隕石群

球粒隕石中富Ca、Al包體成因研究進展與

演化模式

6153曹地質論評GEOLOGICALREVIEWVo1.56MayNo.32O1O

球粒隕石中富Ca,AI包體成因研究進展與演化模式

戴德求,王道德,宋新社,袁智,馮少真.

1)湖南科技大學地質研究所,湖南湘潭,411201;2)中國科學院廣州地球化學研究所,

廣州,510640;

3)廣東省安全科學技術研究所,廣州,510060

內容提要:富Ca,A1包體(簡稱CAD形成于太陽星云演化的最初始階段,其成因模

式主要包括:氣一固凝聚,熔

融結晶和部分熔融以及高溫蒸發作用等.最近,通過對不同球粒隕石化學群中的

cAI進行巖石學特征對比研究,發

現不同化學群中的CAI具有相似的大小和類型分布特征,表明不同球粒隕石化學

群中的CAI極可能具有相似的起

源.該結果,與前人的氧同位素,Al—Mg同位素體系以及稀土元素等研究得到的結

論一致.不同球粒隕石化學群

中的CAI具有相似的成因,并很可能形成于太陽星云的相同區域,隨后遷移到不同

球粒隕石群的吸積區域.

關鍵詞:富Ca,A1包體;CAI;成因;演化;球粒隕石;太陽星云

球粒隕石由太陽星云中不同事件和過程形成的

各種產物[如球粒,富Ca,Al包體(簡稱cAI),蠕蟲

狀橄欖石集合體,不透明礦物集合體,晶屑,細粒基

質等]機械堆積而成.大部分球粒隕石受到了后期

熱變質作用的改造,只有少量非平衡型球粒隕石,保

存了太陽星云形成和演化的各種信息.

構成球粒隕石的各種組分中,CAI最為重要,其

形成于太陽星云演化歷史的最初始階段,粒徑由亞

毫米級到厘米級不等,一直是隕石學和天體化學領

域的研究熱點,主要原因有以下方面:

(1)CAI由各種高溫難熔氧化物和硅酸鹽組成,

并與太陽星云的冷凝計算結果相一致(Grossman,

1972;YonedaandOrossman,1995),因而代表了太

陽星云演化的最早期凝聚產物.

(2)CAI普遍具有滅絕核素衰變形成的子體同位

素過剩(如由.Al衰變形成弱Mg,半衰期0.74Ma)

(MacPhersoneta1.,1995;Zinner,2003;Linet

a1.,2005),是研究滅絕核素的最理想對象.

(3)CAI具有最富0的同位素異常(Claytonet

a1.,1973;Clayton,1993;Fa托福難嗎 ganeta1.,2001),是揭

示太陽系氧同位素組成不均一性的關鍵.

(4)一些CAI經歷了強烈的高溫蒸發作用

(Grossmaneta1.,2000;WarkandBoynton,

2001),因而是研究各種同位素分餾的理想樣品.

總之,CAI是太陽星云最早期各種熱事件的產

物,保存了星云最原始的信息,具有同位素異常和大

量滅絕核素子體,是研究早期太陽星云形成和演化

的探針.

CAI的主要礦物組合包括尖晶石,黃長石,鈣鈦

礦,深綠輝石,鈣長石,黑鋁鈣石(Hibonite),隕鋁鈣

石(Grossite),透輝石和橄欖石等.通常根據CAI

中礦物顆粒的大小,將它們劃分為粗粒和細粒包體

二大類(GrossmanandGanapathy,1976a,b).粗

粒CAI盡管數量較少,但它們在隕石手標本上很明

顯,且易于分析,因此絕大部分研究工作針對該類包

體開展.根據礦物組成,粗粒包體又常被劃分為致

密A型(CTA,富黃長石一尖晶石型),富黃長石～

深綠輝石型(B型),富鈣長石一深綠輝石一尖晶石

型(C型),以及富鈣長石一橄欖石型(POI型)等

(Grossman,1980;MacPhersonandGrossman,

1984;Grossman,1975;WarkandLovering,1982;

Wark,1987;Shengeta1.,1991).最常見的細粒

CAI主要有二種類型,即松散狀A型包體(FTA)和

富尖晶石一輝石型包體.松散狀A型包體的礦物

組成與上述粗粒A型包體類似,但前者不具有火成

結構特征,主要由細粒礦物構成的同心環狀團塊聚

注:本文為高等學校國家特色專業建設點基金(TSl1027)和湖南科技大學博士基金

(E50806)的成果.

