不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义

第16卷第1期极地研究Vol.16,No.1 2004年3月CHIN ESE JOURNAL OF POLAR RESEARCH March2004
研究综述
不同类型陨石的宇宙射线暴露
年龄及其宇宙化学意义
王道德1　林杨挺1,2　王桂琴1
(1中国科学院广州地球化学研究所,广州510640;2中国科学院地质与地球物理研究所,北京100029)
提要　本文主要依据现有的资料综述陨石分类,以及来自小行星带、月球和火星等不同类型陨石的宇宙射线暴露(CRE)年龄及其宇宙化学意义。

目前已确定有13个球粒陨石群,至少7个经受了高温和广泛熔融的无球粒陨石母体,以及12个不同化学群的铁陨石母体。

此外,还发现10个独特的球粒陨石、许多未分群的球粒陨石小群、铁陨石和铁陨石小群,它们也来自各自不同的母体。

到目前为止,根据宇宙射线产生的核素,已测定了1600多个陨石的宇宙射线暴露年龄。

由许多陨石类型的CRE年龄分布,我们可以识别出群集的宇宙射线暴露年龄,藉此可解释为母体上的碰撞,并释放大量的陨石碎块。

小行星陨石、行星陨石及阿波罗月球样品的稀有气体同位素丰度和宇宙射线暴露年龄,已广泛应用于探索和了解不同类型陨石母体的宇宙射线暴露历史、冲击碰撞事件、暴露年龄与日心距离的关系、吸积形成母体前硅酸盐球粒的辐照历史、南极和沙漠陨石中成对陨石的判别、行星陨石(火星及月球陨石)的溅射历史及月坑的相对年龄等。

关键词　宇宙射线暴露年龄　陨石　球粒陨石　无球粒陨石　火星陨石　中铁陨石
1　前言
所有的陨石都曾暴露于宇宙射线,其暴露时间是从小行星带内由较大物体碰撞产生米级大小物体或在穿越地球轨道过程中开始,直到它们降落在地球时终止。

宇宙空间内大多数陨石都较小,由几厘米到约1米,陨石在受到主要由能量>5MeV质子组成的宇宙射线粒子强烈轰击的过程中,产生各种宇宙成因稳定和放射性核素,如果知道它们的浓度和产率,就可计算宇宙射线轰击的有效持续时间,称为宇宙射线暴露(CRE)年龄(Eug2 ster,2003)。

该定义假设因碰撞而使母体碎裂开始暴露于宇宙射线,但在陨石母体破裂之前,至少埋藏于深几米的较大母体内,同时还假设暴露于宇宙射线的陨石,未再次经历
[收稿日期]　2004年2月收到来稿。

[基金项目]　国家自然科学基金重点项目资助(批准号:40232026)。

[作者简介]　王道德,男,1932年生。

1960年于原苏联科学院获地质矿物学副博士学位。

现为中国科学院广州地球化学研究所研究员。

主要从事陨石及天体化学研究。

改变其大小或形状的破裂事件,即陨石经历了单阶段的宇宙射线暴露历史。

如果不能满足上述假设条件,则CRE 年龄是不真实的,但当陨石物质埋藏于母体表面几米内,则有可能受到宇宙射线的辐射。

园艺式的表面层是由于多次反复的暴露和埋藏造成的,在其成岩形成陨石质团块之前,其中各种组分曾暴露于高能粒子。

从其母体分裂出来后,陨石可再次碎裂,因此,利用半衰期不同的放射性核素可测出不止一次的CRE 年龄,即陨石经历了复杂的宇宙射线暴露历史。

如果陨石属于相同的化学群,其CRE 年龄分布又相同,则认为它们是来自同一次破裂事件,并可能来自同一母体,藉此可获该母体圈层结构的化学组成信息(Eugster ,2003)。

由小行星或彗星撞击而从月球和火星溅射的岩石特别有价值,因它们代表着以前载人或自动飞行器未采过样品的地区。

月球和火星陨石的宇宙射线暴露年龄表明,月球陨石至少来自月球表面8个区域,而火星陨石所代表的火星表面采样点也不少于8个,明显地增加了月球及火星物质的代表性。

作为对比,阿波罗和月球号飞船在月球正面的着陆点,以及海盗号和探险者(Pathfinder )飞行器在火星表面的着陆点只分别代表了月球和火星表面很有限的区域。

已测定许多由阿波罗和月球飞行返回的月岩和月壤的CRE 年龄,这些数据表明,数百万年前由撞击成坑事件开挖出的岩石经受了单阶段宇宙射线暴露历史,在撞击成坑事件之前,其物质完全屏蔽在月表深处,直到撞击坑形成时,才被带到月球表土的顶部,这些岩石的CRE 年龄代表了各个撞击坑的形成时间。

