不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义

不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义 第 16 卷第 1 期Vol . 16 , No . 1 极地研究 2004 年 3 月CHIN ESE J OU RNAL O F POL AR R ESEARCH March 2004 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 111 ,2王道德 王桂琴 林杨挺 1 2( )中国科学院广州地球化学研究所 ,广州 510640 ; 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 CR E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 CR E 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 CR E年龄 Eug2 ) ster , 2003。该定义假设因碰撞而使母体碎裂开始暴露于宇宙射线 ,但在陨石母体破裂 之前 ,至少埋藏于深几米的较大母体内 ,同时还假设暴露于宇宙射线的陨石 ,未再次经历 [ 收稿日期 ] 年 2 月收到来稿 。 2004 ( ) 国家自然科学基金重点项目资助 批准号 :40232026。[ 基金项目 ] [ 作者简介 ] 王道德 ,男 ,1932 年生 。1960 年于原苏联科学院获地质 矿物学副博士学位 。现为中国科学院广州 地球化学研究所研究员 。主要从事陨石及天体化学研究 。 改变其大小或形状的破裂事件 ,即陨石经历了单阶段的宇宙射线暴露历史 。如果不能满 足上述假设条件 ,则 CR E 年龄是不真实的 ,但当陨石物质埋藏于母体表面几米内 ,则有可 能受到宇宙射线的辐射 。园艺式的表面层是由于多次反复的暴露和埋藏造成的 ,在其成 岩形成陨石质团块之前 ,其中各种组分曾暴露于高能粒子 。从其母体分裂出来后 ,陨石可 再次碎裂 ,因此 ,利用半衰期不同的放射性核素可测出不止一次的 CR E 年龄 ,即陨石经历 了复杂的宇宙射线暴露历史 。如果陨石属于相同的化学群 ,其 CR E 年龄分布又相同 ,则 认为它们是来自同一次破裂事件 ,并可能来自同一母体 ,藉此可获该母体圈层结构的化学 ( ) 组成信息 Eugster , 2003。 由小行星或彗星撞击而从月球和火星溅射的岩石特别有价值 ,因它们代表着以前载 人或自动飞行器未采过样品的地区 。月球和火星陨石的宇宙射线暴露年龄表明 ,月球陨 石至少来自月球表面 8 个区域 ,而火星陨石所代表的火星表面采样点也不少于 8 个 ,明显 地增加了月球及火星物质的代表性 。作为对比 ,阿波罗和月球号飞船在月球正面的着陆 ( ) 点 ,以及海盗号和探险者 Pat hfinder飞行器在火星表面的着陆点只分别代表了月球和火 星表面很有限的区域 。已测定许多由阿波罗和月球飞行返回的月岩和月壤的 CR E 年龄 , 这些数据表明 ,数百万年前由撞击成坑事件开挖出的岩石经受了单阶段宇宙射线暴露历 史 ,在撞击成坑事件之前 ,其物质完全屏蔽在月表深处 ,直到撞击坑形成时 ,才被带到月球 表土的顶部 ,这些岩石的 CR E 年龄代表了各个撞击坑的形成时间 。因此 , CR E 年龄 ,特 别是月坑的 CR E 年龄 ,成为了解月壳形成的重要地质工具 。由阿波罗飞行器在月坑边缘 采集的岩石 ,其宇宙射线暴露年龄代表了这些岩石受到宇宙射线粒子辐照的年代 。 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年龄及其宇宙化学意义 。 2 陨石群的分类 (() ) 根据 Rubin 2002最新陨石群分类 ,目前己确定 13 个球粒陨石群 表 1,每个群有 5 个或更多的成员 ,且每个群的矿物成分 、结构特征 、全岩化学成分及氧同位素组成等落在 特定的小范围 。球粒陨石群之间相互混合的情况较少 ,偶见陨石基质内有其它陨石群的 碎片 ,因此 ,每个陨石群是来自独立的母体 。此外 ,还发现有约 10 个独特的陨石或球粒陨 ( ) 石小群 gro uplet s,它们也可能来自独立的母体 。至少有 7 个经受了高温和广泛熔融的 无球粒陨石群 ,它们来自不同的母体 。绝大部分铁陨石可划分为 12 个不同的化学群 ,每 个化学群具有窄的化学组成范围 ,它们各自具有独立的母体 。部分铁陨石具不同的组成 特征 ,它们属于未分群铁陨石或铁陨石小群 ,至少来自 60 个不同的母体 。 除球粒陨石 、无球粒陨石 、铁陨石 、石铁陨石 、陨石小群及独特的样品外 ,还发现分别 (来自月球和火星的月球陨石 月海玄武岩 、月球高地斜长岩及月海玄武岩/ 月球高地斜长 ) ( 岩的混合岩和火星陨石 SN CO 陨石 : S 为辉玻无球粒陨石 ; N 为辉橄无球粒陨石 ; C 为 ) 纯橄无球粒陨石 ;O 为斜方辉石岩。在火星陨石中辉玻无球粒陨石较多 ,28 块火星陨石 () 中有 20 块是辉玻无球粒陨石 表 2,通常将辉玻无球粒陨石划分为两类 ,即 : ?玄武岩质 ( ) 辉玻无球粒陨石 ———辉石2斜长石玄武岩 或称玄武岩质火星陨石; ?二辉橄榄岩质辉 表 1 陨石群分类( Rubin , 2002) Table 1 . Classificatio n of met eo rit e gro up 陨石群类型 特征 1 . 球粒陨石 1 . 1 碳质球粒陨石 CI 含水及蚀变的 ;无球粒 ;富挥发性元素 含水及蚀变的 ;小的球粒 CM 含水及蚀变的 ;含金属 小CR 的球粒 CO ( )大的球粒 ;大量的富钙 、铝包体 CA Is CV 大的球粒 ;暗色硅酸盐 C K 微球粒 ;富金属 ;贫挥发性元素 CH ( )Coolidge 陨石 未分群的碳质球粒陨石 1 . 2 普通球粒陨石 H 高的总铁 低的总铁 L 低的总铁 ;低的金属铁 LL 17球粒陨石 1 . 3 R 高度氧化 ;富O 1 . 4 顽辉石球粒陨石 EH 高的总铁 ;非常还原 较低的总铁 ;非常还原 EL ()L EW 87223 未分群的顽辉石球粒陨石 2 . 原始无球粒陨石 ) ( Acap ulcoites 斜方辉石 - 橄榄石无球粒陨石具球粒陨石质斜长石和陨硫铁的数量 ( )Lo dranites 橄榄古铜陨铁 具次于球粒陨石质斜长石和陨硫铁的数量 Wino naites 与 IAB 铁陨石的硅酸盐有关 ()Divnoe 陨石 未分群的原始无球粒陨石 3 . 分异的陨石 3 . 1 小行星无球粒陨石 ( ) Eucrites E钙长辉长无球粒陨石 玄武岩 ) () ( Diogenites D古铜无球粒陨石斜方辉石岩 ( ) ( ) Howardites H紫苏钙长无球粒陨石E 和 D 的角砾岩化混合岩 ( )Angrites 钛辉无球粒陨石 富 Ca ,Al 玄武岩及富 Ti 辉石 顽( ) Aubrites 顽辉石无球粒陨石U 辉石无球粒陨石 含橄榄石 、辉石( ) reilites 橄辉无球粒陨石 及碳质基质 含橄榄石 、单斜辉石( )Brachinites 富橄榄石无球粒陨石 及斜方辉石 3 . 2 火星陨石 )( Shergot tites 辉玻无球粒陨石 - 斑状火星玄武岩 玄武岩 、二辉橄榄岩及橄榄石 ( ) Nakhlites 辉橄无球粒石含 Ca 辉石的辉石岩 ( ) Chassigny 纯橄无球粒陨纯橄榄岩 斜方辉石( )AL H84001 斜方辉石岩 岩 3 . 3 月球陨石 月海玄武岩 覆盖月海喷出的玄武岩 冲击角砾岩 月球岩石混合物加冲击熔体 3 . 4 石铁陨石 橄榄陨铁 ( ) ( ) 金属 + 橄榄石 ;核 金属- 幔 富橄榄石边界样品 金属 + 玄武岩 、辉长岩及斜方辉石岩 ,它们是主要由熔融金属核的 中铁陨石 ( ) 小行星与分异小行星玄武岩质壳的低速 < 1 km/ s冲击形成的 未分群的 Eno n 陨石 3 . 5 铁陨石 岩浆型 铁陨石群 非岩浆型?C , ?AB , ?C , ?D , ?F , ?AB , ?E , ?F , ?A , ?B 铁陨石化学群 铁陨石群 未分群的() ?AB 组合体 co mplex, ?E 铁陨石 Denver Cit y 陨石 ( 玻无球粒陨石 ———由玄武岩岩浆衍生的橄榄石 辉石堆积岩 或称二辉橄榄岩质火星陨 ) ( ) 石McSween and Treiman ,1998。新近从玄武岩质火星陨石中又将具有橄榄石斑晶的 ( 6 个陨石和 EE TA 79001 中的岩性 A 单独划分出来 ,并定名为橄榄石斑状玄武岩 Anne , ) )( ) ( 2002。