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钾和其他中等挥发性元素亏损是类地行星普遍的全岩化学成分特征之一,能用来示踪不同的亏损过程.球粒陨石是组成行星的前体物质,研究球粒陨石中钾同位素的亏损和分异机制,对于太阳系物质或行星的起源、形成和演化具有十分重要的意义.本文利用近年来发展的高精度钾同位素分析技术,测试了 14 个中国南极陨石以及6 个目击型陨石(Murchison、Allende、Ningqiang、Tagish Lake、Xinyang 和Banma)的全岩钾同位素组成.结果显示,21 个碳质球粒陨石全岩δ41 K值分布范围为－0. 62‰±0. 05‰至0. 37‰±0. 08‰,平均值为－0. 32‰± 0. 24‰(2SD),比全岩硅酸盐地球(BSE)稍重.18 个普通球粒陨石全岩数据(如果异常值 GRV 021603 除外)的δ41 K值分布范围为－1. 02‰±0. 05‰到－0. 61‰±0. 02‰,平均δ41 K值为－0. 81‰±0. 15‰(2SD),比全岩硅酸盐地球稍轻.2 个目击型陨石 Murchison(CM2 型)和 Allende(CV3 型),呈现较大的内部钾同位素差异(分别为0. 22‰和0. 16‰),可能反映了水蚀变导致的钾同位素在100 mg球粒陨石全岩尺度上的不均一性.小行星母体过程(水蚀变、热变质和冲击变质)不能很好地解释球粒陨石的钾同位素分馏,母体作为一个封闭体系只是平衡均一化同一个化学群内的钾同位素成分.不同化学群球粒陨石之间的钾同位素与钾元素之间没有显示明确的相关性,这一趋势与最近国际上发表的数据在误差范围内基本一致,太阳星云的单阶段热过程如蒸发或冷凝均不能很好地解释.核合成异常是一种可能的解释,大质量恒星的星风或者超新星爆发注入可以增加一些41 K到太阳星云中,从而在原始球粒陨石中保存下来,然而这一观点需要更多研究支持. 相似文献
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富Al球粒是原始球粒陨石中一种矿物岩石学特征介于富钙铝包体(CAIs)和镁铁质硅酸盐球粒之间的特殊集合体,所以常常认为富Al球粒在认识CAIs和镁铁质硅酸盐球粒形成演化过程中的相互联系具有特殊意义。然而,对富Al球粒的初始物质组成以及形成演化过程一直存在较多争议,而氧同位素组成研究能够对球粒演化和早期星云环境等提供重要的信息。在本文中我们报导了来自Kainsaz(1937年降落于俄罗斯,CO3型)碳质球粒陨石中的2个富Al球粒(编号K1-CH1和K2-CH2)的矿物岩石学和氧同位素组成特征。K1-CH1的矿物组成主要为橄榄石、低钙辉石和富钙长石,K2-CH2为橄榄石和富钙长石。2个球粒中的矿物均具有贫~(16)O同位素组成特征。K1-CH1中矿物的△~(17)O组成基本上位于2个区间:-11.1‰～-8.7‰和-3.9‰～0.4‰;而K2-CH2的△~(17)O介于-6.6‰～-0.6‰之间,且具有从中部至边部升高的趋势。矿物岩石学和氧同位素特征表明,这2个富Al球粒的初始物质组成为富CAIs和镁铁质硅酸盐。在球粒熔融结晶过程中,与贫~(16)O同位素组成(△~(17)O:-8.7‰～-7.8‰)的星云发生了氧同位素交换。球粒形成后,发生迁移进入陨石母体,在相对更贫~(16)O同位素组成(△~(17)O:-0.6‰～0.4‰)的母体中(流体参与)发生变质作用,并再次发生了氧同位素交换。 相似文献
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《吉林大学学报(地球科学版)》2015,(Z1)
<正>钙是亲石元素且有着很高的半凝聚温度,受到蒸发作用影响较小,在陨石形成和演化过程中不会进入金属核。前人利用Ca同位素来示踪陨石和地球的成因联系。Simo等[1]、Huang等[2]以及Valdes等[3]分别测量了碳质球粒陨石、普通球粒陨石和顽火辉石球粒陨石中的钙同位素组成。其中碳质球粒陨石和普通球粒陨石的测量结果非常一致,但是Simo等[1]测量的顽火辉石球粒陨石比其他两组普遍富集重Ca同位素。 相似文献
