21世纪格罗夫山地区的南极石化学研究

21世纪格罗夫山地区的南极石化学研究

作为一门基础学科，石材科学和天然化学经历了近10年的最佳发展阶段。一个关键的因素是我国在2004年启动了月球探测的嫦娥工程。通过成功发射嫦娥一号、二号绕月卫星,我国已完成了无人月球探测“绕、落、回”的第一步聚,并取得一系列重大成果。根据嫦娥工程的总体计划,我国将在2013年实现月球表面的软着陆,在2017年实现月球样品的采集并返回。与此同时,我国还将开展对火星、金星、小行星等太阳系小天体的深空探测。陨石是大自然馈赠的来自月球、火星、小行星等天体的岩石样品,为我国月球等深空探测科学目标的制定和科学成果的实现提供了极为重要的研究对象。陨石学和天体化学的发展一方面是我国深空探测的战略需求,另一方面深空探测的实施极大地促进了该学科的发展。我国陨石学与天体化学发展的另一重要因素是我国南极格罗夫山陨石的大量发现。1998年我国开展第一次南极内陆格罗夫山科学考察,首次发现4块不同陨石样品,实现了我国南极陨石考察零的突破。随后在1999年的第二次格罗夫山考察中,发现了28块陨石,包括一块火星陨石和一块灶神星陨石。在2002～2003年度、2005～2006年度、以及2009～2010年度的另外3次格罗夫山考察中,分别发现4448,5354,以及1618块陨石,共收集到的南极陨石总数超过1万块,成为继日本、美国之后拥有南极陨石最多的国家。大量南极陨石的发现为陨石学与天体化学研究提供了极为重要的标本。与地球岩石样品相比,陨石极为珍贵和稀少。不仅如此,大部分陨石样品类似于太空“沉积岩”,由形成区域和条件完全不同的各种集合体和矿物颗粒堆积而成,因此对微区微量分析技术有很高的要求。近十年现代分析技术的进步,特别是随着我国经济实力的不断增强,引进了大量新一代分析仪器,如大型离子探针CAMECAims1280和CAMECANanoSIMS50L,热电离质谱Triton,以及激光剥蚀多接收等离子体质谱(LAue001￣MCue001￣ICPue001￣MS)等,为陨石学与天体化学研究提供了关键的技术支撑。近十年地球科学前沿领域的发展越来越强调比较行星学的作用,特别是对地球形成与早期演化历史的研究,以及地球深部物质组成的研究,比较行星学提供了一个新的视角。另一方面,比较行星学的发展也受益于其与地球科学的融合。本文试图总结我国近十年来在陨石学与天体化学领域所取得的主要成果,并简要介绍国际上的一些重大进展。在此基础上,对未来的研究提出一些思路和建议,以供参考。1太阳系外颗粒陨石中的太阳系外物质是太阳系形成之前,由超新星、新星、红巨星以及渐近线巨星等各种恒星的喷出物凝聚形成的产物,是太阳星云残留的原始尘埃颗粒,具有与太阳系物质完全不同的同位素组成。自1987年在陨石中发现了太阳系外成因的纳米金刚石以来,不同类型的太阳系外颗粒陆续被发现,包括碳化硅、石墨、刚玉、氮化硅、尖晶石和黑复铝石、以及硅酸盐等。这些太阳系外物质具有一种或多种元素的同位素异常,反映了不同恒星或恒星内部不同圈层的核合成过程。1.1太阳系外颗粒多元素同位素分析结果太阳系外物质的粒度极少超过10μm,大部分小于1μm。因此,自2000年出现第一台纳米离子探针(NanoSIMS)以来,太阳系外物质的研究进入了一个新的发展阶段,主要表现在陨石样品原位太阳系外硅酸盐等的发现,以及太阳系外颗粒的多元素同位素分析。传统离子探针的常规束斑约20～30μm,而纳米离子探针的一次离子束可小至50nm,同时具有高的灵敏度和多接收功能,可以满足多达7个同位素的同时测量。利用NanoSIMS的高分辨同位素成像功能,在星际尘埃颗粒(IDPs)和原始陨石样品中发现了平均粒径仅为300nm的太阳系外成因硅酸盐。中国科学院地质与地球物理研究所于2010年引进了我国第一台纳米离子探针NanoSIMS50L,利用该仪器的高分辩同位素成像技术,已在我国宁强陨石和南极格罗夫山陨石GRV021710等样品中原位发现了大量太阳系外硅酸盐和碳化硅颗粒。1.2太阳系外物质太阳系外颗粒的发现主要有三种途径:①将陨石的大部分物质酸溶后从很少的残留颗粒中寻找;②将陨石基质物理分选后,从特定粒级或比重的样品中寻找;③直接在陨石样品上原位进行同位素扫描。太阳系外物质的含量很低,因此需要采取有效的预富集处理,其中最有效的途径是化学溶样。用酸将陨石的大部分物质溶解掉,得到很少的酸不溶物,从而极大地富集了酸不溶的太阳系外物质的含量,包括金刚石、碳化硅、石墨、氮化硅、刚玉等。但是,采用这种方法显然不能发现硅酸盐等可被酸溶的太阳系外物质。由于太阳系外物质的颗粒很小,大部分集中在0.3～0.5μm区间,因此采用冷冻ue001￣解冻破碎原始球粒陨石样品,然后进行粒度和密度分选,最后对特定粒级进行离子探针分析,从而发现太阳系外物质。借助于纳米离子探针的高分辨同位素成像技术,近年在不同化学群原始陨石中发现了各种太阳系外颗粒。