從太陽星雲到球粒隕石,它歷經了什麼?探索隕石真正魅力!

歡迎各位朋友們來到 星石空間站 ，本次星際知識之旅將和您一起深入探索這看似「普通」的球粒隕石，其背後有著並不普通的凝聚成因，它經歷了什麼才成為我們看到的的球粒隕石以及後來我們的星球呢？，就讓小編帶您一起了解一下吧！

內容較長，因此小編先在此先做個簡單概述。

【概要】：

建立類地行星區太陽星雲凝聚過程的巖石學模型，對於合理解釋隕石、地球和類地行星的成因關係，探討地球起源和估算地球的整體成分都有著重要意義。

中國老一輩科學家們根據天體化學和太陽系演化學說關於太陽星雲物理化學條件的基本分析，以及實驗凝聚巖石學的研究結果，推斷在太陽星雲盤的類地行星區中可能有星雲的氣-固和氣-液-固兩種凝聚作用發生。

通過對球粒隕石中球粒和基質礦物成分及結構構造特徵的對比，論證了絕大多數球粒的氣-液-固凝聚成因和基質的氣固凝聚成因，並討論了球粒隕石各化學群的凝聚成因模式。

1.【引言】

近年來，歐陽自遠院士等一批科學家在開展地球早期演化的研究中,深感需要有關地球起源理論和地球整體成分模式做為確定模擬實驗原始物料和討論問題的依據。然而有關文獻無一不涉及天體化學和隕石學等相關科學的內容。由於這些相關科學本身在許多方面的多解性，以及各個研究者討論問題側重面的不同，使地球、類地行星和隕石的成因關係，以及地球原始成分的估算方法等方面存在著多種彼此相互矛盾的推論。突出表現在以下兩方面：

(1)對隕石形成的星雲範圍沒有統一的認識。

上個世紀七十年代以來，在對球粒隕石深入研究的基礎上，形成了太陽星雲凝聚過程中的化學分鎦理論，並認為除I型碳質球粒隕石代表了未經分鎦的星雲凝聚物外，其它化學群的球粒隕石都是經過化學分鎦的星雲凝聚的產物。

根據隕石降落軌道的計算，及隕石反射光譜的實驗室測定結果和小行星反照率的比較研究，已公認小行星帶是隕石的主要來源區(除來自月球和火星等的隕石）。

太陽系演化學說中有關星雲密度的計算主要是以現在太陽系行星的位置和密度分布為依據的,並把兩行星的潮汐力相等處取為兩行星區，即行星的形成區的界線。顯然這種計算和討論是在認為組成某行星的物質，主要來源於太陽星雲盤中該行星形成區的星雲凝聚物為依據的，小行星自然也不例外。

太陽系演化學說還認為，太陽星雲凝聚物吸積形成星子的過程中，由於木星星子的攝動，使一些小行星區的星雲凝聚物被轉移至木星區，成為了構築木星的原始物質。但並沒有證據認為小行星的原始物質來源於其它行星區。

因此可以作出如下推論:種類繁多的隕石是小行星區經過化學分鎦的星雲的凝聚產物(僅I型碳質球粒隕石是未經過分鎦的星雲凝聚產物)。

以上推論也是這篇文章根據隕石的成因分析建立星雲凝聚模型的主要前題。

但是與上述觀點不同的是，有的隕石學家不考慮經過長期演化後地幔成分的變化，將現在上地幔巖石的分析結果做為原始地幔的成分，其FeO/ (FeO+MgO)的比值範圍與各類隕石中矽酸鹽的該值進行比較後，將隕石的來源範圍擴大至整個類地行星區,認為代表還原條件的頑火輝石球粒隕石形成在比地球離太陽還近的行星區(大致相當於水星區)中，而在地球形成區附近形成的是普通球粒隕石和I AB鐵隕石。

(2) 由於沒有統一的隕石、地球、行星成因模式，出現了許多不同的地球整體成分估算方法。如Wiik曾提出用1型碳質球粒隕石的平均成分進行地球整體成分的估算。Mason認為H群球粒隕石的平均成分可做為地球的整體成分。Murthy和Hall提出地球由40%的1型碳質球粒隕石、45%的普通球粒隕石和15%的鐵隕石組成。

