大家好，今天给各位分享陨石交易平台查询球粒的一些知识，其中也会对球粒陨石进行解释，文章篇幅可能偏长，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在就马上开始吧！

本文目录

1. 球粒陨石
2. 球粒陨石的化学组成
3. 中国境内的目击球粒陨石

一、球粒陨石

球粒陨石(chondrite)是太阳系中最古老、最原始的岩石，它是在太阳系形成之前的主要星际颗粒。多数球粒陨石都经历过复杂的演变，包括原生形成作用、热变质作用和流体蚀变等次生作用。一般很难根据同位素组成区分原生和次生作用。球粒陨石的同位素组成显示了广泛的多样性变化，其中包括氧同位素的较大变化。

Clayton et al.(1973a)首次证实了早期太阳系中同位素的非均质性。在这之前，人们认为所有物理和化学作用都一定会产生质量约束(mass-dependent)的氧同位素分馏，从而在17O/16O与18O/16O的图上形成斜率为0.52的直线，这条直线被称为地球分馏线(TFL，terrestrial fractionation line)。图3.1显示，由各种地球和月球样品获得的氧同位素数据与预测的质量约束分馏线一致。然而，所选碳质球粒陨石中的无水高温矿物，尤其是艾伦德(Allende)陨石，与化学分馏趋势线并不一致，其趋势线的斜率为1。图3.1显示了四组陨石样品的氧同位素组成。第一个氧同位素异常的证据是在艾伦德碳质球粒陨石的富Ca－Al难熔包体(CAI)中发现的，该包体主要由黄长石、辉石和尖晶石构成。

图3.1各种球粒陨石中富Ca－Al包体(CAI)的δ17O与δ18O投图

大量的陨石、月球和火星样品在氧同位素值投图(图3.1)中位于TFL上下。因此推断太阳的氧同位素组成与地球的相同。不过Clayton(2002)指出太阳和太阳系的原始组成富集16O，可以与最富16O组成的CAI(δ17O≈－50‰;δ18O≈－50‰)比较，从而改变了上述看法。根据这一模型，由于太阳系中CO与含量最高的O(含O2)的UV自屏蔽作用(self-shielding)，因此太阳系岩石16O含量较少。UV分解CO释放氧然后与太阳系其他组分形成了经非质量约束的氧同位素分馏而成固体矿物。

由于不同陨石的氧同位素组成明显不同，因此，一定存在过星云同位素汇集现象。碳质球粒陨石显示出任意一个陨石群的氧同位素组成存在极大的变化范围(Clayton＆ Mayeda，1999)。这些陨石的演化被解释为是太阳星云中尘埃和气体组分的相互作用，以及随后母体内固体－液体相互作用的结果。Young et al.(1999)提出在碳质球粒陨石母体内水－岩之间的反应可产生不同碳质球粒陨石群，从而解释各种不同的同位素组成。

Yurimoto et al.(2008)概括了球粒陨石组分(难熔包体、陨石球粒和基质)的氧同位素组成，得出结论是，球粒陨石内部的氧同位素变化一般高于球粒陨石的总氧同位素变化。但是这种同位素异常在何处、何时以及如何产生还是未知数(Thiemens，1998)。即使尚未完全了解陨石中同位素变化的原因，但是氧同位素仍然可作为陨石分类的依据，并且根据氧同位素可将陨石与其前身小行星和行星之间进行联系(Clayton，1904)。氧同位素特征证实4种陨石———钙长辉长无球粒陨石(eucrites)、古铜无球粒陨石(diogenite)、紫苏钙长无球粒陨石(howardite)和中铁陨石(mesosiderite)是来自一个单母体，该母体可能源自4号小行星Vesta，而辉熔长石无球粒陨石(shergottite)、透辉橄无球粒陨石(nakhlite)和纯橄无球粒陨石(chassignite)则来自另一个母体(Clayton＆ Mayeda，1996)。主要石铁陨石群显示混杂的核－幔物质，是来自一个不为大家所知、受干扰的小行星(Greenwood et al.，2006)。

除了氧同位素，陨石中不稳定元素如H、C、N和S在也显示出极大的同位素组成变化。近年来，随着分析技术的越来越成熟，多数研究致力于分析特定的组分。

碳质球粒陨石的D/H比可为研究地球水的来源提供线索。Robert(2001)指出，由于彗星水对地球水的贡献少于10%，因此地球上多数的水来源于陨石。

太阳的D/H比实际为零，这是因为所有原始的氘都已在热核反应(thermonuclear reaction)中被转化为3He。分析原始陨石是估算太阳系氢同位素组成的另一种有效方法。

