球粒陨石
球粒陨石（Chondrite）是母体未经过熔融或行星分化，而未被改变的石陨石（非金属）[1][2]。它们是在太阳系早期就存在的各种类型尘埃和小颗粒吸积形成原始小行星时形成的，是坠落在地球上的陨石中最常见的类型，估计占总坠落比例的85.7% [3]和86.2%之间[4]。
| 球粒陨石 | |
|---|---|
| — 类型 — | |
| |
| 显示球粒和金属斑块的球粒陨石标本NWA 869 （类型：L4-6） | |
| 成分类型 | 石陨石 |
| 母体 | 从未成为大到能够进行熔化和行星分化的小到中型小行星。 |
| 已知样本数 | 超过 27,000 |
对它们的研究有助于了解太阳系的起源和年龄、有机化合物的合成、生命起源，以及为地球上水的存在提供了重要线索。它们的特点之一是存在着由不同矿物形成圆形晶粒的陨石球粒，通常构成球粒陨石体积的20%至80% [5]。
由铁和镍的含量多寡，可以将球粒陨石与铁陨石区分开来。其它的非金属陨石，无粒陨石，是最近才形成的[6]。
目前，全球收藏的球粒陨石约有27,000颗。有史以来最大的一块是1976年吉林陨石雨坠落陨石的一部分，重达1770公斤的吉林陨石。球粒陨石坠落的场景从单一的陨石到数以万计的流星雨都有。例如，1912年发生在亚利桑那州北部的霍尔布鲁克流星雨，约有14,000颗陨石从天而降。
起源和历史
球粒陨石是由原始太阳系中存在的尘埃和砂石粒子吸积形成的，并且在超过45.5亿年前产生了小行星。这些球粒陨石的小行星母体是（或曾经是）中小型的小行星，它们是从未曾大到可以进行熔融和行星分化的太阳系小天体的一部分。使用Lead–lead dating定年法估计的年龄是4,566.6± 1.0 百万年 [7]，与其它方法测得的年龄相符合。它们年龄的另一个迹证是在球粒陨石中的非挥发性元素丰度，与太阳和我们银河系中期它恒星大气层中发现的元素丰度相似[8]。
尽管球粒陨石小行星从未变得热到足以将内部熔融，但它们中还是有许多小型星的温度达到够高的程度，可以在其内部晶粒显著的热变质。热源很可能来自于新形成的太阳系中存在着短半衰期（半衰期不到数百万年）的放射性同位素，特别是铝-26和60Fe的同位素；然而加热也可能是由撞击小行星造成的。许多球粒陨石小行星也含有大量的水，这可能是冰也随着岩石物质的增加而增加。引此，许多球粒陨石含有含水的矿物，例如黏土。这些矿物是在水与小行星上的岩石相互作用时形成的。这个过程"水蚀"。此外，由于和其它小行星的碰撞，所有的球粒陨石小行星都受到撞击和撞击过程的影响。这些事件造成各种各样的影响，从简单的压实到角砾岩、脉状纹、局部熔融、高压矿物的形成，都有可能。这些二次加热，水和撞击过程的最终结果，是已知的球粒陨石只有少数保留着原始型式的尘埃、陨石球粒和它们形成时的夹杂物。
特征
球粒陨石存在的成分中最突出的就是毫米大小的球形物体：神秘的陨石球粒。这些物体起源于太空中自由漂浮、熔融或部分熔融的液滴；大多数的球粒含有丰富的橄榄石和辉石硅酸盐矿物。球粒陨石还有难熔的内含物，包括太阳系中最古老的物质之一的富钙-铝包体，以及富含铁、镍等金属和硫化物矿物的颗粒，和分离的硅酸盐矿物颗粒。球粒陨石其余的成分还有可能存在于岩石的基质里，也可能在地涵、单颗球粒和难熔夹杂物周围形成轮网状的细粒（微米大小或更小）尘埃。嵌入在这些尘埃中的是早于我们的太阳系形成前，起源于银河系其它地方的太阳前颗粒。这些陨石球粒在矿物学具有独特的结构和组成，它们的起源也还有一些争议之处[11]。科学界普遍认为这些陨石球粒是在通太阳系的激震波作用下形成的，然而对此中激震波的成因却几乎毫无一致的意见 [12]。在2005年发表的一篇论文提出，形成木星的气体盘的不稳定性产生一个速度超过10 km/s 的冲击波，导致陨石球粒的形成[13]。
成分
约80%的球粒陨石含有嵌于幼细基质内的球粒，典型的球粒由细小的矿物或金属颗粒、碎片、以及各种因母天体流质活动而形成的矿物组成。富钙铝包体也是一种常见与球粒一起嵌于基质中的成分。此外，亦有一些来自太阳近邻其它恒星系的矿物颗粒。部分球粒陨石曾经历撞击而角砾化。有时由于热变质或水蚀变作用，导致球粒不易辨认。
球粒陨石中的金属颗粒主要为铁和镍——镍的存在也是决定一颗石头是否陨石的常用指标。
平均来说，除了易挥发的氢或氦以外，球粒陨石的化学成分类似于45亿年前尚未分化的太阳星云。不过，化学物质的丰度却有些分别，据推测可能有两个原因：一、在吸积时，与太阳距离不同的区域有不同的吸积条件；二、后来在母小行星上发生的撞击或物理过程，影响了化学物质的分布。