因此,CRE 年龄,特别是月坑的CRE 年龄,成为了解月壳形成的重要地质工具。

由阿波罗飞行器在月坑边缘采集的岩石,其宇宙射线暴露年龄代表了这些岩石受到宇宙射线粒子辐照的年代。

本文主要依据现有的资料综述陨石分类,以及来自小行星带、月球和火星等不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义。

2　陨石群的分类
根据Rubin (2002)最新陨石群分类,目前己确定13个球粒陨石群(表1),每个群有5个或更多的成员,且每个群的矿物成分、结构特征、全岩化学成分及氧同位素组成等落在特定的小范围。

球粒陨石群之间相互混合的情况较少,偶见陨石基质内有其它陨石群的碎片,因此,每个陨石群是来自独立的母体。

此外,还发现有约10个独特的陨石或球粒陨石小群(grouplets ),它们也可能来自独立的母体。

至少有7个经受了高温和广泛熔融的无球粒陨石群,它们来自不同的母体。

绝大部分铁陨石可划分为12个不同的化学群,每个化学群具有窄的化学组成范围,它们各自具有独立的母体。

部分铁陨石具不同的组成特征,它们属于未分群铁陨石或铁陨石小群,至少来自60个不同的母体。

除球粒陨石、无球粒陨石、铁陨石、石铁陨石、陨石小群及独特的样品外,还发现分别来自月球和火星的月球陨石(月海玄武岩、月球高地斜长岩及月海玄武岩/月球高地斜长岩的混合岩)和火星陨石(SNCO 陨石:S 为辉玻无球粒陨石;N 为辉橄无球粒陨石;C 为纯橄无球粒陨石;O 为斜方辉石岩)。

在火星陨石中辉玻无球粒陨石较多,28块火星陨石中有20块是辉玻无球粒陨石(表2),通常将辉玻无球粒陨石划分为两类,即:①玄武岩质辉玻无球粒陨石———辉石2斜长石玄武岩(或称玄武岩质火星陨石);②二辉橄榄岩质辉
74第1期 王道德等:不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义
84极地研究 第16卷
表1　陨石群分类(Rubin,2002)
Table1.Classification of meteorite group
陨石群类型特征
1.球粒陨石
1.1碳质球粒陨石
CI含水及蚀变的;无球粒;富挥发性元素
CM含水及蚀变的;小的球粒
CR含水及蚀变的;含金属
CO小的球粒
CV大的球粒;大量的富钙、铝包体(CAIs)
CK大的球粒;暗色硅酸盐
CH微球粒;富金属;贫挥发性元素
未分群的碳质球粒陨石(Coolidge陨石)
1.2普通球粒陨石
H高的总铁
L低的总铁
LL低的总铁;低的金属铁
1.3R球粒陨石高度氧化;富17O
1.4顽辉石球粒陨石
EH高的总铁;非常还原
EL较低的总铁;非常还原
未分群的顽辉石球粒陨石(L EW87223)
2.原始无球粒陨石
Acapulcoites(斜方辉石-橄榄石无球粒陨石)具球粒陨石质斜长石和陨硫铁的数量
Lodranites(橄榄古铜陨铁)具次于球粒陨石质斜长石和陨硫铁的数量
Winonaites与IAB铁陨石的硅酸盐有关
未分群的原始无球粒陨石(Divnoe陨石)
3.分异的陨石
3.1小行星无球粒陨石
Eucrites(E)钙长辉长无球粒陨石玄武岩
Diogenites(D)(古铜无球粒陨石)斜方辉石岩
Howardites(H)(紫苏钙长无球粒陨石)E和D的角砾岩化混合岩
Angrites(钛辉无球粒陨石)富Ca,Al玄武岩及富Ti辉石
Aubrites(顽辉石无球粒陨石)顽辉石无球粒陨石
Ureilites(橄辉无球粒陨石)含橄榄石、辉石及碳质基质
Brachinites(富橄榄石无球粒陨石)含橄榄石、单斜辉石及斜方辉石
3.2火星陨石
Shergottites (辉玻无球粒陨石)
玄武岩、二辉橄榄岩及橄榄石-斑状火星玄武岩Nakhlites (辉橄无球粒石)
含Ca 辉石的辉石岩Chassigny (纯橄无球粒陨)
纯橄榄岩AL H84001(斜方辉石岩)
斜方辉石岩
3.3月球陨石月海玄武岩
覆盖月海喷出的玄武岩冲击角砾岩
月球岩石混合物加冲击熔体
3.4石铁陨石橄榄陨铁
金属+橄榄石;核(金属)-幔(富橄榄石)边界样品中铁陨石
金属+玄武岩、辉长岩及斜方辉石岩,它们是主要由熔融金属核的小行星与分异小行星玄武岩质壳的低速(<1km/s )冲击形成的未分群的
Enon 陨石
3.5铁陨石岩浆型铁陨石群
ⅠC ,ⅡAB ,ⅡC ,ⅡD ,ⅡF ,ⅢAB ,ⅢE ,ⅢF ,ⅣA ,ⅣB 铁陨石化学群非岩浆型铁陨石群
ⅠAB 组合体(complex ),ⅡE 未分群的铁陨石Denver City 陨石
玻无球粒陨石———由玄武岩岩浆衍生的橄榄石辉石堆积岩(或称二辉橄榄岩质火星陨石)(McSween and Treiman ,1998)。