收稿日期:2009—08一l1;改回日期:2009—11～20;責任編輯:章雨旭.

作者簡介:戴德求,男,1976年生.講師,博士,隕石學和天體化學專業.通訊地

址:411201,湖南科技大學地質研究所;Email:ddqygf@

.

第3期戴德求等:球粒隕石中富Ca,Al包體成因研究進展與演化模式375

積形成,通常受到后期蝕少兒朗誦 變.富尖晶石一輝石型包

體主要由尖晶石和富Ca輝石構成,其他次要礦物

有黃長石,鈣長石,鈣鈦礦,橄欖石,方鈉石和霞石

等,鈣長石可能由黃長石蝕變形成.有時把蠕蟲狀

橄欖石集合體(AOA)也作為一種細粒CAI,認為其

是星云凝聚較低溫的產物(Lineta1.,2003a;Wang

eta1.,2007;戴德求等,2007).

1CAI成因模式

有關CAI成因的主要模式包括氣一固凝聚,熔

融結晶和部分熔融,以及高溫蒸發等(Yonedaand

Grossman,1995;Richtereta1.,2002;Faheyeta1.,

1994).CAI的巖石結構特征和成分特征等表明有

些CAI可能只經歷了單一的熱事件,但也有一些

CAI具有復雜的形成歷史,是上述兩個或兩個以上

過程的綜合產物.

1.1氣一固凝聚模式

氣一固凝聚作用是形成CAI最基本的模式.

根據熱力學計算,得出了從高溫逐漸冷卻形成的原

始太陽星云中礦物的凝聚順序(Lattimer,1967;

Grossman,1972;Lattimereta1.,1978).在10Pa

條件下,太陽星云從高溫到低溫的礦物冷凝順序是:

剛玉黑鋁鈣石一鈣鈦礦一隕鋁鈣石一黃長石一尖

晶石一鐵鎳合金一深綠輝石一透輝石一橄欖石鈣

長石(Lattimereta1.,1978;YonedaandGrossman,

1995).屬于氣一固凝聚形成的CAI類型主要是細

粒CAI,如FTA和富尖晶石一輝石型包體等.

氣一固凝聚成因的證據主要有:

(1)極不規則的外形,有些甚至是纏繞狀

(MacPhersonandGrossman,1984);

(2)松散的結構,自形礦物的松散堆積

(Armstrongeta1.,1982);

(3)細粒團塊狀顆粒的堆積結構(MacPherson

andGrossman,1984);

(4)內部存在大量的空隙,造成強烈的蝕變

(Greenwoodeta1.,1994);

(5)單個團塊的圈層結構(Wark,1986);

(6)礦物的形成順序與理論計算的星云凝聚順

序一致(LinandKimura,2003a);

(7)礦物成分,如FTA中的反環帶的黃長石晶

體(MacPherson,1984).

1.2熔融結晶和部分熔融

粗粒CAI(B型,C型,POI型和CTA)大部分

具有渾圓狀的外形,致密的結晶結構(共結和嵌晶結

構等),礦物晶體由包體邊部向中心生長等巖石結構

特征,礦物形成順序,主要成分的REE模式等均表

明它們可能經歷了熔融結晶過程.通過對CAI中

深綠輝石的研究和模擬合成實驗,認為B型和C型

CAI中的深綠輝石是從液態中結晶形成

(MacPhersonandGrossman,1981;Stolper,1982;

PaqueandStolper,1983;Simoneta1.,1991).B型

CAI具有典型的液相結晶特征,并與熔融結晶實驗

結果一致,冷卻速率約10～250℃/h(Shengeta1.,

1992;Richtereta1.,2002).

Lin等(2003c)通過對寧強碳質球粒隕石中部

分不規則形狀CTA及其中深綠輝石的研究,認為

這些不規則的CTA可能只經歷過部分熔融或重結

晶:①CAI致密的結構顯示它曾經經歷過熔融或再

結晶;②不規則的外形顯示它們沒有經歷過完全的

熔融結晶;③部分包裹著鈣鈦礦的深綠輝石邊,以及

它們整體被黃長石所包圍,顯示深綠輝石由鈣鈦礦

和黃長石反應形成,而氣一固凝聚時深綠輝石的凝

聚溫度明顯低于黃長石.

