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月球、小行星等无大气行星体具有独特的反射光谱太空风化改造特征,其成因主要被归结于纳米级—亚微米级不透明颗粒等太空风化特征产物.本研究结合Apollo 返回月壤样品、普通球粒和碳质球粒陨石样品的模拟实验结果,综合分析了太空风化特征产物的来源和成因,并讨论了其可能的光谱效应.研究结果表明,np-Fe0 (纳米级单质金属铁)是铁镁硅酸盐等矿物经过微陨石轰击引起的气化沉积作用和原位还原作用形成.np-FeNi(纳米级铁镍金属)的成因主要包括FeNi金属和陨硫铁的气化沉积与冲击分散成因.np-FeNiS(纳米级铁镍金属的硫化物)和sm-FeNiS(亚微米级铁镍金属的硫化物)主要形成于陨硫铁的冲击分散过程.上述不透明颗粒是形成月球与S型小行星紫外—近红外波段光谱反射率降低、特征吸收峰减弱和连续统红移等特征的主要原因.气泡结构主要形成于层状硅酸盐等矿物在微陨石轰击过程中的挥发分逃逸,推测是含水量较高的小行星(如Bennu)紫外-近红外波段光谱反射率增加和连续统蓝移等特征的主要成因.实验结果预期对月球与小行星返回样品分析以及反射光谱的太空风化改造特征的解释提供一定的参考. 相似文献
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本文通过我国新近降落的几块普通球粒陨石、顽火辉石球粒陨石、新疆铁陨石和某些地球岩石的粉末样的反测谱测定,可以看出,随着陨石中Fe~o/Fe_t值增加,球粒陨石的近紫外、可见光和近红外光谱反射率强度,依LL—L—H—E顺序递减,吸收带趋于平缓。同一化学群的陨石,变质程度越高吸收谷越深。而地球火成岩反射谱,则依酸性、基性和超基性逐渐显示出H群球粒陨石的反射谱型。 各类陨石的反射谱特征,可用来判定行星表面和某些小行星的物质组成。 相似文献
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碳质小行星富含水和有机物,被认为是地球水与生命的重要潜在来源,是当前深空探测的重要目标。通过研究碳质球粒陨石中蚀变矿物的特征,可有效揭示其母体小行星早期的水活动历史。以Murchison碳质球粒陨石(CM2)中的草莓状磁铁矿为研究对象,利用扫描电镜和透射电镜对其微观结构和元素组成进行分析。结果显示,Murchison陨石中的草莓状磁铁矿具有交代黄铁矿的五角十二面体晶型假象,其颗粒边缘具有次生环带结构以及颗粒间隙填充有蛇纹石等次生层状硅酸盐矿物。研究结果表明,受~(26)Al等放射性元素衰变生热影响,Murchison陨石母体小行星早期曾发育有上限为150～200℃的水热蚀变作用,随着流体由酸性向碱性演变以及溶解氧的形成,早期形成的草莓状黄铁矿被后期流体交代而形成草莓状磁铁矿。 相似文献
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不同球粒陨石群的物理和岩石学性质,包括球粒的平均大小、球粒结构类型、复合球粒、带火成边球粒及含硫化物的比例、化学组成及矿物学特征等可用以划分球粒陨石的化学-岩石类型和小行星类型,这些性质提供了不同球粒陨石群有用的分类参数及其形成环境的信息.由于不同球粒陨石群的△17O与日心距离存在有相关关系,因此,依据不同球粒陨石群形... 相似文献
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准确限定球粒陨石的Ca同位素组成对于研究太阳星云物质演化和行星形成都具有重要意义.选取7块典型的球粒陨石,包括3块CV3型陨石(Leoville、Allende和Vigarano)、1块CM2型陨石(Murchison)、1块CO3.2型陨石(Kainsaz)、1块EH4型陨石(Indarch)以及1块H4型陨石(LaPaz Icefield 03601),进行了Ca同位素组成的研究.其中,Kainsaz、Leoville和LaPaz Icefield 03601共3块陨石的Ca同位素组成是首次报道.结果显示:(1)在增大样品量以规避"样品量效应"的情况下,我们对CV群球粒陨石Ca同位素组成进行更加精确的制约,δ44/40Ca的平均值为0.45‰±0.04‰(n=3,2SE);(2)碳质球粒陨石的Ca同位素组成相对于硅酸盐地球偏轻,从CV群(0.45‰±0.04‰,2SE)、CM群(0.73‰±0.04‰,2SE)到CO群(0.78‰±0.03‰,2SE)逐渐变重,可能与不同化学群陨石中富钙铝难熔包体(CAIs)丰度的变化有关;(3)顽火辉石球粒陨石和普通球粒陨石的Ca同位素组成与硅酸盐地球(BSE)组成一致,证实它们可以作为地球初始的组建物质.本研究丰富了球粒陨石Ca同位素组成数据库,有利于正确认识球粒陨石的Ca同位素组成及变化原因. 相似文献