在碳质球粒陨石中，氢存在于含水矿物和有机物中。碳质球粒陨石总D/H比显示出相对均一的组成，其平均δD值为－100‰(Robert et al.，2000)。这种相对均一的组成掩盖了个别组分的异常非均质性特征。研究者为不同化合物的D/H比值分析做了大量工作(Robertetal.，1978;Kolodny et al.，1980;Robert＆ Epstein，1982;Becker＆ Epstein，1982;Yang＆ Epstein，1984;Kerridge，1983;Kerridge et al.，1987;Halboutetal.，1990;Krishnamurthy et al.，1992)。有机物中的δD值变化范围为－500‰～+6000‰，而硅酸盐中水的δD为－400‰～+3700‰(Deloule＆ Robert，1995;Deloule et al.，1998)。最引人注目的是，在单个陨石球粒尺度范围内，当转动平台时几乎观察到了上述所有的变化范围(Deloule＆ Robert，1995)。

研究者已提出了两种氘的富集机理:①对于有机分子，发生在星际空间中的离子－分子反应可解释其高D/H比值;②对于层状硅酸盐，水和氢之间的同位素交换可导致氘的富集(Robert et al.，2000)。

通过对极少量分离的富水物质进行分步加热分析，Eiler＆ Kitchen(2004)重新评估了富水碳质球粒陨石的氢同位素组成，旨在推断与陨石反应的水的来源。研究发现，随着水的变化程度的增加，δD值从0(最小变化程度，最多不稳定物质)减小至－200‰(最大变化程度，最少不稳定物质)。

除了碳的总同位素组成外，研究者还分析了碳质球粒陨石中的各种碳相(干酪根、碳酸盐、石墨、金刚石、碳化硅)。碳的总δ13C值范围较窄，而单个陨石中各种碳化合物的δ13C值则显示它们具有极其不同的13C含量。图3.2给出了一个类似的例子，即Ming et al.(1989)研究的Murray陨石。值得一提的是，碳化硅的微小颗粒和原始碳质球粒陨石中的石墨，二者明显携带有太阳系形成前的化学特征(Ott，1993)。碳化硅颗粒目前只有百万分之几，其硅和碳同位素组成范围非常广，并且伴随有很高的氮同位素变化。12C/13C比的范围为2～2500，而固体地球的比值为89。根据Ott(1993)的研究，碳化硅颗粒可被视做“宇宙尘”，可能来自在太阳系形成之前已存在很久的碳星(carbon star)。Amari et al.(1993)给出了Murchison陨石中每个微米级的石墨颗粒的离子微探针测量数据，测量结果显示，其中的碳同位素组成与太阳系的特征值出现较大偏差。这些研究者认为，根据同位素变化至少可分出三种类型的星球来源。

图3.2原始陨石中的各种碳化合物中碳同位素组成(据Ming et al.，1989)

值得一提的是，对陨石有机物的分析。这些分析可提供有关早期太阳系生命起源之前有机物来源的信息。有关有机物形成机理的争论中主要存在两种假设:①有机物由矿物颗粒催化作用促成的Fischer-Tropsch型反应(由CO和H合成碳氢化合物)形成;②有机物在大气环境中与水相接触而发生Miller-Urey型反应(通过放射性或放电生成有机化合物)形成。然而，碳质球粒陨石的不同相中不稳定元素显示的同位素变化性与非生物合成并不一致。因此，这些反应过程中一定发生了复杂的变化，或者需要考虑不同的反应类型。已报道的Murchison陨石中胺酸的δ13C值介于+23‰～+44‰之间(Epstein et al.，1987)。Engeld et al.(1990)分析了Murchison陨石中各种氨基酸，证实了高的13C的富集。尤其重要的是，D－丙氨酸和L－丙氨酸之间发现了明显的δ13C差异，这显示早期太阳系中旋光性物质(optically active forms of material)的存在。

氮同位素14N和15N由两个不同的天体物理过程合成:14N在液体静力氢燃烧过程中合成，而15N则在爆炸性氢和氦燃烧过程中合成(Prombo＆ Clayton，1985)。因此，可以预期，星际物质中的氮同位素应该是非均质的。Kaplan(1975)认为陨石具有较大范围的δ15N值，这一观点逐渐得到广泛认可(Kung＆ Clayton，1978;Robert＆ Epstein，1982;Lewis et al.，1983;Prombo＆ Clayton，1985;Grady＆ Pillinger，1990，1993)。一般来说，球粒陨石的总δ15N值为0±50‰。不过，有些球粒陨石的δ15N高达+850‰(Grady＆Pillinger，1990)。星际石墨颗粒的痕迹甚至显示了更大的变化(Amari et al.，1993)。相对于原始太阳气体，大多数陨石中较大的15N富集需要高度富集15N化合物的存在，这一点无法用行星球环境中的同位素分馏效应来解释。