1.3蒸發作用.

蒸發作用是指由于強烈的熱事件揮發性組分丟

失使物質逐漸富集難熔組分的分異過程.除熔融結

晶的巖石結構證據外,蒸發殘留成因的主要證據有:

①強烈蒸發作用造成Mg,Si富重同位素(Clayton

eta1.,1984;Faheyeta1.,1994);②包體的邊緣較

中央富難熔元素(WarkandLovering,1982;

Claytoneta1.,1984);③在礦物上,邊緣較中央富難

熔礦物,如鈣鈦礦和隕鋁鈣石等.

部分B型包體可能在熔融結晶的過程中經歷

過高溫蒸發作用,可能是由富Mg,Si的集合體高溫

蒸發形成(Grossmaneta1.,2000;Warkand

Boynton,2001),其證據包括一些B型包體中Mg,

si富重同位素的質量分餾,以及一些B型包體邊緣

難熔元素的富集特征.

2不同球粒隕石化學群中CAI:相似

的巖石學特征

2.1不同球粒隕石群中CAI類型分布

Lin等(2006)和Dai等(2004)通過對南極

GroveMountains(GRV),Allende,Murchison,寧強

等碳質球粒隕石,普通球粒隕石,以及綜合前人所研

究不同球粒隕石中CAI的統計(表1),發現A型

CAI(或似A型一受到后期蝕變的A型CAI)和富

尖晶石一輝石型CAI是各種球粒隕石中占主要含

地質論評

量地位的巖石類型.雖然,不同球粒隕石中各種

CAI的含量相對有變化,但是A型CAI(或似A型)

和富尖晶石一輝石型比其他的類型含量明顯高許

多.

CV型碳質球粒隕石(特別是Allende)中的

CAI受到了最廣泛的研究,特別是其中的粗粒CAI,

包括B,c,POI和CTA等,因此造成一個假像:粗

粒CAI是CV3型碳質球粒隕石中含量最高的CAI

類型.其實這與粗粒CAI的集合體較大,較容易被

發現和研究有關.為了沒有偏見統計Allende隕石

中CAI的類型,另外制作了4塊光薄片.在掃描電

鏡下,通過對這4個薄片中的CAI進行了全面搜

索,所發現的62個CAI的主要類型為A型和富尖

晶石一輝石型,只有一個富黑鋁鈣石型包體和一個

尖晶石一黑鋁鈣石碎片,且未發現B,C型包體.A

型CAI中有5個屬于CTA,其他均為FTA.粗粒

CAI在CV型隕石中相對于其他的球粒隕石類型明

顯要高一些,可能與不同化學群球粒隕石中的組分

經歷了粒度分選有關.

同樣,富黑鋁鈣石型CAI是CM型球粒隕石

(Ireland,1988)中廣泛研究的CAI類型,因為黑鋁

鈣石具有藍色的特征色,很容易被辨認.并且富尖

晶石一黑鋁鈣石球粒狀CAI主要是通過凍結一解

凍法(freeze--thawmethod)和密度分選的方法

(MacPhersoneta1.,1983)獲得的,因此,所得到的

結果沒有統計意義,不能代表CM群隕石中CAI類

型的分布特點.通過對GRV020025(CM2,1個薄

片)和Murchison(CM2,2個薄片)中的CAI進行

了系統搜尋,結果它們中的cAI的類型主要為A

型/似A型和富尖晶石一輝石型,僅在GRV020025

中發現了一個被蝕變邊包裹的富尖晶石球粒狀CAI

(Da夢見狐貍精 ieta1.,2004;戴德求等,2007).MacPherson

andDavis(1994)在Mighei(CM2)隕石中一共發現

了66個富尖晶石的CAI,其中大部分屬于富尖晶

石一輝石型CAI,與我們研究的似A型CAI非常相

似,也含有大量可能由黃長石蝕變而來的細粒蝕變

產物.