新近从玄武岩质火星陨石中又将具有橄榄石斑晶的6个陨石和EETA 79001中的岩性A 单独划分出来,并定名为橄榄石斑状玄武岩(Anne ,2002)。

在此之前,该类岩石仅见于Elephant Moraine (EET )A79001(玄武岩质火星陨石)中的岩性A (lithology A ),橄榄石斑状玄武岩质火星陨石具有以下的特征:(1)具橄榄石斑状结构,橄榄石的成分范围与EET 2A 相同,但大多数橄榄石颗粒为自形到半自形的斑晶,它们代表未经历明显岩浆分异的火星熔岩;(2)除钛磁铁矿和钛铁矿外,含铬铁矿;(3)普通辉石的含量低。

以上这些特征,既不同于玄武岩质火星陨石,也不同于二辉橄榄岩质火星陨石。

3　宇宙射线暴露(CRE )年龄的计算方法
3.1　CRE 年龄计算依据稳定与放射性核素对
假设银河宇宙射线的通量是恒定的,那么宇宙成因稳定核素的浓度[s ]及放射性核素的浓度[r ]由下式给出(Eugster 2003):
[s]=P s t
(1)[r ]=λ-1P r (1-e -λt )(2)
P s 为稳定核素的产率,P r 为放射性核素的产率,λ是衰变常数,t 是暴露于宇宙射线的时间或宇宙射线暴露年龄。

94第1期 王道德等:不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义
表2　20个辉玻无球粒陨石的类型(S型火星陨石)
Table2.The types of20Shergottites(S2type martian meteorites)
辉玻无球
粒陨石的
类型(S)
主要岩石学特征 样品名称及可能的成对陨石
玄武岩质火星陨石主要由单斜辉石(易变辉石及普通辉石)和斜长石(冲
击产生的玻璃或熔长石)组成,具玄武岩和辉绿结构。

除晚期铁橄榄石外,无橄榄石。

EET2B为单斜辉石
斜长石岩石,类似其它辉玻无球粒陨石。

总体成分的
mg#=100×molar Mg/[Mg+Fe]～23—52,表明它
们是由分离的岩浆结晶的。

Shergotty and Zagami含
堆积的辉石,而QU E94201及Los Angeles具较高的
斜长石含量和辉石的带状性,代表了岩浆的成分。

★Shergotty:
★Zagami:
★Elephant MorainaA79001(lithology B)缩
写为EET2B;
★Queen Alexandra Range94201
(QU E94201)
★Los Angeles
★North West Africa480
★North West Africa856
★Dhofar378
二辉橄榄岩质火星陨石堆积岩,主要由粗粒橄榄石和嵌晶状易变辉石组成,
其斜长石含量比玄武岩质火星陨石低一些。