例如,通过对C,N,Si元素的同位素面扫描,可以发现原位的太阳系外SiC,Si3N4和石墨;通过对O,Mg,Al等元素的同位素面扫描,可发现太阳系外硅酸盐和氧化物。利用我国新引进的纳米离子探针,也在宁强(C3)陨石、GRV021710(CR2)、清镇(EH3)和荷叶塘(L3)等陨石发现了大量来源于AGB星,红巨星以及新星的太阳系外硅酸盐,SiC以及碳质颗粒。1.3u3000n、si同位素太阳系外颗粒的样品量仅够进行一次C,N,Si等少数元素的同位素组成分析。而更多元素的同位素分析,将对太阳系外颗粒源区的核过程给出更多的新信息,从而对相应的天体物理模型有更好的制约。根据C、N、Si同位素分析,在清镇陨石中发现太阳系外来源SiC和Si3N4颗粒,并将II型超新星来源的Xue001￣SiC划分为X1和X2类型。在此基础上,利用纳米离子探针对X1和X2型颗粒分析其它元素的同位素组成,发现Mg由26Al(t1/2=0.73Ma)衰变形成26Mg过剩,44Ti(t1/2=52a)衰变形成44Ca过剩,以及49V(t1/2=337d)衰变形成49Ti过剩等。此外,重元素的同位素丰度模式对于识别恒星内部核合成的慢中子捕获(sue001￣过程)和快中子捕获(rue001￣过程)等有特征的指示意义,包括Ba,Sr,La,Ce,Hf,Eu,Zr以及Mo等。1.4碳质球粒陨石的表征太阳系外物质研究的另一重要方面是从这些颗粒的表面形貌、大小、晶体结构(对称型等)等特征,提取有关形成太阳系外颗粒的星际介质环境,包括其化学组成、氧化还原程度、气ue001￣固相结晶的动力学过程、以及温度ue001￣压力(或密度)ue001￣时间等因素。对主群SiC的透射电镜分析,发现存在二种多形(即αue001￣SiC,βue001￣SiC),它们是SiC已知多形中形成温度最低的二种类型。最近对源自红巨星或渐近线红巨星的辉石的透射电镜分析,发现具有钙钛矿结构,可能在星际介质或恒星源区受冲击波而发生相变。利用Raman光谱,Auger纳米探针,透射电镜(TEM)以及纳米离子探针对在Murchison碳质球粒陨石中不同密度的太阳系外石墨进行系统研究,发现其表面形态与晶体结构以及同位素组成之间具有相关性。由于原位发现的太阳系外颗粒相对较少,并且将这些几百纳米的颗粒制备成透射电镜的超薄片在技术上有一定难度,太阳系外颗粒的结构研究还处在开始阶段。2道德教质的记录球粒陨石,特别是其所含的富Ca,Al包体(简称CAI),形成于太阳系演化历史的最初始阶段,可能保存了一些灭绝核素衰变的子体。陨石中灭绝核素的研究有两方面的意义:①灭绝核素的衰变部分提供了行星演化的能量;②可作为太阳系早期演化的精确时间标尺。由表1可知,陨石中大部分灭绝核素的半衰期很短,且初始比值很低,因此要求所分析的矿物颗粒具有很高的母体元素/子体元素比值。2.1超声成因假说陨石中灭绝核素的研究一直是天体化学的前沿领域,主要的科学问题包括:①更多灭绝核素的存在;②灭绝核素初始比值的精确值;③灭绝核素在太阳星云中的空间分布;④灭绝核素的成因。近十年新发现的灭绝核素有10Be,60Fe,36Cl等。灭绝核素的成因一直是争议的焦点,一种观点认为它们在超新星中形成,然后抛射进入太阳星云,另一种观点认为是原地辐射形成。由于10Be只能形成于宇宙线与物质的相互作用,陨石中10Be的发现提供了灭绝核素辐射成因的重要证据。但是,随后的分析发现10Be与26Al,41Ca在同一CAI中不共存,该发现支持26Al,41Ca的超新星成因。根据太阳Xue001￣风辐射成因假说,太阳星云中灭绝核素的丰度应随靠近太阳距离的平方而升高。相反,超新星成因假说预期基本均一的空间分布。由于Cl是强挥发性元素,CAI中的Cl是该集合体形成并迁移到各陨石形成区域后,通过低温蚀变进入,因此不同化学群陨石中36Cl的分布具有空间的信息。对比顽辉石球粒陨石与碳质球粒陨石中36Cl的分布,未发现36Cl向太阳靠近而升高的趋势。最近利用纳米离子探针对2008TC3小行星EL3角砾中原生陨氯铁(FeCl2)的分析,也未发现更高的36Cl初始丰度。超新星成因假说的最有力证据是CAI和球粒之间Pbue001￣Pb同位素绝对年龄的差异(2.5±1.2Ma)与CAI和球粒之间由26Al/27Al初始比值差异所代表的间隔年龄(2～3Ma)一致。利用SIMS对球粒陨石的陨硫铁和富铁橄榄石的分析,证明存在由60Fe衰变产生的60Ni过剩。但关于60Fe/56Fe初始比值的大小存在很大的争议,离子探针给出的结果约(0.5～1)×10-6和0.92×10-6,而利用MCue001￣ICPue001￣MS分析无球粒陨石给出的初始值约低一个数量级。Guan等对顽辉石球粒陨石中硫化物的分析,发现其Feue001￣Ni,Mnue001￣Cr同位素体系受到了明显的扰动。