從表1中可以發現,各種球粒隕石群中A型

(似A型)和富尖晶石～輝石型CAI的數量或豐度

上相對有變化,但它們均是最主要的包體類型.A

型(似A型)和富尖晶石一輝石型CAI之間相對數

量上存在變化,一種可能是有些化學群隕石聚積了

較早形成的包體,而另一些化學群隕石聚積了較晚

形成的包體有關;另一方面的原因是這兩類包體本

身在巖石結構和礦物組成上是連續過渡的(Linand

Kimura,2003a),有時類型區分較困難,因此在統計

表1不同群球粒隕石中CAI的類型分布(引自Lineta1.,2006)

Table1Summaryofrefractoryinclusionsinvariouschondrites(fromLineta1.,2006)

深尖B

薄A尖綠晶

薄片型尖晶尖昌輝石

片|晶石晶鈣黑隕石f橄C

化學群隕石回石石長鋁鋁球黑欖/總資料來源

數似磊鈣鈣石鈣量量積A碎輝粒鋁片石石石石型長

(mm)型舜薯/石

EH3Sahara97159231O35265268Lineta1.,2003b

OrdinaryYamato7929475267152O237Kimuraeta1.,2002

ehondriteOthersl81390149124Lineta1.,2006

GRVO23Daieta1.,2004

CO3Yamato8102016.1422322l88Lineta1.,2006

others1O8585Ruslleta1.,1998

Murchison221097117Daieta1.,2004

CM2

GRV020025112O65112Daieta1.,2004

Allende41Daieta1.,2004

CV3

GRVDaieta1.,2004

CV3一likeNingqiang21174LinandKimura,2003a

CR12145423LinandKimura.2003a

CHNWA7391i001413235OKroteta1.,2005

Uni—queAcfer13132Kroteta1.,2004

CO/cMMAC87300.881231Rusl1eta1.,2000

第3期戴德求等:球粒隕石中富Ca,A1包體成因研究進展與演化模式377

上存在一些誤差.CH群球粒隕石含有更高的富隕

鋁鈣石和富黑鋁鈣石型等(2005)在

NwA739739(CH)隕石中一共發現了50個難熔

包體,其中23個屬于富隕鋁鈣石和富黑鋁鈣石型

CAI.在未分群的Acfer094碳質球粒隕石也含有

較高豐度的富隕鋁鈣石和富黑鋁鈣石型CAI(19/

132)(Kroteta1.,2004).富隕鋁鈣石和富黑鋁鈣

石型,A型和尖晶石一輝石型CAI可能代表了太陽

星云從高溫到低溫連續凝聚的產物,因為在寧強隕

石中的研究發現:它們的全巖成分具有沿太陽星云

冷凝曲線連續分布的特征(LinandKimura,2003).

由于黑鋁鈣石和隕鋁鈣石是太陽星云最早期凝聚的

產物(Fegley,1991;YonedaandGrossman,1995),

富隕鋁鈣石和富黑鋁鈣石型CAI可能是太陽星云

最早期凝聚的集合體.富隕鋁鈣石和富黑鋁鈣石

型,A型和尖晶石一輝石型CAI在隕石中相對豐度

的變化可能與星云凝聚過程中CAI選擇早或晚進

入隕石吸積形成區有關.

另一個差異是在寧強碳質球粒隕石中發現了較

多的細粒富鈣長石一尖晶石型CAI(ASI),在一些

CO和CR球粒隕石中也有相似集合體出現.但是,

此類CAI中的鈣長石不屬于原生礦物,而是A型

CAI中的原生礦物——黃長石與太陽星云發生反應

而形成.一種可能與星云連續凝聚有關,富

honite/grossite,A型和尖晶石一輝石型CAI在

不同類型球粒隕石中的含量相對不同.但是在寧強

隕石中ASI的鈣長石和副長石中沒有發現Mg過

剩(Lineta1.,2005),表明其蝕變反應發生在CAI

形成后>1.5Ma的時間間隔.另外,ASI中的鈣長

石與似長石顯示出相似的貧0同位素組成,與同

一

包體未被蝕變掉的黃長石一尖晶石邊不同(Guan

eta1.,2005).鈣長石和似長石形成于與原生礦物

形成部位明顯不同的星云環境,鈣長石形成于原生

礦物離開初始形成位置之后.在其他球粒隕石中

ASI的含量很低或者缺失,可能是因為其它類型

CAI發生了強烈的二次蝕變,似長石,層狀硅酸鹽等

替代了鈣長石和黃長石.這與我們觀察到含有更高

含量ASI的隕石相對受到較少的蝕變作用一致.

