ＨＡＯＪｉａＬｏｎｇ１，ＸＵＹｕＣｈｅｎ２，ＹＡＮＧＷｅｉ１，ＨＵＳｅｎ１，ＺＨＡＮＧＣｈｉ１，ＬＩＮＹａｎｇＴｉｎｇ１ ，ＬＩＸｉａｎＨｕａ３ａｎｄＷＵＦｕＹｕａｎ３１ 中国科学院地质与地球物理研究所地球与行星物理院重点实验室，北京　１０００２９２ 中国科学院国家空间科学中心，空间天气学国家重点实验室，北京　１００１９０３ 中国科学院地质与地球物理研究所，岩石圈演化国家重点实验室，北京　１０００２９１ ＫｅｙＬａｂｏｒａｔｏｒｙｏｆＥａｒｔｈａｎｄＰｌａｎｅｔａｒｙＰｈｙｓｉｃｓ，ＩｎｓｔｉｔｕｔｅｏｆＧｅｏｌｏｇｙａｎｄＧｅｏｐｈｙｓｉｃｓ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｂｅｉｊｉｎｇ１０００２９，Ｃｈｉｎａ２ ＳｔａｔｅＫｅｙＬａｂｏｒａｔｏｒｙｏｆＳｐａｃｅＷｅａｔｈｅｒ，ＮａｔｉｏｎａｌＳｐａｃｅＳｃｉｅｎｃｅＣｅｎｔｅｒ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｂｅｉｊｉｎｇ１００１９０，Ｃｈｉｎａ３ ＳｔａｔｅＫｅｙＬａｂｏｒａｔｏｒｙｏｆＬｉｔｈｏｓｐｈｅｒｉｃＥｖｏｌｕｔｉｏｎ，ＩｎｓｔｉｔｕｔｅｏｆＧｅｏｌｏｇｙａｎｄＧｅｏｐｈｙｓｉｃｓ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｂｅｉｊｉｎｇ１０００２９，Ｃｈｉｎａ２０２２ ０５ ２３收稿，２０２２ ０６ ０２改回ＴｉａｎＨＣ，ＨａｏＪＬ，ＸｕＹＣ，ＹａｎｇＷ，ＨｕＳ，ＺｈａｎｇＣ，ＬｉｎＹＴ，ＬｉＸＨａｎｄＷｕＦＹ ２０２２ Ｓｏｌａｒｗｉｎｄ ｉｍｐｌａｎｔｅｄｗａｔｅｒｉｎＡｐｏｌｌｏ１１ｌｕｎａｒｓｏｉｌｓａｎｄｉｔｓｉｍｐｌｉｃａｔｉｏｎｓ ＡｃｔａＰｅｔｒｏｌｏｇｉｃａＳｉｎｉｃａ，３８（６）：１８２３－１８３１，ｄｏｉ：１０ １８６５４／１０００ ０５６９／２０２２ ０６ １９Ａｂｓｔｒａｃｔ Ｔｏｉｎｖｅｓｔｉｇａｔｅｔｈｅｄｉｓｔｒｉｂｕｔｉｏｎｏｆｓｏｌａｒ ｗｉｎｄｉｍｐｌａｎｔｅｄＨｉｎｔｈｅｌｏｗｌａｔｉｔｕｄｅｒｅｇｉｏｎｓｏｆｔｈｅｌｕｎａｒｓｕｒｆａｃｅ，ｗｅｃａｒｒｉｅｄｏｕｔＮａｎｏＳＩＭＳｄｅｐｔｈ ｐｒｏｆｉｌｉｎｇｍｅａｓｕｒｅｍｅｎｔｓｏｆＨｉｓｏｔｏｐｅａｎｄｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔｏｎＡｐｏｌｌｏ１１ｓｏｉｌｓｔｈａｔｗｅｒｅｓｔｏｒｅｄｉｎｔｈｅＧｅｏｌｏｇｉｃａｌＭｕｓｅｕｍ，ＩｎｓｔｉｔｕｔｅｏｆＧｅｏｌｏｇｙａｎｄＧｅｏｐｈｙｓｉｃｓ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ Ｔｈｅｒｅｓｕｌｔｓｓｈｏｗｔｈａｔｔｈｅｓｕｒｆａｃｅｏｆａｌｌｌｕｎａｒｇｒａｉｎｓ（＜２００ｎｍ）ｈａｓａｈｉｇｈｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔ（ｔｈｅｍａｘｉｍｕｍｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔｖａｒｙｉｎｇｆｒｏｍ０ ３５％ｔｏ１ ５９％），ｗｈｉｃｈｉｓｓｉｍｉｌａｒｔｏｔｈｅｒｅｓｕｌｔｓｏｆｐｒｅｖｉｏｕｓｓｔｕｄｉｅｓｏｎＡｐｏｌｌｏ１１ｓａｍｐｌｅｓ Ｅｘｃｅｐｔｆｏｒｏｎｅｐｌａｇｉｏｃｌａｓｅ（Ａ１１ ０２１ １）ｗｈｏｓｅｓｕｒｆａｃｅＨｉｓｏｔｏｐｅｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ（δＤ）ｉｓ－２６２‰，ｔｈｅｏｔｈｅｒｇｒａｉｎｓｈａｖｅｖｅｒｙｌｏｗδＤｖａｌｕｅｓｒａｎｇｉｎｇｆｒｏｍ－９８７‰ｔｏ－６４２‰ Ｔｈｅｓｅｃｈａｒａｃｔｅｒｉｓｔｉｃｓｉｎｄｉｃａｔｅｔｈａｔｔｈｅｈｉｇｈｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔｉｎｔｈｅｓｕｒｆａｃｅｌａｙｅｒｏｆｌｕｎａｒｇｒａｉｎｓｉｓｔｈｅｒｅｓｕｌｔｏｆｓｏｌａｒ ｗｉｎｄｉｍｐｌａｎｔａｔｉｏｎｒａｔｈｅｒｔｈａｎｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌｃｏｎｔａｍｉｎａｔｉｏｎ ＴｈｅｄｉｆｆｅｒｅｎｔｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔｓａｎｄδＤｖａｌｕｅｓｍａｙｂｅｃａｕｓｅｄｂｙＨｄｉｆｆｕｓｉｏｎａｆｔｅｒｉｎｉｔｉａｌｓｏｌａｒ ｗｉｎｄｉｍｐｌａｎｔａｔｉｏｎ Ｉｎａｄｄｉｔｉｏｎ，ｗｅｆｉｎｄｔｈａｔｔｈｅｗａｔｅｒ ｃｏｎｔｅｎｔｄｅｐｔｈｐｒｏｆｉｌｅｓｏｆｏｌｉｖｉｎｅ，ｃｌｉｎｏｐｙｒｏｘｅｎｅａｎｄｐｌａｇｉｏｃｌａｓｅａｒｅｓｉｍｉｌａｒ，ａｎｄｔｈｅｉｒｗａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔｓｇｒａｄｕａｌｌｙｄｅｃｒｅａｓｅｗｉｔｈｉｎｃｒｅａｓｉｎｇｄｅｐｔｈ Ｂｙｃｏｎｔｒａｓｔ，ｔｗｏｇｌａｓｓｙｇｒａｉｎｓｓｈｏｗｓｉｍｐｌｅｂｅｌｌ ｓｈａｐｅｄｗａｔｅｒ ｃｏｎｔｅｎｔｄｉｓｔｒｉｂｕｔｉｏｎｓａｓａｆｕｎｃｔｉｏｎｏｆｄｅｐｔｈｔｈａｔｐｅａｋｃａ ２５～４３ｎｍｂｅｌｏｗｔｈｅｇｒａｉｎｓｕｒｆａｃｅ ＳｕｃｈａｐｈｅｎｏｍｅｎｏｎｍａｙｂｅｒｅｌａｔｅｄｔｏｔｈｅｄｉｆｆｅｒｅｎｃｅｏｆＨｄｉｆｆｕｓｉｏｎｒａｔｅｉｎｃｒｙｓｔａｌｌｉｎｅｇｒａｉｎａｎｄｇｌａｓｓａｎｄｔｈｅｄｉｆｆｅｒｅｎｃｅｏｆｔｈｅｄａｍａｇｅｄｌａｙｅｒｓ Ａｓａｓｐｅｃｉｆｉｃｓｔｕｄｙ，ｔｈｉｓｗｏｒｋａｌｓｏｓｕｇｇｅｓｔｓｔｈａｔｌｏｗｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅ，ｄｒｙａｎｄｖａｃｕｕｍ／ｉｎｅｒｔｇａｓｅｎｖｉｒｏｎｍｅｎｔｓａｒｅｓｔｉｌｌｆａｖｏｒａｂｌｅｃｏｎｄｉｔｉｏｎｓｆｏｒｌｏｎｇ ｔｅｒｍｐｒｅｓｅｒｖａｔｉｏｎｏｆｅｘｔｒａｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌｓａｍｐｌｅｓＫｅｙｗｏｒｄｓ Ａｐｏｌｌｏ１１；Ｌｕｎａｒｒｅｇｏｌｉｔｈ；Ｓｏｌａｒｗｉｎｄ；ＷａｔｅｒｃｏｎｔｅｎｔａｎｄＨｉｓｏｔｏｐｅｓ；Ｌｏｗｌａｔｉｔｕｄｅ摘　要 为研究太阳风成因水在月表低纬度地区的分布特征，本文对中国科学院地质与地球物理研究所博物馆珍藏的一份Ａｐｏｌｌｏ１１月壤样品开展了单颗粒原位纳米离子探针Ｈ同位素和水含量深度剖面分析。