Lin等利用CAMECA1280离子探针,对同类陨石不同产状硫化物的分析,不仅证明热变质对Feue001￣Ni和Mnue001￣Cr体系的扰动,并且由相对封闭的体系给出60Fe/56Fe的初始比值为(0.93～1.6)×10-6。为了发现明显的60Ni过剩,总是尽可能选择高Fe/Ni比值的矿物颗粒进行离子探针分析。因此,分析数据中常出现61Ni没有计数的情况。一些研究者认为现有的离子探针数据处理方法人为扩大了60Ni/61Ni比值,因此得到的60Fe/56Fe初始比值也被相应地扩大。有关这一问题,尚未得到一致的认识。2.2原位同位素分析同位素质谱分析技术在近十年取得了相当明显的进步,为陨石中灭绝核素的研究提供了关键的技术支撑。相关的质谱分析技术包括热电离质谱、多接收电感耦合等离子体质谱、以及二次离子探针。热电离质谱是精确测定同位素比值的传统技术。ThermoFisher公司的TritonPlus能够对微量样品进行超高灵敏度和精度的同位素比值测定。Sr和Nd同位素比值测定的外部精度提高至5×10-6,甚至达到2×10-6,这使得热电离质谱在146Smue001￣142Nd体系的研究方面发挥了关键的作用。Cr同位素的分析精度达到了0.05ε(53Cr/52Cr)和0.1ε(54Cr/52Cr)。多接收电感耦合等离子体质谱是同位素测定的一项新技术,其等离子体源近8000K的高温可将几乎所有元素有效离子化。利用新一代的MCue001￣ICPue001￣MS,对26Alue001￣26Mg体系进行了高精度测量,25Mg/24Mg和26Mg/24Mg比值的重现性已经分别从(30～60)×10-6提高到2.5×10-6和20×10-6。182Hfue001￣182W体系的研究也主要基于MCue001￣ICPue001￣MS分析技术的进步,W同位素的分析精度好于0.3ε(182W/184W,20×10-6W标准物质)。Ni同位素比值测定的外部重现性为15×10-6(60Ni/58Ni)和30×10-6(61Ni/58Ni)。二次离子探针在分析精度和空间分辨能力上有了突破性的提高。CAMECAims1280离子探针实现了原位同位素分析的最高精度,采用多接收法拉第杯,同位素比值的测量精度可以达到0.1‰的水平。因此,可以对一些Al/Mg值较低的矿物(如尖晶石、富Al透辉石)开展26Alue001￣26Mg体系的分析。纳米离子探针CAMECANanoSIMS50L常规分析的空间分辨好于100nm,最高好于50nm,可以对陨石光片上极微小的矿物颗粒开展原位的灭绝核素分析。不仅如此,纳米离子探针的同位素比值测定精度可达0.2‰。2.3ue0103潭分异的形成时代灭绝核素越来越广泛地被应用于太阳系早期演化的精确定年,特别是利用182Hfue001￣182W体系测定包括地球核ue001￣幔形成时间和其他金属ue001￣硅酸盐分异事件的时间,以及利用146Smue001￣142Nd体系测定地球、月球、火星等的壳幔分异时间。地球和各类陨石W同位素的精确测定发现,相对地球样品,球粒陨石具有明显的182W亏损,均值为-1.9±0.2,表明在182Hf灭绝之前,地球即已发生核ue001￣幔分异,据此计算出地球核ue001￣幔分异时间仅较CAI形成晚30Ma。对月球金属颗粒的Hfue001￣W同位素体系研究,获得月球核ue001￣幔分异的间隔年龄为62+90−10-10+90Ma。同样,对比地球、月球、火星、球粒陨石的142Nd/143Nd比值,可以对它们壳ue001￣幔分异的时间给出制约。地球的壳ue001￣幔分异时间距太阳系初始时刻约30～75Ma,不同研究小组给出的月球壳ue001￣幔分异的间隔年龄分别为215+23−21-21+23Ma,239+35−45-45+35Ma和229+24−20-20+24Ma。由火星陨石的142Ndue001￣143Nd和Smue001￣Nd二阶段演化模型给出火星岩浆洋的结晶时间则一直持续到100Ma。对无球粒陨石的Alue001￣Mg体系进行分析,发现小行星经历快速吸积和熔融,其熔融事件仅比CAI形成晚3Ma。对这些快速形成的分异型陨石的60Ni分析,发现它们相对地球、火星、球粒陨石亏损约25×10-6。这一发现被解释为60Fe是在这些陨石的母体小行星形成之后,才由超新星爆发加入太阳系。利用Mnue001￣Cr体系,可对水蚀变形成的碳酸盐的年龄进行测定。对Kaidun陨石中CI型碎屑的碳酸盐颗粒分析,发现存在由53Mn衰变产生的53Cr过剩,由此计算的间隔年龄约为4Ma。3太阳云的形成区域球粒陨石是太阳星云冷凝吸积的直接产物,由球粒、富Ca,Al包体、不透明矿物集合体、以及细粒基质等各种组分机械堆积形成,相当于太阳系的“沉积岩”。不同化学群球粒陨石代表了太阳星云不同区域的物质组成,但对于其形成的确切位置尚不清楚,较为流行的观点认为,随着还原程度的升高,其形成区域趋向靠近太阳。