陨石中存在很多硫组分，以各种可能的价态存在(－2价～+6价)。陨硫铁是最富硫化合物的铁陨石，并具有相对恒定的硫同位素组成(δ34SCDT=0)。碳质球粒陨石含有所有价态的硫:硫酸盐、硫化物、单质硫和复杂的含硫有机分子。Monster et al.(1965)，Kaplan＆ Hulston(1966)和Gao＆ Thiemens(1993a，b)分离了各种硫的化合物，并证实硫化物具有最高的δ34S值，而硫酸盐则具有最低的δ34S值，这与在地球样品中观察到的结果刚好相反。这一强有力的证据反驳了微生物活动一说，而支持硫－水反应中的动力学同位素分馏观点(Monster et al.，1965)。Orgueil碳质球粒陨石中发现了最大的内部同位素分馏(7‰)(Gao＆ Thiemens，1993a)。Orgueil和Murchison陨石的不同样品之间内部同位素变化显示了陨石母体内硫同位素的不均一性。由于硫具有四种稳定同位素，因此测量两种以上同位素能够提供有关核反应过程中的一些信息，有助于识别类似陨石之间氧同位素的关系。早期，Hulston＆ Thode(1965)，Kaplan＆ Hulston(1966)进行了测量，随后Gao＆ thiemens(1993a，b)也进行了测量，但结果没有显示出任何核素的同位素异常。不过，橄辉无球粒陨石中的一硫化物被证实少量富集33S(Farquhar et al.，2000b)。

二、球粒陨石的化学组成

大量陨石组成的分析资料表明,陨石中分布最广泛的化学元素是:O、Fe、Si、Mg、Ni、S、Al、Ca等,其比值取决于陨石的矿物组成。除含有那些存在于地球上的已知元素外,陨石中不含其他元素。地球上已知的元素,在陨石中都发现了。陨石中的矿物成分比地球上岩石中的简单得多,地球岩石中已发现有 3000多种矿物(Perkins,1998),而陨石中只鉴定出约80种矿物。在陨石中发现的大多数普通矿物通常也在地球上出现,但在陨石中发现的大约有24种矿物至今尚未在地球上的岩石中找到(格拉斯,1986)。

在天体化学和地球化学中,球粒陨石占据着独特的地位,它们是判定绝大多数地球化学作用效能的基准。理由很简单,在所有可以直接进行研究的已知物质中,球粒陨石的组成与太阳的组成最为匹配(图1-6)。Cameron(1973)认为,Ⅰ型碳质球粒陨石未经受热变质作用的影响,形成于远离太阳的较低温的区域,是最原始的太阳星云凝聚物质。还由于球粒陨石是唯一的未发生过熔融和分异的陨石,因而能保持太阳星云中非挥发性元素的初始浓度。而发生过熔融和分异作用的陨石,如无球粒陨石,在陨石元素丰度与太阳元素丰度对比图上,大多数投点远离对角线,意味着除球粒陨石之外的其他陨石的组成与太阳和太阳星云的组成有显著差异(Zanda et al.,2001)。

图1-6 CI碳质球粒陨石元素丰度(原子数/106 Si)与太阳元素丰度(原子数/106 Si)对比

图1-6比较了太阳与CI球粒陨石的元素丰度,二者都对 106硅原子进行标准化。对角线是太阳非挥发性元素的丰度,CI球粒陨石中非挥发性元素的丰度数据基本沿着该线散布,证明原始球粒陨石的化学组成与太阳的化学组成特别相称。大多数石陨石相对于太阳亏损挥发性元素C、H、O和N,因此这些元素的位置处在图的上部(Norton,2002)。

大多数陨石组的鉴别特征是直接或间接地以它们的整体化学成分差异为基础。这种差异最明显地表现在金属/硅酸盐比值上,该比值将铁陨石、石铁陨石和石陨石这三大组分分开。由于铁陨石和石铁陨石组的成分如此极端,以致除特殊的研究外,它们的全岩化学成分分析结果无多大意义。许多无球粒陨石的情况也是这样,由于它们是强分异的岩石,所以它们几乎是单矿物岩(米勒等,1982)。

球粒陨石组内化学成分的变化是最令人感兴趣和最有意义的。就非挥发金属的丰度来说,作为整体的球粒陨石通常是均一的陨石组,而不同类型的球粒陨石,就它们铁的氧化程度来看,彼此明显不同。普赖尔(1916)将这些关系表述为:“在球粒陨石质的石陨石中,镍-铁含量愈小,它就愈富镍,而镁硅酸盐就愈富铁”。表1-10为主要类型球粒陨石的整体化学分析结果,由表可知,其中金属含量的不变性十分突出,但全铁量仍有不大但显著的差异,由此分出高铁组(H)和低铁组(L)。