Morgan和Anders等以元素的太陽系豐度、地球和其它類地行星的形成條件為基礎，參照隕石中元索和同位索的觀測結果，推出不同階段星雲凝聚物的元素豐度，從而計算出地球和其它類地行星的元素豐度模型。

鑑於上述情況，建立統一的太陽星雲凝聚模式，及地球與隕石成因關係模型已成為當前解決地球起源及建立統一的地球整體成分模式等重大地學問題的關鍵內容。

這項工作也是當時科學家加強地球科學與隕石學天體化學之間的交叉與滲透，促進地學領域多學科合作研究的一種嘗試。

為此，中國老一輩科學家們試圖以天體化學和太陽系演化學說的基本理論為依據,從隕石的凝聚成因入手，結合當時有關實驗凝聚巖石學的研究成果，對星雲的凝聚過程進行分析，進而建立整個類地行星區，包括小行星區在內的星雲凝聚模式並對地球原始成分作出推論。

隕石成因的討論中儘量運用隕石的礦物巖石學特徵為依據,使所建立的星雲凝聚模型含有具體的巖石學內容，以力求與地球科學貼近並易於被地球科學家接受。

2.【星雲盤厚度、密度、壓力、溫度、氧逸度分配趨勢及隨時間的變化】

太陽星雲的熱凝聚模型認為太陽星雲由於自轉加速，內部溫度升高，中心形成原太陽,星雲盤內的物質受到加熱並形成氣體塵埃雲，再通過冷卻使元素分餾和凝聚,形成多種星雲凝聚物。

科學家們根據流體靜力平衡原理，並假定離太陽相同距離處的星雲具有相同的溫度。

這樣推導出：星雲盤厚度與日心距離呈正比，因而星雲盤是內薄外厚的。

科學家們據戴文賽(1979) 給出的數值計算，總體上，星雲盤的厚度大約是半徑的1/15,從水星區到海王星區厚度增加70多倍。包括小行星區在內的類地行星區中星雲盤的厚度從內向外增加約7倍。

推求星雲盤密度有多種方法,計算結果也不盡相同。但總的密度分布趨勢是一致的,即：徑向上，面密度隨日心距離的增大而減小;垂直半徑方向上，赤道處的體密度大於外緣的體密度.

Cameron 認為星雲盤形成過程中,由最初的湍流發生，結果引起面密度的變化，使徑向面密度不呈線性遞減，而出現一定的起伏和漲落。然而星雲壓力主要與密度有關，因此星雲盤內壓力的分布趨勢與密度基本一致。

一般認為星雲盤的溫度主要受太陽輻射的控制，隨日心距離的增加而減小。實際上星雲盤的溫度變化可能十分複雜，溫度的大小還應與星雲吸收紅外輻射的能力有關。因而在垂直半徑的方向上，赤道處的溫度因密度較大，吸收紅外輻射多而溫度高於外緣。

此外，在星雲凝聚的過程中，隨凝聚物數量的增加，星雲的透明度降低，吸收紅外輻射的能力也會增強，這樣就使星雲溫度降低的速率變緩。

星雲盤內氧逸度的分布主要與所接受太陽風的強弱有關,離太陽近處受太陽風的影響大，星雲中含H+離子濃度高，氧逸度低;反之星雲中含H+濃度低，氧逸度較高。

星雲的熱凝聚模型表明，凝聚的過程是-一個溫度逐步下降的過程。隨著疑聚作用的發生，星雲中氣相減少，星雲的壓力逐漸降低。由於太陽風不斷的吹拂，氧逸度隨時間呈下降趨勢。

3. 【類地行星區星雲凝聚作用的可能方式】

物質均可以氣相、液相、固相三種形式存在。凝聚作用是指由氣相轉變為固相的過程。既應包括由氣相直接轉變為固相的過程(物理化學上稱為凝華過程),也應包括由氣相先轉變為液相(即液化過程)，然後再由液相轉變為固相的過程(包括結晶作用或快速冷卻條件下由熔體轉變為玻璃的過程)(李樁1978)。