球粒陨石分类
球粒陨石依据矿物学被划分为大约15个不同的类型（参见“陨石分类”）[14]，主要是依据化学成分和氧同位素的组成[15]（见下文）。各种类型的球粒陨石可能起源于不同的小行星或相关的小行星群。每种球粒陨石都有球粒、难熔的夹杂物和基质（尘埃）等独特成分混合物和独特尺寸晶粒的基团；其它分类方法包括风化[16]和激震波[17]。
球粒陨石也可以根据其岩石学的类型进行分类，即它们在热变质或水合的程度来分类：以介于1和7之间的数字来标示。在球粒陨石中的球粒被标示为3的是没有被改变的，较大的数字表示热变质的增加，最多为7，即其中的球粒已经被破坏。球粒陨石的数值低于3，表示其因水的存在而有所改变，下降至1，则表示球粒被这种改变抹杀。
下表综合了各种分类的方案[18]。
| 类型 | 子类型 | 识别特征/球粒字元 | 字母名称[19] |
|---|---|---|---|
| 顽火辉石球粒陨石 | 丰富 | E3, EH3, EL3 | |
| 不同 | E4, EH4, EL4 | ||
| 不太明显 | E5, EH5, EL5 | ||
| 模糊 | E6, EH6, EL6 | ||
| 融化 | E7, EH7, EL7 | ||
| 普通球粒陨石 | H | 丰富 | H3-H3,9 |
| 不同 | H4 | ||
| 不太明显 | H5 | ||
| 模糊 | H6 | ||
| 融化 | H7 | ||
| L | 丰富 | L3-L3,9 | |
| 不同 | L4 | ||
| 不太明显 | L5 | ||
| 模糊 | L6 | ||
| 融化 | L7 | ||
| LL | 丰富 | LL3-LL3,9 | |
| 不同 | LL4 | ||
| 不太明显 | LL5 | ||
| 模糊 | LL6 | ||
| 融化 | LL7 | ||
| 碳质球粒陨石 | Ivuna | 二氯硅酸盐、磁铁矿 | CI |
| Mighei | 植物性物质、橄榄石 | CM1-CM2 | |
| Vigarano | 富含铁的橄榄石、 钙和铝的矿物 | CV2-CV3.3 | |
| Renazzo | 植物性物质、橄榄石、辉石、 金属 | CR | |
| Ornans | 橄榄石、辉石、金属、钙和铝的矿物 | CO3-CO3.7 | |
| Karoonda | 橄榄石、钙和铝的矿物 | CK | |
| Bencubbin | 辉石、金属 | CB | |
| High Iron[20] | 辉石、金属、橄榄石 | CH | |
| Kakangari-type | K | ||
| Rumurutiites | 橄榄石、辉石类、 斜长石、硫化物 | R |
化学分类
按化学成分区分，球粒陨石有以下类型：
- 碳质球粒陨石（占所有球粒陨石的3.5%）
- 普通球粒陨石（占所有球粒陨石的95%），再细分为：
- E球粒陨石顽辉球粒陨石 （占所有球粒陨石略多于1%）
- R球粒陨石Rumuruti (罕有)
- K球粒陨石Kakangari (罕有)
- F球粒陨石Forsterite (罕有)
以及少数未被分类的样品。
顽火辉石球粒陨石
顽火辉石球粒陨石（也称为E型球粒陨石）是一种罕见的陨石形式，只占坠落在地球的球粒陨石2%左右[21]。目前所知的E型球粒陨石大约只有200颗左右[21]，大多数的顽火辉石球粒陨石不是在南极洲找到，就是美国国家气象局的收藏品。它们所含的矿物往往有高含量的顽火辉石（MgSiO3），所以得到这样的名称[21]。E型球粒陨石在化学上是氧化最少的岩石之一，它所含的铁大部分都是金属或硫化物的形式，而不是氧化物。这显示它们是在缺乏氧气的区域，可能是在水星轨道的内侧形成的[22]。
普通球粒陨石
普通球粒陨石是迄今最常见的，落在地球的陨石类型：大约所有陨石的80%，或90%的球粒陨石都是普通球粒陨石[11]。它们含有丰富的球粒、稀疏的基质（10-15%的岩石），很少的耐火物质，以及不同含量的铁-镍金属和硫化铁（FeS）。它们的球粒直径大小一般在0.5至1毫米之间。普通球粒陨石在化学上以耐火材料、亲氧元素，如钙、铝、钛、和稀土金属相对于硅的缺乏，和异于平常含量的同位素17O/16O比率相对于18O/16O与地球岩石的比较，可以区分为不同的类组。在母小行星上的温度远高于500°C，使得大多数（但不是全部）普通球粒陨石都经历了相当程度的变质。它们分为三组，具有不同数量的金属和不同总数量的铁：