在此之前 ,该类岩石仅见于 Elep hant Mo raine EE TA79001 玄武岩质火星陨石 () ( ) 中的岩性 A lit hology A,橄榄石 斑状玄武岩质火星陨石具有以下的特征 : 1具橄榄石斑状结构 ,橄榄石的成分范围与 EE T2A 相同 , 但大多数橄榄石颗粒为自形到半自形的斑 () () 晶 ,它们代表未经历明显岩浆分异的火星熔岩 ; 2除钛磁铁矿和钛铁矿外 ,含铬铁矿 ; 3普通辉石的含量低 。以上这些特征 ,既不同于玄武岩质火星陨石 ,也不同于二辉橄榄岩质 火星陨石 。 ( ) 宇宙射线暴露 CR E年龄的计算方法3 3 . 1 CRE 年龄计算 依据稳定与放射性核素对 假设银河宇宙射线的通量是恒定的 ,那么宇宙成因稳定核素的浓度 s 及放射性核素 ( ) 的浓度 r 由下式给出 Eugster 2003: ()1 s = Pt s λ- 1 - t λ() ()2 r = P1 - e r λP为稳定核素的产率 , P为放射性核素的产率 ,是衰变常数 , t 是暴露于宇宙射线 s r 的时间或宇宙射线暴露年龄 。 ( )表 2 20 个辉玻无球粒陨石的类型 S 型火星陨石 ( ) Table 2 . The t ypes of 20 Shergot tit es S2t ype martian met eo rit es 辉玻无球 粒陨石的 主要岩石学特征 样品名称及可能的成对陨石 ( )类型 S ? Shergot t y : ? Zagami : ( ) ( 主要由单斜辉石 易变辉石及普通辉石和斜长石 冲 ( ) ? Elep hant Mo rainaA79001 lit hology B缩 ) 击产生的玻璃或熔长石组成 ,具玄武岩和辉绿结构 。 写为 EE T2B ; 除晚期铁橄榄石外 , 无橄榄石 。EE T2B 为单斜辉石 Queen Alexandra Range94201 ? 玄武岩质 斜长石岩石 ,类似其它辉玻无球粒陨石 。总体成分的 ( )QU E94201 火星陨石 mg # = 100 ×molar Mg/ M g + Fe ,23 —52 , 表明它 ?Lo s Angeles 们是由分离的岩浆结晶的 。Shergot t y and Zagami 含 ? No rt h West Af rica 480 堆积的辉石 , 而 QU E94201 及 Lo s Angeles 具较高的 ? No rt h West Af rica 856 斜长石含量和辉石的带状性 ,代表了岩浆的成分 。 ?Dhofar 378 ? Allan Hills A77005 堆积岩 ,主要由粗粒橄榄石和嵌晶状易变辉石组成 , ?L ewis Clills 88516 其斜长石含量比玄武岩质火星陨石低一些 。除发现 二辉橄榄 ? Yamato 793605 岩质火星 玄武岩质火星陨石中的钛磁铁矿外 ,还含铬铁矿 。橄 ( )? Grove Mo untains 99027 GRV 99027 陨石 榄石的模式丰度为 40 % —60 % ,比辉玻无球粒陨石形 ? N WA 1950 成早一些 。总体成分的 mg # = ,70 EE T A ,既不同于玄武岩质火星陨石 , 也不同于二 ( ) 辉橄榄岩质火星陨石 ,由橄榄石 Fo 、斜方辉石巨 81253晶及细粒易变辉石和斜长石基质内的铬铁矿组成 ,其 基质类似玄武岩质火星陨石 ,巨晶集合体类似二辉橄 () Elep hant Maraine A79001 lit hology A缩 ? ( 榄岩质火星陨石 。橄榄石 熔蚀外观和不规则带状轮 写为 EE T2A ) 廓的结构和组成特征认为它们与基质是非平衡的 , ?Dar al Gani 476 缩写为 Da G476 这些巨晶是同化的超镁铁质物质的捕虏岩残余 。认 ? Sayhal U haymir 005 缩写为 SaU005 为是类似 EE T2B 岩浆,10 %的橄榄石 、26 %的斜方 橄榄石 辉石及 0 . 5 %的铬铁矿的混合物 。橄榄石 斑状火星 ?Dhofar 019 斑状火星 ? No rt h West Af rica 1068 缩 写 为 N WA 玄武岩 1068 ( ) 玄武岩具有以下的特征 : 1 具橄榄石 斑状结构 , 橄 ? No rt h West Af rica 1195 缩 写 为 N WA 榄石的成分范围与 EE T2A 相同 ,但与 EE T2A 相反的 1195 是 ,大多数橄榄石颗粒为自形到半自形 , 认为它们是 ? N WA 2046 ( ) 斑晶 ,它们代表很少岩浆演化的火星熔岩 ; 2除钛磁 ( ) 铁矿及钛铁矿外 , 出现 铬 铁 矿 ; 3 普 通 辉 石 的 含 量 低 。以上这些特征 , 既不同于玄武岩质火星陨石 , 也 不同于二辉橄榄岩质火星陨石 。 ( ) 注 :据 Anne 2002资料编制 。 - 1 () λ如 t µ,则方程式 2可写为 : - 1 λ()3 r = Pr CR E 年龄计算式为 - 1 λ()t = s P/ r 4 P r s 3 3 1021 22 22 26 用以导出 CR E 年龄的放射性 - 稳定的核素对 ,如 :H2He ,Be2Ne ,Na2Ne ,Al2 21 36 36 39 38 40 41 81 83 Ne ,Cl2Ar ,Ar2Ar ,K2K 及Kr2Kr . 上述所有计算方法都假设所样品的屏蔽几何形态 ,在其暴露期间不改变 。81 81 Kr2Kr 计算方法特别有用 ,而且精确 ,因二者的浓度可在同一质谱计上测量 , 则 83 ( ) Kr2Kr CR E 年龄 t 由下式获得 :”81 - 1 83 81 ()λ()) ( 5 t = Kr/ KrP/ P 81 81 83 P/ P值取决于样品的屏蔽深度 81 83 80 83 82 83 ()() () 6 P/ P= 0 . 92 Kr/ Kr+ Kr/ Kr/ 2 81 83 c c 81 81 () 因子 0 . 92 是Kr 同量异位部分 iso baric f ractio n回收率的系数 ,Kr 是由高能质子 81 () () 产生 Kr 的主体陨石靶元素 Rb ,Sr , Y 及 Zr 的放射性实验测定 ,将 6式代入 5式得Kr2 Kr CR E 年龄为 : 80 81 82 81 ()( ) () () 7 t Ma= 0 . 152 Kr/ Kr+ Kr/ Kr] 81 c c 81 - 6 - 1 81 ( () λ) Kr 的衰变常数为 3 . 03 ?0 . 10×10 a Baglin 1993Kr2Kr CR E 年龄的误 差约为 5 % 。 81 Kr2Kr CR E 年龄的方法 ,由于仅测量同位素比值 ,较之测量绝对气体浓度要精确得 多 ,因扩散丢失 Kr 的浓度 ,不会影响年龄的测定 。 3 . 2 CRE 年龄计算 依据稳定核素丰度与产率 3 21 ( 测定 CR E 年龄最常用的方 法 是 利 用 稳 定 的 宇 宙 成 因 稀 有 气 体 同 位 素 He , Ne , 38 83 126 10 26 ) ( ) Ar ,Kr ,Xe的丰度和 产 率 。而 宇 宙 成 因 放 射 性 核 素 , 如 Be t= 1 . 51Ma, Al1/ 2 36 53 () ( ) ( ) t = 0 . 705Ma,Cl t= 0 . 301Ma及M n t = 3 . 7Ma分别高达 3 个半衰期 ,则可 1/ 2 1/ 2 1/ 2 导出 CR E 年龄 。利用稳定和放射性核素测定年龄 ,需要已知其产率 ,而后者取决于产生 这些核素的靶元素浓度 、陨石的大小以及所分析样品在陨星体内的屏蔽深度等 。目前最 22 21 ( ) 广泛采用的屏蔽参数是 Ne/ Ne,该比值对陨星体内引发中子的次级宇宙射线通量 c 21 24 21 25 22 αα( ) ( ) 很敏感 ,其中Ne 主要由Mg n , Ne 和少量由Mg n , Ne 反应产生的 。对于富 131 130131 126 ( ) Ba 的月球岩石 ,因Xe 由Ba 的中子俘获反应产生 ,因此 ,其 Xe/ Xe可作为灵敏 c 的屏蔽参数 。 3 21 38 83 126 22 21 81 ( ) He ,Ne ,Ar ,Kr 及 Xe 的产率是 Ne/ Ne的函数 ,并根据 Kr2Kr 测年方c 81 法 ,对不同类型球粒陨石和无球粒陨石的产率进行了校正 。对于不能直接用Kr2Kr 方法 测定 CR E 年龄的陨石 ,其 CR E 年龄通过下式求出产率后获得 : ()8 P’= 1 . 