国内18块普通球粒陨石的岩石矿物学研究∗李少林;徐伟彪【摘要】Petrology and mineralogy of 18 newly recovered ordinary chondrites in China are reported in this paper. Fifteen meteorites were found in Xinjiang, among which 13 meteorites were found in the Lop Nur desert, and the other 2 meteorites were found in Kumtag and Aksai Chin, respectively. Three other meteorites are observed falls in Xining, Fuhe, and Dongyang, respectively. All meteorites are equilibrated ordi-nary chondrites with 8 H group and 10 L group meteorites. Their petrographic types vary from 4 to 6 in the L group meteorites, with most being type 5, while all H group meteorites are classified as type 5. The features of shock metamorphism of most mete-orites are moderate though a few have features of≥S4 stage. Most Lop Nur meteorites underwent intense weathering with only two of which have weathering degree of W1 and W2. Both Kumtag and Aksai Chin meteorite have a weathering degree of W2. The newly discovered tens of meteorites in the gobi deserts east to the Taklimakan Desert indicate that this region may become an important dense meteorite collection area in Eurasia.%描述了国内收集的18块普通球粒陨石的岩石矿物学特征,其中13块为新疆罗布泊地区的发现型陨石,1块为新疆库姆塔格地区的发现型陨石(Kumtag),1块为新疆阿克赛钦地区的发现型陨石(Aksai Chin),另外3块分别为降落于青海省西宁市(Xining)、湖北省随州市(Fuhe)以及浙江省东阳市(Dongyang)内的降落型陨石.18块陨石均属于平衡型普通球粒陨石,其中H群8块(全部为H5), L群10块(1块L4,7块L5,2块L6).18块陨石所受冲击变质作用较弱,以S2、S3程度居多.大多数罗布泊陨石经历了较强的风化作用,仅有2块风化程度较低,分别为W1和W2, Kumtag与Aksai Chin陨石风化程度均为W2.在新疆塔克拉玛干沙漠东部的戈壁荒漠区发现的大量陨石表明该区域可能是欧亚地区重要的陨石富集区.【期刊名称】《天文学报》【年(卷),期】2015(000)003【总页数】17页(P201-217)【关键词】天体化学;陨石;方法:数据分析【作者】李少林;徐伟彪【作者单位】中国科学院紫金山天文台南京210008; 中国科学院行星科学重点实验室南京210008; 中国科学院大学北京100049;中国科学院紫金山天文台南京210008; 中国科学院行星科学重点实验室南京210008【正文语种】中文【中图分类】P148陨石是流星体或小行星从星际空间穿过地球大气层经烧蚀并撞击地表后的残留体,它们保留了太阳系形成前后的物质组分.在所有的陨石类型中,普通球粒陨石最为常见(约占总数的85%)[1−2].原始普通球粒陨石能反映原始太阳星云的元素和同位素组成、星云的高温凝聚和化学分馏过程,提供原始太阳吸积盘的形成、物质分布规律等重要信息,因此对于研究太阳系的形成和演化具有重要的意义[3].截止2012年底,在我国境内收集并通过国际陨石学会命名的143块陨石中,普通球粒陨石共有89块,其中H群36块,L群43块,LL群8块,另有2块陨石岩石类型介于L和LL群之间.本文报道了国内收集的18块普通球粒陨石的岩石矿物学特征,其中13块于2012年发现于新疆罗布泊地区,1块于2008年发现于新疆哈密库姆塔格地区(Kumtag),1块于2012年发现于新疆阿克赛钦地区(Aksai Chin),另外3块为降落型陨石(图1).罗布泊和库姆塔格地区均位于塔克拉玛干沙漠东部,为石质荒漠地形,植被缺乏,非常有利于寻找陨石.府河陨石(Fuhe)于1945年6月降落于湖北省随州市府河镇东家岗村(N 31°28.533′E 113°34.017′)陈姓村民房屋后院,后被用作普通石料,直到2010年被确认为陨石,一部分样品(2 kg)保存于紫金山天文台,剩余22 kg被私人收藏.由于初期保存条件不善,该陨石表面熔壳已全部被风化,风化层深入陨石内2-3 cm,但陨石内部仍保持新鲜.东阳陨石(Dongyang)于2002年7月某日晚间降落于浙江省东阳市(N 29°16.516′E 120°14.183′)徐姓居民屋顶,数日之后被发现.该陨石总重230 g,周身被黑色熔壳包裹.西宁陨石(Xining)于2012年2月11日13:30至14:00间降落于青海省西宁市湟中县(N 36°51.600′E 101°25.567′),降落区域呈NNE向,为一长轴20-30 km、短轴4-5 km的椭圆形.之后村民一共收集到10多块陨石碎块,总重超过100 kg,其中最大一块重17.3 kg,大部分的西宁陨石都被1 mm厚的熔壳包裹.陨石样品经金刚石刀片切割后,用环氧树脂注胶并研磨抛光后制作成光片.在紫金山天文台中国科学院行星科学重点实验室Hitachi S-3400N扫描电子显微镜(SEM)下观察样品的岩相学特征,记录背散射电子(BSE)图像.矿物的主量元素组成用电子探针及能谱仪获取.电子探针分析在南京大学内生金属矿床成矿机制研究国家重点实验室进行,分析仪器为JEOL JXA-8800,加速电压15 kV,束流20 nA,分析标准样品为美国国家标准局天然及合成的硅酸盐矿物和氧化物.所有数据均用ZAF(atomic number–absorption– fl uorescence)方法进行校正.能谱分析用紫金山天文台Hitachi S-3400N扫描电子显微镜配备的OXFORD INCA能谱仪进行,加速电压为15 kV,测试前将灯丝高压打开并稳定2 h以上,再进行定量优化,确保电流相对稳定.以镁橄榄石(Mg)、铁橄榄石(Fe)和透辉石(Si、Ca)作为标样,在测试前、测试中和测试后多次进行定标,单个测试点设定的收集数据时长为100 s,总计数达到250 000以上.对于发现型陨石,橄榄石、辉石电子探针分析点各3-4个,每个样品共测试6-8个点；能谱分析点两矿物相均20个左右,每个样品共测试约40个点.3块降落型陨石橄榄石、辉石电子探针分析点4-6个,每块样品共测试8-12个点,能谱分析点两矿物相均30个左右,每个样品共测试约60个点.拉曼光谱在紫金山天文台中国科学院行星科学重点实验室进行,分析仪器为Thermo DXR型激光拉曼光谱仪,激发光源波长为532 nm,激光功率为3 mW,束斑直径约1.2µm,曝光时间为10 s,曝光次数为5次.为了检验能谱定量分析结果的准确性,每块样品紧邻橄榄石、低钙辉石电子探针波谱分析点(EPMA data)都另外用能谱进行分析(EDS data),并将二者测得的结果进行比较(图2).可以看到,二者所测得的结果在误差范围内基本一致,因此利用有标样定量分析获得的能谱分析数据是准确可信的.陨石的化学-岩石类型分类标准主要参考文献[4-6],代表性橄榄石和低钙辉石分析结果列于表1∼2,岩石主要结构特征列于表3.18块普通球粒陨石的矿物组成较为简单,主要矿物为橄榄石、低钙辉石、Fe-Ni金属、陨硫铁；次要矿物为长石、透辉石,副矿物为铬铁矿、白磷钙矿和磷灰石.陨石中球粒多具有模糊的轮廓,球粒中玻璃均已发生脱玻化,所有陨石基质均发生完全的重结晶(表3).从表1∼2可以看出,18块陨石的橄榄石、低钙辉石都具有较为均一的化学组成.大部分样品的橄榄石Fa值相对标准偏差值在1%-3%之间.低钙辉石相对于橄榄石均一度较差,但大部分都在5%以下,这可能与辉石的离子扩散速率比橄榄石慢有关[7]. 18块陨石的岩石结构、矿物组成表明它们均为平衡型普通球粒陨石.橄榄石和低钙辉石的铁指数是平衡型普通球粒陨石化学类型分类的主要依据[5],不同类型的平衡型普通球粒陨石橄榄石和低钙辉石具有不同的铁指数分布范围(图3)[6,8],H群平衡型普通球粒陨石Fa为16-20,Fs为14.5-18；L群Fa为22-26,Fs 为19-22；LL群Fa为26-32,Fs为22-26[9].这18块普通球粒陨石分属于H群和L群两类,未发现LL群陨石类型.属于H群普通球粒陨石的有Loulan Yizhi 001、Lop Nur 001、Lop Nur 002、Argan 001、Xingdi 002、Kumtag、Aksai Chin和Dongyang共8块样品,他们的Fe-Ni金属及陨硫铁含量在8-18 vol%之间,球粒(可见的)平均直径为0.4-0.7 mm,均符合H群普通球粒陨石的特征；属于L群普通球粒陨石的有Loulan Yizhi 002、Loulan Yizhi 003、Loulan Yizhi 004、Loulan Yizhi 005、Loulan Yizhi 006、Loulan Yizhi 007、Argan 002、Xingdi 001、Fuhe和Xining共10块样品,他们的Fe-Ni金属及陨硫铁含量在5-9 vol%之间,球粒(可见的)平均直径为0.6-0.8 mm,均符合L群普通球粒陨石的特征.由于大部分罗布泊陨石的金属及陨硫铁均发生氧化,不易区分原矿物类型,在此只利用Photoshop软件,通过光片BSE照片统计两种矿物及其氧化物总含量,具体统计方法同文献[10].这18块样品中,只有Loulan Yizhi 002为4型陨石.Loulan Yizhi 002样品光片中少见完整的球粒,大多为球粒碎片.但残留的球粒碎片与完全球粒都具有清晰的结构,边界与基质可明显区分.可分辨的球粒(包括球粒碎片)类型有斑状橄榄石球粒(PO)、炉条状球粒(BO)、放射状辉石球粒(RP).部分球粒中可见少量未重结晶的原始玻璃.基质矿物重结晶程度较低,基质矿物粒度5-10µm,次生长石5µm以下.橄榄石、低钙辉石成分变化较大,相对偏差分别达到4%和9%,橄榄石中TiO2(0.08 wt%)和Al2O3(0.05 wt%)含量较高.Loulan Yizhi 002的岩石结构及矿物成分的均一度均符合4型陨石特征.Loulan Yizhi 003、Loulan Yizhi 004、Loulan Yizhi 006和Xingdi 002陨石中大部分球粒可以识别,但较为模糊,球粒内部重结晶严重,边界与基质难以区分(图4a),Fuhe陨石球粒结构较为清晰(图4b).这5块陨石中可识别的球粒包括BO型、PO型、RP型和等粒状橄榄石辉石(GOP)型,陨石球粒的大小略有差别,Loulan Yizhi 006和Fuhe球粒平均直径800µm,Xingdi 002和Loulan Yizhi 003球粒平均直径约为700µm(图4a), Loulan Yizhi 004约600µm.5块陨石基质矿物重结晶程度均比较高,矿物粒度10-100 µm,Loulan Yizhi 003和Fuhe次生长石颗粒较大,可达100µm左右(图4b,4c),其余3块次生长石粒度为20-60µm.5块陨石橄榄石和低钙辉石的成分都比较均一,相对偏差均小于或等于3%.Loulan Yizhi 004、Xingdi 002和Loulan Yizhi 006陨石明显符合5型球粒陨石的标准,然而,Fuhe和Loulan Yizhi 003两块陨石中次生长石的粒度却偏离传统的5型陨石的划分方案.Van Schmus等[4]提出用次生长石粒度作为划分陨石的岩石类型的重要依据,小于2µm为4型陨石,2-50µm之间为5型陨石,大于50µm为6型陨石.之后的部分学者做过较小的补充修正,如Huss等[11]认为次生长石粒度小于2µm为4型, 5型粒度多在2-10µm,大于50µm为6型.大部分学者沿用Van Schmus等提出的分类标准[5,8,12].然而,在Loulan Yizhi 003以及Fuhe中,次生长石粒度达到100µm,但两块样品中仍具有清楚的球粒结构,矿物成分的均一度也达不到6型陨石的程度,不应该被划分为6型.Kovach和Jones[13]也报道在4型陨石和5型陨石中发现粒径分别大于50µm和100 µm的次生长石.因此,次生长石的粒度不能作为球粒陨石岩石类型划分的绝对标准,这两块陨石综合考虑将其定为5型更为适宜.