除发现
玄武岩质火星陨石中的钛磁铁矿外,还含铬铁矿。

橄
榄石的模式丰度为40%—60%,比辉玻无球粒陨石形
成早一些。

总体成分的mg#=～70
★Allan Hills A77005
★Lewis Clills88516
★Yamato793605
★Grove Mountains99027(GRV99027)
★NWA1950
橄榄石斑状火星玄武岩EETνA,既不同于玄武岩质火星陨石,也不同于二
辉橄榄岩质火星陨石,由橄榄石(Fo81253)、斜方辉石巨
晶及细粒易变辉石和斜长石基质内的铬铁矿组成,其
基质类似玄武岩质火星陨石,巨晶集合体类似二辉橄
榄岩质火星陨石。

橄榄石(熔蚀外观和不规则带状轮
廓)的结构和组成特征认为它们与基质是非平衡的,
这些巨晶是同化的超镁铁质物质的捕虏岩残余。

认
为是类似EET2B岩浆～10%的橄榄石、26%的斜方
辉石及0.5%的铬铁矿的混合物。

橄榄石斑状火星
玄武岩具有以下的特征:(1)具橄榄石斑状结构,橄
榄石的成分范围与EET2A相同,但与EET2A相反的
是,大多数橄榄石颗粒为自形到半自形,认为它们是
斑晶,它们代表很少岩浆演化的火星熔岩;(2)除钛磁
铁矿及钛铁矿外,出现铬铁矿;(3)普通辉石的含量
低。

以上这些特征,既不同于玄武岩质火星陨石,也
不同于二辉橄榄岩质火星陨石。

★Elephant Maraine A79001(lithology A)缩
写为EET2A
★Dar al G ani476缩写为Da G476
★Sayhal Uhaymir005缩写为SaU005
★Dhofar019
★North West Africa1068缩写为NWA
1068
★North West Africa1195缩写为NWA
1195
★NWA2046
注:据Anne(2002)资料编制。

如tµλ-1,则方程式(2)可写为:
[r]=λ-1P r(3) CRE年龄计算式为
t=λ-1[s]P r/[r]P s(4)用以导出CRE年龄的放射性-稳定的核素对,如:3H23He,10Be221Ne,22Na222Ne,26Al2 21Ne,36Cl236Ar,39Ar238Ar,40K241K及81Kr283Kr.
上述所有计算方法都假设所分析样品的屏蔽几何形态,在其暴露期间不改变。

81Kr2Kr计算方法特别有用,而且精确,因二者的浓度可在同一质谱计上测量,则81 Kr283Kr CRE年龄(t81)由下式获得:”
t81=λ-1(83Kr/81Kr)(P81/P83)(5) 05极地研究 第16卷
P 81/P 83值取决于样品的屏蔽深度
P 81/P 83=0.92[(80Kr/83Kr )c +(82Kr/83Kr )c ]/2(6)因子0.92是81Kr 同量异位部分(isobaric fraction )回收率的系数,81Kr 是由高能质子产生Kr 的主体陨石靶元素Rb ,Sr ,Y 及Zr 的放射性实验测定,将(6)式代入(5)式得81Kr 2Kr CRE 年龄为:
t 81(Ma )=0.152[(
80Kr/81Kr )c +(82Kr/81Kr )c ](7)81Kr 的衰变常数λ为(3.03±0.10)×10-6a -1(Baglin 1993)81Kr 2Kr CRE 年龄的误差约为5%。

81
Kr 2Kr CRE 年龄的方法,由于仅测量同位素比值,较之测量绝对气体浓度要精确得多,因扩散丢失Kr 的浓度,不会影响年龄的测定。

3.2　CRE 年龄计算依据稳定核素丰度与产率
测定CRE 年龄最常用的方法是利用稳定的宇宙成因稀有气体同位素(3He ,21Ne ,38Ar ,83Kr ,126Xe )的丰度和产率。

而宇宙成因放射性核素,如10Be (t 1/2=1.51Ma ),26Al (t 1/2=0.705Ma ),36Cl (t 1/2=0.301Ma )及53Mn (t 1/2=3.7Ma )分别高达3个半衰期,则可导出CRE 年龄。

利用稳定和放射性核素测定年龄,需要已知其产率,而后者取决于产生这些核素的靶元素浓度、陨石的大小以及所分析样品在陨星体内的屏蔽深度等。

目前最广泛采用的屏蔽参数是(22Ne/21Ne )c ,该比值对陨星体内引发中子的次级宇宙射线通量很敏感,其中21Ne 主要由24Mg (n ,α)21Ne 和少量由25Mg (n ,α)22Ne 反应产生的。