63 M g + 0 . 6 Al + 0 . 32 Si + 0 . 07 Ca + 0 . 021 Fe + Ni 21 - 103 元素浓度 M 单位为 wt . % , P’为 10 cmS TP/ g Ma21 21 Ne 的产率由下式获得 : 22 21 - 1 ()9 () P= a P’b Ne/ Ne- c 21 21 c ( ) a ,b ,c 值与化学组成有关并己测定了主要陨石类型的 a ,b 及 c 值 Eugster 1988。 3 21 38 83 126 He ,Ne ,Ar ,Kr 及Xe 的产率与由大多数其它放射性核素 稳定核素对校正的产率一致 。 4 不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄 () Keil et al . 1994依据化学 ,矿物学 ,结构及同位素特征提出 ,已收集的大部分陨石 () () 样品来自约 15 个未熔融 未分异和约 70 个熔融 分异的小行星受撞击产生的碎片 , Eu2 () gster 2003依据陨石的成因和宇宙射线暴露历史 ,着重讨论了同位素特征 。 ( ) 到目前为止 ,已分析了 1600 多个陨石的稀有气体 , Schultz and Franke 2002对稀有 ( 气体的数据进行了汇编 。此外 ,根据放射性核素的活度 适用于 CR E 年龄不超过约 3 个 ) 半衰期的放射性核素还测定了许多 CR E 年龄很短的陨石 ;大多数铁陨石的 CR E 年龄由40 41 K -K 方法给出 ;有时在南极和沙漠回收到属于同一次降落的大量陨石碎片 ,但是否 属实 ,可据其 CR E 年龄加以确认 。从石陨石 、石 - 铁陨石及铁陨石的 CR E 年龄分布看 出 ,大多数石陨石的 CR E 年龄范围为几个 Ma 到约 70Ma 。但是顽辉石无球粒陨石可高 达 120Ma ,许多 C I 和 CM 球粒陨石低于 1Ma ,而铁陨石通常在宇宙空间遨游的时间较长 , ( 其 CR E 年龄可大于 1000Ma 。根据许多陨石类型的 CR E 年龄分布 ,可识别其群集 clus2) ter的 CR E 年龄 ,并可解释为母体在一次主要的碰撞事件中释放出大量的碎片 。例如 , H ( 群球粒陨石群集的 CR E 年龄介于 6 及 9Ma 之间 ; 斜方辉石 橄榄石无球粒陨石 Acap ul2 () ) coites/ 橄榄古铜陨铁 Lo dranites的群集 CR E 年龄介于 4 —8Ma 之间等 。根据不同化学 类型陨石的群集 CR E 年龄 ,可获得不同陨石类型之间的关系和它们的母体演化历史等信 息 。 表 3 为未分异陨石 、分异的无球粒陨石 、石 铁及铁陨石的 CR E 年龄 ,并简要说明于下 : 表 3 1600 多个陨石的宇宙射线暴露( CRE) 年龄分布 Table 3 . Dist ributio n of cosmic2ray exposure ages of more t han 1600 meteorites ( )( )陨石类型 简要说明 CR E 年龄范围 Ma 群集的 CR E 年龄峰值 Ma () 7 ?2 Ma , 300 个 H 未分异的球粒 15 个 A. 母体上碰撞并释放大量碎块 。我国 ( )中有 约 130 个 为 7 ?2 陨石质陨石 H 球 < 1 —80 Ma H 球 粒 陨 石 的 CR E 年 龄 范 围 为 019 — ) Ma; 少 量 为 24 Ma 及 ( )3617 Ma 王道德等 , 1993 粒陨石 33 Ma 我国 16 个 L ,LL 球粒陨石的年龄范围为 L ,LL 球粒陨石 6 ,15 ,27 及 39 Ma ( )2 . 58 —53 . 9 Ma 王道德等 , 1993 有一半的 E 为 20 — 7 Ma E , R 球粒陨石 35 Ma ;约 1/ 4 介于 2 与 4 Ma 之间 该低的 CR E 年龄并不是由低的机械强度 ( 0 . 2 及,2 Ma 其余的 ,大多数介于 0 . 05 Ma CI ,CM ( 引起的 , 而 反 映 了 靠 近 地 球 物 体 Near2 )及 2 Ma 之间 低于 7 Ma ) Eart h2Object s的碰撞 类似 OC 及 E 球 粒 28 Ma ,少量为几个 Ma 到 及 CO C K ,CV 陨石 50 —70 Ma B. 分异的无球粒 陨石 质 陨 石 斜 方 辉石 橄榄石无球 母体单次破裂和溅射 ,其结构和化学组成 ( ) ( ) 6 ?1 . 5Ma 6 ?1 . 5Ma ( 粒 陨 石 Acap ul2 类似球粒陨石顽辉石无球粒陨石 ) coites/ 橄 榄 古 铜 ()陨铁 Lo dranites 顽辉石无球 12 —116 Ma 分布不均匀 ,,50Ma 具低碰撞几率的轨道特征 ,并具高的寿命 粒陨石 一些 顽 辉 石 无 球 粒陨石 30 —60 Ma 机械性质弱的表土角砾岩 ( 轨道特征不同于顽辉石无球粒陨石 12 — CR E 年 接近一半的 顽辉石球粒陨石 龄低 10Ma ) 116 Ma,二者不是来自同一母体 ( 很可能来自第三个最大的小行星 4 Ves2 22 Ma , 少 数 为 36 Ma 及 22 Ma 陨石 HED ) 12 Ma ta或米级大小的碎块 橄辉 无 球 粒 陨 石 —,34 Ma 0 . 1 ( )et al . , 2003 Rai ( ) 0 . 1 —46 . 8 Ma U reilites钛辉 无 球 粒 陨 石 6 ,12 ,18 及 56 Ma 4 个有代表性的 CR E 年龄 ( )Angrites C. 火星陨石辉玻 T= 0 . 73 , 1 . 2 , 2 . 7 及 ej 溅射年龄 T = ej ( )无球粒陨石 S 19 . 8 Ma 二辉 橄 榄 岩 质 火 ( )( )星陨石 S2L T= 4 . 3 Ma S2L ej 辉橄无球粒陨石 , ( )Nakhlites N T= 10 . 6 Ma ej 纯 橄 无 球 粒 陨 , ( )Chassigny C T= 11 . 1 Ma ej ( )T= 14 . 7 Ma AL H84001 O ej D. 月球陨石 ( 月球陨石 来自月 T = 0 . 06 —8 Ma )至少 3 次冲击事件 ej 球高地 ( 月球陨石 来自月 )海区 T = 0 . 04 —3 Ma 5 次冲击事件 ej E. 石 铁 陨 石 及 10 —1500 Ma 铁陨 石 大 多 数 铁 陨石及石 铁陨石 铁陨 石 > 100Ma , 其 中 I 群 铁 陨 石 化 学 群 为 , ( ) 900 Ma ; ?D 铁陨 石 为 , Rubin 2002代表分异的小行星核 , 机械 10 —160 Ma 中铁陨石铁陨石 350 Ma ; ?铁陨石为 650 ; 性质强 ,并在宇宙空间具有高的寿命 。 ?A 铁陨石 为 207 Ma 及 255 Ma 。 ( ) ( ) ( ) 注 : 1据 Eugster 2003资料编制 ; 2球粒陨石群 CR E 年龄范围为 1 —50 Ma ,共同的峰值 : 6 ,13 ,25 及 38 Ma ,少量的 ( ) ( ( ) 峰值为 18 ,30 及 42 Ma ; 3陨石代表约 15 个未分异的 球粒陨石质小行星及约 70 个分异的 无球粒陨石 、石 铁陨石 ) ( ) 及铁陨石小行星冲击产生的碎块 ; 4SNCO 火星陨石至少 8 次火星表面冲击和溅射事件 。 () () ( () 1Marti and Graf 1992和 Graf and Marti 1994 ; 1995研究过普通球粒陨石 H ,L ) ( ) ( ) LL 的 CR E 年龄分布 , Patzer and Schultz 2001及 Schultz and Weber 2001分别系统地 ( ) 研究了顽辉石球粒陨石和 Rumuruti2型 R球粒陨石的稀有气体和 CR E 年龄 。5 个球粒 陨石化学群的大多数 CR E 年龄范围为从几个 Ma 到 80Ma ,仅很少数的 CR E 年龄小于 1Ma 。 () ( 2典型的碳质球粒陨石比普通球粒陨石和 E 群球粒陨石含较多的挥发性元素 H , ) C , N , Cl , 稀有气体,其中 C I 和 CM 碳质球粒陨石特别富挥发性元素 ,其 CR E 年龄分布 明显不同于其它球粒陨石群 ,大多数介于 0 . 05Ma 与 2Ma 之间 ,并且所有 C I 和 CM 球粒 陨石的 CR E 年龄均低于 7Ma 。