為敘述方便小編把前者簡稱為氣固凝聚作用，後者簡稱為氣-液-固凝聚作用。

星雲的凝聚作用也應服從這種基本規律。星雲的凝聚過程究竟以哪一種方式進行，應取決於星雲的壓力(P)、溫度(T)條件在星雲物質三相圖中的位置。

當星雲的P值在星雲物質三相點的P值以下，隨溫度下降，有氣-固凝聚作用發生; P值在三相點的P值以上，隨溫度下降，有氣液-固凝聚作用發生，P值在三相點上時，隨T的下降，兩種凝聚作用都可能發生。

根據以下理由，科學家們認為在類地行星區中，星雲的凝聚過程是以氣-液-固和氣-固多種方式進行的。

(1)星雲壓力估算是一個非常複雜的問題，由於使用了許多假設條件，一般給出的只是一個平均近似結果，如在Cameron (1963)提出的模型中，使用的星雲壓力為102Pa；Grossman在計算星雲中元素和礦物的凝聚順序時，使用的星雲壓力為10^2Pa(歐陽自遠1988)；Lewis在討論凝聚形成各行星的條件時，認為從水星區至海王星區，星雲凝聚壓力為10^4~10^-2Pa。其中類地行星區的壓力約為10^4~10Pa(歐陽自遠1988)。

這些估算結果均未說明在垂直徑向上壓力的變化。根據上述星雲盤垂直半徑方向上赤道處的體密度大於外緣的體密度，科學家們認為星雲盤赤道附近的壓力應高於上述平均估算值，而在遠離赤道的邊緣地區的壓力可能高於上述平均估算值。

(2)星雲的成分十分複雜，不能用某一種礦物的成分表示,所以星雲物質的三相圖，單就矽酸鹽三相圖的製作就是一件十分複雜的工作。

星雲凝聚過程中氣相與凝聚相之間的化學反應隨時都可能發生，因而星雲物質三相點的壓力和溫度應是一個較寬的範圍，而不可能是一個點。近年來Mysen et al. (1988a; 1988b; 1985) 和Kushiro et al. (1988) 完成了MgO SiOt-Hz,CaMgSi2O.-H2,CaO-MgO-Al2O3等體系的高溫低壓和多種氧逸度條件下的蒸發凝聚實驗研究，繪製了頑火輝石、SiO2、 鎂橄欖石、透輝石及一些富Ca、Al氧化物的相圖，得出它們氣、液、固三相共存的壓力範圍為10^-1~1Pa,並用太陽豐度中H2與矽酸鹽的比值對上述的壓力範圍進行修正，得出了在具有太陽成分的星雲中這些矽酸鹽礦物的三相點的壓力範圍為10^3~10^4Pa的結論。這個結果落在上述Lewis所估算的類地行星區壓力值範圍：10^4~10Pa之內。

如果把前述的估算值看作為星雲盤的平均壓力的話,科學家們認為不僅在類地行星區的內區(包括水星區，金星區和地球區)，就是在類地行星區的外區(包括火星區和小行星區)的赤道附近，星雲都可能發生氣液-固凝聚作用。

(3). 隕石中發現了大量從熔體結晶形成晶體的現象，隕石界已公認。球粒隕石中的球粒，鐵隕石，石鐵隕石，無球粒隕石中的礦物都是由液相結晶形成的。

本文就是通過對隕石的成分、結構特徵的分析，說明這些液相的凝聚成因,進而建立一個包含氣液固和氣固凝聚作用的太陽星雲凝聚模型。

隕石分類表

4. 【球粒的氣-液-固凝聚成因證據】

球粒隕石主要由球粒和基質兩大部分組成。球粒主要是矽酸鹽質的(包括礦物和玻璃質),因而一般談到球粒均指矽酸鹽質球粒。基質實際上包括細粒矽酸鹽礦物集合體、金屬Fe-Ni及隕硫鐵三種主要組分。因金屬Fe-Ni和隕硫鐵都屬不透明礦物，並密切生長在一起，所以常把它們放在一-起討論。而本文談到基質時主要指細粒矽酸鹽礦物的集合體。