2.2不同球粒隕石群中CAI的粒度分布

不同球粒隕石中的CAI的直徑大小非常相似

(特別是由同心環狀團塊構成的CAI,我們統計其單

個團塊的大小).Lin等(2006)研究的普通球粒隕

石中的24個CAI具有較小的直徑,它們的大小與3

個成對H3型普通球粒隕石中的66個CAI相似

(圖1),說明普通球粒隕石中CAI大小與它們在不

同隕石中的分布沒有關系.把這些數據總結在一

起,得到90個CAI的平均直徑為8252m.這個

數據與以前報道的普通球粒隕石中CAI的大小也

完全一致(BischoffandKeil,1983;Kornackiand

Fegley,1984;Guaneta1.,2000c;Husta1.,

2001).Sahara97159(EH3)頑輝石球粒隕石中的

66個CAI的直徑為4735m,與普通球粒隕石大

小類似.Guan等(2000a)報道了6個頑輝石球粒

隕石中8O個CAI,其中大部分<50m,最大的直

徑為等(2000)在頑輝石球粒隕石

中發現了13個CAI,它們的直徑位于30~80Fm之

間.綜上所述,頑輝石球粒隕石和普通球粒隕石中

的CAI具有相似的大小.

一

般認為不同群碳質球粒隕石中的CAI和球

粒具有截然不同的大小.大多數毫米和厘米級大小

CAI的報道主要源于CV3型碳質球粒隕石中,特別

是Allende中較大直徑的CAI受到了最廣泛的關注

和研究.CM和CO型隕石中,CAI相對較CV小.

如前文所述,這不是對CV3型隕石中所有CAI完

全統計的結果,所以難以反映其大小的特征.還有

一

個影響CAI大小統計結果的重要因素,是碳質球

粒隕石中許多較大的的CAI是由數個具同心環帶

完整結構的團塊聚集在一起形成,如在Allende和

寧強隕石中的一些CAI.寧強隕石中一個毫米級大

小的CAI就是由數個團塊聚集形成,單個團塊的的

大小是5448/zm,與普通球粒隕石和頑輝石球粒

隕石中的CAI相似(圖1).通過統計單個CAI和

Allende,Murehison中某些具有團塊狀結構的CAI

單個團塊的大小(圖1).結果顯示,碳質球粒隕石

中的CAI的大小與普通球粒隕石和頑輝石球粒隕

石基本一致,其差別并沒有以前認為的那么大.上

述結論與一些其他碳質球粒隕石中CAI的大小統

計結果相印證,如:MAC87300和88107(介于CO3

和CM2之間)中包體的大小位于1O～300m

(Ruslleta1.,2000);HH237和QUE94411

(CH—like)中包體的大小位于5O～400Fm(Krotet

a1.,2001);NWA739(cH)中包體的大小位于25～

185Fm(平均70vm);CR群球粒隕石中包體的大

小一般小于500vm(Aleoneta1.,2002).

3不同隕石群中CAI相似的成因和

JxJ

據上文所述的CAI巖石學特征,可以總結出一個

378地質論評9,010年

l0

O

35

30

25

丑20

I5

】0

5

O

l50

lO0r

50

3

2

2

——

0

I

1

O

真徑(m)

0

直徑(um)

OlOO2003O04005O0

直徑("m)

直徑(um)

m

30

20

O

8

2

O

徑(um)

O

直徑(m)

O

直徑(pn1)

第3期戴德求等:球粒隕石中富Ca,Al包體成因研究進展與演化模式379

圖1不同群球粒隕石中CAI大小分布特征(引自Lineta1.,2006)

Fig.1SizedistributionpatternsofCAIs(fromLineta1.,2006)