作为对比 ,C K , CV 及 CO 碳质球粒陨石的 CR E 年龄分布 () 图类似于普通球粒陨石 O和 E 群球粒陨石 ,其 CR E 年龄范围为 50 —70Ma ,具有一个位 于 28Ma 左右的峰 ,此外 ,CV 和 CO 球粒陨石还有一个约 9Ma 的附加峰 。 () 3顽辉石无球粒陨石的 CR E 年龄范围为 12Ma 到 116Ma ,虽然出现 50Ma 左右的 群集 ,但分布不均匀 。该群集的意义是有怀疑的 ,因为 8 个顽辉石无球粒陨石中有 7 个的 CR E 年龄介于 40Ma 与 60Ma 之间 ,其中 6 个显示出成岩前历经表土暴露历史的特征 ,如 球粒陨石质包体 、冲击黑化 、角砾岩颗粒表面层捕获的太阳稀有气体 ,或因中子俘获产生 ( 过剩的核素 。在所有的石陨石中有两个顽辉石无球粒陨石 No rto n Co unt y 及 Mayo Bel2 ) wa的 CR E 年龄是最长的 ,二者从未暴露于太阳风 。因此 ,这些物质在母体破裂前也未 暴露于宇宙射线的辐照 。虽然这两个陨石是角砾岩 ,其 CR E 年龄代表着非常长的自由宇 宙空间的暴露时间 ,其轨道参数不同于其它石陨石母体 ,尤其是顽辉石球粒陨石 ,后者近 ( ) 一半的 CR E 年龄低于 10Ma ,并显示出不同于顽辉石无球粒陨石 CR E 年龄大于 10Ma的年龄模式 。CR E 年龄分布特征表明 ,顽辉石无球粒陨石与顽辉石球粒陨石具有不同的 轨道特征 ,并来自不同的母体 。 () () ( 4斜方辉石 橄榄石无球粒陨石 Acap ulcoites/ 橄榄古铜陨铁无球粒陨石 Lo dran2) ites,没有其它陨石群的 CR E 年龄象该类陨石的群集如此窄小 ,由稀有气体测定的年龄 ((( ) ) 约为 6 ?1 . 5Ma ,即它们约在 6 ?1 . 5Ma 以前的破裂事件中 ,从其母体溅射出来 Terri2 ) bilini et al . , 2000,其母体无表土 ,且较小 ,可能在该碰撞事件中完全碎裂 。由于这二类 18 17 (δδ陨石具有类似的矿物学 、矿物组成 、热历史 、以及氧同位素组成 = 3 . 4 —4 . 0 ; = 0 . ) ( ) 5 —1 . 1Clayto n et al . , 1992,它们很可能来自同一母体 。此外 ,镁铁质硅酸盐的粒度 在橄榄古铜陨铁无球粒陨石中比斜方辉石 橄榄石无球粒陨石中更粗 ,且成分变化大 ,表 ( ) 明前者的加热温度 、部分熔融和分异的程度都比后者高一些 McCoy et al . , 1997。但 3 () Patzer et al . 2003测定了 3 个新的 Acap ulcoites 样品的 CR E 年龄 ,即 :Dnof ar 125 的He ,21 38 3 21 38 Ne 及Ar 年龄分别为 4 . 8Ma ,5 . 9Ma 和 3 . 1Ma ; N WA 1058 的He ,Ne 及Ar 年龄分 3 21 38 别为 35 . 5Ma ,38 . 2Ma 和 50 . 0Ma ; EE T 99402 的He ,Ne 及 Ar 年龄分别为 12 . 9Ma , ( ) 16 . 8Ma 和 14 . 6Ma ,表明它们源于其母体上不同的冲击事件 ,其中 Dnof ar 125 5 . 9Ma与 ,6Ma 群集的年龄一致 。 ) () ( ) ( 5橄辉无球粒陨石 U reilites及钛辉无球粒陨石 Angrites。橄辉无球粒陨石为一 个不可思议的无球粒陨石群 ,在有些方面为高度分异的火成岩 ,但在另一些方面又享有原 ( 始陨石的特征 ,即 : 其行星型稀有气体和氧同位素有原始太阳系物质的印迹 Scherer et ) al . , 1998。CR E 的年龄分布范围为 0 . 1Ma 到 34Ma ,其中有少许介于 20Ma 与 30Ma 之 间 。橄辉无球粒陨石为角砾岩并含太阳大气成分 ,表明来自较大的母体 。钛辉无球粒陨 石的矿物学和化学组成异常 ,在所有陨石类型中 , Ca 和 Ti 的丰度最高 ,但挥发性元素亏 损 ,所有的钛辉无球粒陨石具岩浆成因 ,并形成于类似行星的环境 。到目前为止 ,仅发现 7 个钛辉无球粒陨石 ,其中测定了 6 个的 CR E 年龄 ,Angra do s Reis 在宇宙空间遨游的时 () (间最长 56Ma,而在南极发现的 L ewis Cliff 87051 的 CR E 年龄上限为 0 . 2Ma 因太阳加 ) ( 热使宇宙成因稀有气体丢失。该类陨石至少形成于 4 次不同的撞击事件 6 , 12 , 18 及 ) 56Ma 以前的溅射事件。 () ( ) ( ) 6紫苏钙长无球粒陨石 Howardite- 钙长辉长无球粒陨石 Eucrite ,- 古铜无球 () 粒陨石 Diogenite ,简称 H ED 陨石 。它们代表了太阳系最早期的火山活动 ,其主要热源 26是现在已灭绝的Al ,其半衰期 0 . 7Ma 。H ED 群陨石母体因高温熔融发生化学分馏或分 异作用 ,硅酸盐岩浆喷发到表面并固化成玄武岩 ,而重的元素如铁则集中在核内 。钙长辉 ( ) ( ) 长无球粒陨石 E为玄武岩质陨石 ,主要由斜长石和辉石组成 ; 古铜无球粒陨石 D几乎 完全由贫 Ca 辉石组成 ,仅有少量的斜长石和橄榄石 ,其矿物学和氧化 还原状态类似于钙 ( ) 长辉长无球粒陨石 ,表明二者相关 ; 紫苏钙长无球粒陨石 H为角砾岩 ,含有钙长辉长无 球粒陨石质和古铜无球粒陨石质物质的混合物 。因此 ,这三种类型的陨石形成于同一母 (() ) 体 。H ED 陨石的 CR E 年龄分布主要群集在 22 ?3Ma ,少量在 36 ?3Ma 。另外 , 一些钙 ( ) () 长辉长无球粒陨石 E群集于 12 ?3Ma ,两个钙长辉长无球粒陨石及一个古铜无球粒陨石 () 的 CRE 年龄为 7 ?1Ma 。己测定 86 个 HED 陨石的 CRE 年龄中 ,有 70 %落在上述 4 个群 81 () 集 22Ma ,36Ma ,12Ma 及 7Ma。如果仅考虑Kr2Kr 年龄 ,上述年龄分布特征的一致性会更 () 好一些 。HED 族陨石的母体很可能是 4 号灶神星 4 Vesta。新近测定 3 个新的钙长辉长无 3 21 ( ) 球粒陨石的年龄 Patzer et al . , 2003为 :Da G 872 的He ,Ne 及 38Ar 年龄分别为 11. 9Ma , 3 21 38 14. 3Ma 和 10. 0Ma ;Da G 983 的He ,Ne 及Ar 年龄分别为 812Ma ,1517Ma 和 716Ma ;NWA 3 21 38 011 的He ,Ne 及Ar 年龄分别为 15. 5Ma ,22. 2Ma 和 19. 2Ma 。 ( ) () ( ) 7富橄榄石无球粒陨石 Brachinites的年龄为 Patzer et al . , 2003: EE T 99402 的3 21 3 21 38 He ,Ne 及 38Ar 年龄分别为 38 . 4Ma ,50 . 0Ma 和 49 . 2Ma ; Hughes 026 的He ,Ne及 3 21 38 Ar 年龄分别为 41 . 1Ma ,48 . 6Ma 和 36 . 0Ma ; Reid 013 的He ,Ne 及Ar 年龄分别为 8 . 1Ma ,10 . 3Ma 和 5 . 9Ma 。 () 8石 铁陨石及铁陨石 。石 铁陨石包括中铁陨石和橄榄陨铁两个群 。中铁陨石的石质及铁质物质约各占一半 ,其中硅酸盐由橄榄石 、辉石及斜长石组成 。橄榄陨铁的橄榄 石颗粒包在金属内 ,其体积比约为 2?1 。大的分异行星 ,其幔主要由橄榄石及较少的辉石 组成 。小行星内的球粒陨石质物质部分熔融会产生液态金属 ,由于重力场使金属分离形 成核 。一般认为 ,大多数橄榄陨铁来自小行星的幔 核边界 ,而铁陨石则代表分异小行星 ( ) 核的碎块 。目前仅测定了约 20 个中铁陨石 10 —330Ma和约 10 个橄榄陨铁的 CR E 年 () 龄 20 —100 Ma,它们介于石陨石与铁陨石之间 。许多铁陨石在进入大气层前都较大 ,因此 ,屏蔽效应相当明显 。另一方面 ,铁陨石宇宙成因核素产率的获得较为困难 。通常用 40 41 1021 26 21 36 38 81 83以下几种方法计算铁陨石的 CR E 年龄 :K2K ,Be2Ne ,Al2Ne ,Cl2Ar ,及Kr2 4 ( Kr 。根据稀有气体稳定同位素计算 CR E 年龄 , 需要确定其屏蔽信息 如宇宙成因 He/21 40 41 ) Ne比值。通常 CR E 年龄大于 200Ma 的铁陨石用K2K 法 ,较年轻的用稀有气体方 40 41 ( ) ( ) 法 ,但不同方法在年龄上的偏差仍未解决 。