值得注意的是,在较低变质程度的球粒陨石(如5型)中可以出现粒径大(如大于100µm)的次生长石,但在较高变质程度的球粒陨石(如6型)中,次生长石粒径较小(如小于50µm)的样品却鲜有报道.Loulan Yizhi 001、Loulan Yizhi 005、Loulan Yizhi 007、Lop Nur 001、Lop Nur 002、Argan 001、Argan 002、Kumtag和Aksai Chin 9块陨石可以识别少量的球粒及球粒碎片,但球粒(碎片)边界已与基质难以区分,球粒结构模糊.Loulan Yizhi 001、Lop Nur 001、Lop Nur 002、Loulan Yizhi 007陨石基质内绝大部分重结晶矿物发生脆性破裂,因此粒度难以统计,部分可见的次生长石粒度在20-50µm,其橄榄石和低钙辉石成分较为均一,相对偏差均小于或等于3%；Loulan Yizhi 005陨石基质内大部分重结晶矿物粒度在10-50µm,次生长石在5-30µm,橄榄石和低钙辉石相对偏差分别为1%和3%；Argan 002陨石基质矿物重结晶严重,粒径为20-80µm,次生长石10-60µm,多集中在30 µm左右；Argan 001陨石中大量瘤状金属由细金属网脉连接密集分布于整个样品,基质重结晶矿物粒度为20-50µm,次生长石约10-30µm,Argan 002和Argan 001两块样品中低钙辉石成分均一度较差,铁指数的相对偏差分别达到5%和7%,但橄榄石比较均匀(相对偏差均为2%),这在以往的南极平衡型普通球粒陨石中也有报道[14]；Kumtag和Aksai Chin两块陨石特征较为类似,基质内大部分重结晶矿物粒度均为20-60µm,次生长石为10-50µm,橄榄石和低钙辉石铁指数相对偏差小于3%.根据主要矿物成分与岩石结构综合判断将这9块样品划分为5型陨石.Dongyang陨石内很难识别出任何球粒及球粒碎片,且陨石中橄榄石和辉石的成分非常均一,这可能与其经历了比较强烈的冲击作用并在之后的冷却过程中趋于平衡有关(见下述).然而,陨石中基质的重结晶程度不高,基质重结晶矿物粒径5-50µm,多为20 µm左右,次生长石约5-15µm,综合考虑将其划为5型.Xining和Xingdi 001两块陨石均具有强烈的重结晶结构,球粒难以识别(图4d),基质内大部分重结晶矿物粒度为20-100µm,次生长石粒度超过100µm,两块陨石中的橄榄石和辉石的成分都非常均一,据此,这两块陨石被划为6型.Stfler等[15]根据样品薄片中橄榄石和长石在光学显微镜下的岩相特征,将普通球粒陨石的冲击变质程度划分为S1-S6 6个等级.本文的样品未制作薄片,主要观察其在电子显微镜下的岩相特征,对冲击变质程度的划分参考王英等[3]的标准并辅助一些特征的冲击岩相特征,如金属铜颗粒、橄榄石的暗化等[15−16].没有明显冲击变质特征的陨石冲击变质程度被划分为S2；出现冲击熔融脉但橄榄石、斜长石未出现明显的破裂、变形特征的陨石,其冲击变质程度被划分为S3；陨石中橄榄石出现较多面状破裂,同时斜长石出现面状变形特征,其冲击变质程度划分为S4；陨石中长石普遍发生熔长石化,其冲击变质程度划分为S5；冲击熔融脉中及附近橄榄石发生固态重结晶、熔融或高压相变,其冲击变质程度被划分为S6.Loulan Yizhi 006中未见到明显冲击熔融脉(囊)及其他特征的冲击岩相特征,因此冲击变质程度被划为S2.Argan 002、Xingdi 002两块样品中基质部分比较破碎,金属脉沿矿物碎片边界穿插,部分矿物碎片在金属脉中发生短距离的运移.在一些位置金属汇聚成瘤状,碎片呈岛状嵌于金属瘤和金属脉中.但在两块样品中未发现冲击熔融脉或冲击熔融囊,也未发现其他特征的冲击岩相特征,其冲击变质程度划为S2.Lop Nur 001、Lop Nur 002、Loulan Yizhi 003、Kumtag和Aksai Chin 5块样品在整个光片内未发现冲击熔融脉及冲击熔融囊,但在部分区域发现少量斜长石-铬铁矿集合体.Rubin[17]认为斜长石-铬铁矿集合体可以作为冲击变质作用发生的证据,且代表的冲击变质程度大于或等于S3.Bischo ff等[18]认为部分斜长石-铬铁矿组合可能为原始的富钙、铝质球粒,而并非冲击变质成因.El Goresy[19]检查了数块受到不同冲击变质作用的陨石,发现在经历强烈冲击变质作用的陨石中(Sixiangkou,Peace River),无论是在陨石主体中或者冲击熔融脉附近,该组合中的长石均未发生高压相变；而在没有发生明显冲击变质作用的陨石(Usti Nad Orlici)中,斜长石-铬铁矿组合却普遍存在.而且,在他检查的所有斜长石-铬铁矿组合的基质矿物中,均未发现淬火微晶,因此他认为这一组合的形成未经历熔融作用.据此,他认为斜长石-铬铁矿组合与冲击作用无关,不能作为冲击变质作用的指示矿物组合.谢先德等[20]根据随州陨石中斜长石-铬铁矿的形态、成分特征,认为随州陨石中的少量斜长石-铬铁矿组合可以用原始球粒成因来解释,但大部分组合可能都为冲击变质成因.在本文中,仅把斜长石-铬铁矿集合体和其他明显的冲击岩相特征联合出现作为经历冲击作用的确切标志,而斜长石-铬铁矿单一的出现则不认为是确切的标志.在上述5块样品中,并未发现其他冲击岩相特征,因此将其冲击变质程度定为S2.Loulan Yizhi 001基质内部分重结晶矿物发生脆性破裂,金属脉沿着碎片边界穿插.基质及破碎球粒内出现少量冲击熔融脉及冲击熔融囊(图5a)；Loulan Yizhi 002陨石中金属脉粗大,球粒发生挤压变形,BO型球粒中的橄榄石发生切向破裂,并沿球粒边界分布少量冲击熔融脉(图5b),部分呈网状切割球粒碎片；Argan 001陨石基质中含有大量金属呈脉状穿插切割基质矿物颗粒或聚集成团,少量冲击熔融脉沿着基质中的球粒碎片或者大颗粒矿物边界分布；Loulan Yizhi 007、Xingdi 001两块样品中冲击熔融脉分布与Argan 001类似；Loulan Yizhi 004陨石金属及硫化物多呈不规则粒状分布,沿基质及球粒裂隙充填细金属脉,冲击熔融脉沿着基质矿物边界及球粒边界分布,在这块样品中还发现一个粒径达400µm的斜长石-铬铁矿组合(集合体),组合(集合体)中的铬铁矿呈不规则粒状或长柱状,粒度在2-20µm之间,多集中在10µm左右.Fuhe陨石基质中局部区域出现冲击熔融囊,并出现大量的斜长石-铬铁矿组合(集合体)(图5c,5d).Fuhe陨石冲击熔融脉内及主体部分的长石拉曼光谱均显示290、481、509及574 cm−1处的主要特征峰,说明均未发生熔长石化(图6).这7块样品中橄榄石、长石并未出现强烈的面状变形、破裂特征,因此冲击变质程度被定为S3.Xining陨石局部区域金属脉与冲击熔融脉呈致密网状或雾迷状穿插切割硅酸盐矿物颗粒,周围分散大量纳米级金属颗粒.陨石中这些冲击脉均呈细长平直的条状,且具有一致的定向分布,在部分位置还可以看见Fe-Ni金属颗粒沿着细脉发生明显的剪切错断.冲击脉中分布着尖角状或者半圆滑状的陨石主体硅酸盐矿物碎屑,基质为球状金属-陨硫铁颗粒及硅酸盐熔体.这些现象说明,剪切摩擦产生的热量使局部范围的金属-陨硫铁以及硅酸盐矿物均发生了熔融.在陨石的冲击脉附近,橄榄石出现面状破裂,长石发生熔长石化,拉曼光谱显示出熔长石典型的505及590 cm−1处的宽峰(图5f,图6).在陨石的其他区域则观察不到橄榄石的面状破裂特征,长石也未转变为熔长石(图6),但发现少量斜长石-铬铁矿组合.这些现象表明冲击脉周围区域的冲击变质程度达到S5,其他区域则较弱,可能在S3左右.熔长石紧邻熔融脉的产状说明冲击过程中沿着冲击脉附近不均匀分布的高温可能促进了长石向熔长石的转化[21].冲击波在阻抗相差较大矿物相之间或者矿物与空隙(孔洞、裂隙)之间的相互作用可能导致冲击熔融脉的形成[15,22−23]；其次,冲击作用过程中的局部应力薄弱区发生剪切作用,剪切摩擦和挤压作用产生的高温使得局部矿物发生(部分)熔融也可以形成熔融脉[24].根据Xining陨石中熔融脉的形态及熔融特征,剪切作用对于陨石冲击脉的形成可能发挥着主导作用.拉曼光谱显示,在Xining陨石的熔融脉中,橄榄石、辉石均未发生高压相变,而熔融脉中并未发现长石颗粒.根据长石、橄榄石、单斜辉石的稳定压力范围估计[21],Xining陨石冲击脉的形成压力范围可能在2.5-15 GPa.由于Xining陨石中冲击脉分布极为有限,而熔长石、橄榄石及辉石面状破裂特征都仅出现在熔融脉附近,因此该陨石的冲击变质程度被划分为S3.Dongyang陨石在整个光片内未发现明显的冲击熔融脉及冲击熔融囊,长石也未转变为熔长石,但在部分陨硫铁及Fe-Ni金属周围发现金属铜颗粒,而且部分橄榄石出现面状破裂的特征,沿着橄榄石裂隙充填串珠状分布的细小Fe-Ni金属颗粒(橄榄石的暗化).在部分区域还发现长石-条状定向低钙辉石的组合,多呈囊状分布于矿物粒间及内部,大都含有纳米级的金属颗粒,该集合体可能为冲击熔融囊重结晶形成,有别于原始玻璃脱玻化形成的长石-透辉石组合(图5e).这些现象表明,Dongyang陨石可能经历过较强烈的冲击作用并在之后较缓慢的冷却过程中部分重结晶,冲击变质程度可能大于或等于S4.Loulan Yizhi 005陨石中大量冲击熔融脉夹杂金属脉分布于整个光片中,橄榄石出现面状破裂、变形特征,长石普遍出现熔长石化(图6),但橄榄石、辉石均未发生高压相变,因此冲击变质程度被定为S5.13块罗布泊陨石大部分都严重风化,根据Wlotzka[25]对普通球粒陨石风化程度的划分,有9块样品风化程度达到W4,分别为Loulan Yizhi 002、Loulan Yizhi 003、Loulan Yizhi 004、Loulan Yizhi 005、Loulan Yizhi 006、Loulan Yizhi 007、Xingdi 001、Xingdi 002和Argan 002,陨石中的金属及硫化物已经全部被氧化,但硅酸盐未被风化.Lop Nur 001、Lop Nur 002、Kumtag和Aksai Chin 4块样品风化程度较低,其中Lop Nur 001、Kumtag和Aksai Chin中约20 vol%的Fe-Ni金属发生氧化,风化等级为W2,Lop Nur 002中发生氧化的金属含量约占10 vol%,风化等级为W1(图5g).Loulan Yizhi 001和Argan 001两块样品风化程度达到W5,沿着矿物裂隙,部分橄榄石和辉石已经发生蚀变(图5h).其余3块降落型陨石风化程度均为W0.相对于从南极冰原收集的普通球粒陨石(95%以上为W1、W2)及其他典型沙漠陨石,罗布泊陨石的风化程度要高得多[3,14,26−27].罗布泊陨石高的风化程度可能与罗布泊地区的地形、气候变化相关.罗布泊地区海拔780 m左右,为塔里木盆地汇水区,在地质历史上罗布泊地区水系发达,塔里木河、孔雀河、车尔臣河曾为其主要地表径流.自全新世以来,罗布泊地区气候虽然以干旱为主,但空气湿度可能相对较大,外加广泛发育的蒸发盐类,因而陨石受到了强烈的化学风化作用.沙漠是继南极冰盖外第二大陨石收集的地形单元,世界上主要的沙漠陨石富集区有非洲西北部撒哈拉沙漠地区,阿拉伯半岛中部阿曼沙漠和砾石平原及南沙特阿拉伯巨大沙滩,澳大利亚纳拉伯平原,美国新墨西哥州罗斯福县[28−29],然而在亚洲和欧洲地区尚未报道有重要的陨石富集区.陨石样品的大量获取对陨石学研究有着重要的意义,虽然我国科考队在南极地区已经收集到万余块陨石样品,但是国内本土收集的陨石样品相对偏少,图7统计了各年代通过国际陨石学会命名的国内陨石的收集情况.可以看到,国内陨石的回收还处于很低的水平,已经命名的陨石在全国范围的分布也较为零散.各年代段除1963—1972及2003—2012年段外几乎没有明显的波动,70年代的峰值很可能是由于1976年吉林陨石雨所导致的陨石收集热潮,而2003—2012年段陨石数量快速的增长则是由于新疆地区陨石富集区的发现.到2012年为止,在新疆地区共收集陨石39块,占国内收集陨石总数的1/4,其中有36块是2000年以后收集的.本文报道18块陨石中有13块发现于新疆塔克拉玛干沙漠以东的罗布泊地区(图7),该地区目前已被国际陨石学会划分为4个陨石富集区：Argan、Lop Nur、Loulan Yizhi和Xingdi,最近又有数块新的陨石在这片区域被找到.塔克拉玛干沙漠东北部的库姆塔格地区也发现大量陨石,该地区已被国际陨石学会正式命名为Kumtag陨石富集区,记录在案的陨石共12块.除此之外,新疆地区还发现了Alaer、Alatage Mountain、Hami、Tuanjie和Tuya共10个陨石富集区.新疆塔克拉玛干沙漠东部的戈壁荒漠区域已然成为我国陨石主要富集地,同时也是亚欧地区目前唯一的陨石富集区域.该区域可能西起塔克拉玛干沙漠东缘,东至玉门关地区,南北分别以阿尔金山脉和天山山脉为界.区域内广泛分布石质戈壁、荒漠地形,气候干燥,降水量少,现今的地形及气候条件都非常有利于陨石的保存和寻找.这些新的陨石富集区的确立,对我国国内陨石的回收将起到极大的促进作用[30].本文报道了国内收集的18块普通球粒陨石的岩石矿物学研究工作,在此基础上划分了陨石的化学群、岩石学类型、冲击变质及风化程度.其中15块为新疆地区的发现型陨石,另外3块为降落型陨石,分别降落于青海省西宁市湟中县,湖北省随州市府河镇以及浙江省东阳市境内.根据电子探针数据和有标样定量分析获得的能谱分析数据以及岩石结构特征,这18块陨石中分别属于：H5(Loulan Yizhi 001、Lop Nur 001、Lop Nur 002、Argan 001、Xingdi 002、Kumtag、Aksai Chin、Dongyang),L4(Loulan Yizhi 002), L5(Loulan Yizhi 003、Loulan Yizhi 004、Argan 002、Loulan Yizhi 005、Loulan Yizhi 006、Loulan Yizhi 007、Fuhe)和L6(Xingdi 001、Xining).Loulan Yizhi 003与Fuhe两块陨石具有5型陨石的结构及矿物成分特征,但两块陨石中的次生长石却均可达到100 µm,因此不可将次生长石的粒度作为判断球粒陨石热变质程度的绝对标准.。