未受明显热变质或水蚀变改造的原始球粒陨石,一方面构成了包括地球在内各行星的初始物质,另一方面它们记录了太阳系形成之前,各种前世代恒星的演化产物,以及太阳星云的形成和演化历史。陨石中各种太阳系外颗粒的发现,证明太阳星云没有被明显加热和完全气化,是一个由固态尘埃和气体混合的星云;富Ca,Al包体和其他组分中灭绝核素的发现,表明有超新星等物质的加入。此外,原始球粒陨石的研究,还对太阳星云的演化获得了以下重要的新认识。3.1不同化学群陨石中cai的分布富Ca、Al包体(简称CAI)由各种难熔的氧化物和硅酸盐构成,包括刚玉、尖晶石、钙钛矿、黄长石、富Al,Ti透辉石等。它们或由高温气体凝聚形成(细粒结构),或由高温熔融结晶(粗粒结构),是陨石中受到最广泛研究的组分。由于高温熔融结晶形成的CAI可大至几个毫米,以往的研究更多集中在这些粗粒结构的CAI,对于单个CAI的矿物、岩石、地球化学特征研究较深入,但有许多基本问题仍不清楚:①不同类型CAI之间的成因关系是什么?②不同类型CAI的全岩化学组成与星云凝聚理论计算的趋势有较大的差异,其原因是什么?③CAI与球粒及其他组分之间的成因联系?随着微束分析技术的进步,细粒结构的CAI得到了更多的重视。对碳质球粒陨石中各种细粒CAI,包括蠕虫状橄榄石集合体(AOA)的系统研究发现,它们在矿物组成、全岩化学组成上具有与太阳星云冷凝理论计算一致的连续变化,因此代表了太阳星云从高温到较低温度的连续冷凝产物。对代表太阳星云凝聚过程的一系列CAI的稀土等微量元素的微区分析,发现多种不同的REE配分模式,但与其全岩化学组成之间无明显的对应关系。对AOA与CAI的Alue001￣Mg同位素体系研究表明,它们具体相同26Al/27Al初始比值(～5×10-5),因此太阳星云的凝聚时间可能短至几万年。另一方面,细粒CAI的全岩化学组成与B型粗粒CAI一致,因此前者通过高温熔融可以结晶形成后者。另一种观点认为,B型CAI是由富Mg,Si的初始物质经过高温蒸发后残留的难熔物质,其主要证据是一些B型包体的Mg,Si同位素组成具有富重同位素的特征。但是,也有一些B型包体的全岩Mg同位素组成富轻同位素。因此,有关B型CAI的成因仍需进一步的研究。富钙长石(C型)CAI的全岩化学组成完全不同于太阳星云凝聚的计算结果,也不可能是高尘埃/气体比值条件下太阳星云液相凝聚的产物。Lin等在宁强碳质球粒陨石中发现一种细粒的富钙长石、尖晶石和透辉石的CAI,并命名为ASI型包体。ASI型包体实际上是由细粒富黄长石ue001￣尖晶石型CAI在较高温度条件下蚀变形成,具有与C型CAI完全一致的全岩化学组成。因此,由ASI型包体熔融可结晶形成C型CAI。太阳星云凝聚形成的细粒CAI、蚀变成因ASI型CAI、以及熔融结晶成因C型CAI之间的上述成因关系得到其他化学群陨石CAI研究的证实。粗粒CAI的形成经历了星云中的加热事件而被熔融。深入的研究还发现,一些CAI可能经历了多次的熔融(或部分熔融事件)。在宁强碳质球粒陨石的B型CAI中发现了残留的富Al,Ti透辉石晶屑,以及可能属于残留体的球状尖晶石集合体(framboidsandpalisades),表明它们经历了多次的加热事件与物质循环。不同化学群球粒陨石中的CAI含量差异极大,主要发现于碳质球粒陨石。另外,不同化学群碳质球粒陨石之间在CAI的粒度分布和岩石类型分布上也存在有明显的差异。但是,这种表观的差异更多是源于少量粗粒CAI的分布。对宁强、Allende、Murchison等碳质球粒中CAI的系统调查发现,它们之间在CAI分布特征有非常明显的相似性,表明很可能来自同一源区。不同化学群陨石中CAI的主要差别更多是由于粒度分选、以及不同氧化-还原条件下的蚀变。这种相似性甚至可以扩大至异常富集CAI的Sahara97159(EH3)陨石。CAI来自同一源区的观点与它们相似的氧同位素异常和26Al/27Al初始比值相一致。现有的分析数据倾向认为CAI具有相同的源区,然后通过某种迁移机制被搬运到太阳星云的不同区域。在这一过程中可能发生粒度分选、以及由于物理化学条件变化产生的各种蚀变。美国星尘号(Stardust)深空探测计划所收集到的彗星尘埃中,发现有与CAI完全相同的集合体,证明CAI甚至可以被迁移至30～50AU的遥远区域。3.2太阳云团氧同位素组成碳质球粒陨石中CAI的氧同位素异常发现已有近40年的历史,并且氧同位素组成已成为判别陨石母体的最重要证据之一,也是示踪球粒陨石中各种组成源区和形成演化历史的关键参数。但是,有关氧同位素异常的形成机制长期未能得到解释,一般认为是富16O组分的加入。Thiemens等首次报导了与光化学反应相关的氧同位素非质量分馏现象。一个重要进展是在月壤样品中测出注入的太阳风氧同位素组成与CAI相同。由于太阳的质量占整个太阳系的99.8%以上,因此可以代表太阳系的初始组成。这一结果表明,CAI的氧同位素组成是未分异的正常值。