用K2KT K, 放射性核素 Trad及稀有气 36 38( ) 体稳定同位素 T3 种方法测定了每个铁陨石群的 CR E 年龄分布 ,最可信赖的是Cl2ng 40 41 ) ( ( ) Ar T。大多数铁陨石的 CR E 年龄可高达 1 Ga 1000Ma, 有 4 个 K2K 年龄大于38Ar 1 Ga ,但如用其它方法测定 ,其年龄则低于 1 Ga 。 ?群铁陨石的群集 T 年龄为,900Ma ;K 15 个 ?群铁陨石中有 7 个 T年龄低于 100Ma ;所有 ?D 铁陨石近于 350Ma ; ?群铁陨38Ar 36 38 ( ) 石母体的主要碰撞发生于 650Ma 以前 ; ?A 为 375Ma ,L avielle 等 2001用Cl2Ar 法重 新分析了具 375Ma 峰的铁陨石 ,发现它们形成于 255Ma 及 207Ma 的两次事件 。 () 9火星陨石的年龄及冲击事件 , 表 4 及表 5 分别为辉玻无球粒陨石的同位素年龄 ( ) ( ) 和冲击变质特征 ,以及辉橄无球粒陨石 Nakhlites, 纯橄无球粒陨石 Chassigny及斜方 () ( ) 辉石岩 Ort hop yro xenite的同位素年龄和冲击变质特征 。辉玻无球粒陨石 S的结晶年 ( ) ( ) 龄出现,175Ma 和 330 —475Ma ;辉橄无球粒石 N与纯橄无球粒陨石 C具有相同的结 () 晶年龄 ,1 . 3 Ga,并且溅射年龄一致 ,因此由同一冲击事件撞击形成 ; AL H 84001 的结 晶年龄为,4 . 5 Ga ,次生碳酸盐为 3 . 9 Ga ,相当于硅酸盐中氩的去气时间 。火星陨石的溅 () () () (射年龄范围为,20 —0 . 7Ma ,可划分 5 个群 :即 1,20Ma ; 23 . 94 ?0 . 40Ma ; 4 . 7 ? ) ) () ( ) ( ) ( ) ( 0 . 5Ma ; 3,2 . 7 —3 . 1Ma ; 4, 1 . 25Ma ; 50 . 73 ?0 . 15Ma 最年青的玄武岩。 () 火星陨石的“发射窗口”launch window峰压范围为 15 —45 GPa ,其中 S 群,30 —45 GPa , (( ) ) N 群, 20 ?5GPa , C 群,35 GPa ,O 群 AL H 84001,35 —40 GPa 。二辉橄榄岩质火星 陨石为单矿碎屑角砾岩 ,表明为两次冲击 :第一次在深部 ,并形成单矿碎屑角砾岩化 ,第二 次为溅射事件的冲击变质 。 表 4 辉玻无球粒陨石的同位素年龄及冲击变质特征 Table 4 . The isotopic ages and charact eristics of shock met amo rp hism 宇宙射线 火星 地球 居地年龄 辉玻无球粒 结晶年龄 冲击压力 冲击后 暴露年龄 溅射年龄 ( ) Ma, T ( )( )( )()Ma GPa 陨石类型 S 型 terr温度 ?C ( ) ( ) Ma, T Ma, T : pref ej 1 ,玄武岩质 火星陨石 2 . 73 ?0 . 20 2 . 73 ?0 . 20 Shergot t y 165 ?4 29 ?1 200 ?20 3 33 33 . 0 ?0 . 3 3 . 0 ?0 . 3 2 . 92 ?0 . 152 . 92 ?0 . 15Zagami 177 ?3 31 ?2 220 ?50 3 33 33 . 0 ?0 . 2 3 . 0 ?0 . 3 177 ?12 Ma ; 2B EE T( ) 173 ?3 Ma Rb2Sr; 34 ?2 250 ?50 ( )165 ?43 Ma Sm2Nd 2 . 42 ?0 . 20 2 . 71 ?0 . 20 QU E 94201 327 ?10 0 . 29 ?0 . 05 30 —35 ,200 —350 3 33 32 . 5 ?0 . 3 2 . 8 ?0 . 3 3 . 10 ?0 . 203 . 10 ?0 . 20Lo s Angeles 170 ?8 ,35 —40 ,350 —450 3 33 33 . 0 ?0 . 2 3 . 0 ?0 . 3 No rt h West 3 3 2 . 4 ?0 . 3 Af rica 480 No rt h West Af rica 856 Dhofar 378 2 ,二辉橄榄 岩质火星陨石 Allan Hills 2 . 87 ?0 . 20 0 . 19 ?0 . 07 3 . 06 ?0 . 20 ?5 179 3 33 33 3A77005 3 . 6 ?0 . 7 0 . 2 ?0 . 07 3 . 8 ?0 . 7 L ewis Clills 3 . 94 ?0 . 40178 ?8 3 . 92 ?0 . 40 0 . 021 ?0 . 01 3 388516 3 . 9 ?0 . 40 4 . 70 ?0 . 50 Yamato 793605 212 ?62 4 . 67 ?0 . 50 0 . 035 ?0 . 035 ,45 ,600 Grove Mo untains 22 22 22 22 99027 3 ,橄榄石 斑状 火星玄武岩 EE T2A 173 ?3 ?0 . 09 ?0 . 002 ?0 . 15 0 . 60 0 . 012 0 . 73 Da G 476 474 1 . 16 0 . 085 1 . 24 ?11?0 . 40?0 . 050?0 . 12 1 . 5 ?0 . 3 1 . 5 ?0 . 3 SaU 005 3 3 3 3 1 . 2 ?0 . 3 1 . 2 ?0 . 3 Dhofar 019 ?2 . 30 19 . 8 ?2 . 30 19 . 8 No rt h West Af rica 1068 No rt h West Af rica1195 3 ( ( ( ) ) ) 注 :据 Nyquist et al . , 2001的资料编制 ; 3 相对于周围的温度 ; 3 3 Eugster et al . , 2002; T:所有 THe, s ,av 3 213881 ( ( ) ) TNe, TAr年龄的平均值 ; T: Kr2Kr 宇宙射线暴露年龄 ; T:地球年龄或居地年龄 ; T: 最佳宇宙射线暴 21 38 81 ter pref 22 2( ) ΔΔ ΔΔ 露年龄 Preferred CR E age, T= 0 . 5 ×[ ) ; T 的误差 ,T= 2 ++( ; T: 火星 T+ T+ Tpref ej s ,av 81 10 ,avprefej s ,av 81 10 ,av2 2( ) Δ的溅射年龄 Mars ejectio n age, T= T+ T; T的误差 ,T= (Δ) Δ) (T+ T ej pref terr ejej prefej 表 5 辉橄无球粒陨石 ,纯橄无球粒陨石及斜方辉石岩的同位素年龄及冲击变质特征 Table 5 . The isotopic ages and characteristics of shock metamorp hism for Nakhlites , Chassigny , Dunite and Ort hop yro xenite 火星 地球 宇宙射线 居地年龄 冲击压力 冲击后 ( )暴露年龄 Ga 溅射年龄 结晶年龄 陨石类型 ( ) ( )()Ma, TGPa 温度 ?C terr( ) ( ) Ma, TMa, T: prefej ( )Nakhlites N 辉橄无球粒石 Nakhla ( ),20 ?5 1 . 27 ?0 . 01 10 . 75 ?0 . 40 10 . 75 ?0 . 40 ,100 Governado r 1 . 33 ?0 . 01 10 . 0 ?2 . 1 10 . 0 ?2 . 1 Valadares L afayet te 1 . 32 ?0 . 03 11 . 9 ?2 . 2 0 . 0089 ?0 . 0013 11 . 9 ?2 . 2 Dunite 纯橄 无球粒陨石 ( )Chassigny C 1 . 34 ?0 . 05 11 . 3 ?0 . 6 11 . 3 ?0 . 6 ,35 ,300 斜方辉石岩 ?0 . 11 4 . 51 ( )硅酸盐 O ?0 . 8 0 . 0065 ?0 . 0010 15 . 0 ?0 . 8 ,35 —40 ,300 —400 15 . 0 3 . 9 ?0 . 04 ( )碳酸盐 O 注 :据 Nyquist et al . ,2001 的资料编制 。 () 9从月球溅射的月球陨石 到目前为止 ,已在月球表面 6 个阿波罗着陆位臵直接采样 ,共采集了 381 kg 月壤和月 岩样品 ;3 个前苏联无人月球着陆器采集了 320g 月壤物质 ,所有的采样点仅约占月球表 ( 面的 4 % ,采样点是很有限的 。而在近二十年间 ,已发现 35 个 南极 17 个 ; 非洲 7 个 ; 阿 ) ( 曼 10 个及澳大利亚 1 个因陨星或彗星冲击月表溅射到地球的月球表面岩石样品 月球 ) (陨石,其中有一些是成对的陨石 依据以下的特征来识别降落 - 成对的陨石 ,即 : 化学和 ) 矿物组成 ,岩石形成年龄 ,月壤居留时间 ,月球 - 地球运移时间及居地年龄。月球陨石的 价值是它们来源于未采集样品的月球表面区 ,并有可能来自月球的远边或背面 。月球陨石的地球化学特征表明 ,高地斜长岩物质比月海玄武岩更富 CaO 和贫 TiO,高地角砾岩 2 的 Ca/ Ti 值介于,60 及 100 之间 ,而月海玄武岩的 Ca/ Ti 值为 4 —17 ,4 个高地与月海玄 ( 武岩混合物的 Ca/ Ti 值范围为 21 —32 。月球陨石的溅射年龄 宇宙射线暴露年龄 + 居地 ) () ( 年龄分别为 :0 . 06Ma ,0 . 25 —0 . 30Ma , 8 ?3Ma , < 0 . 04Ma ,0 . 05 —0 . 11Ma , 0 . 35 ?0 . ) (( ) ) ( ) 10Ma , 1 . 0 ?0 . 2及 3 ?1Ma Eugster ,2003。从 Ca/ Ti 值 溅射年龄的坐标图上 ,可 ( 区分 出 几 类 Ca/ Ti 值 和 溅 射 年 龄 一 致 的 陨 石 : 5 个 高 地 角 砾 岩 DA G400 , Q U E3069/ () ) 94269 ,DA G262 ,AL HA81005 及 Y791197具共同的溅射年龄 0 . 06Ma,不能排除源自同 一冲 击 坑 的 可 能 ; MAC88104/ 88105 与 N WA482 的 溅 射 年 龄 为 0 . 25 —0 . 30Ma , 而 () Y82192/ 82190/ 86032 的溅射年龄为 8 ?3Ma ,它们可能来自不同的冲击坑 。月海玄武 岩及高 地/ 月 海 岩 石 具 有 5 个 不 同 的 溅 射 年 龄 : Y793274 及 Y981031 为 小 于 0 . 04Ma ; ( ) EE T87521/ 96008 为 0105 —0111Ma ; Q U E94281 是 0135 ?0110 Ma ; Asuka881757 和 (( ) ) Y793169 为 110 ?012Ma 及 Calcalo ng Creek 为 3 ?1Ma 。以上表明 ,在月球高地区至 少发生过 3 次冲击事件 ,而在月海区至少发生过 5 次冲击事件 。 不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄在天体化学中的应用5 ( CR E 年龄除提供了陨石小行星母体的宇宙射线暴露历史 获得不同陨石类型之间的 ) () 关系和它们的母体演化历史等信息、行星陨石 火星和月球陨石的溅射年龄及判定在沙 (漠和南极冰区回收的陨石是否为成对的陨石 有时回收到属于同一次降落的大量陨石碎 ) 片 ,但是否属实 ,可由其 CR E 年龄分布加以确认等信息外 ,还应用于计算一些陨石的日 心距离 、形成球粒陨石母体前球粒暴露于宇宙射线的历史及月球冲击坑的形成年龄 。 5 . 1 CRE 年龄与陨石母体的日心距离 () ( ) Nakashima et al . 2002发现两个 H 群球粒陨石 Yamato 75029 和 Tsukuba的许多 碎片为富气体的角砾岩化陨石 ,并显示暗色和浅色的结构特征 ,暗色部分既含太阳稀有气 体又含宇宙射线稀有气体 ,表明其直接暴露于太阳 ; 而浅色部分仅含宇宙射线稀有气体 , 表明屏蔽了太阳辐射 。一般认为 ,这些角砾岩化陨石是来自母体小行星的表面浮土或风 ( ) ( 化层 。直接注入陨石母体表面的太阳风 solar winds , SW及太阳高能粒子 solar energet2 ) ic particles , SEP的 通 量 与 陨 石 母 体 的 日 心 距 离 的 平 方 呈 反 比 关 系 。银 河 宇 宙 射 线 ( ) Galactic co smic rays , GCR对陨石母体及陨星的作用产生散裂核素 ,其通量在整个太阳 ( ) 系恒定 Nakashima et al . , 2002。因此 ,太阳风及太阳高能粒子的通量可用以计算陨石 20 36 21 母体的日心距离 。为解释太阳的Ne 和Ar 及宇宙成因Ne 浓度的相互关系 ,提出表土 暴露的模式 ,并计算了宇宙射线暴露年龄及日心距离 。计算结果表明 , Yamato 75029 及 Tsukuba 的 CR E 年龄分别为 5 . 5Ma 及 11 . 8Ma ;日心距离分别为 2 . 2 AU 及 4 . 2AU 。 5 . 2 根据 CRE 年龄及中子捕获效应 , 计算陨星体进入大气层前的大小 在所有的火星陨石中可见到由次级宇宙 射 线 产 生 的 超 热 中 子 效 应 , Eugster et al . 7980 () γβ) ( 2002依据Br n , Kr 反应计算了超热中子通量 ,并由陨星经受的中子通量和慢化 密度 ,计算其 进 入 大 气 层 前 的 大 小 , 如 火 星 陨 石 的 最 小 半 径 为 22 —25cm , 最 小 质 量 为 ( ) 150 —220 kg 。王道德和林杨挺 2003计算了我国几个普通球粒陨石进入大气层前的大 小 ,计算结果为 : 肇东球粒陨石 60cm ,3200 kg ; 老城镇 32cm ,490 kg ; 随州 31cm ,450 kg ; 西 乌珠穆沁 22cm ,160 kg ;东台 21cm ,140 kg 。 5 . 3 吸积形成陨石母体前球粒暴露于宇宙射线的历史 () () Polnau 1999; Polnau et al . 2001测定和研究了 8 个普通球粒陨石中球粒和基质 的稀有气体 He , Ne 及 Ar 同位素丰度 ,发现球粒在母体形成之前被辐照过 ,与相应的基 质样品相比 ,球粒的宇宙成因 He ,Ne 及 Ar 浓度系统偏高 ,根据其产率计算出不同的暴露 81 时间 。用Kr2Kr 方法测定 Bjurbole 样品证明 ,这种不同的暴露时间不是由于产率的偏差 或基质稀有气体的系统丢失造成的 ,而表明在陨石母体吸积之前 ,球粒曾经历了不同的宇 ( ) 宙射线暴露历史 。Polnau et al . 1999研究了 H6 型球粒陨石 AL H76008 中球粒碎片和 基质物质的宇宙射线记录 ,该陨石全岩的宇宙射线暴露年龄为 1 . 72 ?0 . 11Ma ,而球粒的 3 21 38 He ,Ne 及 ,Ar 年龄分别超过 31 % ,67 %和 55 % ,依据目前的产率转换为球粒在压缩 20 22 形成母体之前的暴露时间约为 0 . 9Ma 。此外 ,捕获的Ne/ Ne 值为 12 . 3 ?0 . 3 ,介于太 阳风与太阳高能粒子之间 ,首次发现球粒与球粒陨石全岩之间不同的辐照条件 。应当指 出 ,具短暴露年龄的陨石有利于分辨不同的暴露历史 。到目前为止 ,1600 多陨石中仅发 () 现 4 个球粒陨石具非常短的 CR E 年龄 Lo renzet ti et al . , 2003,其中包括我国在南极格 () ( ) 罗夫山回收的 H5 球粒陨石 GRV 98004 , 0 . 052 ?0 . 008Ma , Wang et al . , 2003,其余 () ) ( ) 3 个为 : Far mingto n L 5 , 0 . 032 ?0 . 003Ma, Galim 中 LL 6 0 . 033 ?0 . 007Ma , Gal 2 () ( ) im 中 EH3 0 . 073 ?0 . 015Ma 及 AL H CM2 ,0 . 04Ma,这些陨石可能是在主小行星带 () 内破裂后通过31 ? Kir kwoo d 间隙 52?共振迅速溅射的 。 5 . 4 月球冲击坑年龄的测定 () 从年轻 2 —250Ma月坑边缘采集的岩石的 CR E 年龄 ,已用以测定使这些岩石暴露 () () 于宇宙射线的冲击事件年龄 。Drozd et al . 1974 ,1977, Arvidso n , Crozaz et al . 