(a)普通球粒隕石和

Y-792947(H3)(Kimuraeta1.,2002);(b)Sahara97159(EH3)(Lineta1.,2oo3b){(c)Y一

81020(C03)和GRv

021579(CO3)(Daieta1.,2004);(d)Murchiso雜志的英語 n和GRV020025(Daieta1.,2004);(e)寧強碳

質球粒隕石,N3—3#4CAI以單個團塊

的大小考慮,3個B型,兩個POI(富斜長石一橄欖石型CAD和一個C型粗粒CAI

不在計算范圍.注意不同群CAI與寧強中以小團塊為

單位考慮后的CAI相似的大小,寧強與Allende中相對較大的尺寸可能與它們中

含有較多團塊狀CAI有關;(f)寧強(CV3一like)(Linand

Kimura,2003a);(g)Allende(CV3),兩個mm級的CAI被排除;

(a)ordinarychondritesandY～

792947(H3)(Kimuraeta1.,2002);(b)Sahara97159(EH3)(Lineta1.,2003b);(c)Y一

81020(CO3)

andGRV021579(CO3)(Daieta1.,2004);(d)Murehison(CM2)andGRV020025(CM2)(Da

ieta1.,2004);(e)Thesizedistribution

ofindividualconcentricnodulesinaNingqiangCAI(NQJ3—

3#4)sandoneType

olysimilarsizedistributionpatternsofC

AIsinvariouschondritesandthenodulesin

gersizesofCAIsinAllendeandNingqiangcanpartlyberelat

edtotheircommonasmblagesofnumerous

nodules;(f)Ningqiang(CV3一

like)(LinandKimura,2003a)and(g)Allende(CV3).Thetwomm—

sizedCAIsinAllendeareexcluded

fromtheaveragevalueoftheCAIs.

結論:各種不同群球粒隕石中的CAI具有相似的類

型和大小分布特征.通過對GRV不同群碳質球粒

隕石和Allende隕石中CAI的礦物化學特征等研究

表明,CAI之間還具有相似的礦物化學組成(Daiet

a1.,2004;Lineta1.,2006).這些相似的巖石學特

征和礦物化學特征說明不同化學群球粒隕石中的

CAI可能具有相似的成因,并可能形成于太陽星云

中的相同區域.前人基于氧同位素,Al—Mg同位

素體系(Guaneta1.,2000a;HUSSeta1.,2001)和

REE(Lineta1.,2003b)等研究,也得出不同化學群

中的CAI具有相似起源.

相反,假如CAI形成于不同化學群隕石的形成

區域,那么CAI中的礦物集合體就會反映隕石形成

區域不同的星云條件.例如,頑輝石球粒隕石形成

于極端還原的星云條件,那么CAI中會有星云還原

條件下凝聚的產物:oldhamite,niningerite(尼寧格

礦)和碳化物等(LarimerandBartholomay,1979).

然而這樣的礦物在頑輝石球粒隕石CAI中并沒有

被發現.

有研究者認為蠕蟲狀橄欖石集合體(簡稱

AOA)可能經歷了初步熔融(Scotteta1.,1992),但

越來越多的證據認為細粒CAI和AOA的成因可能

具有相關性,它們可能都是屬于星云直接凝聚形成

(Lineta1.,2003a;Wangeta1.;2007;戴德求等,

2007).Dai等(2004)和Lin等(2006)對細粒CAI

(FTA,富尖晶石～輝石型CAI)和含難熔組分

AOA的巖石學和礦物化學特征以及全巖化學組成

等的研究表明:

(1)通過對GRV,Murchsion隕石的研究發現

某些FTA和富尖晶石一輝石型CAI具有非常類似

的礦物組合,有時很難劃分到底屬于哪個類型;另

外,一些AOA中存在小的富尖晶石一輝石型CAI,

都顯示它們在礦物組成上具有逐步變化的特征.

(2)對GRV隕石FTA/似A型中殘留黃長石

礦物化學成分研究表明,它們全部屬于富A1黃長

石(Ak.～),位于星云凝聚黃長石的數值范圍

(Ak<4o)(YonedaandGrossman,1995),而在經歷

過熔融的B,C型包體中,黃長石常以富鎂黃長石出

現(LinandKimura,1998,2000),表明FTA可能由

星云凝聚形成.