对于富Ba 的月球岩石,因131Xe 由130Ba 的中子俘获反应产生,因此,其(131Xe/126Xe )c 可作为灵敏的屏蔽参数。

3He ,21Ne ,38Ar ,83Kr 及126Xe 的产率是(22Ne/21Ne )c 的函数,并根据81Kr 2Kr 测年方法,对不同类型球粒陨石和无球粒陨石的产率进行了校正。

对于不能直接用81Kr 2Kr 方法测定CRE 年龄的陨石,其CRE 年龄通过下式求出产率后获得:
P ’21=1.63[Mg ]+0.6[Al ]+0.32[Si ]+0.07[Ca ]+0.021[Fe +Ni ]
(8)元素浓度[M ]单位为wt.%,P ’21为10
-10cm 3STP/g Ma 21Ne 的产率由下式获得:
P 21=a P ’21[b (22Ne/21Ne )c -c ]
-1(9)a ,b ,c 值与化学组成有关并己测定了主要陨石类型的a ,b 及c 值(Eugster 1988)。

3He ,21Ne ,38Ar ,83Kr 及126Xe 的产率与由大多数其它放射性核素稳定核素对校正的产率一致。

4　不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄
K eil et al .(1994)依据化学,矿物学,结构及同位素特征提出,已收集的大部分陨石样品来自约15个未熔融(未分异)和约70个熔融(分异)的小行星受撞击产生的碎片,Eu 2gster (2003)依据陨石的成因和宇宙射线暴露历史,着重讨论了同位素特征。

到目前为止,已分析了1600多个陨石的稀有气体,Schultz and Franke (2002)对稀有
1
5第1期 王道德等:不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义
气体的数据进行了汇编。

此外,根据放射性核素的活度(适用于CRE年龄不超过约3个半衰期的放射性核素)还测定了许多CRE年龄很短的陨石;大多数铁陨石的CRE年龄由40K-41K方法给出;有时在南极和沙漠回收到属于同一次降落的大量陨石碎片,但是否属实,可据其CRE年龄加以确认。

从石陨石、石-铁陨石及铁陨石的CRE年龄分布看出,大多数石陨石的CRE年龄范围为几个Ma到约70Ma。

但是顽辉石无球粒陨石可高达120Ma,许多CI和CM球粒陨石低于1Ma,而铁陨石通常在宇宙空间遨游的时间较长,其CRE年龄可大于1000Ma。

根据许多陨石类型的CRE年龄分布,可识别其群集(clus2 ter)的CRE年龄,并可解释为母体在一次主要的碰撞事件中释放出大量的碎片。

例如,H 群球粒陨石群集的CRE年龄介于6及9Ma之间;斜方辉石橄榄石无球粒陨石(Acapul2 coites)/橄榄古铜陨铁(Lodranites)的群集CRE年龄介于4—8Ma之间等。

根据不同化学类型陨石的群集CRE年龄,可获得不同陨石类型之间的关系和它们的母体演化历史等信息。

表3为未分异陨石、分异的无球粒陨石、石铁及铁陨石的CRE年龄,并简要说明于下:
表3　1600多个陨石的宇宙射线暴露(CRE)年龄分布
Table3.Distribution of cosmic2ray exposure ages of more than1600meteorites 陨石类型CRE年龄范围(Ma)群集的CRE年龄峰值(Ma)简要说明
A.未分异的球粒
陨石质陨石H球粒陨石<1—80Ma
(7±2)Ma[～300个H
中有约130个为(7±2)
Ma)];少量为24Ma及
33Ma
母体上碰撞并释放大量碎块。