1975, () () Bur net t and Woolum 1977和 Eugster 1988b给出了部分月坑的 CR E 年龄 ,当考虑以下 () 时 ,月球冲击坑的年龄是有效的 ,这些标准包括 : 1从比表土深一些的新鲜坑边缘采 集的岩石 ,冲击坑挖掘后的月表可能被辐照过 ,特别从位于坑边缘大的漂石削成碎片的岩 () ( ) 石 ,很可能是来自坑下面的基岩 ; 2自坑边缘的几个岩石 ,其 CR E 年龄应是一样的 ; 3 131 126 岩石样品的屏蔽灵敏度比值Xe/ Xe 应与采集样品处屏蔽深度是一致的 ; ?已证明从 高度屏蔽位臵开挖之后并直接在月球表面受到单阶段的暴露 。当用不同方法测定月坑的 年龄时 ,依据月坑大小与侵蚀阶段和形态的关系 ,其相对年龄限定在直径为 10 m 到 10 km ( ) 的月坑 Swann and Reed 1974。 6 讨论和主要结论 6 . 1 火星陨石的火星成因依据 到目前为止 ,尚未从火星表面取到样品 ,目前仅根据海盗 1 及 2 号着陆器在火星表面 的分析数据 ,与火星陨石进行对比 ,关于火星陨石的火星成因问 ,现己提出以下的一些 ( ) 公认的证据 Rubin 2002,即 : () 1有一些火星陨石的年龄为 1 . 3 Ga ,近似于火星 Tharsis Ridge 火山的年龄 。 () 2EE TA79001 火星陨石玻璃包体内提取气泡的化学和同位素组成与 1976 年由海 4036 129 132 盗着陆器测量的火星表面大气组成一致 , 如Ar/ Ar ?2000 及Xe/ Xe ?2 . 0 ,非常接 15 近于海盗飞船报导的火星大气比值 ,捕获气体中富N 与海盗号发现高的重氮同位素含 量一致 。 3 + () ( ) 3火星陨石的一些矿物颗粒中有高度氧化的铁 Fe与覆盖火星表面大部分区域 ( ) 的红色尘粒是一致的 ,这些尘粒含赤铁矿 FeO,为通常所知的铁锈 。 2 3 ( ) () 4由于火星表面的重力仅为地球的 38 % ,氢比氘 重氢 ,含一个质子和一个中子更 易从火星大气上部逃逸 。火星陨石磷酸盐颗粒中的氘/ 氢比值比地球岩石约高 3 —5 倍 , 这与火星大气测量的氘/ 氢比值是一致的 。此外 , SN C 火星陨石具异常的化学性质 ,包括 高的氧化态 、异常的 K/ U ,L a/ W 及 Fe/ Mg 值 ,高的挥发性元素含量及高的高钙辉石/ 低 ( ) ( ) 钙辉矿石比值 。透辉橄无球粒陨石 Nakhlite显示年青的 Rb2Sr 等时线年龄 1137 Ga, () (可能来自内太阳系行星大小的母体 如火星,因为小行星内部不可能保持如此长时间 从 ) 416 Ga 前太阳系形成至 1137 Ga的热能 。 6 . 2 陨石与小行星的联系或陨石来自小行星的主要依据 ( ) 关于小行星陨石的成因 ,即陨石与小行星的成因联系 ,倍受学者的关注 , Rubin 2002 较系统地综述了二者之间的成因联系 ,即 : () () 1可穿透硅酸盐岩石深约 1 m 的宇宙射线 高能核粒子猛撞在岩石内的原子上 ,其 中一些转变为放射性同位素 ,这些同位素的衰变可用以测定米级大小物体的陨星在宇宙 空间存在的时间 。石陨石的宇宙射线暴露年龄范围为 30 ka 到 70Ma ,这对运移到地球的 陨星体而言 ,时间太短 ,以致不能从邻近的其他恒星到达地球 ,这样的恒星际行程至少要 数百个百万年 ,这表明陨石是我们太阳系的产物 ,特别是这些宇宙射线暴露年龄与从小行 星带物体运移到地球的理论计算所要求的时间是匹配的 。如果是太阳系外物质的话 ,它 们应该具有不同的同位素组成 。 () ( ) 2太阳日冕 ,即在全日食 total eclip ses过程中可见的太阳外层大气 ,并以携带 H , He ,Ne , Xe 稀有气体的太阳风形式膨胀进入行星际空间 。靠近太阳的物体受到高通量稀 有气体粒子流的辐照 ,而远离太阳的物体获得较低的太阳气体浓度 ,一些陨石中注入的太 阳风稀有气体的丰度与距太阳约 3AU 处的探测结果是一致的 ,这也证明陨石主要来自小 行星带 。 () 3在一些陨石中存在太阳风注入的稀有气体和太阳耀斑粒子径迹 ,表明它们曾暴露 (于真空的物体表面 如 Cangas de Onis H2球粒陨石表土角砾岩陨石 ,岩石由嵌入于暗色基 ) 质内变质的 H 球粒陨石中浅色碎屑组成 ,基质含有高浓度太阳风注入的 He 和 Ne,否 则太阳风粒子因与行星大气中分子之间的碰撞而受到屏蔽 ,而不能到达该行星表面 。因 ( ) 此 ,含太阳风气体的陨石不可能来自像金星及土星卫星 Titan 等具有真正大气的 小行 星 ,而小行星由于质量很小无法保存大气 ,因此是含大量太阳气体的陨石的最可能母体 。 () 4许多陨石由破碎的角砾组成 ,有一些角砾是低速冲击小行星母体的撞击体的残 () 余 如 Dimmit t H 球粒陨石表土角砾岩 ,含有一些冲击的 LL 5 陨石角砾。这些陨石中 ( ) 高比例的角砾与通过宇宙飞船拍照所观察到小行星 Ida , Gasp ra , Mat hilde 及 Ero s上稠 密的成坑作用是一致的 。 () 5因木星周期性的重力摄动引起一些小行星改变其轨道特征 ,并与地球轨道相交 , 估计目前约有 900 个直径大于 1 km 的小行星位于穿越地球的轨道内 ,计算表明 ,其中 7 % 的小行星终究将撞击地球 。 () 6陨石金属颗粒的大小和组成分析及磷酸盐颗粒中钚裂变径迹表明 ,许多陨石的 冷却速率每百万年在 1 ?C与 100 ?C之间 ,这种冷却速率相当于直径为 100 —300 km 小行 星中心位臵的冷却速度 ,因而也与很多大的小行星相匹配 。 () 7如果小物体和大物体用相同的温度加热 ,则小物体更易冷却 ,因它具有较高的表 面积/ 体积比值 。换言之 ,较大物体的热量因表面辐射而丧失的速率较慢 。这就是为什么 像地球这样大的星体 ,自形成后 4 . 5 Ga 以来 ,仍保留巨大的内部热量 ,而像小行星等形成 后在短时间内完全冷却 。大多数陨石是在 4 . 5 Ga 前形成的 ,表明它们是来自小行星大小 的物体 ,这一结论与探测直径大于 10 km 小行星的结果是一致的 ,探测结果还发现 95 %的 小行星 ,其直径都小于 200 km 。 () 8不同波长下各种矿物的吸收和反射光谱是很特征的 ,对不同类型陨石反射率的 实验室研究与由望远镜所记录的小行星的反射率进行对比 ,划分出对应不同类型陨石的 各种小行星 。 () ( 9自五十年代以来 ,有 6 个降落陨石的轨道被记录下来 ?Pribram Czech Rep ublic H5 ,1959204221 ; ?Lo st Cit y , Oklaho ma , H5 , 1970201203 ; ?Innisf ree , Alberta , L 5 ,19772 02205 ; ?Peekskill , New Yo r k , H6 , 1992210209 ; ?Tagish L ake , British Columbia , C2 , ) 2000201218 ; ?Mo ravka , Czech Rep ublic , H526 , 2000205206。这些陨石在穿过大气层向 地面降落过程中被记录在照片或磁带上 ,据此重建它们的轨道 ,结果表明它们类似于穿越 地球轨道的小行星 。例如 ,由 2000 年 5 月 6 日降落在捷克共和国的 Mo ravka H526 球粒 (() 陨石 回收 6 块陨石的总重量 1 . 4 kg的陨落过程记录给出了其轨道参数 Bo rovicka and ) () Tagliaferr 2003,其日心轨道为 :半长轴 , 1 . 85 ?0 . 07AU ;偏心率 ,0 . 42 ?0 . 02 ;近日距 , () () 0 . 9823 ?0 . 0009AU ;远日距 , 2 . 71 ?0 . 13AU ;近日点辐角 ,203 . 5 ?0 . 6 ;升交点黄经 , () 46 . 2580 ;倾角 ,32 . 2 ?0 . 5 ;轨道周期 , 2 . 51 ?0 . 14a 。 以上分析表明 ,大量陨石来自小行星 。在小行星的组成与它们距太阳的距离之间有 ( ) 一定的相互联系 ,即在小行星带靠内的部分 2 . 3AU ,群集浅色和高反射的石陨石 ,随着 距太阳距离增大 ,可以发现暗色物体的百分数要高一些 ,超出 3AU ,大于 95 %的小行星似 富有机物质 ,许多小行星可能也富水 ,这些组成上的差异可能与 4 . 5 Ga 前太阳星云内的 温度梯度有关 。类地行星和最靠内的小行星是岩石质的 ,而小行星带外边温度低到足以 ( ) 阻止有机物质挥发 。从小行星数目与距太阳不同距离 1 . 6 —4 . 4AU 的坐标图上可以看 () 出 ,小行星沿 y 轴分布上出现一些间隙 2 . 5AU 及 3 . 3AU 。Kir kwoo d 发现 ,这些间隙分 别相当于 3 . 0 ,4 . 0 ,4 . 