(3)LinandKimura(2003a)對寧強隕石中細粒

包體全巖化學組成,巖石礦物學研究表明,松散狀A

型包體,尖晶石一輝石型包體,以及一種含尖晶石的

蠕蟲狀橄欖石集合體(AOA)之間存在連續的過渡

關系,并且它們的全巖化學組成落在太陽星云冷凝

曲線上,代表了太陽星云從高溫到低溫連續冷凝的

產物(圖2).除了寧強,其他碳質球粒隕石中大量

AOA的研究也證明星云凝聚的觀點(Komatsuet

a1.,2001).CAI和AOA之間在成因方面相互關聯

的同位素證據包括AOA中主要成分與CAI具有相

似的O富集的特征熏魚的做法 (Faganeta1.,2002;Itohet

a1.,2002)等.

4CAI成因和演化模式

4.1太陽星云模型

太陽星云的初始狀態存在二種不同的模型,即

熱星云說和冷星云說.熱星云模型認為原始太陽星

云為一高溫氣體,由于熱輻射逐漸冷卻并收縮,其中

央形成太陽,邊緣星云盤由高溫氣體冷凝形成固相

塵埃,并進一步聚集形成星子,最后堆積形成行星.

對太陽星云從高溫至低溫冷凝過程的熱力學計算,

理論預期的各種礦物不僅在CAI中全部發現,并且

地質論評

圖2富Ca,AI包體的全巖化學組成與太陽星云

凝聚(引自LinandKimura,2003a)

Fig.2BulkcompositionofCAIsandsolarnebular

condensation(fromLinandKimura,2003a)

圖中粗點劃線為理論計算的太陽星云的冷凝變化(3X左向右溫

度降低),細點劃線區域為粗粒A型包體的組成范圍.縮寫:

Geh:鈣黃長石;Fo:鎂橄欖石;Mel:黃長石;O1:橄欖石.其余縮

寫見表1.

Mostoftheanalysplotalongthecondensationtrajectory

(dashedline),intheorderhibonite—bearingTypeAs,

TypeAs,spinel——pyroxeneinclusionsandrefractoryAOAs,

geoftypicalTypeAs

(dottedline)alongthecondensationtrajectorytothemiddleof

—gehlenite;Fo—forsterite;Mel—melilite;O1

一

vine

各種礦物的形成溫度與據CAI礦物結構關系所給

出的形成次序相當一致(Grossman,1972;Yoneda

andGrossman,1995).太陽星云冷凝的理論計算

還很好對解釋了CAI全巖的稀土等微量元素特征.

對極端還原條件下的星云冷凝計算結果,也與頑輝

石球粒隕石的礦物學特征吻合(Larimerand

Bartholomay,1979;LinandEIGoresy,2002).上

述理論計算與實際分析結果的一致,有力地支持了

熱星云假說.

近年的一些研究成果,特別是同位素分析數據,

越來越清楚地表明,太陽星云沒有達到被完全氣化

狀態,至少保存相當數量的固相塵埃.首先,隕石中

太陽系外物質的存在就是一個有力的證據.如果太

陽星云達到高溫(如>177OK),太陽系外物質將難

以存在.盡管目前分離出的太陽系外物質主要為各

種難熔礦物,但對不同化學群及不同巖石類型隕石

中太陽系外物質的研究表明,它們對于星云和小行

星母體中的熱變質事件相當敏感(HussandLewis,

1995).石墨,納米級的金剛石等,在氧化條件下也

難以在高溫中存在.對于冷星云模型,太陽X一風假

說可以解釋CAI和球粒的形成,并與相當一部分實

驗分析結果(如滅絕核素分布等)吻合.

4.2CAI成因和演化模式

CAI的成因模型需要對以下重要succes 特征給出合理

解釋:①CAI中滅絕核素子體的存在,以及它們的含

量在不同類型CAI中的變化特征;②CA1及其構成

礦物富O的同位素組成特征,并在氧同位素6"O一

6"O圖解上構成一條斜率為1的直線(Youngand

Rusll,1998);③CAI的含量在普通球粒隕石和頑

輝石球粒隕石中含量很低,但它們與碳質球粒隕石

中的同類組分可能具有相同的來源(McKeeganet

a1.,1998;Faganeta1.,2000;Guaneta1.,2000a;

Guaneta1.,2ooob;Faganeta1.,2001;Kimuraet

a1.,2002;Lineta1.,2003b).