根據球粒的礦物結構和含有火成玻璃等特徵，隕石學界已公認球粒隕石是矽酸鹽熔滴固化而來的(侯渭等1985)。物質形成熔體相有兩種途徑，即氣相—液相的凝聚作用和固相—液相的熔融作用。

一般認為，任何凝聚作用發生之前星云為氣相，所以固相液相的熔融作用必然發生在星雲凝聚形成固相塵粒之後，這種固相星雲凝聚物的熔融稱為重熔作用。

根據以下理由科學家們認為絕大多數球粒是凝聚形成的，而不是重熔的產物。

(1). 在佔球粒絕大多數的斑狀和粒狀結構的球粒中，橄欖石和低鈣輝石主要為自形程度很高的自形晶。在低鈣輝石中普遍見到橄欖石的圓形包體，表明橄欖石先從熔體中結晶而後又與熔體發生反應生成了低鈣輝石(侯渭1985),因此大多數球粒是熔滴緩冷的產物。

球粒的這種形成過程反映了星雲的凝聚作用是隨星雲溫度逐步下降而發生的。Tsuchiyama(1980)等進行了球粒形成的模擬實驗後指出:球粒形成時必須有熱物質包圍使其不致冷卻過快。Donoldson (1976)關於橄欖石的結晶實驗表明,熔體中橄欖石自形晶形成時，熔體過冷程度不得超過60℃ (過冷程度為熔體溫度與橄欖石液相線之差)。如果球粒是重熔作用形成的，形成球粒的熔滴必然經歷了一個驟冷過程。球粒中橄欖石的晶出溫度很高，取普通球粒隕石中的橄欖石的成分約Fa= 20%,其晶出溫度一般在1800℃左右。因而形成球粒的熔滴的初始溫度應在此溫度以上。同時球粒中普遍含少量的隕硫鐵，它是星雲晚期凝聚的產物。因而重熔作用發生時星雲的溫度應低於隕硫鐵的凝聚溫度，據估算壓力為10^2Pa時隕硫鐵的凝聚溫度為700℃ (歐陽自遠1988)。形成球粒的熔滴體積很小，球粒直徑平均為1mm,散熱很快,熔滴在其形成後即刻會降至與周圍星雲相同的溫度。這樣計算出過冷程度為1100℃左右。這個結果大大高出形成橄欖石自形晶的過冷程度，因而重熔作用形成的熔滴不可能有橄欖石的自形晶形成。

(2)如果球粒是由凝聚的塵粒經重熔形成的，其基質成分應與球粒相同。然而實際上基質和球粒的化學成分有較大差異。最突出的特點是基質更富FeO,因此基質凝聚形成的溫度比球粒為低(Nagabara 1983)。基質中也含有少量高溫凝聚物，如尖晶石、富鈣輝石、鎂橄欖石、富鎂斜方輝石等。

據此科學家們可以把基質看作為以較低溫度為主的多種溫度的氣固凝聚物的混合物。

圖1

圖1為5個普通球粒隕石(其巖石類型均為3型)的基質,和這5個隕石之一的Semarkona隕石中球粒的Si/AI-Mg/A1成分比值圖解，圖中五角星表示太陽豐度。

可以看出,基質和球粒成分大致分布於太陽豐度的兩側，因此Nagahara (1983) 認為基質相當於星雲物質除去球粒後的剩餘。

Palme (1992)測定了Allende隕石(CV 碳質球粒隕石)全巖、球粒和基質的成分，並繪製了它們的Cr-Ni和Al-Ca成分圖，結果也發現球粒和基質的成分點均落在太陽豐度和全巖成分連線的兩側(圖2)。

圖2

(3)在球粒隕石中球粒廣泛分布，並以獨立的個體存在。如果球粒是由重熔作用形成的，這種重熔作用就必須是由一些持續時間短的事件引起，如碰撞、衝擊、閃電等。但到目前為止還沒有證據表明，在星雲中這種偶然的突發性事件能出現的如此頻繁和廣泛，以至造成星雲凝聚物大規模的熔融。而星雲的熱凝聚模式認為，隨星雲溫度降低,星雲物質將普遍發生凝聚，星雲凝聚作用也是由星雲演化為行星的必經之路。因此球粒的凝聚成因比重熔成因更容易與星雲的熱凝聚學說取得一致。