研究古化石与陨石的元素对比作者：彭勃彭玺郎来源：《科学与财富》2017年第28期摘要：针对目前古化石与陨石元素的分析研究空缺，文章通过实验方法，分析了古化石与陨石的元素含量，并对其结果进行了分析与讨论。

其目的是为相关建设者提供一些理论依据。

关键词：古化石；陨石；元素对比实验；ICP-AES引言科技水平的不断进步，使得人们对相关科学项目的研究，不仅仅限于地球。

以陨石元素为例，其能为现代化经济建设提供更为广阔的发展空间。

为此，研究人员对古化石与陨石的元素进行了实验对比，以求清晰宇宙与地球间演化的过程与关系。

这样一来，就能使人类进行的生产建设空间更趋多元，进而解决能源使用不可逆的问题现状。

1.研究古化石与陨石元素对比的现实意义古化石历经漫长的历史演化，其记录着地球生态环境的变化信息；作为外来物的陨石，其形成，更是需要上万年的时间。

对于陨石来说，其在坠落地球前，长期存在于太阳系，携带者宇宙间的核反应与宇宙射线发生的太阳系原始信息。

因此，对古化石与陨石元素成分的分析，将能使人们获取更多的地球与宇宙的探索信息，进而为当前的生产生活寻找更多的可能性。

基于此，研究人员可采用微波消解法来处理古化石样品；结合微波消解法与湿法消解法来处理地球陨石样品。

而后，利用ICP-AES测试技术，对这两种样品进行测定，并根据测定结果对其所包含的多种元素含量进行分析对比，以求清晰地球演化与宇宙发展间的关系[1]。

2.古化石与陨石元素对比实验准备工作古化石与陨石元素对比实验过程主要分三步走，首先，要确定古化石与陨石元素对比实验所需的仪器设备。

即采用了DRE电感耦合等离子体原子发射光谱仪。

其次，要确定该仪器设备的工作条件。

即功率按照1000W进行设置；辅助气流量按照0.2L？min-1进行设置；冷却气流量则按照15L？min-1进行设置；雾化器压力需按照374.06MPa进行设置；而氩气输入压力，则按照0.6MPa进行设置。

此外，还要采用ECH-Ⅱ微机控温加热板与MDS-8微波消解仪，来参与元素的对比实验[2]。

《天体化学》-概述说明以及解释1.引言1.1 概述天体化学是研究宇宙中天体物质的组成、结构、演化以及相互作用的一门学科。

通过分析天体中的化学元素和分子, 天体化学揭示了宇宙中物质的起源、演化过程以及天体间的物质互动。

天体化学涵盖了广泛的研究领域，包括星际介质、恒星大气、行星系及行星大气等不同天体环境中的化学反应和物质特性。

在宇宙中的各种星系、恒星和星际环境中，存在着丰富多样的化学物质。

这些化学物质包含了各种原子、分子和尘埃粒子，它们是宇宙中物质的基本组成部分。

通过研究这些天体中的化学成分和反应，我们可以了解宇宙物质形成和演化的过程。

天体化学的研究对象包括了从星际尘埃到行星大气中的各种分子和原子物质。

通过观测和实验，天体化学家可以检测和分析这些物质中的元素和分子的丰度、结构和演化。

例如，研究星际分子云中的化学反应可以揭示分子的形成和破坏机制，以及星际介质中不同化学物质的分布和相互作用。

而研究恒星大气中的化学反应则可以帮助我们了解恒星的起源和演化过程。

天体化学的发展历程可以追溯到上世纪初，随着天文观测和实验技术的不断发展，我们对宇宙中的物质组成有了更深入的认识。

现代天体化学已经成为天体物理学的重要分支领域之一，并且在行星科学、宇宙化学以及生命的起源等研究中扮演着重要角色。

天体化学研究的意义和应用广泛而深远。

首先，通过研究天体化学，我们可以揭示宇宙中物质的起源和演化过程，从而更好地理解宇宙的进化和宇宙生命的产生。

其次，天体化学的研究成果对于天体物理学领域的其他研究具有重要的影响，比如星系演化、恒星形成和行星系统的形成机制等。

此外，天体化学在太阳系探测任务和行星科学研究中也有广泛的应用，帮助科学家们解读各个行星和卫星上的化学成分，为探索行星和生命的存在提供重要线索。

总之，天体化学作为一门重要的学科，通过研究宇宙中的化学物质组成和反应过程，为我们了解宇宙的形成和演化提供了重要的知识基础。

其深远的意义和广泛的应用前景使得天体化学成为了现代天文学中不可或缺的一部分。

太阳系^(53)Mn-^(53)Cr同位素体系杨晶;林杨挺;王桂琴【期刊名称】《矿物岩石地球化学通报》【年(卷),期】2014(0)6【摘要】短周期放射性核素的初始丰度和分布情况,已成为陨石学和天体化学的重要研究领域之一。

已有研究证实地外天体中53 Cr的放射性母体为53 Mn。

53 Mn的半衰期为3.7±0.4Ma,可对太阳系形成之后的20Ma内发生的事件进行精确定年。

本文系统总结了已报道的碳质球粒陨石、普通球粒陨石、顽辉石球粒陨石和分异陨石中的53 Mn-53 Cr同位素体系数据,依据55 Mn/52 Cr值和53 Cr异常探讨了太阳系形成时53 Mn和53 Cr的初始分布情况、太阳系初始的53 Mn/55 Mn值,讨论了陨石中普遍存在的54 Cr/52 Cr值异常和碳质球粒陨石全岩的54 Cr 和53 Cr异常值之间的正相关关系对53 Mn-53 Cr体系定年影响。

【总页数】17页(P908-924)【关键词】灭绝核素;同位素定年;Cr同位素;陨石;太阳系【作者】杨晶;林杨挺;王桂琴【作者单位】中国科学院广州地球化学研究所;中国科学院地质与地球物理研究所;中国科学院大学【正文语种】中文【中图分类】P691【相关文献】1.应用非同位素PCR-SSCP方法检测乳腺癌p53基因点突变 [J], 崔文;王旭;梁桂华;高继发;田德明;王舟;曹慧玲;范连杰2.稳定同位素53Cr在地下水污染研究中的应用 [J], 高永娟;马腾;刘存富;蔡鹤生3.稳定同位素53Cr在地下水污染研究中的应用 [J], 高永娟;马腾;刘存富;蔡鹤生4.Opaque Minerals in LL3.0-6 Chondrites I:Mineralogy of Ti-oxides and 53Mn-53Cr Systematics of Ilmenite [J], KIMURA Makoto;SUGIURA Naoji;NAKAJIMA Haruna;Michael K. WEISBERG5.利用δ53Cr定量评价Cr(VI)还原程度的实验研究 [J], 杨杰;李理;刘玲;马腾;刘存富因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。

陨石中的太阳系外物质及其同位素异常林杨挺;王世杰【期刊名称】《矿物学报》【年(卷),期】2000(20)1【摘要】到目前为止从陨石中分离出的太阳系外物质有金刚石、碳化硅、石墨、Si3 N4 、刚玉及尖晶石等。

除金刚石为纳米级大小外 ,其他为微米和次微米级颗粒。

这些太阳系外物质主要存在于原始的球粒陨石的基质中 ,并通过化学分离的方法获得。

金刚石携带分别由 p 过程和r 过程产生的Xe同位素组分 (Xe HL) ,其源区可能是超新星。

绝大部分碳化硅相对于太阳系物质富2 9,3 0 Si和13 C ,贫15N ,并携带s 过程产生的各种同位素组分 ,与AGB星的理论模型十分一致。

少量碳化硅具有更大程度的同位素异常 ,并划分为不同类型 (X、Y、Z、AB群等 )。

其中 ,X 群碳化硅以富2 8Si和各种短寿命核素体为特征 ,表明形成于超新星。

石墨可划分为四种比重类型并具有不同的同位素组成 ,分别来自AGB星、新星和超新星等。

Si3 N4 的同位素组成与X群碳化硅基本相同。

刚玉可根据氧同位素组成划分为四种类型 ,分别来自GB星和红巨星等。

对陨石中太阳系外物质的深入研究 ,特别是其他太阳系外成因氧化物和硅酸盐的寻找、次微米级颗粒的同位素分析、以及太阳系外物质在不同化学群和不同岩石类型球粒陨石中的分布特征等研究,将为揭示元素起源、恒星演化以及太阳系形成等重大问题提供新的实验依据。

【总页数】8页(P1-8)【关键词】同位素异常;太阳系外物质;陨石【作者】林杨挺;王世杰【作者单位】中国科学院广州地球化学研究所;中国科学院地球化学研究所环境地球化学国家重点实验室【正文语种】中文【中图分类】P185.83【相关文献】1.我国科学家在南极陨石内发现太阳系外物质 [J],2.中国科学家南极陨石内发现太阳系外物质 [J],3.Kainsaz(CO3)陨石中两个富Al球粒的氧同位素组成特征与形成演化 [J], 戴德求;包海梅;刘爽;尹锋4.陨石中前太阳颗粒及其所携带惰性气体的原始同位素异常研究进展 [J], 侯渭;谢鸿森;周文戈;刘永刚5.陨石中锆石对地球总体Lu-Hf同位素组成和早期壳幔分异演化的制约 [J], 刘勇胜因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。