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通过对15块南极格罗夫山普通球粒陨石(中国第19次和第22次南极科考回收)进行岩石学、矿物学分析,为其进一步研究提供重要基础数据。研究表明这些陨石均为平衡型陨石,其中有5块为H群,其余为L群。除GRV 051869和GRV 021491经历较强冲击变质作用、具有S4型的冲击变质程度外,其他陨石的冲击变质作用轻微,主要集中在S1和S2型。这些陨石的风化程度普遍较轻,仅GRV052076达到了W3型,其他为W1和W2型。主要矿物成分分析表明,组成H群和L群的最初始星云物质可能是相同的,陨石的主要差别是由于两个群陨石各自所处环境的不同所造成。L群平均球粒半径大于H群球粒半径,可能为球粒形成过程中星云温度变化不均一或者不同类型球粒分不同时期形成。另外,研究表明橄榄石中的Ca含量可以作为一个反映陨石热历史的有用指标。 相似文献
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Re-Os同位素体系为研究地幔的成分-结构-演化提供了新的地球化学示踪和定年的工具.上地幔Os同位素组成演化的球粒陨石模型是Re-Os体系用于地幔物质定年的基础, 尤其在采用Re亏损模式年龄和Os同位素代理等时线年龄时.综合了铁陨石和各类球粒陨石、地幔橄榄岩包体和蛇绿岩豆荚状铬铁矿的Re-Os同位素体系研究的近期成果, 为认识对流上地幔Os同位素组成的演化提供了制约.对河北遵化蛇绿岩豆荚状铬铁矿岩的研究, 获得新太古代(2.5 Ga)时形成豆荚状铬铁矿的对流上地幔的187Os/188Os=0.110 2, 与球粒陨石型模式的一致.文献中常用的球粒陨石模式的参数如下: 地球形成时(4.558 Ga)初始值187Os/186Os为0.095 31, 现代值分别采用碳质球粒陨石的187Os/186Os比值为0.127 0和原始上地幔(PUM)的187Os/186Os比值为0.129 6, PUM与普通球粒陨石和顽火球粒陨石的187Os/186Os比值接近. 相似文献
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《矿物岩石地球化学通报》2015,(4)
<正>176Lu-176Hf同位素衰变体系是研究硅酸盐固体行星分异演化的一个重要工具,也能为认识地球最早期地壳的起源提供有利手段。然而,对于Lu-Hf同位素体系数据的解释,需要首先建立完好的地球总体Hf同位素的生长曲线。Lu和Hf均是难熔(highly refractory)的中等-强不相容元素。陨石中的Lu-Hf同位素组成是研究地球全球或硅酸盐地球Lu-Hf同位素组成的重要参考。然而,现代地球的176Hf/177Hf值和球粒陨石中的176Hf/177Hf值(即CHUR化学储库)相比有很大的变化范围,也 相似文献
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本文选取3种类型的陨石分别进行脉冲激光辐照实验,模拟距离太阳1个天文单位(1 AU)处,10亿年(1 Ga)期间微陨石轰击的太空风化作用对E型、S型、C群等近地小行星光谱特征的改造。结果显示,激光辐照后,顽辉石无球粒陨石光谱的可见光波段反射率降低且近红外斜率增加,与E型小行星光谱改造特征一致;普通球粒陨石的可见光-近红外波段反射率均降低、吸收深度变浅且近红外斜率增加,与S型小行星光谱改造特征一致;CV3型碳质球粒陨石和CO3型碳质球粒陨石在激光辐照后可见光波段反射率降低,但近红外波段反射率升高,吸收深度变浅且近红外斜率增加,与贫挥发分的C群小行星光谱改造特征一致; CM2碳质陨石在激光辐照后,可见光波段反射率增加,但近红外波段反射率及近红外斜率降低,与富挥发分的C群小行星光谱改造特征一致。研究结果可为近地小行星探测任务备选目标的确定、光谱遥感数据以及表面物质演化过程的反演提供一定的参考。 相似文献
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宁强碳质球粒陨石的球粒和基质中出现大量圆形的不透明矿物集合体。其中的主要矿物为磁铁矿、富镍金属和硫化物，另有少量磷酸盐、硅酸盐及微量的铂族金属。离子探针测定显示：①磁铁矿的氧同位素组成服从质量分馏[斜率为0.51±0.04,Δ17O为（-2.8±0.4)‰],δ18O值在-15.3‰~-1.6‰的较大范围内变化；②球粒中的橄榄石(Δ17O为-5.0‰）与不透明矿物集合体处于氧同位素不平衡状态。不透明矿物集合体是由小行星母体中的蚀变反应产生的，金属铁被氧化为磁铁矿，同时使剩余的金属富集镍。 相似文献
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在一般石陨石中，球粒陨石硅酸盐相约占其化学组成的三分之二，而橄榄石(Mg、Fe)，SiO4和斜方辉石(Mg、Fe)SiO3又是组成硅酸盐相的主要矿物。较详细地研究橄榄石和辉石的化学组成对石陨石各化学群的划分及球粒陨石岩石类型的划分都是十分重要的。 相似文献