(4)除上述凝聚形成的球粒外，球粒隕石中確實存在著少數可能由重熔作用形成的球粒，如爐條狀橄欖石球粒、偏心放射狀輝石球粒、具有低鈣輝石成分的玻璃質或脫玻球粒等。統.計表明，這幾類球粒的總和一般在球粒總數的10%以下，在有的隕石中只佔5%~6% (侯渭，等1985)。同時，筆者在球粒隕石中還普遍觀察到了具有混合結構的球粒，如爐條狀粒狀混合結構，偏心放射狀與粒狀混合結構等。這種現象表明，重熔作用不僅有可能使塵粒轉變為熔滴再固化為球粒，也有可能使凝聚形成的球粒發生重熔，而打上快速結晶的烙印。所以,重熔成因球粒的存在只能說明在星雲凝聚的過程中可能有少量的凝聚物(塵粒和球粒)曾發生過重熔作用，這與大多數球粒的凝聚成因並不矛盾。

西北非普通球粒隕石

5. 【基質的氣-固凝聚成因和形成球粒隕石的星雲條件】

在前期大量科學家科研工作的基礎上, Nagahara (1984)通過對多個三型普通球粒隕石中的細粒矽酸鹽基質的礦物巖石學研究，進一步論證了基質的成因。通過高倍電子顯微鏡下觀察，她作了如下描述:「基質一般為絨毛狀顆粒,其形態多為橢球狀、長方形及不規則狀,表面非常粗糙,顆度從1μ以下至幾個μ。靠近球粒的基質顆粒常常沿球粒表面呈平行延長方向排列，這表明大部分基質是在球粒之後形成並被吸積在球粒表面。基質中礦物的生長順序與球粒完全不同。球粒中的礦物服從矽酸鹽熔體中礦物的結晶順序，如橄欖石具有輝石的反應邊，橄欖石有中心富Mg邊部富Fe的環帶結構等。基質中的礦物生成順序大致服從由高溫至低溫的氣-固凝聚順序:富鈣輝石—富鎂橄欖石—富鎂輝石—較富鐵及富鐵的橄欖石—鈉長石，在富鎂橄欖石上可直接生長含較多鐵的及富鐵橄欖石，而不具有連續的條帶構造。」因此Nagahara得出了基質是氣—固凝聚形成塵粒集合體的結論。

大量球粒隕石巖石薄片觀察表明，球粒隕石中球粒各自呈獨立個體，球粒間有基質隔開;球粒與球粒之間彼此粘連的情況很少見到;球粒在基質中呈均勻分布，未見球粒和基質各自集中的現象，由此推斷球粒和基質形成的時間不會相差很遠，以致它們各自的吸積作用不能發生。

此外，也未見到球粒大量包裹基質的現象，因此大部分基質形成在球粒之後。這就要求星雲氣-液-固凝聚作用和氣固凝聚作用在較短時間內相繼發生。可見，球粒隕石形成時星雲溫度壓力應處於星雲物質的三相點附近。我們把球粒和基質相繼凝聚形成的過程稱之為氣液-固凝聚與氣-固凝聚的聯合凝聚作用。

LL5型隕石

6.【球粒隕石中金 屬Fe-Ni和隕硫鐵的存在形式和成因】

球粒隕石中大多數金屬Fe—Ni與隕硫鐵密切共生，一般認為隕硫鐵是金屬Fe—Ni凝聚形成後與星雲氣中的H2S發生反應的結果。它們大致有兩種產狀: 一種呈較粗粒的塊狀和不規則狀，另一種為細分散狀。在基質中金屬Fe-Ni和隕硫鐵的兩種產狀均普遍存在(Makoto1980)。粗粒的金屬Fe-Ni和隕硫鐵,特別是隕硫鐵常分布於球粒的外圍,其形態受到球粒輪廓的控制，有的可以和其它細粒矽酸鹽基質一起在球粒外形成一個不透明的黑環(侯渭1988a)。