球粒陨石中富Ca、Al包体成因研究进展与演化模式6153曹地质论评GEOLOGICALREVIEWV o1.56MayNo.32O1O球粒陨石中富Ca,AI包体成因研究进展与演化模式戴德求,王道德,宋新社,袁智,冯少真.1)湖南科技大学地质研究所,湖南湘潭,411201;2)中国科学院广州地球化学研究所,广州,510640;3)广东省安全科学技术研究所,广州,510060内容提要:富Ca,A1包体(简称CAD形成于太阳星云演化的最初始阶段,其成因模式主要包括:气一固凝聚,熔融结晶和部分熔融以及高温蒸发作用等.最近,通过对不同球粒陨石化学群中的cAI进行岩石学特征对比研究,发现不同化学群中的CAI具有相似的大小和类型分布特征,表明不同球粒陨石化学群中的CAI极可能具有相似的起源.该结果,与前人的氧同位素,Al—Mg同位素体系以及稀土元素等研究得到的结论一致.不同球粒陨石化学群中的CAI具有相似的成因,并很可能形成于太阳星云的相同区域,随后迁移到不同球粒陨石群的吸积区域.关键词:富Ca,A1包体;CAI;成因;演化;球粒陨石;太阳星云球粒陨石由太阳星云中不同事件和过程形成的各种产物[如球粒,富Ca,Al包体(简称cAI),蠕虫状橄榄石集合体,不透明矿物集合体,晶屑,细粒基质等]机械堆积而成.大部分球粒陨石受到了后期热变质作用的改造,只有少量非平衡型球粒陨石,保存了太阳星云形成和演化的各种信息.构成球粒陨石的各种组分中,CAI最为重要,其形成于太阳星云演化历史的最初始阶段,粒径由亚毫米级到厘米级不等,一直是陨石学和天体化学领域的研究热点,主要原因有以下方面:(1)CAI由各种高温难熔氧化物和硅酸盐组成,并与太阳星云的冷凝计算结果相一致(Grossman, 1972;YonedaandOrossman,1995),因而代表了太阳星云演化的最早期凝聚产物.(2)CAI普遍具有灭绝核素衰变形成的子体同位素过剩(如由.Al衰变形成弱Mg,半衰期0.74Ma) (MacPhersoneta1.,1995;Zinner,2003;Lineta1.,2005),是研究灭绝核素的最理想对象.(3)CAI具有最富0的同位素异常(Claytoneta1.,1973;Clayton,1993;Faganeta1.,2001),是揭示太阳系氧同位素组成不均一性的关键.(4)一些CAI经历了强烈的高温蒸发作用(Grossmaneta1.,2000;WarkandBoynton,2001),因而是研究各种同位素分馏的理想样品.总之,CAI是太阳星云最早期各种热事件的产物,保存了星云最原始的信息,具有同位素异常和大量灭绝核素子体,是研究早期太阳星云形成和演化的探针.CAI的主要矿物组合包括尖晶石,黄长石,钙钛矿,深绿辉石,钙长石,黑铝钙石(Hibonite),陨铝钙石(Grossite),透辉石和橄榄石等.通常根据CAI中矿物颗粒的大小,将它们划分为粗粒和细粒包体二大类(GrossmanandGanapathy,1976a,b).粗粒CAI尽管数量较少,但它们在陨石手标本上很明显,且易于分析,因此绝大部分研究工作针对该类包体开展.根据矿物组成,粗粒包体又常被划分为致密A型(CTA,富黄长石一尖晶石型),富黄长石～深绿辉石型(B型),富钙长石一深绿辉石一尖晶石型(C型),以及富钙长石一橄榄石型(POI型)等(Grossman,1980;MacPhersonandGrossman,1984;Grossman,1975;WarkandLovering,1982;Wark,1987;Shengeta1.,1991).最常见的细粒CAI主要有二种类型,即松散状A型包体(FTA)和富尖晶石一辉石型包体.松散状A型包体的矿物组成与上述粗粒A型包体类似,但前者不具有火成结构特征,主要由细粒矿物构成的同心环状团块聚注:本文为高等学校国家特色专业建设点基金(TSl1027)和湖南科技大学博士基金(E50806)的成果.收稿日期:2009—08一l1;改回日期:2009—11～20;责任编辑:章雨旭.作者简介:戴德求,男,1976年生.讲师,博士,陨石学和天体化学专业.通讯地址:411201,湖南科技大学地质研究所;Email:ddqygf@163.corn.第3期戴德求等:球粒陨石中富Ca,Al包体成因研究进展与演化模式375积形成,通常受到后期蚀变.富尖晶石一辉石型包体主要由尖晶石和富Ca辉石构成,其他次要矿物有黄长石,钙长石,钙钛矿,橄榄石,方钠石和霞石等,钙长石可能由黄长石蚀变形成.有时把蠕虫状橄榄石集合体(AOA)也作为一种细粒CAI,认为其是星云凝聚较低温的产物(Lineta1.,2003a;Wangeta1.,2007;戴德求等,2007).1CAI成因模式有关CAI成因的主要模式包括气一固凝聚,熔融结晶和部分熔融,以及高温蒸发等(YonedaandGrossman,1995;Richtereta1.,2002;Faheyeta1.,1994).CAI的岩石结构特征和成分特征等表明有些CAI可能只经历了单一的热事件,但也有一些CAI具有复杂的形成历史,是上述两个或两个以上过程的综合产物.1.1气一固凝聚模式气一固凝聚作用是形成CAI最基本的模式.根据热力学计算,得出了从高温逐渐冷却形成的原始太阳星云中矿物的凝聚顺序(Lattimer,1967; Grossman,1972;Lattimereta1.,1978).在10Pa条件下,太阳星云从高温到低温的矿物冷凝顺序是: 刚玉黑铝钙石一钙钛矿一陨铝钙石一黄长石一尖晶石一铁镍合金一深绿辉石一透辉石一橄榄石钙长石(Lattimereta1.,1978;YonedaandGrossman, 1995).属于气一固凝聚形成的CAI类型主要是细粒CAI,如FTA和富尖晶石一辉石型包体等.气一固凝聚成因的证据主要有:(1)极不规则的外形,有些甚至是缠绕状(MacPhersonandGrossman,1984);(2)松散的结构,自形矿物的松散堆积(Armstrongeta1.,1982);(3)细粒团块状颗粒的堆积结构(MacPherson andGrossman,1984);(4)内部存在大量的空隙,造成强烈的蚀变(Greenwoodeta1.,1994);(5)单个团块的圈层结构(Wark,1986);(6)矿物的形成顺序与理论计算的星云凝聚顺序一致(LinandKimura,2003a);(7)矿物成分,如FTA中的反环带的黄长石晶体(MacPherson,1984).1.2熔融结晶和部分熔融粗粒CAI(B型,C型,POI型和CTA)大部分具有浑圆状的外形,致密的结晶结构(共结和嵌晶结构等),矿物晶体由包体边部向中心生长等岩石结构特征,矿物形成顺序,主要成分的REE模式等均表明它们可能经历了熔融结晶过程.通过对CAI中深绿辉石的研究和模拟合成实验,认为B型和C型CAI中的深绿辉石是从液态中结晶形成(MacPhersonandGrossman,1981;Stolper,1982; PaqueandStolper,1983;Simoneta1.,1991).B型CAI具有典型的液相结晶特征,并与熔融结晶实验结果一致,冷却速率约10～250℃/h(Shengeta1., 1992;Richtereta1.,2002).Lin等(2003c)通过对宁强碳质球粒陨石中部分不规则形状CTA及其中深绿辉石的研究,认为这些不规则的CTA可能只经历过部分熔融或重结晶:①CAI致密的结构显示它曾经经历过熔融或再结晶;②不规则的外形显示它们没有经历过完全的熔融结晶;③部分包裹着钙钛矿的深绿辉石边,以及它们整体被黄长石所包围,显示深绿辉石由钙钛矿和黄长石反应形成,而气一固凝聚时深绿辉石的凝聚温度明显低于黄长石.1.3蒸发作用.蒸发作用是指由于强烈的热事件挥发性组分丢失使物质逐渐富集难熔组分的分异过程.除熔融结晶的岩石结构证据外,蒸发残留成因的主要证据有: ①强烈蒸发作用造成Mg,Si富重同位素(Clayton eta1.,1984;Faheyeta1.,1994);②包体的边缘较中央富难熔元素(WarkandLovering,1982; Claytoneta1.,1984);③在矿物上,边缘较中央富难熔矿物,如钙钛矿和陨铝钙石等.部分B型包体可能在熔融结晶的过程中经历过高温蒸发作用,可能是由富Mg,Si的集合体高温蒸发形成(Grossmaneta1.,2000;Warkand Boynton,2001),其证据包括一些B型包体中Mg,si富重同位素的质量分馏,以及一些B型包体边缘难熔元素的富集特征.2不同球粒陨石化学群中CAI:相似的岩石学特征2.1不同球粒陨石群中CAI类型分布Lin等(2006)和Dai等(2004)通过对南极GroveMountains(GRV),Allende,Murchison,宁强等碳质球粒陨石,普通球粒陨石,以及综合前人所研究不同球粒陨石中CAI的统计(表1),发现A型CAI(或似A型一受到后期蚀变的A型CAI)和富尖晶石一辉石型CAI是各种球粒陨石中占主要含地质论评量地位的岩石类型.虽然,不同球粒陨石中各种CAI的含量相对有变化,但是A型CAI(或似A型) 和富尖晶石一辉石型比其他的类型含量明显高许多.CV型碳质球粒陨石(特别是Allende)中的CAI受到了最广泛的研究,特别是其中的粗粒CAI, 包括B,c,POI和CTA等,因此造成一个假像:粗粒CAI是CV3型碳质球粒陨石中含量最高的CAI 类型.其实这与粗粒CAI的集合体较大,较容易被发现和研究有关.为了没有偏见统计Allende陨石中CAI的类型,另外制作了4块光薄片.在扫描电镜下,通过对这4个薄片中的CAI进行了全面搜索,所发现的62个CAI的主要类型为A型和富尖晶石一辉石型,只有一个富黑铝钙石型包体和一个尖晶石一黑铝钙石碎片,且未发现B,C型包体.A型CAI中有5个属于CTA,其他均为FTA.粗粒CAI在CV型陨石中相对于其他的球粒陨石类型明显要高一些,可能与不同化学群球粒陨石中的组分经历了粒度分选有关.同样,富黑铝钙石型CAI是CM型球粒陨石(Ireland,1988)中广泛研究的CAI类型,因为黑铝钙石具有蓝色的特征色,很容易被辨认.并且富尖晶石一黑铝钙石球粒状CAI主要是通过冻结一解冻法(freeze--thawmethod)和密度分选的方法(MacPhersoneta1.,1983)获得的,因此,所得到的结果没有统计意义,不能代表CM群陨石中CAI类型的分布特点.通过对GRV020025(CM2,1个薄片)和Murchison(CM2,2个薄片)中的CAI进行了系统搜寻,结果它们中的cAI的类型主要为A型/似A型和富尖晶石一辉石型,仅在GRV020025 中发现了一个被蚀变边包裹的富尖晶石球粒状CAI (Daieta1.,2004;戴德求等,2007).MacPherson andDavis(1994)在Mighei(CM2)陨石中一共发现了66个富尖晶石的CAI,其中大部分属于富尖晶石一辉石型CAI,与我们研究的似A型CAI非常相似,也含有大量可能由黄长石蚀变而来的细粒蚀变产物.从表1中可以发现,各种球粒陨石群中A型(似A型)和富尖晶石～辉石型CAI的数量或丰度上相对有变化,但它们均是最主要的包体类型.A型(似A型)和富尖晶石一辉石型CAI之间相对数量上存在变化,一种可能是有些化学群陨石聚积了较早形成的包体,而另一些化学群陨石聚积了较晚形成的包体有关;另一方面的原因是这两类包体本身在岩石结构和矿物组成上是连续过渡的(LinandKimura,2003a),有时类型区分较困难,因此在统计表1不同群球粒陨石中CAI的类型分布(引自Lineta1.,2006)Table1Summaryofrefractoryinclusionsinvariouschondrites(fromLineta1.,2006) 深尖B薄A尖绿晶薄片型尖晶尖昌辉石片|晶石晶钙黑陨石f橄C化学群陨石回石石长铝铝球黑榄/总资料来源数似磊钙钙石钙量量积A碎辉粒铝片石石石石型长(mm)型舜薯/石EH3Sahara97159231O35265268Lineta1.,2003bOrdinaryYamato7929475267152O237Kimuraeta1.,2002 ehondriteOthersl81390149124Lineta1.,2006GRVO2157916248113Daieta1.,2004CO3Yamato8102016.1422322l88Lineta1.,2006others1O858511451612215Russelleta1.,1998Murchison221097117Daieta1.,2004CM2GRV020025112O65112Daieta1.,2004Allende4109040201162Daieta1.,2004CV3GRV022********Daieta1.,2004CV3一likeNingqiang211740317976123LinandKimura,2003aCR12145423LinandKimura.2003aCHNWA7391i001413235OKroteta1.,2005Uni—queAcfer09413495141913132Kroteta1.,2004CO/cMMAC87300.881072270551742231Russel1eta1.,2000第3期戴德求等:球粒陨石中富Ca,A1包体成因研究进展与演化模式377 上存在一些误差.CH群球粒陨石含有更高的富陨铝钙石和富黑铝钙石型CAI.Krot等(2005)在NwA739739(CH)陨石中一共发现了50个难熔包体,其中23个属于富陨铝钙石和富黑铝钙石型CAI.在未分群的Acfer094碳质球粒陨石也含有较高丰度的富陨铝钙石和富黑铝钙石型CAI(19/132)(Kroteta1.,2004).富陨铝钙石和富黑铝钙石型,A型和尖晶石一辉石型CAI可能代表了太阳星云从高温到低温连续凝聚的产物,因为在宁强陨石中的研究发现:它们的全岩成分具有沿太阳星云冷凝曲线连续分布的特征(LinandKimura,2003).由于黑铝钙石和陨铝钙石是太阳星云最早期凝聚的产物(Fegley,1991;YonedaandGrossman,1995),富陨铝钙石和富黑铝钙石型CAI可能是太阳星云最早期凝聚的集合体.富陨铝钙石和富黑铝钙石型,A型和尖晶石一辉石型CAI在陨石中相对丰度的变化可能与星云凝聚过程中CAI选择早或晚进入陨石吸积形成区有关.另一个差异是在宁强碳质球粒陨石中发现了较多的细粒富钙长石一尖晶石型CAI(ASI),在一些CO和CR球粒陨石中也有相似集合体出现.但是,此类CAI中的钙长石不属于原生矿物,而是A型CAI中的原生矿物——黄长石与太阳星云发生反应而形成.一种可能与星云连续凝聚有关,富honite/grossite,A型和尖晶石一辉石型CAI在不同类型球粒陨石中的含量相对不同.但是在宁强陨石中ASI的钙长石和副长石中没有发现Mg过剩(Lineta1.,2005),表明其蚀变反应发生在CAI形成后>1.5Ma的时间间隔.另外,ASI中的钙长石与似长石显示出相似的贫¨0同位素组成,与同一包体未被蚀变掉的黄长石一尖晶石边不同(Guan eta1.,2005).钙长石和似长石形成于与原生矿物形成部位明显不同的星云环境,钙长石形成于原生矿物离开初始形成位置之后.在其他球粒陨石中ASI的含量很低或者缺失,可能是因为其它类型CAI发生了强烈的二次蚀变,似长石,层状硅酸盐等替代了钙长石和黄长石.这与我们观察到含有更高含量ASI的陨石相对受到较少的蚀变作用一致. 2.2不同球粒陨石群中CAI的粒度分布不同球粒陨石中的CAI的直径大小非常相似(特别是由同心环状团块构成的CAI,我们统计其单个团块的大小).Lin等(2006)研究的普通球粒陨石中的24个CAI具有较小的直径,它们的大小与3 个成对H3型普通球粒陨石中的66个CAI相似(图1),说明普通球粒陨石中CAI大小与它们在不同陨石中的分布没有关系.把这些数据总结在一起,得到90个CAI的平均直径为82±52m.这个数据与以前报道的普通球粒陨石中CAI的大小也完全一致(BischoffandKeil,1983;Kornackiand Fegley,1984;Guaneta1.,2000c;Husseta1.,2001).Sahara97159(EH3)顽辉石球粒陨石中的66个CAI的直径为47±35m,与普通球粒陨石大小类似.Guan等(2000a)报道了6个顽辉石球粒陨石中8O个CAI,其中大部分<50m,最大的直径为120m.Fagan等(2000)在顽辉石球粒陨石中发现了13个CAI,它们的直径位于30~80Fm之间.综上所述,顽辉石球粒陨石和普通球粒陨石中的CAI具有相似的大小.一般认为不同群碳质球粒陨石中的CAI和球粒具有截然不同的大小.