- H球粒陨石是高铁和高金属铁量的球粒陨石（15～20%质量的铁-镍金属 [23]），和比L和LL球粒陨石更小的球粒。它们由古铜辉石、橄榄石、丙烯、聚氨酯、金属和硫化物组成，并且～42%坠落的普通球粒陨石属于这一组（参见坠落陨石统计 ）。
- L球粒陨石是低铁的球粒陨石（包括7～11%质量的铁-镍金属）。～46%的普通球粒陨石属于这一组，这使得它们是地球上最常见的陨石类型。
- LL球粒陨石是低铁和低金属的球粒陨石（3～5%质量的铁-镍，其中2%是金属铁，它们还包括有古铜辉石、奥长石和橄榄石[18]）。在10颗普通球粒陨石只有一颗属于这个群组。
NWA869陨石就是属于这个群组的一个例子。
碳质球粒陨石
碳质球粒陨石（也称为C型球粒陨石）占落在地球上球粒陨石的数量不到5% [24]。它们的特点是有包含氨基酸的碳化合物[25]。因为它们所含的挥发性化学物比例最高，所以被认为是离太阳最远距离上形成的球粒陨石[3]。它们的另一个特征是因为水的存在或因为水的存在而改变的矿物质。
碳质球粒陨石有许多不同的族群，但大多数是以Si这种耐火实质的化学元素丰度来区分，并且通过异常低的17O/16O相对于18O/16O 与地球岩石相比的比率，以异构方式区分。 除了CH组外，所有碳质球粒陨石均以特征型的标本命名：
岩石学分类
球粒陨石的群主要是由其化学、矿物学和同位素特征（上图）决定的；其次是在岩石学类型上，显示它受母小行星上热变质和水蚀变过程影响的程度，这在该类型的组名称之后加上数字来呈现（例如：LL5属于球粒陨石的LL组，在岩石学的类型是5）。目前描述岩石学类型的方案是由Van Schmus和Wood在1967年设计的[14]。
Van Schmus和Wood提出的岩石学类型方案实际是两种独立的方案，一种描述水蚀变（类型1和2），另一种描述热变质作用（类型3至6）。系统的水蚀部分的工作原理如下：
- 第1型：最初用于指示含有大量的水和碳，但缺乏球粒的球粒陨石。目前则只是表明陨石经历了广泛的水蚀变，以至于它们的橄榄石和辉石已被改变成含水的状态。这种变化发生在50至150℃的温度范围内，因此第1行球粒陨石是温暖的，但不够热，无法经历热变质。CI组的成员，加上其它群的一些高度改变的碳质球粒陨石，是第1行球粒陨石唯一的例子。
- 第2型：是经过广泛的水蚀变，但仍然含有可识别的原始球粒，主要是未被改变的橄榄石和/或辉石。微细的基质一般完全水合，球粒内的矿物质可能会呈现出不同程度的水合作用。这种改变可能发生在低于20℃的温度下；同样的，这些陨石也未经历热变质。除了一些未能分组的碳质球粒陨石之外，几乎所有的CM和CR球粒陨石在岩石学类型中都是第2型，也没有其它类型的陨石属于第2型。
- 第3型：是基础形态，陨石与原始状态差异不大。易于看到大量原始的球粒。而且陨石拥有较高含量的挥发性物质（包括惰性气体和水），这类陨石从未加热至超过400~600℃，与原始太阳星云物质最为相近。
- 第4~6型：受到热变质影响，数字越大球质越不明显，而且惰性气体和水含量比1~3型少得多。这类陨石有可能曾埋藏于母天体深处，在被吸积后数百万年内受放射物质加热，温度可能达600~950℃
- 第7型：受热变质严重影响，虽然陨石保留了原来的化学成分，但球粒已不可见。有理论认为这些是向无粒陨石过渡的类型。
但没有一种类型的球粒陨石曾遭受足以引致熔融的加热，只有少数罕有的角砾化球粒陨石曾经历撞击而出现部分熔融。
外部链接
- http://www.meteorite.fr/en/classification/stonymain.htm#CHON （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 英国自然历史博物馆的陨石目录 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- http://www.planetbrey.com/PBMeteoriteInformation.htm （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 中文陨石分类网页 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
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