目前尚沒有確切的金屬Fe-Ni三相點的資料，根據星雲物質氣固凝聚順序的熱力學計算(歐陽自遠1988),估計在凝聚形成矽酸鹽熔滴(球粒)前後，也應有金屬Fe-Ni的熔滴形成。但在球粒隕石中幾乎很少見到金屬Fe-Ni或隕硫鐵的球粒，其原因可能是:由於金屬Fe-Ni熔體的粘度比矽酸鹽小得多,金屬的熔滴在完全固化前,由吸積作用使其與其它物體如矽酸鹽球粒或基質集合體相遇,它的形狀會隨相鄰物體的輪廓而改變，成為一些不規則粒狀或塊狀個體。當金屬Fe—Ni或隕硫鐵的球粒外部吸積了一些氣-固凝聚作用形成的細粒的金屬及隕硫鐵顆粒時，金屬與金屬和金屬與硫化物之間的擴散作用也會使其結合成一體，從而改變了原金屬熔滴的形狀。球粒中的金屬Fe—Ni和隕硫鐵主要為細分散狀，有的在高倍放大下呈球形，總的數量比在基質中少。但在個別球粒中也能見到較粗的金屬Fe—Ni和隕硫鐵，它們的形態多受到周圍結晶礦物間隙形狀的控制。這種特徵表明矽酸鹽熔滴形成之前，星雲中可能已有金屬Fe-Ni的氣-固和氣液固凝聚作用發生，使它們部分被包裹進入矽酸鹽熔滴中。此外，在有的球粒隕石的金屬相中觀察到了維斯臺登結構,表明這些金屬是由液相經緩慢冷卻固化而來的(侯渭1982)。

各類隕石小碎片（來源於網絡）

7【球粒外黑環、黑包體和白包體的成因解釋】

在球粒隕石中還觀察到一些與球粒大小相近的黑色包體存在,在有的球粒外緣有-個黑環。研究表明，黑包體和球粒外黑環是一些細粒矽酸鹽礦物和少量金屬Fe-Ni和隕硫鐵的集合體，其化學成分與基質相同(侯渭1988)。從總的結構關係來看，黑環和黑包體應形成於隕石的大規模吸積作用之前。這很可能是由於先存在的球粒、金屬或其它較大的矽酸鹽礦物顆粒，起到了吸積中心的作用，以其為中心優先成團。球粒外黑環和黑包體在球粒隕石中並不佔重要比例，因而成層吸積作用在整個吸積過程中不起主導作用。所以可認為形成球粒隕石的過程是-種較均勻的吸積過程。

各類球粒隕石中,特別是碳質球粒隕石中還含有一種主要由富Ca、Al氧化物及富Mg矽酸鹽礦物組成的白包體，也稱為富Ca, AI (CAI)包體，類似成分的球粒也已有發現。

其中在CV型的Allende碳質球粒隕石中所含數量最多(Dodd 1981)。白包體中的礦物如剛玉、鈣鋁黃長石、尖晶石、黑復鋁鈦石、金紅石、鈣鈦礦、鎂橄欖石、富Ca輝石等在星雲氣-固 凝聚順序表中都屬高溫凝聚物。

Mysen et al. (1985) 的高溫(2000℃)低壓(10^-5Pa)凝聚實驗表明，高壓和高氧逸度有利於此類礦物氣液固凝聚作用的發生。在星雲盤靠近太陽的內部有較高的壓力，低的氧逸度;遠離太陽的外部氧逸度高，而壓力低。因而在星雲盤中具備高壓同時高氧逸度的區域不會太多,這有可能是造成此類成分的球粒不多見的主要原因。在碳質球粒隕石中這種主要由高溫凝聚物組成的白包體之所以能較大量地保留下來，而不是被分散在基質中，是因為這些高溫凝聚物形成之後，與富鐵矽酸鹽礦物的凝聚作用之間存在一定的時間間隔，使高溫凝聚物自身吸積成團後，才發生其它組分的凝聚。

8.【球粒隕石各化學群的凝聚模式】

根據上述球粒隕石各化學群在小行星區中的相對位置和隕石中各類組分形成條件的討論,把球粒隕石各類組分的凝聚形成過程簡單歸納於下表：

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