大多数毫米和厘米级大小CAI的报道主要源于CV3型碳质球粒陨石中,特别是Allende中较大直径的CAI受到了最广泛的关注和研究.CM和CO型陨石中,CAI相对较CV小.如前文所述,这不是对CV3型陨石中所有CAI完全统计的结果,所以难以反映其大小的特征.还有一个影响CAI大小统计结果的重要因素,是碳质球粒陨石中许多较大的的CAI是由数个具同心环带完整结构的团块聚集在一起形成,如在Allende和宁强陨石中的一些CAI.宁强陨石中一个毫米级大小的CAI就是由数个团块聚集形成,单个团块的的大小是54±48/zm,与普通球粒陨石和顽辉石球粒陨石中的CAI相似(图1).通过统计单个CAI和Allende,Murehison中某些具有团块状结构的CAI 单个团块的大小(图1).结果显示,碳质球粒陨石中的CAI的大小与普通球粒陨石和顽辉石球粒陨石基本一致,其差别并没有以前认为的那么大.上述结论与一些其他碳质球粒陨石中CAI的大小统计结果相印证,如:MAC87300和88107(介于CO3 和CM2之间)中包体的大小位于1O～300m (Russelleta1.,2000);HH237和QUE94411 (CH—like)中包体的大小位于5O～400Fm(Kroteta1.,2001);NWA739(cH)中包体的大小位于25～185Fm(平均70vm);CR群球粒陨石中包体的大小一般小于500vm(Aleoneta1.,2002).3不同陨石群中CAI相似的成因和JxJ据上文所述的CAI岩石学特征,可以总结出一个378地质论评9,010年l0O353025丑20I5】05Ol50lO0r50322——I1O真径(m)直径(um)OlOO2003O04005O0直径("m)直径(um)m3020O82O径(um)O直径(m)O直径(pn1)第3期戴德求等:球粒陨石中富Ca,Al包体成因研究进展与演化模式379图1不同群球粒陨石中CAI大小分布特征(引自Lineta1.,2006)Fig.1SizedistributionpatternsofCAIs(fromLineta1.,2006)(a)普通球粒陨石和Y-792947(H3)(Kimuraeta1.,2002);(b)Sahara97159(EH3)(Lineta1.,2oo3b){(c)Y一81020(C03)和GRv021579(CO3)(Daieta1.,2004);(d)Murchison和GRV020025(Daieta1.,2004);(e)宁强碳质球粒陨石,N3—3#4CAI以单个团块的大小考虑,3个B型,两个POI(富斜长石一橄榄石型CAD和一个C型粗粒CAI 不在计算范围.注意不同群CAI与宁强中以小团块为单位考虑后的CAI相似的大小,宁强与Allende中相对较大的尺寸可能与它们中含有较多团块状CAI有关;(f)宁强(CV3一like)(LinandKimura,2003a);(g)Allende(CV3),两个mm级的CAI被排除;(a)ordinarychondritesandY～792947(H3)(Kimuraeta1.,2002);(b)Sahara97159(EH3)(Lineta1.,2003b);(c)Y一81020(CO3)andGRV021579(CO3)(Daieta1.,2004);(d)Murehison(CM2)andGRV020025(CM2)(Da ieta1.,2004);(e)Thesizedistribution ofindividualconcentricnodulesinaNingqiangCAI(NQJ3—3#4)isalsoshownforcomparison.ThreeTypeBs.twoPOIsandoneType CinclusionsinNingqiangarenotincluded.NotecloselysimilarsizedistributionpatternsofC AIsinvariouschondritesandthenodulesintheNingqianginclusion.ThelargersizesofCAIsinAllendeandNingqiangcanpartlyberelat edtotheircommonassemblagesofnumerousnodules;(f)Ningqiang(CV3一like)(LinandKimura,2003a)and(g)Allende(CV3).Thetwomm—sizedCAIsinAllendeareexcludedfromtheaveragevalueoftheCAIs.结论:各种不同群球粒陨石中的CAI具有相似的类型和大小分布特征.通过对GRV不同群碳质球粒陨石和Allende陨石中CAI的矿物化学特征等研究表明,CAI之间还具有相似的矿物化学组成(Daieta1.,2004;Lineta1.,2006).这些相似的岩石学特征和矿物化学特征说明不同化学群球粒陨石中的CAI可能具有相似的成因,并可能形成于太阳星云中的相同区域.前人基于氧同位素,Al—Mg同位素体系(Guaneta1.,2000a;HUSSeta1.,2001)和REE(Lineta1.,2003b)等研究,也得出不同化学群中的CAI具有相似起源.相反,假如CAI形成于不同化学群陨石的形成区域,那么CAI中的矿物集合体就会反映陨石形成区域不同的星云条件.例如,顽辉石球粒陨石形成于极端还原的星云条件,那么CAI中会有星云还原条件下凝聚的产物:oldhamite,niningerite(尼宁格矿)和碳化物等(LarimerandBartholomay,1979).然而这样的矿物在顽辉石球粒陨石CAI中并没有被发现.有研究者认为蠕虫状橄榄石集合体(简称AOA)可能经历了初步熔融(Scotteta1.,1992),但越来越多的证据认为细粒CAI和AOA的成因可能具有相关性,它们可能都是属于星云直接凝聚形成(Lineta1.,2003a;Wangeta1.;2007;戴德求等, 2007).Dai等(2004)和Lin等(2006)对细粒CAI (FTA,富尖晶石～辉石型CAI)和含难熔组分AOA的岩石学和矿物化学特征以及全岩化学组成等的研究表明:(1)通过对GRV,Murchsion陨石的研究发现某些FTA和富尖晶石一辉石型CAI具有非常类似的矿物组合,有时很难划分到底属于哪个类型;另外,一些AOA中存在小的富尖晶石一辉石型CAI, 都显示它们在矿物组成上具有逐步变化的特征. (2)对GRV陨石FTA/似A型中残留黄长石矿物化学成分研究表明,它们全部属于富A1黄长石(Ak.～),位于星云凝聚黄长石的数值范围(Ak<4o)(YonedaandGrossman,1995),而在经历过熔融的B,C型包体中,黄长石常以富镁黄长石出现(LinandKimura,1998,2000),表明FTA可能由星云凝聚形成.(3)LinandKimura(2003a)对宁强陨石中细粒包体全岩化学组成,岩石矿物学研究表明,松散状A 型包体,尖晶石一辉石型包体,以及一种含尖晶石的蠕虫状橄榄石集合体(AOA)之间存在连续的过渡关系,并且它们的全岩化学组成落在太阳星云冷凝曲线上,代表了太阳星云从高温到低温连续冷凝的产物(图2).除了宁强,其他碳质球粒陨石中大量AOA的研究也证明星云凝聚的观点(Komatsueta1.,2001).CAI和AOA之间在成因方面相互关联的同位素证据包括AOA中主要成分与CAI具有相似的¨O富集的特征(Faganeta1.,2002;Itoheta1.,2002)等.4CAI成因和演化模式4.1太阳星云模型太阳星云的初始状态存在二种不同的模型,即热星云说和冷星云说.热星云模型认为原始太阳星云为一高温气体,由于热辐射逐渐冷却并收缩,其中央形成太阳,边缘星云盘由高温气体冷凝形成固相尘埃,并进一步聚集形成星子,最后堆积形成行星.对太阳星云从高温至低温冷凝过程的热力学计算,理论预期的各种矿物不仅在CAI中全部发现,并且地质论评图2富Ca,AI包体的全岩化学组成与太阳星云凝聚(引自LinandKimura,2003a)Fig.2BulkcompositionofCAIsandsolarnebularcondensation(fromLinandKimura,2003a)图中粗点划线为理论计算的太阳星云的冷凝变化(3X左向右温度降低),细点划线区域为粗粒A型包体的组成范围.缩写: Geh:钙黄长石;Fo:镁橄榄石;Mel:黄长石;O1:橄榄石.其余缩写见表1. Mostoftheanalysesplotalongthecondensationtrajectory (dashedline),intheorderhibonite—bearingTypeAs,TypeAs,spinel——pyroxeneinclusionsandrefractoryAOAs, fromhightolowtemperature.TherangeoftypicalTypeAs (dottedline)alongthecondensationtrajectorytothemiddleof thechart.Geh—gehlenite;Fo—forsterite;Mel—melilite;O1 一vine各种矿物的形成温度与据CAI矿物结构关系所给出的形成次序相当一致(Grossman,1972;Yoneda andGrossman,1995).太阳星云冷凝的理论计算还很好对解释了CAI全岩的稀土等微量元素特征.对极端还原条件下的星云冷凝计算结果,也与顽辉石球粒陨石的矿物学特征吻合(Larimerand Bartholomay,1979;LinandEIGoresy,2002).上述理论计算与实际分析结果的一致,有力地支持了热星云假说.近年的一些研究成果,特别是同位素分析数据,越来越清楚地表明,太阳星云没有达到被完全气化状态,至少保存相当数量的固相尘埃.首先,陨石中太阳系外物质的存在就是一个有力的证据.如果太阳星云达到高温(如>177OK),太阳系外物质将难以存在.尽管目前分离出的太阳系外物质主要为各种难熔矿物,但对不同化学群及不同岩石类型陨石中太阳系外物质的研究表明,它们对于星云和小行星母体中的热变质事件相当敏感(HussandLewis, 1995).石墨,纳米级的金刚石等,在氧化条件下也难以在高温中存在.对于冷星云模型,太阳X一风假说可以解释CAI和球粒的形成,并与相当一部分实验分析结果(如灭绝核素分布等)吻合.4.2CAI成因和演化模式CAI的成因模型需要对以下重要特征给出合理解释:①CAI中灭绝核素子体的存在,以及它们的含量在不同类型CAI中的变化特征;②CA1及其构成矿物富¨O的同位素组成特征,并在氧同位素6"O一6"O图解上构成一条斜率为1的直线(Youngand Russell,1998);③CAI的含量在普通球粒陨石和顽辉石球粒陨石中含量很低,但它们与碳质球粒陨石中的同类组分可能具有相同的来源(McKeeganeta1.,1998;Faganeta1.,2000;Guaneta1.,2000a; Guaneta1.,2ooob;Faganeta1.,2001;Kimuraeta1.,2002;Lineta1.,2003b).太阳X一风模型(Shueta1.,1996,1997)认为CAI的形成是由于太阳早期强烈高能粒子辐射对太阳星云尘埃的加热蒸发结果.该模型虽然提出了一种导致CAI熔融的机制,但大部分CAI并没有受到明显的加热熔融.对灭绝核素的解释也面临新的困难.此外,X一风模型并不涉及CAI在不同化学群球粒陨石中的分布,氧同位素异常等.因此,越来越多的实验数据倾向支持太阳星云冷凝模型.通过总结前人对CAI成因的研究进展,可得出CAI具有相似的起源的结论,CAI形成和演化模式的大概过程是:在太阳星云的特定区域,温度在达到使大部分园相尘埃气化之后开始冷却,从高温到低温凝聚形成一系列CAI(顺序:含黑铝钙石/陨铝钙石一A型一尖晶石一辉石型一AOA).一部分A型包体与气相反应形成富钙长石一尖晶石型包体. 在星云冷凝的同时或滞后,出现局部的高温热事件(如闪电),使一部分冷凝的包体被熔融,然后结晶形成粗粒包体(如松散状A型熔融结晶形成致密A型,富钙长石一尖晶石型形成C型,富黄长石一尖晶石型形成B型等).强烈的加热作用还导致少量CAI明显的化学和同位素蒸发分馏现象.由于太阳引力,太阳风驱动,以及星云中可能存在的扰动等,一些CAI被迁移至不同群球粒陨石的吸积区域,由于陨石吸积区与CAI形成区空间距离不同,使得不同群陨石中的CAI含量不同.空间距离越远,CAI由于要搬运较远距离,可能造成其丰度越低,发生破碎现象可能越明显.由于体系物理化学条件的明显改变,产生强烈的后期蚀变作用.第3期戴德求等:球粒陨石中富Ca,A1包体成因研究进展与演化模式38l 参考文献/References戴德求,林杨挺,缪秉魁,王道德.2007.Allende(CV3)陨石中一种特殊蠕虫状橄榄石集合体的矿物岩石学特征及其成因探讨.矿物岩石,27(1):71～77.戴德求,林杨挺,缪秉魁,王桂琴.2006.南极碳质球粒陨石中两个富尖晶石球粒状难熔包体的岩石学和矿物化学特征研究.地球化学,35(5):54O～546.AleonJ,KrotAN,McKeeganKD.2002.Calcium--aluminum- richinclusionsandamoeboidolivineaggregatesfromtheCR carbonaceouschondrites.MeteoriticsandPlanetaryScience,37:1729～1755.ArmstrongJT,MeekerGP,HunekeJC,WasserburgGJ.1982. TheblueangelI——Themineralogyandpetrogenesisofa hiboniteinclusionfromtheMurchisonmeteorite.Geochimicaet CosmochimicaActa,46:575～595.BischoffA.Kei1K.1983.Ca—Al—richchondrulesandinclusionsin ordinarychondrites.Nature,303:588～592.ClaytonRN.1993.OxygenIsotopesinMeteorites.Ann.Rev.EarthPlanet.Sci.,21:l15～149.ClaytonRN,GrossmanL,MayedaTK.1973.Acomponentof primitivenuclearcompositionincarbonaceousmeteorite. Science,182:485～488.ClaytonRN,MacPhersonGJ,HutcheonID,DavisAM, GrossmanL,MayedaTK,Molini—VelskoC,AlienJM.1984. Twoforsterite-bearingFUNinclusionsintheAllende Meteorite.OeochimicaetCosmochimicaActa,48:535～548. DaiD,LinY,MiaoB,ShenW,WangD.2004.Ca一,A1一rich inclusionsinthreenewcarbonace0uschondritesfromtheGrove Mountains,Antarctica:Newevidenceforasimilaroriginofthe objectsinvariousgroupsofchondrites.ActaGeologicaSinica (EnglishEdition),78(5):1042～1051.FaganTJ,KrotAN,KeilK.2000.Calciumaluminum—rich inclusionsinenstatitechondrites(I):Mineralogyandtextures. Meteoritics&PlanetaryScience,35(4):771～781. FaganTJ,McKeeganKD,KrotAN,KeilK.2001.Calcium—aluminum-richInclusionsinEnstatiteChondrites(II):Oxygen Isotopes.MeteoriticsandPlanetaryScience,36(2):223～230. FaganTJ.YurimotoH,KrotAN.2002.Constraintsonoxygen isotopicevolutionfromanamoeboidolivineaggregateandCa, A卜richinclusionfromtheCV3Efrem。