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撞击作用发生在太阳系形成和演化的所有阶段,是最基本的地质过程之一.陨石可以从微观尺度记录下这些重要的过程.在所有陨石族群中,L 群普通球粒陨石保留了最完备的冲击变质记录,对撞击发生的时间、冲击过程中的物理条件提供了重要制约.矿物学证据表明,在太阳系形成 100 Ma 内,L 群陨石母体可能发生一次撞击裂解事件,并在随后重组.4. 48 Ga左右,原始小行星带经历大范围的撞击作用,这一事件也记录于L群普通球粒陨石中,可能是由月球大撞击事件溅射的大量碎屑进入到原始主小行星带引起.约800 Ma,包括L群陨石母体在内的内太阳系部分天体经历了同时期撞击事件,可能由这一时期裂解的大质量小行星产生的溅射物引发.L群陨石母体在～465 Ma发生撞击裂解,这一事件在 L 群陨石中保留了丰富的矿物学、年代学记录,并在地球全球奥陶纪地层发现相关信息.综合与该事件相关的所有L群陨石冲击变质特征,本文认为该裂解事件是由一颗大直径(18～22 km)石陨石质小行星,以较低速率(5～6 km/s)撞击导致.同位素年代学数据表明,L 群普通球粒陨石母体很可能未受到晚期大撞击事件的影响,这难以用L群陨石母体过小予以解释.可能的原因有:① L群普通球粒陨石母体在原始主小行星带分布非常有限,导致其受到晚期大撞击事件影响的概率不高;② 晚期大撞击事件对原始主小行星带的影响可能并没有之前估计的那么严重,一个持续时间更长但更加温和的撞击模型更加符合现阶段的观察. 相似文献
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超大型矿床全球背景一大陆板块源于天外的探讨 总被引：1，自引：0，他引：1
作者根据碳酸岩、金伯利岩、金刚石矿床和大型、超大型硼矿床与碳质球粒陨石的成因联系,根据超大型矿床密集区中超大型矿床组合与某些陨石中相对富集元素组合的一致性,对全球主要矿床分布规律进行了综合研究,提出地球大陆岩石圈可能主要是由碳质球粒陨石组成的星子(C群星子)演化而来。论文认为,4100—3900Ma时,(群星子陨击地球,形成主要由C群星子组成的原始微板块。富含水、碳和有机物的C群微板块在局部熔融的过程中形成绿岩、花岗岩,并释放出大量水和二氧化碳,形成双层结构的大陆岩石固、原始的酸性水圈和二氧化碳气圈。不同星子形成的大陆岩石圈,成矿元素背景不一致,导致在大陆的不同部位形成不同的超大型矿床密集区。 相似文献
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综述了非球陨石（铁陨石，石铁陨石和无球粒陨石）在成分结构方面的非分异成因证据，推断其成因是：星云盘中心层中的星云发生气－液凝聚作用形成的熔滴，在较高温度下彼此合并形成了较大熔体，熔体固化后形成该类陨石母体。根据Ｃ１陨石不含球粒和其它成分特征，推断它们是星云只发生气－固凝聚作用的产物。对近年来新发现的一些特殊成分的碳质球粒陨石进行了综合分析，暂定名为类Ｃ１陨石。通过类Ｃ１陨石与其它球粒陨石及Ｃ１陨石成分结构特征的对比，推断它们是星云盘边缘层星云发生气－液－固和气－固联合凝聚作用，同时发生水化作用的产物。最后，在对所有陨石凝聚成因进行解释的基础上，建立了小行星区星云凝聚模型。 相似文献