相反,包括地球在内的类地行星和小行星具有异常的氧同位素组成,经历了强烈的氧同位素分馏过程。美国起源号(Genesis)计划采集的太阳风样品的氧同位素分析结果进一步证实了这一结论。由此自然引出的另一个问题是,太阳星云如何演化成一个具有氧同位素非质量分馏特征的体系?现在主流的解释是所谓的氧同位素自屏蔽效应。在紫外线和宇宙线的辐射下,太阳星云发生各种光化学反应。16O的相对丰度远高于17O和18O,与16O相关的波长基本上在星云盘的外层即被完全吸收,因此,只有其它波长的紫外线能够穿入星云盘,并与17O和18O相作用,从而表现出非质量分馏效应。对Acfer094陨石基质的纳米离子探针同位素面扫描,发现了极贫16O的磁铁矿颗粒,其δ17O和δ18O均为180‰。该磁铁矿是铁镍金属或硫化铁与极贫16O的水在360K以下温度反应形成,反应可能发生在太阳星云,也可能发生在该陨石的小行星母体。现有的氧同位素分析表明,太阳星云的演化中伴随着δ18O从-50‰～180‰的分馏。对氧同位素异常形成机制的认识,将为深入了解太阳星云的形成和演化提供重要的证据。3.3有关实际地层单位的岩石矿物、化学特征顽辉石球粒陨石属于较为稀少的类型,但其形成于极端还原的特殊条件,包括Ca,Mg,Na,K,Cr等典型亲石元素常形成各种硫化物,Si以固溶体形式存在于铁镍金属和形成陨硅铁镍石(perryite),P主要以陨磷铁镍石矿物出现。对该类陨石的研究将获得太阳星云在极端还原区域演化的信息。同时,顽辉石陨石是已知唯一与地球-月球具有完全一致氧同位素组成的陨石,可能与地球的初始物质有某种成因联系。顽辉石球粒陨石根据矿物模式组成和化学组成的差异被划分为EH(高铁)和EL(低铁)2个化学群。但是,以往收集到的EL群陨石均为热变质程度高的EL6型样品,而EH群陨石的岩石类型分布在3～5范围,EH与EL群陨石在热变质特征上显示连续变化的特点,这也是质疑它们是否具有不同的小行星母体的主要原因,也难以判别它们之间在矿物、岩石、地球化学特征之间的差异或源于星云凝聚或源于母体热变质。MAC88136陨石被鉴定为第一块EL3型陨石,不仅确证EH与EL各自具有独立的母体,同时提供了对比EH与EL群陨石星云凝聚的机会。通过MAC88136(EL3)与我国清镇陨石(EH3)之间以及与其他岩石类型之间的对比,厘清了星云氧化还原差异和母体热变质差异的影响。研究表明,EH群较EL群形成于更加还原的星云条件,前者以尼宁格矿(niningerite)和各种碱金属硫化物(caswellsilverite,phasesA,B,djerfisherite)的产出为鉴定标志,后者以陨硫锰矿(alabandite)为标志性矿物。此外,EH群陨石的金属和陨硅铁镍石含有更高的Si,以及闪锌矿富碱金属元素。相反,EL群的硫化物(闪锌矿、陨硫铬铁矿)以富Mn为特征。EL6型陨石中低的闪锌矿含量,以及陨硫铬铁矿中低的Zn含量则主要是母体热变质造成的挥发丢失。基于矿物化学组成与产状的相互关系,发现硫化物具有4种成因类型的证据,包括星云气ue001￣固相直接凝聚、固相与气相的硫化反应、矿物在小行星母体中的分解、以及固溶体的出熔等,其中分别由气ue001￣固相凝聚和固相ue001￣气相反应形成的闪锌矿具有相同的FeS含量,指示了相同的形成温度和基本平衡的星云凝聚过程。发现尼宁格矿、陨硫锰矿、闪锌矿的多种环带特征,指示了星云和小行星母体中的加热事件和冷却过程。通过对更多顽辉石球粒陨石的研究,发现Y973225等陨石的岩石矿物化学特征介于EH与EL群之间,可能属于新的化学群。最近在2008TC3小行星,即AlmahataSitta陨石中发现的MSue001￣17EL3型角砾具有非常高含量的Si2N2O矿物和透辉石。,可能来自一个完全不同的母体。尽管顽辉石球粒陨石的主要矿物指示了极端还原的形成条件,但该类陨石中常见富FeO硅酸盐角砾,并由还原反应形成次微米大小的贫Ni金属尘粒,反映了太阳星云不同区域之间的物质混合。Sahara97159(EH3)陨石中发现异常高含量的CAI,也可能来自星云的其他区域。4热质岩石类型近十年在南极和沙漠地区回收到了大量的火星陨石,其数量已经达到61块(包含成对陨石)。火星陨石是目前人类唯一获得的、来自火星表面的岩石样品,可划分为纯橄榄岩质、透辉橄岩质、斜方辉岩质、二辉橄榄岩质、玄武岩质、以及含橄榄石斑晶玄武岩质6种类型。2011年7月18号在摩洛哥降落了一块火星陨石(Tissint),属于一次罕见的火星陨石雨。我国在南极总共回收到两块火星陨石样品,GRV99027和GRV020090。GRV99027为第四块二辉橄榄岩质火星陨石,与此前发现的另外3块同类陨石,即ALH77005、Yue001￣793605、LEW88516具有相似的矿物岩石地球化学特征。GRV020090也属于二辉橄榄岩质火星陨石,但富含REE并具有LREE富集的特征,铁镁硅酸盐具有高的FeO含量。