应用ICP-MS对石样检测及分类王莹; 姜楠; 纪博睿【期刊名称】《《沈阳师范大学学报（自然科学版）》》【年(卷),期】2019(037)004【总页数】4页(P300-303)【关键词】ICP-MS; 陨石; 检测【作者】王莹; 姜楠; 纪博睿【作者单位】沈阳师范大学化学化工学院沈阳 110034【正文语种】中文【中图分类】O657.630 引言在天体化学中,陨石无疑是最具代表性的一类物质,不同类型的陨石保存了行星演化历史的各种信息[1]。

对人类认识地球的演化,以及对科学家研究地球内部结构具有十分重要的意义[2]。

在1998—2010年期间,我国对南极科技考察活动,使中国成为世界上陨石存有量最多的国家之一,并且有力的推动了中国陨石学科的发展[3-5]。

陨石可分为3大类:石陨石(主要成分是硅酸盐)、铁陨石(铁镍合金)和石铁陨石(铁和硅酸盐混合物)。

随着专家学者对化学群陨石的深入研究,逐渐取得了较为重要的成果,这其中就包括陨石中前太阳颗粒的发现和研究,陨石中的灭绝核素和中国第一个陨石坑的证实等[6-11]。

随着科技的进步与发展,越来越多专家学者通过运用精密科学仪器进行研究与探索。

在21世纪初,ICP-MS是多元素分析的首选仪器,可同时分析多种金属元素,灵敏度远远高于其他光谱测定技术,在地球化学及环境分析等方面起到特别重要作用[12-17]。

电感耦合等离子体质谱仪是使用电感耦合等离子体作为离子源,是通过质谱仪对大量无机元素进行测定的有效技术。

电感耦合等离子体质谱的仪器灵敏度随着科学技术的发展而有效提高,并且具有非常好的测定精度,可靠性也非常强, 自动化程度也越来越高,在仪器抗干扰方面也有了极大的发展[18]。

电感耦合等离子体质谱仪属于精密分析仪器,是一门集合了化学、机械等多个学科的应用技术[19-23]。

本文采用微波消解法对石样进行样品前处理[24-31]。

并采用安捷伦公司所产7900型ICP-MS对从陨石收藏家获得的几种石样进行元素分析,从而判断陨石的类别和真伪。

火星可能曾有过生命2014年12月1日，国际著名学术期刊《陨石学与行星科学》刊登了中国科学院地质与地球物理研究所林杨挺研究员领导的研究团队（包括中国科学家研究团组，德国拜罗伊德大学A. El Goresy教授，瑞士洛桑联邦理工学院Phillipe Gillet教授，日本东北大学Eiji Ohtani教授、 Masaaki Miyahara博士和Shi Ozawa博士）的最新研究成果，对火星可能曾有过生命给出了迄今为止最令人鼓舞的科学论据。

中国科学家的成果令人鼓舞在中国科学院的资助下，自2012年4月至2013年12月，林杨挺研究团队利用中国科学院地质与地球物理研究所的激光拉曼谱仪和纳米离子探针，对2011年降落在摩洛哥沙漠的提森特（Tissint）火星陨石（图1），开展了系统的精细分析测试与研究，发现了火星陨石中的碳颗粒，并证明这些碳是来自火星的有机质，进而测定出它们具有典型生物成因特征的富轻的碳同位素组成。

国际著名学术期刊《陨石学与行星科学》2014年第12期封面刊发了Tissint火星陨石照片林杨挺研究团队早在2013年3月在美国休斯敦召开的“月球与行星科学讨论会”上，报道了在提森特火星陨石中发现了具有生物成因特征的碳颗粒，表明火星可能曾有过生命的初步成果。

2014年12月1日，林杨挺为第一作者与其研究团队在《陨石学与行星科学》正式发表这一重要论文的同时，研究团队中的瑞士洛桑联邦理工学院（EPFL）和德国拜罗伊德大学（Bayreuth University）分别组织了新闻发布会，向国际媒体报导了这一发现，引起了国际学术界的巨大反响。