太陽X一風模型(Shueta1.,1996,1997)認為

CAI的形成是由于太陽早期強烈高能粒子輻射對太

陽星云塵埃的加熱蒸發結果.該模型雖然提出了一

種導致CAI熔融的機制,但大部分CAI并沒有受到

明顯的加熱熔融.對滅絕核素的解釋也面臨新的困

難.此外,X一風模型并不涉及CAI在不同化學群球

粒隕石中的分布,氧同位素異常等.因此,越來越多

的實驗數據傾向支持太陽星云冷凝模型.

通過總結前人對CAI成因的研究進展,可得出

CAI具有相似的起源的結論,CAI形成和演化模式

的大概過程是:在太陽星云的特定區域,溫度在達到

使大部分園相塵埃氣化之后開始冷卻,從高溫到低

溫凝聚形成一系列CAI(順序:含黑鋁鈣石/隕鋁鈣

石一A型一尖晶石一輝石型一AOA).一部分A

型包體與氣相反應形成富鈣長石一尖晶石型包體.

在星云冷凝的同時或滯后,出現局部的高溫熱事件

(如閃電),使一部分冷凝的包體被熔融,然后結晶形

成粗粒包體(如松散狀A型熔融結晶形成致密A

型,富鈣長石一尖晶石型形成C型,富黃長石一尖

晶石型形成B型等).強烈的加熱作用還導致少量

CAI明顯的化學和同位素蒸發分餾現象.由于太陽

引力,太陽風驅動,以及星云中可能存在的擾動等,

一

些CAI被遷移至不同群球粒隕石的吸積區域,由

于隕石吸積區與CAI形成區空間距離不同,使得不

同群隕石中的CAI含量不同.空間距離越遠,CAI

由于要搬運較遠距離,可能造成其豐度越低,發生破

碎現象可能越明顯.由于體系物理化學條件的明顯

改變,產生強烈的后期蝕變作用.

第3期戴德求等:球粒隕石中富Ca,A1包體成因研究進展與演化模式38l

參考文獻/References

戴德求,林楊挺,繆秉魁,王道德.e(CV3)隕石中一種

特殊蠕蟲狀橄欖石集合體的礦物巖石學特征及其成因探討.礦

物巖石,27(1):71～77.

戴德求,林楊挺,繆秉魁,王桂琴.2006.南極碳質球粒隕石中兩個富

尖晶石球粒狀難熔包體的巖石學和礦物化學特征研究.地球化

學,35(5):54O～546.

AleonJ,KrotAN,m--aluminum-

richinclusionsandamoeboidolivineaggregatesfromtheCR

iticsandPlanetaryScience,37:

1729～1755.

ArmstrongJT,MeekerGP,HunekeJC,WasrburgGJ.1982.

TheblueangelI——Themineralogyandpetrogenesisofa

micaet

CosmochimicaActa,46:575～595.

—Al—richchondrulesandinclusionsin

,303:588～592.

.

.,21:l15～149.

ClaytonRN,GrossmanL,nentof

primitivenuclearcompositionincarbonaceousmeteorite.

Science,182:485～488.

ClaytonRN,MacPhersonGJ,HutcheonID,DavisAM,

GrossmanL,MayedaTK,Molini—VelskoC,AlienJM.1984.

Twoforsterite-bearingFUNinclusionsintheAllende

micaetCosmochimicaActa,48:535～548.

DaiD,LinY,MiaoB,ShenW,一,A1一rich

inclusionsinthreenewcarbonace0uschondritesfromtheGrove

Mountains,Antarctica:Newevidenceforasimilaroriginofthe

ologicaSinica

(EnglishEdition),78(5):1042～1051.

FaganTJ,KrotAN,maluminum—rich

inclusionsinenstatitechondrites(I):Mineralogyandtextures.

Meteoritics&PlanetaryScience,35(4):771～781.

FaganTJ,McKeeganKD,KrotAN,m—

aluminum-richInclusionsinEnstatiteChondrites(II):Oxygen

iticsandPlanetaryScience,36(2):223～230.

toH,aintsonoxygen

isotopicevolutionfromanamoeboidolivineaggregateandCa,

A卜richinclusionfromtheCV3Efrem