7 及 6 . 0 年的轨道周期 ,由于木星的轨道周期约为 12 年 ,因此这些 间隙相当于木星轨道周期的简单分数 ,即分别为 1/ 4 ,1/ 3 ,2/ 5 及 1/ 2 。 6 . 3 陨石的宇宙射线暴露年龄 () Eugster 2003系统地了小行星陨石及行星陨石的宇宙射线暴露年龄的分布及 群集范围 ,现综述于下 : () 1已测定了大于 1600 个陨石的 CR E 年龄 ,由许多陨石类型的 CR E 年龄分布 ,我 们可以识别出群集的 CR E 年龄 ,藉此可解释为母体的主要碰撞事件 ,并释放大量的陨石 碎块 。 () 2H 群球粒陨石的 CR E 年龄范围为小于 1Ma 到约 80Ma ; 约 300 个 H 球粒陨石 (( ) ) 中 ,约 130 个的 CR E 年龄为 7 ?2Ma ;斜方辉石 橄榄石无球粒陨石 Acap ulcoites/ 橄榄 () 古铜陨铁 Lo dranites无球粒陨石 ,具无球粒陨石的结构但化学组成类似于球粒陨石 : 其 () CR E 年龄为 6 ?1 . 5Ma ,它们是由母体单次破裂事件的溅射所致 。 () 3碳质球粒陨石 ,特别是 C I 及 CM 球粒陨石的 CR E 年龄不同于来自小行星的其 它所有陨石群 :大多数的 CR E 年龄介于 0 . 05 及 2Ma 之间 ,峰值约为 0 . 2 和 2Ma ,其余的 也低于 7Ma 。这些短的母体 地球的运移时间 ,可能不是由其机械强度弱造成的 0 . 2 及 ( ) 2Ma 的事件可能代表了近地球 物体 Near2Eart h2Object s的碰撞 ,因为有些顽辉石无球粒 陨石也为机械强度弱的表土角砾岩 ,但它们的 CR E 年龄范围却为 30 —60Ma 。我们也推 断近一半的顽辉石球粒陨石的 CR E 年龄低于 10Ma ,其轨道特征不同于其它年龄范围为12 —116Ma 顽辉石无球粒陨石 。一些顽辉石无球粒陨石具有很大的 C ER 年龄 ,表明其轨 道特征具有低的碰撞机率 ,很可能与其他顽辉石无球粒陨石具有不同的母体 。 () 4唯一可能确定母体的陨石为 H ED 陨石 ,这些无球粒陨石很可能是来自第三个最 () 大的小行星 ,即 4 号灶神星 4 Vesta或来源于类灶神星数公里级大小的碎块 ,统计到共 同群集的 CR E 年龄为 22Ma ,少数群集在 36Ma 及 12Ma 。 () 5大多数铁陨石和石 铁陨石的 CR E 年龄范围为 10 —1500Ma ,铁陨石的 CR E 年龄都大于 100Ma ,铁陨石代表分异小行星的核 ,其机械强度大 ,在宇宙空间有长的寿命 。 我们见到 ?群铁陨石的 CR E 年龄群集在约 900Ma 及 ?D 铁陨石群集于约 300Ma ,我们 ) ) ( ( 还发现 CR E 年龄群集在 655Ma ?群铁陨石,207 及 255Ma ?A 铁陨石。每一个铁陨 石化学群代表性质不同的小行星核 ,如考虑铁陨石化学群的亚类 ,可能来自约 60 个铁陨 石母体 。 () 6从月球溅射出的岩石已回收到 30 多块石质碎块 ,其中来自月球高地的月球陨石 至少与 0 . 06 —8Ma 期间的 3 次冲击事件有关 ,而来自月海的陨石与 0 . 04 —3Ma 期间的 5次冲击事件相关 。月球陨石代表了月球表面随机的样品 ,不同于阿波罗号采集的月岩 。 因此 ,月球陨石提供了更多的月壳化学组成等信息 。据阿波罗宇航员采集冲击坑边缘岩 石的 CR E 年龄 , 可 以 推 断 这 些 岩 石 被 成 坑 事 件 所 挖 掘 的 时 间 。有 几 个 冲 击 坑 可 依 据CR E 年龄来确定被挖掘的时间 ,这些年龄可用以校正从冲击坑形态所获得的相对年龄时 标 。约 30 个具火星成因的陨石 ,从火星溅射的年龄为 0 . 7 —20Ma ,群集在 8 个 CR E 年龄 区域 ,表明在火星上曾发生过 8 次溅射火星陨石的冲击事件 。 综上所述 ,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 、压缩形成母体前球粒的辐照历史 、南极和沙漠陨石中 成对陨石的判别 、行星陨石的溅射历史及月坑的相对年龄等 。 参考文献 ( ) ( ) 王道德 ,林杨挺 2003:陨星体的中子俘获效应和大气层前的半径 ,科学通报 , 48 12, 1315 —1319 。 ( ) 王道德等 1993:中国陨石导论 ,北京 ,科学出版社 。 ( ) ( Anne C 2002: Olivine2p hyric martian basalt s : A new t ype of shergot tite , Meteori t ics Pl a net a ry S cience , Vol . 37 Supple2 ) ment , B31 —B34 . 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At p resent t here are t hirteen well2established cho ndrites ,seven different parent bo dies t hat experienced high temperat ures and pervasive melting , and t welve main iro n meteo rite gro up s. These meteo rite gro up s were derived f ro m separate parent bo dies. In additio n to t he established gro up s ,t here are abo ut ten unique cho ndrites o r cho ndrite gro uplet s , and also nu2 mero us ungro uped iro ns and iro n gro uplet s. Up to date , based o n co smic2ray p ro duced nu2 clides co smic2ray expo sure ages of mo re t han 1600 meteo rites have been deter mined. Fro m t he dist ributio n of co smic2ray expo sure ages fo r many meteo rite gro up s we recognize clusters t hat can be interp reted as t he result of collisio ns o n a parent bo dy releasing large numbers of f ragment s. The isotopic abundances of rare gases and co smic2ray expo sure ages of asteroid meteo rites , planetary meteo rites and t he Apollo lunar samples applied to clue up and under2 standing co smic2ray expo sure histo ry of parent bo dies of different meteo rite types , collisio n event s , t he relatio nship bet ween co smic2ray expo sure ages and heliocent ric distance of t he parent bo dies , irradiatio n histo ry of p reco mpactio n expo sure of cho ndrules , pairing mete2 o rites fo r t he Antarctic meteo rites and desert meteo rites , t he ejectio n histo ry of planetary me2 ( ) teo rites martian and lunar meteo rites, and relative ages of lunar craters and so o n . Co smic2ray expo sure age , Meteo rite , Cho ndrite , Acho ndrite , Martian mete2 Key words o rite , Meso siderite