我国15个
H球粒陨石的CRE年龄范围为019—
3617Ma(王道德等,1993)
L,LL球粒陨石6,15,27及39Ma 我国16个L,LL球粒陨石的年龄范围为2.58—53.9Ma(王道德等,1993)
E,R球粒陨石有一半的E为20—
35Ma;约1/4介于2
与4Ma之间
7Ma
CI,CM 大多数介于0.05Ma
及2Ma之间
～0.2及～2Ma(其余的
低于7Ma)
该低的CRE年龄并不是由低的机械强度
引起的,而反映了靠近地球物体(Near2
Earth2Objects)的碰撞
CK,CV及CO 类似OC及E球粒
陨石
28Ma,少量为几个Ma到
50—70Ma
B.分异的无球粒陨石质陨石斜方
辉石橄榄石无球粒陨石(Acapul2 coites)/橄榄古铜陨铁(Lodranites)(6±1.5)Ma(6±1.5)Ma
母体单次破裂和溅射,其结构和化学组成
类似球粒陨石顽辉石无球粒陨石
顽辉石无球
粒陨石
12—116Ma分布不均匀,～50Ma具低碰撞几率的轨道特征,并具高的寿命一些顽辉石无球
粒陨石
30—60Ma机械性质弱的表土角砾岩
顽辉石球粒陨石接近一半的CRE年
龄低10Ma
轨道特征不同于顽辉石无球粒陨石(12—
116Ma),二者不是来自同一母体
25极地研究 第16卷
HED 陨石22Ma
22Ma ,少数为36Ma 及
12Ma 很可能来自第三个最大的小行星(4Ves 2ta )或米级大小的碎块橄辉无球粒陨石
(Ureilites )
0.1—～34Ma
0.1—46.8Ma (Rai et al.,2003)钛辉无球粒陨石
(Angrites )
6,12,18及56Ma 4个有代表性的CRE 年龄C.火星陨石辉玻
无球粒陨石(S )T ej =0.73,1.2,2.7及
19.8Ma
T ej =溅射年龄二辉橄榄岩质火星陨石(S 2L )T ej =4.3Ma (S 2L )
辉橄无球粒陨石,Nakhlites (N )T ej =10.6Ma
纯橄无球粒陨,Chassigny (C )T ej =11.1Ma
AL H84001(O )
T ej =14.7Ma D.月球陨石
月球陨石(来自月
球高地)
T ej =0.06—8Ma 至少3次冲击事件月球陨石(来自月
海区)
T ej =0.04—3Ma 5次冲击事件
E.石铁陨石及铁陨石大多数铁陨石及石铁陨石10—1500Ma
中铁陨石铁陨石10—160Ma 铁陨石>100Ma ,其中I 群铁陨石化学群为～900Ma ;ⅡD 铁陨石为～
350Ma ;Ⅲ铁陨石为650;
ⅣA 铁陨石为207Ma 及
255Ma 。

(Rubin 2002)代表分异的小行星核,机械性质强,并在宇宙空间具有高的寿命。

注:(1)据Eugster (2003)资料编制;(2)球粒陨石群CRE 年龄范围为1—50Ma ,共同的峰值:6,13,25及38Ma ,少量的峰值为18,30及42Ma ;(3)陨石代表约15个未分异的(球粒陨石质)小行星及约70个分异的(无球粒陨石、石铁陨石及铁陨石)小行星冲击产生的碎块;(4)SNCO 火星陨石至少8次火星表面冲击和溅射事件。

(1)Marti and Graf (1992)和Graf and Marti (1994;1995)研究过普通球粒陨石(H ,L LL )的CRE 年龄分布,Patzer and Schultz (2001)及Schultz and Weber (2001)分别系统地研究了顽辉石球粒陨石和Rumuruti 2型(R )球粒陨石的稀有气体和CRE 年龄。

5个球粒陨石化学群的大多数CRE 年龄范围为从几个Ma 到80Ma ,仅很少数的CRE 年龄小于1Ma 。

(2)典型的碳质球粒陨石比普通球粒陨石和E 群球粒陨石含较多的挥发性元素(H ,C ,N ,Cl ,稀有气体),其中CI 和CM 碳质球粒陨石特别富挥发性元素,其CRE 年龄分布明显不同于其它球粒陨石群,大多数介于0.05Ma 与2Ma 之间,并且所有CI 和CM 球粒陨石的CRE 年龄均低于7Ma 。

作为对比,C K ,CV 及CO 碳质球粒陨石的CRE 年龄分布图类似于普通球粒陨石(O )和E 群球粒陨石,其CRE 年龄范围为50—70Ma ,具有一个位于28Ma 左右的峰,此外,CV 和CO 球粒陨石还有一个约9Ma 的附加峰。

(3)顽辉石无球粒陨石的CRE 年龄范围为12Ma 到116Ma ,虽然出现50Ma 左右的
35第1期 王道德等:不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义
45极地研究 第16卷
群集,但分布不均匀。

该群集的意义是有怀疑的,因为8个顽辉石无球粒陨石中有7个的CRE年龄介于40Ma与60Ma之间,其中6个显示出成岩前历经表土暴露历史的特征,如球粒陨石质包体、冲击黑化、角砾岩颗粒表面层捕获的太阳稀有气体,或因中子俘获产生过剩的核素。