表1-10不同球粒陨石组的代表性分析结果单位:wB/%

*Wiik将所有的 S报道为 FeS,但这里给出的是 S,相应地 Fe被报道为 FeO。(据米勒等,1982)

作为一个整体的球粒陨石,非挥发元素显示出巨大的均一性,而对于 Se、Ag、Ga、Pb、Tl、Bi、Hg,以及In等挥发性痕量元素来说,并不保持这一特点。实际上从Ⅰ型碳质球粒陨石到普通球粒陨石,这些元素是逐渐亏损的。研究表明,作为一个整体的球粒陨石,它们的主要非挥发金属的含量显著地均一,它们的化学组成与太阳和太阳系接近一致。但是微量的挥发性元素大概发生了相当大的分离作用,以致相对于太阳的元素丰度,除了I型碳质球粒陨石外,都稍有亏损。

对碳质球粒陨石化学组成的分析大多数是基于Orgueil的(图1-7,表1-11),这是因为Orgueil是最大的CI球粒陨石,其物质容易获得并用于分析。CI球粒陨石的化学组成是认定CI球粒陨石是作为原始或未分异物质的基础。CI球粒陨石含有成分可变的毫米至亚毫米级显微碎屑的显微角砾岩。晚阶段裂隙被碳酸盐、水合钙镁硫酸盐充填,证明有低温作用影响了球粒陨石。CI球粒陨石中没有球粒,几乎完全由含有一些磁铁矿的极细粒水合硅酸盐组成。球粒陨石中也经常发现橄榄石和辉石等高温相矿物,特征是含有碳的有机化合物分子,并且主要由含水硅酸盐组成。碳质球粒陨石虽然十分稀少,但在探讨太阳系元素丰度方面却具有特殊的意义。

图1-7在法国Mountauban的Orgueil发现的一个CI碳质球粒陨石

黑色熔化外壳与内部有磁铁矿穿插的似黏土状矿物混杂在一起,白色区域为水化碳酸盐和硫酸盐矿物。样品长 20mm,质量为 2.39g

表1-11 CI碳质球粒陨石元素的丰度

三、中国境内的目击球粒陨石

在1976年3月8日的午后，中国吉林省吉林市永吉县和蛟河市周边的天空，上演了一场壮观的天文奇观——吉林陨石雨。那天，晴空万里，一声如同飞机轰鸣的巨响过后，数千块陨石如雨点般坠落，覆盖了方圆500平方公里的区域。这场陨石雨的规模之大，令人震惊，共收集到超过100块较大陨石，总质量超过2000千克，其中最重的吉林一号陨石重达1770千克，堪称世界石陨石之最，已被列入吉尼斯世界纪录。

吉林陨石一号的壮丽落地，发生在桦皮厂镇靠山村，陨石以惊人的力量穿透了1.7米厚的冻土层，深达6.5米，留下一个直径达2米的陨石坑。这个陨石坑不仅是一个自然的奇迹，也见证了人类历史上的罕见事件。吉林一号陨石现被吉林市博物馆珍藏，成为了科学与文化的瑰宝，供众多“星友”探索和学习。

这次陨石雨发生在白天，村民们正在田间劳作，孩子们正放学归家，尽管范围广阔，但幸运的是，没有造成任何人员伤亡或建筑损坏。与史书上记载的陕西庆阳陨石伤人事件相比，这次事件的伤亡记录显得更为可疑，因为当时中国西部的人口密度远不及现在。

吉林陨石属于H5型普通球粒陨石，主要由贵橄榄石、古铜辉石、铁纹石以及陨硫铁等矿物质构成，还含有单斜辉石、长石和白磷钙矿等次要矿物。其球粒大小不一，从0.2到1.8毫米，平均直径约0.8毫米，球粒与基质的比例接近1:1，展示了太阳系早期的物质构成。吉林陨石的形成年代追溯到45.6亿年前，与太阳系的诞生同步，它的存在本身就是一段星际历史的见证。

如此罕见的陨石雨不仅吸引了科学界的目光，也在民间留下了珍贵的收藏品。市场上，部分吉林陨石因其独特的价值而流通，品相上乘的陨石价格已超过200元/克，而普通陨石也保持着相对较高的价值，受到陨石收藏家们的热烈追捧。

陨石交易平台查询球粒和球粒陨石的问题分享结束啦，以上的文章解决了您的问题吗？欢迎您下次再来哦！