国内大量的媒体对国外的新闻进行了转载性报导，中国科学家作出的突破性成果令人鼓舞。

寻找地外生命是终极目标寻找地外生命是人类开展太阳系探测的根本出发点。

如果找到地外生命，那将是科学史上的最重大发现之一。

火星是除地球之外，被认为最有可能孕育和存在生命的另一个行星，因而也是火星探测最激动人心的科学目标。

地球化学和天体化学地球化学和天体化学都是研究地球及其它行星的物质构成、转化和演化的学科。

地球化学主要关注地球自身的化学性质和过程，而天体化学则是研究宇宙中的其他行星和小天体物质。

两个学科都依赖于化学、物理和地球科学等多个学科的知识。

在这篇文章中，我们将深入探讨这两个学科，同时比较两者之间的共同点和差异。

地球化学地球化学研究的主要对象是地球的物质成因、综合成分和地质作用。

这包括了研究地球的矿物和岩石的成分和结构，以及矿物和岩石之间的相互作用。

地球化学家们还需要研究地球的化学元素分布及其在各层之间的分布情况，以及地球内部的物质循环。

同时，地球化学家们还研究矿物的形成和转换过程，了解地球上各种地质作用的机制和时间尺度等等。

地球化学是一门交叉学科，需要融合化学、物理学、显微学、晶体学等多个学科。

同时，地球化学家们也需要配备现代科学仪器，对物质进行详细的分析、测量和观察。

地球化学在诸如矿物资源开发和环境保护等方面都有着广泛的应用和重要的作用。

天体化学天体化学是用于研究宇宙中物质成因和演化的学科。

研究对象包括行星、彗星、陨石和其他天体物质。

天体化学家们通过研究这些天体物质的组成和特性，来探索宇宙的形成和演化。

天体化学中的基本问题之一是太阳系物质的初始来源和分布。

科学家研究行星、彗星和陨石中的物质成分，寻找它们在太阳系最初形成时的线索。

他们还通过分析陨石来了解太阳系中不同物质之间的相互关系。

与地球化学不同的是，天体化学往往需要通过太空探测和样本回收等手段来获取和研究宇宙中的物质。

无论是通过遥感技术还是实地探索，都需要经常使用最先进的科学仪器和技术。

地球化学和天体化学的共同点和差异地球化学和天体化学都是研究物质的构成、演化和变化的学科，而且它们都需要借助其他学科的知识和技术。

二者之间的主要区别在于它们所关注的研究对象的范围不同。

地球化学主要研究地球这个行星上的与物质有关的过程，包括矿物组成、岩石形成和地质作用。

第16卷第1期极地研究Vol.16,No.1 2004年3月CHIN ESE JOURNAL OF POLAR RESEARCH March2004研究综述不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义王道德1　林杨挺1,2　王桂琴1(1中国科学院广州地球化学研究所,广州510640;2中国科学院地质与地球物理研究所,北京100029)提要　本文主要依据现有的资料综述陨石分类,以及来自小行星带、月球和火星等不同类型陨石的宇宙射线暴露(CRE)年龄及其宇宙化学意义。

目前已确定有13个球粒陨石群,至少7个经受了高温和广泛熔融的无球粒陨石母体,以及12个不同化学群的铁陨石母体。

此外,还发现10个独特的球粒陨石、许多未分群的球粒陨石小群、铁陨石和铁陨石小群,它们也来自各自不同的母体。

到目前为止,根据宇宙射线产生的核素,已测定了1600多个陨石的宇宙射线暴露年龄。

由许多陨石类型的CRE年龄分布,我们可以识别出群集的宇宙射线暴露年龄,藉此可解释为母体上的碰撞,并释放大量的陨石碎块。

小行星陨石、行星陨石及阿波罗月球样品的稀有气体同位素丰度和宇宙射线暴露年龄,已广泛应用于探索和了解不同类型陨石母体的宇宙射线暴露历史、冲击碰撞事件、暴露年龄与日心距离的关系、吸积形成母体前硅酸盐球粒的辐照历史、南极和沙漠陨石中成对陨石的判别、行星陨石(火星及月球陨石)的溅射历史及月坑的相对年龄等。

关键词　宇宙射线暴露年龄　陨石　球粒陨石　无球粒陨石　火星陨石　中铁陨石1　前言所有的陨石都曾暴露于宇宙射线,其暴露时间是从小行星带内由较大物体碰撞产生米级大小物体或在穿越地球轨道过程中开始,直到它们降落在地球时终止。

宇宙空间内大多数陨石都较小,由几厘米到约1米,陨石在受到主要由能量>5MeV质子组成的宇宙射线粒子强烈轰击的过程中,产生各种宇宙成因稳定和放射性核素,如果知道它们的浓度和产率,就可计算宇宙射线轰击的有效持续时间,称为宇宙射线暴露(CRE)年龄(Eug2 ster,2003)。

我国南极陨石收集进展(2000-2010)
缪秉魁;林杨挺;王道德;欧阳自远;无
【期刊名称】《矿物岩石地球化学通报》
【年(卷),期】2012(31)6
【摘要】自上世纪中叶以来,南极陨石收集就成为国际上南极考察项目中的一个重要亮点。

在世纪之交之际,我国南极考察队开始了南极陨石收集,在短短的十年时间,在南极陨石收集方面取得了丰硕成果。

我国不但收集了一万多块陨石样品,成为拥有南极陨石最多的国家之一,而且新发现了一个陨石富集区——格罗夫山。

【总页数】10页(P565-574)
【关键词】南极陨石;陨石收集;天体化学;格罗夫山
【作者】缪秉魁;林杨挺;王道德;欧阳自远;无
【作者单位】桂林理工大学广西隐伏金属矿产勘查重点实验室,广西桂林541004;桂林理工大学地球科学学院,广西桂林541004;中国科学院地质与地球物理研究所,地球深部重点实验室,北京100029;中国科学院广州地球化学研究所,同位素年代学和地球化学重点实验室,广州510640;中国科学院地球化学研究所,贵阳550002【正文语种】中文
【中图分类】P185.13
【相关文献】
1.我国南极橄辉无球粒陨石(GRV 024516)和H5球粒陨石(GRV 024517)宇宙射线暴露年龄和气体保存年龄 [J], 王道德;缪秉魁;林杨挺
2.南极格罗夫山陨石收集、研究进展和富集机制 [J], 陈宏毅;缪秉魁;夏志鹏;谢兰芳;赵斯哲
3.南极陨石的收集和研究进展 [J], 王道德
4.我国南极陨石研究的新进展 [J], 缪秉魁;欧阳自远;林杨挺;肖龙;黄定华;何琦
5.南极陨石收集和研究新进展 [J], 王道德
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中国南极陨石研究新进展
林杨挺;王道德;欧阳自远
【期刊名称】《极地研究》
【年(卷),期】2008(20)2
【摘要】本文对我国南极陨石的收集、分类和研究工作进行了回顾和阶段性的总结.4次格罗夫山考察共发现陨石样品9834块,其中已完成和计划2008年完成分类的陨石共2431块.在正式公布的684块已分类陨石中,鉴定出2块火星陨石、2块灶神星陨石、6块橄辉无球粒陨石、5块中铁陨石、1块橄榄陨铁、1块铁陨石以及10块碳质球粒陨石等特殊样品,并对其中的部分样品开展了深入的研究.建议拓展南极陨石的收集,持续开展陨石的分类工作,并提出我国南极陨石研究的重点方向.
【总页数】14页(P81-94)
【作者】林杨挺;王道德;欧阳自远
【作者单位】中国科学院地质与地球物理研究所地球深部研究重点实验室,北京,100029;中国科学院广州地球化学研究所,广州,510640;中国科学院地球化学研究所,贵阳,550002
【正文语种】中文
【中图分类】P1
【相关文献】
1.中国第26次南极考察格罗夫山队发现首块陨石 [J],
2.中国科学家南极陨石内发现太阳系外物质 [J],
3.中国南极球粒陨石的高精度钾同位素研究 [J], 蒋云;Piers KOEFOED;王昆;徐伟彪
4.中国第26次南极考察队采集陨石1618块 [J],
5.南极陨石收集和研究新进展 [J], 王道德
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◎文图 中国科学院地质与地球物理研究所 胡森 林杨挺陨石：深空探测的钥匙你了解陨石吗？到底什么叫陨石？陨石的定义其实很简单：坠落到地球的地外碎块都可称作陨石。

而大范围的陨石降落事件就是我们常说的“陨石雨”。

那么，为什么将陨石称为深空探测的钥匙呢？今天，我们就先从陨石的类型划分说起。

有图有真相哦！小编的话：穿越宇宙的精灵你知道吗？陨石和流星都来自流星体，它们就像一群穿越宇宙的精灵，当流星体足够大，并能承受住大气层的严峻考验落到地面，就被称为陨石。

除陨石外，微米至毫米级的星际尘埃（微陨石）也在不断沉降到地球，由于其粒度细小，不容易被发觉，但在深海沉积物、南极冰雪、黄土、K/T界线地层等都能检测和回收到微陨石。

高速（可达100千米/秒）的星际尘埃穿过地陨石的分类体系随着研究的不断深入而逐渐建立起来。

一些科学家根据硅酸盐和金属的相对含量将陨石划分为石陨石、石铁陨石和铁陨石。

Allende碳质球粒陨石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。

让我们看看它们长啥样吧！Toluca铁陨石（IAB型）及其内部结构球粒陨石中炉条状的橄榄石球粒的正交偏光图像NWA7325无球粒陨石另外一些科学家根据陨石的成因特征，又将陨石划分为未分异的陨石（即球粒陨石）和分异的陨石两大类。

球粒陨石的全岩化学成分与太阳的成分基本一致，表明球粒陨石自从形成之后就一直保存到了现在，因而最原始。

相比之下，分异型陨石由于经历过更复杂的岩浆活动，记录了形成之后的演化信息，其全岩成分与太阳有较大差异。

Esquel陨石（一种石铁陨石）Agoudal铁陨石（IIAB型）球粒陨石主要包括顽辉石、普通球粒和碳质球粒三种类型，目前发现少量的K群和R群球粒陨石。

从距太阳的位置来看，顽辉石球粒球粒陨石无球粒陨石石-铁陨石铁陨石熔融分异型陨石（球粒陨石化学群）碳质球粒陨石（C 群）石粒陨石（E 群）（形成条件）还原氧化E H L LL C球粒陨石在太阳系中形成的相对位置分异型陨石分异型陨石可粗略分为三类：无球粒陨石、石铁陨石和铁陨石。

陨石转制高新技术获重大突破陨石转制高新技术获重大突破X一项突破人类空前技术的高新技术陨石转制球粒获重大突破，经前列腺癌、子宫肌瘤、类风湿性过敏性心脏病、心脑血管、三高等疑难杂症患者使用获得新生。

这是潘书湘运用陨石暗物质穿越通过PTRNA技术定位，在陨石元素共轭斜量穿越，经“同性相吸、异性相斥”反物理弱相互作用下，滋生、产生强大催化应力，使陨石元素钯、铑、锶、铷、铌、镍、钛、钇、铀等42种类以上在共轭穿越中让钯从陨石的10几PPm到饮用水的140多PPm冉锁空气的340多PPm穿越植入人体的400到接近（排尿）700PPm的瞬间过程，机体分子明显改善。

可有效约束各类疑难杂症达到机体平衡运行。

天医学应运而生的现实，长寿养生不再梦想，理想、真实、现实人世界发生质的飞跃。

潘书湘是世界首位在陨石中发现多维元素、多维分子的并应用于人类社会活动中的方方面面，陨石瞬间改善分子结构，这是世界重大技术性突破，暗物质探测技术也是世界针对实物检验的，通过大量数据与探测，暗物质离地球越来越远的要因是钯、铑等催化下不断扩张引起宇宙不平衡运动造成的，宇宙生命有此有序运动，分子运动加速或超速运动产生了生物链以致人类高级智慧动物不断升华，致使文明不断变异、进展、飞跃。

PTRNA技术发现与应用，扩展了陨石探究研发思路，它可破译所有来自宇宙的陨落物体，按照陨落物体PTRNA排序比DNA精确度高，可达到10的负12次方精度精准读出0.01PPm的必要数值与频繁波动或不稳定数值（陨石具有的特性），可解码DNA向RNA转录之前的微观世界，可判定'富贵血型'。

目前该技术严控6级加密，反间谍功能强大，从启动、翻译、动态等有一套完整的控制措施，杜绝了申请专利的泄密或者实质审查带来的技术泄密。

可使火箭升空、深空武器、深水舰艇、高速飞机、防射、工、农、商、渔、牧、水产、核反应堆、冶炼、有色金属、矿藏开采等全方位业受益匪浅。