4.1辉橄榄岩质火山陨石GRV99027陨石与大多数二辉橄榄岩质火星陨石具有非常相似岩石结构、矿物化学组成、全岩化学组成,但其明显的强烈撞击后的热变质特征可以排除与其它同类陨石的成对关系。GRV99027与其它二辉橄榄岩质火星陨石或源自同一火成构造的不同区域,或它们之间的相似性反映了火星地幔的均一性。该陨石具有基本未分异的铂族元素配分模式,无明显的W和Ga负异常,反映了较氧化条件下火星岩浆洋的分异,以及后期增生中球粒陨石物质的加入。GRV020090是首次发现的富集型二辉橄榄岩质火星陨石,REE含量高并具有LREE富集的配分模式;长石含量高,并出现钾长石;次要矿物磷灰石和斜锆石常见。已知与GRV020090相似的陨石仅有RBT04262。GRV020090与RBT04262或由火星富集地幔部分熔融形成,或由类似GRV99027陨石的母岩浆经过分异结晶形成。4.2高压相组织的变形火星陨石,特别是玄武岩质火星陨石的冲击变质特征非常发育。长石大部分呈熔长石化,一些陨石中发育有冲击熔脉和熔融囊。熔长石是指长石在强烈撞击下,通过固ue001￣固相变形成的玻璃相,又称击变玻璃。但是,对玄武岩质火星陨石的详细研究发现,一些熔长石具有各种熔融的特征,因此,一些学者提出这些熔长石是长石熔体在高压下淬火形成的玻璃。在Shergotty陨石中发现了石英的一种新的高压相,即后斯石英相,其压力高达29±1GPa。在DaG735(含橄榄石斑晶火星陨石)中发现橄榄石在高温高压条件下(23GPa,温度大于700℃)分解形成的钙钛相和镁方铁矿相。GRV99027具有熔融囊,但已重结晶;长石也具有明显的重结晶特征,指示了该陨石在强烈冲击变质后,可能又迅速被火星表土深埋,经历一个缓慢的冷却过程。GRV99027陨石的长石玻璃中还常见圆形气泡,可能是减压熔融形成,与其他玄武岩质火星陨石中产出高压相的Pue001￣T条件不同。GRV020090中发现有冲击熔脉,熔脉边部的橄榄石、辉石、铬铁矿等表明出明显的冲击变质特征,并已鉴定出林伍德石、majorite、涂氏磷灰石等高压相。另外,对另一块二辉橄榄岩质火星陨石Y984028的研究,发现其具有完全不同的冲击变质特征,该陨石发育有毫米宽度的冲击熔脉,但无任何高压相存在。4.3岩石中pbue00pb同位素火星陨石的同位素年龄大致可以分为三个时期,即斜方辉岩质火星陨石的年龄为4.1Ga、纯橄岩质和透辉橄岩质火星陨石的年龄为1.3Ga、玄武岩质ue001￣二辉橄榄岩质火星陨石的年龄为150～500Ma(其中大部分集中在180Ma)。其中,二辉橄榄岩质火星陨石的同位素年龄基本落在180Ma附近,包括GRV99027陨石177±5Ma的Rbue001￣Sr矿物等时线年龄。最近,利用CAMECA1280离子探针对GRV020090陨石中斜锆石的Pbue001￣Pb同位素测定,给出的年龄为190Ma。但是,对于火星陨石的年龄测定结果,特别是玄武岩质火星陨石年青且相似的年龄,出现了争议的声音。一些学者认为,这些年青的年龄代表了强烈冲击事件的时间,而不是岩浆结晶年龄。与此对应,对一些玄武岩质火星陨石全岩Uue001￣Thue001￣Pb同位素分析,给出大于40亿年的形成年龄。但是,根据SaU169月球陨石中强烈冲击变质玻璃化的锆石Pbue001￣Pb年龄分析表明,冲击变质对其Pbue001￣Pb年龄基本上没有明显的影响。即使180Ma左右的年龄代表了玄武岩质火星陨石的结晶年龄,如此年青的火山活动和异常高的相当数量,仍是待解之谜。4.4地面和垂直d同位素火星表面水的存在,以及火星大气的形成演化等,与地外生命的探索紧密相关,因而一直是火星陨石研究和火星探测的重点。大量的证据表明,火星表面在地质历史中曾存在过液态水和水流。近年基于离子探针,对火星陨石中的水含量和氢同位素组成进行了大量的分析。由于H从火星电离层逃逸的速度大于D,火星大气逐渐富D,其δD达到4200‰。根据QUE94201中磷灰石的水含量和δD之间的负相关推算火星水体的D同位素丰度是地球的两倍。另外一个不清楚的问题是关于火星岩浆的水含量,不同研究者给出了不同的推测值,低至140×10-6～500×10-6,高达1.8%(wt)。Filiberto等认为火星岩浆富含Cl,但水含量小于0.3%(wt)。5球磨地层的岩石类型自1982年发现第一块月球陨石AlanHill81005以来,至今已发现了170多块月球陨石样品,如果考虑成对陨石,现有77个不同的月球陨石。月球陨石主要发现于南极和沙漠。月球陨石的岩石类型主要有:月海玄武岩、高地斜长岩、以及它们之间过渡的混合角砾岩。Apollo计划和Luna计划采集了380kg以上的月球样品,但是它们来自很有限月球正面区域。月球陨石具有更好的代表性,其源区包括了月球的边缘或背面。基于我国月球探测工程的需求,我国学者以月球陨石为对象,逐渐开展月球科学研究,特别是在月球样品的同位素定年和高富钾(VHK)的KREEP等方面取得了创新性的成果。