在所有的石陨石中有两个顽辉石无球粒陨石(Norton County及Mayo Bel2 wa)的CRE年龄是最长的,二者从未暴露于太阳风。

因此,这些物质在母体破裂前也未暴露于宇宙射线的辐照。

虽然这两个陨石是角砾岩,其CRE年龄代表着非常长的自由宇宙空间的暴露时间,其轨道参数不同于其它石陨石母体,尤其是顽辉石球粒陨石,后者近一半的CRE年龄低于10Ma,并显示出不同于顽辉石无球粒陨石(CRE年龄大于10Ma)的年龄模式。

CRE年龄分布特征表明,顽辉石无球粒陨石与顽辉石球粒陨石具有不同的轨道特征,并来自不同的母体。

(4)斜方辉石橄榄石无球粒陨石(Acapulcoites)/橄榄古铜陨铁无球粒陨石(Lodran2 ites),没有其它陨石群的CRE年龄象该类陨石的群集如此窄小,由稀有气体测定的年龄约为(6±1.5)Ma,即它们约在(6±1.5)Ma以前的破裂事件中,从其母体溅射出来(Terri2 bilini et al.,2000),其母体无表土,且较小,可能在该碰撞事件中完全碎裂。

由于这二类陨石具有类似的矿物学、矿物组成、热历史、以及氧同位素组成(δ18=3.4—4.0;δ17=0. 5—1.1)(Clayton et al.,1992),它们很可能来自同一母体。

此外,镁铁质硅酸盐的粒度在橄榄古铜陨铁无球粒陨石中比斜方辉石橄榄石无球粒陨石中更粗,且成分变化大,表明前者的加热温度、部分熔融和分异的程度都比后者高一些(McCoy et al.,1997)。

但Patzer et al.(2003)测定了3个新的Acapulcoites样品的CRE年龄,即:Dnofar125的3He, 21Ne及38Ar年龄分别为4.8Ma,5.9Ma和3.1Ma;NWA1058的3He,21Ne及38Ar年龄分别为35.5Ma,38.2Ma和50.0Ma;EET99402的3He,21Ne及38Ar年龄分别为12.9Ma, 16.8Ma和14.6Ma,表明它们源于其母体上不同的冲击事件,其中Dnofar125(5.9Ma)与～6Ma群集的年龄一致。

(5)橄辉无球粒陨石(Ureilites)及钛辉无球粒陨石(Angrites)。

橄辉无球粒陨石为一个不可思议的无球粒陨石群,在有些方面为高度分异的火成岩,但在另一些方面又享有原始陨石的特征,即:其行星型稀有气体和氧同位素有原始太阳系物质的印迹(Scherer et al.,1998)。

CRE的年龄分布范围为0.1Ma到34Ma,其中有少许介于20Ma与30Ma之间。

橄辉无球粒陨石为角砾岩并含太阳大气成分,表明来自较大的母体。

钛辉无球粒陨石的矿物学和化学组成异常,在所有陨石类型中,Ca和Ti的丰度最高,但挥发性元素亏损,所有的钛辉无球粒陨石具岩浆成因,并形成于类似行星的环境。

到目前为止,仅发现7个钛辉无球粒陨石,其中测定了6个的CRE年龄,Angra dos Reis在宇宙空间遨游的时间最长(56Ma),而在南极发现的Lewis Cliff87051的CRE年龄上限为0.2Ma(因太阳加热使宇宙成因稀有气体丢失)。

该类陨石至少形成于4次不同的撞击事件(6,12,18及56Ma以前的溅射事件)。

(6)紫苏钙长无球粒陨石(Howardite)-钙长辉长无球粒陨石(Eucrite,)-古铜无球粒陨石(Diogenite,)简称HED陨石。

它们代表了太阳系最早期的火山活动,其主要热源是现在已灭绝的26Al,其半衰期0.7Ma。

HED群陨石母体因高温熔融发生化学分馏或分异作用,硅酸盐岩浆喷发到表面并固化成玄武岩,而重的元素如铁则集中在核内。

钙长辉
长无球粒陨石(E )为玄武岩质陨石,主要由斜长石和辉石组成;古铜无球粒陨石(D )几乎完全由贫Ca 辉石组成,仅有少量的斜长石和橄榄石,其矿物学和氧化还原状态类似于钙长辉长无球粒陨石,表明二者相关;紫苏钙长无球粒陨石(H )为角砾岩,含有钙长辉长无球粒陨石质和古铜无球粒陨石质物质的混合物。