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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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使用FieldSpec4便携式地物光谱仪获取了南京地区冬季湿雪的光谱数据, 并从太阳高度角、坡度、坡向、下垫面及混合雪几个方面进行了分析. 结果表明: 积雪的反射率在可见光区变化平稳, 在近红外区下降迅速, 1 020 nm、1 250 nm附近是积雪反射率的吸收区; 湿雪状态下, 太阳高度角增大的同时积雪反射率逐渐降低, 而在水湿雪状态下太阳高度角对反射率影响减弱, 积雪含水率成为其变化的主要影响因素; 积雪反射率随着坡度的增大而增大; 积雪在朝阳坡的反射率远高于背阴坡, 背阴坡积雪反射率在可见光谱区受影响较大; 当积雪厚度达到一定值后下垫面的差异对反射率影响有限, 否则会对反射率产生较大影响; 在可见光波段纯雪反射率最高, 近红外波段植被/积雪混合反射率最高, 林下雪的光谱反射率较低. 南京地区湿雪光谱测量和分析对了解南方湿雪光谱特性和变化规律, 以及对于积雪定量遥感及其参数反演具有重要意义. 相似文献
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南极 GRV 021788橄辉无球粒陨石的岩石学和矿物学特征 总被引：2，自引：0，他引：2
橄辉无球粒陨石是一类特殊的无球粒陨石,既具有高度分异的火成特征,又具有原始球粒陨石的特征。南极格罗夫山GRV021788陨石由橄榄石、辉石以及少量的富碳基质、不透明矿物组成,具有橄辉无球粒陨石典型的岩相学和矿物学特征,包括橄榄石晶体三线共点的接触和富镁还原边等。GRV021788的主要矿物的化学成分为:橄榄石Fa23.2～Fa1.5,易变辉石Fs21.2Wo10.6～Fs18.7Wo10.7。橄榄石颗粒有明显的反环带结构,而易变辉石的反环带则不明显。黑色填隙基质富碳,含金刚石和石墨。岩石学和矿物化学特征表明GRV021788是一橄辉无球粒陨石,属单矿(monomict)Ⅰ类(Fa23.2～Fs20.4)橄辉无球粒陨石。陨石的形成机制与多阶段部分熔融-堆积模式较为一致。 相似文献
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富Ca、Al包体(简称CAI)形成于太阳星云演化的最初始阶段,其成因模式主要包括:气—固凝聚、熔融结晶和部分熔融以及高温蒸发作用等。最近,通过对不同球粒陨石化学群中的CAI进行岩石学特征对比研究,发现不同化学群中的CAI具有相似的大小和类型分布特征,表明不同球粒陨石化学群中的CAI极可能具有相似的起源。该结果,与前人的氧同位素、Al—Mg同位素体系以及稀土元素等研究得到的结论一致。不同球粒陨石化学群中的CAI具有相似的成因,并很可能形成于太阳星云的相同区域,随后迁移到不同球粒陨石群的吸积区域。 相似文献
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NWA 8545 是一块玄武质无球粒陨石,它与碳质陨石(CC)NWA 011 成对.CC 被认为是来自于外太阳系的一类物质,由于同位素异常,它们区别于来自内太阳系的非碳质陨石(NC).NWA 011 及其成对陨石作为CC中稀有的玄武质无球粒陨石,其记录的岩浆过程可以被用来研究外太阳系早期行星母体的岩浆活动.本文利用扫描电镜、电子探针和激光剥蚀电感耦合等离子质谱仪(LA-ICP-MS)对NWA 8545 中的辉石、斜长石和陨磷钙钠石进行岩相学以及原位主微量元素的分析,并根据矿物模式丰度计算全岩稀土元素含量.电子探针结果显示NWA 8545 与 HED族陨石Eucrite(钙长辉长无球粒陨石)具有相似的主量元素特征,同时其岩相学与5 型Eucrite类似.激光微量数据表明辉石、斜长石和陨磷钙钠石的稀土元素配分都表现出略微的Ce异常,但其辉石的Ba、Sr等元素并未出现明显的富集现象,即该陨石受地球风化作用影响不明显.利用辉石和斜长石的稀土元素含量,计算平衡熔体的成分,显示其平衡熔体的成分都与全岩的成分比较接近,可以认为两者是在封闭的体系下接近同时结晶.结合变质过程和母体岩浆的成分,本文认为NWA 8545 是由其母体岩浆在经历分离结晶过程后喷发到母体行星表面冷却形成的. 相似文献