5.1u2004年龄我国近年引进了SHRIMP和CAMECA二个系列的大型离子探针,为富U矿物的原位Uue001￣Pb/Pbue001￣Pb定年提供了最重要的技术支撑平台。在常规束斑(20～30μm)分析的基础上,在CAMECA1280离子探针上还实现了小至5μm束斑的Uue001￣Pb同位素定年;在纳米离子探针上进一步将锆石Uue001￣Pb定年的最小空间分辨提高至5μm以内,Pbue001￣Pb定年2μm以内。利用离子探针分析技术,我国学者获得许多重要月球陨石的精确年龄。SaU169月球陨石冲击熔融岩石中锆石的Uue001￣Pb年龄为3920±13Ma,Pbue001￣Pb年龄为3921±3Ma,该年龄可能代表了月球39亿年大撞击事件。对该陨石冲击熔岩中锆石的Pbue001￣Pb年龄分析,还发现存在一个小的4016±6Ma峰值年龄,可能反映了很少量继承锆石的存在;NWA2977陨石斜锆石的Pbue001￣Pb年龄数据与前人的Smue001￣Nd和Rbue001￣Sr等时线年龄非常吻合,证实了它的结晶年龄为3.1Ga;富Zr矿物的Pbue001￣Pb定年为NWA4734(3.07Ga)和LAP02205/02224(3.04Ga)的同源及其形成于同一撞击事件提供了证据;在2块月球陨石年龄分析中发现,MIL05035(3.85Ga)可能与Asuka881757成对,LAP02224的一颗较大斜锆石(6μm×20μm)的年龄分带(3.11～3.55Ga)修正了前人年龄数据(3.02Ga),该陨石年龄应为3.55Ga;Dhofar458陨石中多晶锆石的Uue001￣Pb年龄为3.4Ga,代表了重结晶年龄。5.2urkiep岩浆的形成和组成克里普岩(KREEP)实际上并不是一种岩石类型,而是指一些月球岩石中富含K、REE、P、以及其它不相容元素,即这些月岩中添加了KREEP组分。KREEP组分可能是月球岩浆洋演化的最后残余熔体——urKREEP。显然,研究富KREEP岩石,特别是一些具有非常高KREEP含量的样品,对于认识月球岩浆洋演化有重要的意义。SaU169是已知最富KREEP的月球样品,由冲击熔融角砾岩和月壤表土构成。对SaU169冲击熔岩深入的岩矿研究发现,存在一种新的岩石类型角砾,由辉石(60.8%vol.)、富Ba的钾长石(27.9%vol.)、磷灰石(5.6%vol.)、富Nb钛铁矿(4.0%vol.)、锆石(1.2%vol.)和少量硫化物(0.6%vol.)组成。除辉石外,其它组成实际上就是KREEP物质,即K(钾长石)、REE(磷灰石、锆石)、P(磷灰石)。这是迄今发现最富集KREEP的岩石(比假定为KREEP的样品还高2～3倍),K含量非常高。该岩石角砾可能代表了最原始的urKREEP岩浆,仅受到富镁岩浆很少的混染。对该角砾中锆石的Pbue001￣Pb定年,给出3921Ma的年龄,可能代表月球岩浆洋的最后固化时间(与39亿年的大撞击事件非常接近)。此外,在Dhofar1180月球陨石中发现了一颗特殊的KREEP角砾,为冲击熔融玻璃角砾,大小约30μm。6无球粒陨石分异型陨石是小行星熔融分异的产物,代表了太阳系最早期的岩浆作用,包括铁陨石、中铁陨石和橄榄陨铁、以及无球粒陨石等类型。我国在南极格罗夫山发现了大量陨石样品,从已分类的近2500块样品中鉴定出1块铁陨石、1块橄榄陨铁、11块中铁陨石、2块钙长辉长无球粒陨石、10块橄辉无球粒陨石、以及2块原始球粒陨石等,为研究太阳系早期岩浆活动提供了重要样品。6.1灶神星-干预了n社会古铜钙长无球粒陨石(Howardite)ue001￣钙长辉长无球粒陨石(Eucrite)ue001￣奥长古铜无球粒陨石(Diogenite)常被称为HED族无球粒陨石,它们具有相同的氧同位素组成,是除类地行星和月球之外,唯一已知的玄武岩质陨石,很可能来自灶神星。NWA011陨石在岩石矿物学和稀有气体同位素组成特征上,是典型的钙长辉长无球粒陨石。但NWA011的氧同位素组成(δ18O=2.54‰,δ17O=-0.48‰,其Δ17O=-1.8‰)在δ17Oue001￣δ18O图中落在HED族陨石区域的下方。显然,NWA011与HED族陨石具有不同的母体,即存在一个与灶神星非常相似、也具有玄武岩质表面的小行星。另一个重要线索,是对贫Al的奥长古铜无球粒陨石的Mg同位素分析,发现其母体的岩浆洋分异时间非常早(0.6−0.4+0.5+0.5-0.4Ma),这要求其母体在2～3Ma很短的时间内完全固化,因此其大小不应超过100km,也就意味着其母体可能不是灶神星。以灶神星为主要探测目标之一的“黎明号”,于2011年7月进入环灶神星轨道,成为首个环绕小行星带的探测器。黎明号拍摄了大量清晰的灶神星南极巨大撞击坑的照片,利用照片对撞击坑进行统计,由此得到较小的年龄,仅1.0±0.2Ga和2.1±0.2Ga。