因此,这三种类型的陨石形成于同一母体。

HED 陨石的CRE 年龄分布主要群集在(22±3)Ma ,少量在(36±3)Ma 。

另外,一些钙长辉长无球粒陨石(E )群集于(12±3)Ma ,两个钙长辉长无球粒陨石及一个古铜无球粒陨石的CRE 年龄为(7±1)Ma 。

己测定86个HED 陨石的CRE 年龄中,有70%落在上述4个群集(22Ma ,36Ma ,12Ma 及7Ma )。

如果仅考虑81K r 2K r 年龄,上述年龄分布特征的一致性会更好一些。

HED 族陨石的母体很可能是4号灶神星(4Vesta )。

新近测定3个新的钙长辉长无球粒陨石的年龄(Patzer et al.,2003)为:DaG 872的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为11.9Ma ,14.3Ma 和10.0Ma ;DaG 983的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为812Ma ,1517Ma 和716Ma ;NW A 011的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为15.5Ma ,22.2Ma 和19.2Ma 。

(7)富橄榄石无球粒陨石(Brachinites )的年龄为(Patzer et al.,2003):EET 99402的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为38.4Ma ,50.0Ma 和49.2Ma ;Hughes 026的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为41.1Ma ,48.6Ma 和36.0Ma ;Reid 013的3He ,21Ne 及38Ar 年龄分别为8.1Ma ,10.3Ma 和5.9Ma 。

(8)石铁陨石及铁陨石。

石铁陨石包括中铁陨石和橄榄陨铁两个群。

中铁陨石的石质及铁质物质约各占一半,其中硅酸盐由橄榄石、辉石及斜长石组成。

橄榄陨铁的橄榄石颗粒包在金属内,其体积比约为2∶1。

大的分异行星,其幔主要由橄榄石及较少的辉石组成。

小行星内的球粒陨石质物质部分熔融会产生液态金属,由于重力场使金属分离形成核。

一般认为,大多数橄榄陨铁来自小行星的幔核边界,而铁陨石则代表分异小行星核的碎块。

目前仅测定了约20个中铁陨石(10—330Ma )和约10个橄榄陨铁的CRE 年龄(20—100Ma ),它们介于石陨石与铁陨石之间。

许多铁陨石在进入大气层前都较大,因此,屏蔽效应相当明显。

另一方面,铁陨石宇宙成因核素产率的获得较为困难。

通常用以下几种方法计算铁陨石的CRE 年龄:40K 241K ,10Be 221Ne ,26Al 221Ne ,36Cl 238Ar ,及81Kr 283Kr 。

根据稀有气体稳定同位素计算CRE 年龄,需要确定其屏蔽信息(如宇宙成因4He/21Ne 比值)。

通常CRE 年龄大于200Ma 的铁陨石用40K 241K 法,较年轻的用稀有气体方法,但不同方法在年龄上的偏差仍未解决。

用40K 241K (T K ),放射性核素(Trad )及稀有气体稳定同位素(T ng )3种方法测定了每个铁陨石群的CRE 年龄分布,最可信赖的是36Cl 238Ar (T 38Ar )。

大多数铁陨石的CRE 年龄可高达1G a (1000Ma ),有4个40K 241K 年龄大于1G a ,但如用其它方法测定,其年龄则低于1G a 。

Ⅰ群铁陨石的群集T K 年龄为～900Ma ;15个Ⅱ群铁陨石中有7个T 38Ar 年龄低于100Ma ;所有ⅡD 铁陨石近于350Ma ;Ⅲ群铁陨石母体的主要碰撞发生于650Ma 以前;ⅣA 为375Ma ,Lavielle 等(2001)用36Cl 238Ar 法重新分析了具375Ma 峰的铁陨石,发现它们形成于255Ma 及207Ma 的两次事件。

(9)火星陨石的年龄及冲击事件,表4及表5分别为辉玻无球粒陨石的同位素年龄和冲击变质特征,以及辉橄无球粒陨石(Nakhlites ),纯橄无球粒陨石(Chassigny )及斜方辉石岩(Orthopyroxenite )的同位素年龄和冲击变质特征。

辉玻无球粒陨石(S )的结晶年龄出现～175Ma 和330—475Ma ;辉橄无球粒石(N )与纯橄无球粒陨石(C )具有相同的结55第1期 王道德等:不同类型陨石的宇宙射线暴露年龄及其宇宙化学意义。