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我国在南极格罗夫山发现并收集到大量南极陨石,需要一种无损、快速简单的分类方法。陨石磁化率(χ)的主要贡献是其中的铁镍金属,因而有可能成为一种简便有效的分类参数。同时,磁化率是陨石的一个重要物理参数。我们在国内首次开展陨石磁化率的研究,通过对模拟陨石磁化率样品的测量,证明可以通过不同取向的测量平均,将样品的大小和形状等几何因素的影响减小在仪器的测量精度范围之内。完成了首批613块南格格罗夫山陨石的磁化率测量,除普通球粒陨石外,还包括火星陨石、灶神星陨石、碳质球粒陨石、中铁陨石、橄榄陨铁、橄辉无球粒陨石等特殊类型。根据质量磁化率,可以划分大部分H、L、LL群陨石。特别重要的是,磁化率对于划分非平衡的普通球粒陨石化学群提供了更为可靠的参数。格罗夫山H群陨石的磁化率分布与南极其他地区的陨石十分相似,二者相对降落型陨石均向低质量磁化率方向平移0.2（logχ, 10-9m3/kg）,反映了风化作用对南极陨石磁化率的平均影响程度;格罗夫山L群陨石的质量磁化率分布同样较降落型陨石偏低0.2左右,但南极其他地区的陨石与沙漠陨石的磁化率分布相似,二者均更为离散和偏低,可能反映了不同的风化程度。 相似文献
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超大型矿床密集区的成因及预测 总被引：1，自引：0，他引：1
首次提出地球上矿产资源分布的不均匀主要与太阳系的起源有关。水星、金星、地球、火星、小行星的幔,主要分别由E群、H群、L群、LL群和C群陨石物质组成的星子聚合而成、由此造成行星幔横向不均匀性及幔表层矿产资源不均匀性的基础。由于不同元素在各类星子中分布的不均匀性程度不同,它们对超大型矿床密集区的控制也不一样。富含成矿元素的星子被吸积于上地幔表层,形成了原始矿源区。当地壳形成后,大陆岩石圈没有被软流层的对流作用均匀化,虽经几十亿年的地质作用改造,这一原始矿源区依然存在。通过分析不同群的球粒陨石组分等特征,并结合成矿时代、成矿带及成矿作用改造特征等,可以对超大型矿床密集区进行远景预测。 相似文献
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利用光谱特征进行岩石矿物分析受到了国内外研究者的广泛关注,大多数蚀变矿物如赤铁矿、水云母等在可见光-近红外-短波红外波段具有诊断性强的波谱特征。因此,利用典型岩石矿物光谱特征可为矿产资源勘查与评价提供一种新的手段和方法。本文对相山铀矿田蚀变矿物进行光谱测量,经数据处理获得了不同典型蚀变岩石矿物的反射率光谱曲线。通过对这些光谱曲线特征的分析研究,提出了影响岩石矿物反射率的因素,探讨了水云母、萤石、赤铁矿等典型蚀变岩石的反射率曲线特征,并建立了相应的典型蚀变矿物光谱识别模型。 相似文献
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近年来有关太阳系天体中等挥发性元素的研究掀起了一波浪潮。锌作为中等挥发性元素,其稳定同位素对于高温挥发过程具有很好的指示作用。因此,在行星科学领域锌同位素逐渐成为研究星云和行星演化的一个理想工具。本文系统地归纳了各类陨石和行星天体储库的锌同位素组成,并对不同种类的陨石以及地外样品(碳质球粒陨石、普通球粒陨石、顽火辉石球粒陨石、橄辉无球粒陨石、铁陨石、石铁陨石、月球陨石和Apollo样品、火星陨石、灶神星陨石等)中的锌稳定同位素研究内容进行了较全面的总结。主要包括不同陨石和行星锌同位素组成的控制因素以及锌同位素对太阳系内星云过程和行星过程的指示;同时,简要论述了锌同位素在太阳系形成和演化过程中的分馏机制,并立足目前的研究基础,探讨锌同位素在行星科学领域的研究前景和发展趋势。 相似文献
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清镇顽火辉石球粒陨石的矿物学特征及其成因 总被引：1，自引：0，他引：1
清镇陨石以具有高度还原的矿物组合为特征。普通球粒陨石和碳质球粒陨石中的亲石元素在顽火辉石球粒陨石内显示亲铜或亲铁的性质。在该陨石中发现的矿物有陨硫钙石。硫镁矿、钾的硫化物——硫铜钾矿,含Si的铁纹石及Ni的硅化物——硅磷镍矿等。顽火辉石和斜顽火辉石具有低的FeO含量,其FeO/(FeO+MgO)比值范围为0.004—0.01。在未完全熔融的球粒中发现具尘粒状贫Ni金届包裹体的残余橄榄石颗粒。本文首次报道陨石中含Ga的闪锌矿和发现陨石中稀少的碱硅镁柱石。金属-硫化物组合显示再加热和熔融的结构特征,金属发生硫化作用并被硫化物所取代。清镇陨石(EH_3)的化学成分与EH_(4,5)球粒陨石很相似,其La/Sm比值比平均EL高,Co/Ni则比EL低。清镇陨石的形成部位比任何其他球粒陨石群更靠近太阳,可能形成于水星-金星区。 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