可见光和红外观测数据显示灶神星的表面由HED陨石组成,并有明显的区域变化,其中赤道区域显示出更高含量的钙长辉长质成分,而南极撞击盆地具有更高的奥长古铜质成分。GRV99018和GRV051523是两块钙长辉长无球粒陨石。GRV99018重约0.23g,结晶温度约1100±50℃,经历了强烈撞击并部分熔融,最后被热的抛射表土掩埋而缓慢冷却,其冷却速率约为0.02℃/a。GRV051523重0.8g,与GRV99018具有相似的矿物组成,经历了岩浆结晶后的缓慢冷却历史。该陨石具有重结晶的宽的冲击熔脉,以及含玻璃质的仅十多微米宽的细脉,反映多次的撞击事件和不同的热变质历史。GRV99018和GRV051523的岩石矿物学特征揭示了灶神星表面多次复杂的冲击ue001￣热变质历史,并表明冲击可能是小行星早期演化的主要热源之一。6.2铁c及铁-环-s分析石铁陨石包括橄榄陨铁(pallasite)和中铁陨石(mesosiderite)两大类。橄榄陨铁主要由近等量的铁镍金属和橄榄石构成,可能代表小行星金属核ue001￣硅酸盐幔边界的物质。中铁陨石的硅酸盐部分与HED族陨石具有相似的岩石矿物学特征以及氧同位素组成(Δ17O=-0.28±0.06‰),可能与HED族陨石来自同一母体,即灶神星。我国在格罗夫山发现的GRV020099橄榄陨铁重23.5g,其Feue001￣Ni合金和橄榄石各占约50%,金属部分具有典型的维氏台登结构。在格罗夫山收集到的11块中铁陨石中,对GRV055364,GRV050212和GRV021553的金属相开展了微量元素LAue001￣ICPue001￣MS分析。除GRV055364陨石中个别金属颗粒亏损高亲铁以外,其它两块中铁陨石中金属颗粒的高亲铁元素配分模式与H群平衡型球粒陨石的金属颗粒相似,指示了二者之间可能存在的成因联系。此外,GRV055364中金属颗粒的高亲铁元素含量变化范围较大,可能反映了该陨石金属相的分异结晶。6.3岩石学和微量元素在我国收集的大量南极陨石中,仅发现GRV98003为铁陨石。GRV98003属于极细粒八面体陨铁,主要由铁纹石(含Ni6.7%wt)、镍纹石(含Ni37.1%wt)和合纹石、以及少量的陨磷镍铁矿组成。铁纹石呈竹叶状产出,带宽为12～120μm。乌拉斯台铁陨石是在我国准葛尔盆地东缘戈壁上发现的一块铁陨石,重达430kg,其发现地点距离新疆铁陨石的发现地点东南方向约130km。乌拉斯台铁陨石的岩石矿物学特征与新疆铁陨石相似。利用化学溶样和ICPue001￣MS技术,还测定了乌拉斯台铁陨石的全岩微量元素组成,进一步证明与新疆铁陨石相似性。乌拉斯台铁陨石与新疆铁陨石可能是成对陨石。7冲击前后的变形陨石经历了不同强度的撞击事件,地球表面也残留有170多个陨石撞击坑。冲击变质效应主要包括矿物在冲击波的作用下,产生破裂、塑性变形以及熔融分解、高压相变等。由于冲击事件中形成的极端高温高压环境可与地球深部条件相比较,且球粒陨石可近似代表地球的初始组成,因此,陨石冲击形成的高压矿物成为认识地球和行星深部物质的组成和性质的一扇窗户。7.1对我国南北方普通球粒陨石和地面陨石的化学组成分析在陨石的冲击熔脉中已经发现了橄榄石、辉石、长石、磷灰石等主要造岩矿物的高压多形。陨石熔脉中的高压矿物组合大部分为多晶集合体,化学成分与陨石基岩中的初始矿物相同。通过对橄榄石内林伍德石片晶的研究,发现其晶内多形转变机制与高温高压实验结果基本一致,因此这些矿物的高压相变是一个固态ue001￣固状的转变过程[123,124,125,126,127]。随着对更多强烈冲击变质陨石的研究,发现一些新的高压相变特征。对普通球粒陨石和火星陨石中熔长石的研究,发现其具有液相流动特征,提出这些熔长石并非固态相转变形成的击变玻璃,而是原长石颗粒熔融淬火形成的非晶态颗粒。在一些L群普通球粒陨石中,发现橄榄石与其高压相(林伍德石或瓦茨砾石)集合体的化学成分发生了显著的变化。这种化学成分的变化很难用固ue001￣固相变过程中Feue001￣Mg离子的内部扩散来解释。因此,一些学者对这类橄榄石高压相集合体的固ue001￣固相变机制提出了质疑。利用FIBue001￣TEM技术,对化学组成明显分异的林伍德石ue001￣瓦茨砾石多晶集合体的分析,发现瓦茨砾石和林伍德石从橄榄石熔体中分异结晶形成的证据。在对我国南极格罗夫山陨石的研究中,发现有相当比例的的普通球粒陨石受到强烈冲击变质形成冲击熔融脉。在这些陨石的熔脉及其附近区域,已鉴定出林伍德石ue001￣橄榄石,镁铁榴石ue001￣辉石玻璃等多种高压矿物集合体。特别重要的是,发现已知最大程度的橄榄石与林伍德石之间的化学分异现象,林伍德石的Fa值变化从28%～821%(mol)。对林伍德石的电子探针ue001￣拉曼光谱分析发现,其特征拉曼谱峰的位置和强度与Fa值有很好的相关性,据此建立了从林伍德拉曼光谱解译出其化学成分的新方法。格罗夫