陨石球粒
陨石球粒 (出自古希腊 χόνδρος chondros，颗粒) 是在球粒陨石内发现的接近圆形的颗粒。陨石球粒是熔融或部分熔融的物质掉落在太空中被其母体小行星吸积之前形成的。因为球粒陨石代表太阳系内最古老的固体材料之一[1]，和被认为是形成行星系的建筑基块，因此理解陨石的形成对了解行星系统早期发展是很重要的。
丰度和大小
[编辑]不同种类的球粒陨石包含不同比率的陨石球粒 (见下表)。通常，碳质球粒陨石含有的陨石球粒百分比是最低的，而矛盾的是尽管CI球粒陨石被称为球粒陨石，但其中几乎没有任何陨石球粒，而普通和顽火辉石球粒陨石有最多的陨石球粒。因为坠落到地球上的陨石占80%是普通球粒陨石，并且因为普通球粒陨石有60-80%是陨石球粒，使它成为坠落在地球上的陨石 (不包括流星尘) 中数量最多的组成材料。
陨石球粒的大小范围从几个微米的直径到1厘米（0.39英寸）。同样的，不同种类的球粒陨石包含不同大小的陨石球粒：最小的是CH、CM、和CO球粒陨石 (参见陨石分类)，中等大小的是CR、CV、L、LL、和R球粒陨石，最大的在一些CB球粒陨石 (参见表)。其它的球粒陨石群介于这些之间。
| 陨石球粒群 | 丰度 (vol%) | 平均直径 (mm) |
|---|---|---|
| CI | 0 | – |
| CM | 20 | 0.3 |
| CO | 50 | 0.15 |
| CV | 45 | 1 |
| CK | 45 | 1 |
| CR | 50-60 | 0.7 |
| CH | 70 | 0.02 |
| CB | 20-40 | 10 (a子群), 0.2 (b子群) |
| H | 60-80 | 0.3 |
| L | 60-80 | 0.7 |
| LL | 60-80 | 0.9 |
| EH | 60-80 | 0.2 |
| EL | 60-80 | 0.6 |
| R | >40 | 0.4 |
| K | 30 | 0.6 |
矿物学和岩石学
[编辑]大多数陨石球粒的主要组成是被长石，也可能是玻璃或结晶包围着的橄榄石和辉石硅酸盐矿物。也会存在着少量的其他矿物，包括硫化铁（陨硫铁）、金属的铁-镍、氧化物像是铬铁，和磷钙钠石等磷酸。极少类型陨石球粒的主要成分能是像长石的矿物（再度可能是玻璃或结晶）、硅酸盐或金属的铁-镍和硫。
陨石球粒呈现各种类型的纹理，可以在陨石球粒被切片打开和抛光之后观察到。有些纹理显示出从熔融或接近熔融的状态下被急速冷却的证据。富含辉石的陨石球粒包含非常细致的颗粒，大量大小只有几微米或者更小，漩涡状的纤维状晶体，被称为隐晶质的陨石球粒。当辉石纤维粗糙时，从表面上看它们可能出现单成核的辐射纹，形成放射状或excentroradial的纹理。富含橄榄石的陨石球粒可能包含这类矿物的平行板块，在板块之间被含有橄榄石和含有像长石的玻璃的薄片包围着；这就是所谓的禁制纹理。其他观察到显然是非常快速冷却结果的纹理是树枝状结晶和漏斗形的橄榄石颗粒，和完全由玻璃组成的陨石球粒。
更常见的是，陨石显示被称为所谓的斑状纹理。在这些，橄榄石和辉石的颗粒在各个方向是等距的和有时是自形的。它们被依据主导矿物来命名，即斑状橄榄石（PO）、斑状辉石（PP）、和斑状橄榄石辉石（POP）。看来似乎是这些陨石球粒冷却得比径向或禁制的纹理更慢，然而它们仍然可能在短短的几小时内凝固。
虽然任何单一个的陨石球粒的范围很狭窄，但在陨石球粒内的橄榄石和辉石的的组成变化比较大。有些陨石球粒包含非常小的氧化铁（FeO），导致橄榄石和辉石都与镁橄榄石（Mg2SiO4）和顽火辉石（MgSiO3）的组成近似。科学家通常称这一类型为第一型陨石球粒，并往往含有大量的金属铁。其它的陨石球粒在有着更多的氧化条件下形成，并且包含有着更多氧化铁的橄榄石和辉石（也就是 (Mg,Fe)2SiO4形式的橄榄石）。这种陨石球粒被称为第二型。大多数的陨石球粒都包含第一型和的二型混合在一起，也包含那些有斑纹和无斑纹的纹理，然而也会有例外。
形成
[编辑]陨石球粒的类型
[编辑]有几种不同的方式将不同组织的陨石球粒依据其外观的纹理分类。
| 名称 | 缩写 | 图片 |
|---|---|---|
| 斑状的橄榄石 | PO | |
| 斑状的辉石 | PP | |
| 斑状的橄榄石-辉石 | POP | |
| 辐射状的辉石 | RP | |
| 禁制的橄榄石 | BO | |
| 隐晶质的 | C | |
| 颗粒状的橄榄石-辉石 | GOP | |
| 玻璃陨石球粒 | - | 
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相关条目
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ James N. Connelly, Martin Bizzarro, Alexander N. Krot, Åke Nordlund, Daniel Wielandt, Marina A. Ivanova. The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk. Science. 2012-11-02, 338 (6107): 651–655 [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1226919. （原始内容存档于2021-03-09） （英语）.
- ^ Weisberg et al. (2006) Systematics and Evaluation of Meteorite Classification. In, Meteorites and the Early Solar System II, 19-52 (D.S. Lauretta and H.Y. McSween, Eds.), Univ. Arizona press
进阶读物
[编辑]- Wlotzka F., Heide F. (1995) Meteorites: Messengers from Space, Springer Verlag, ISBN 0-387-58105-7
- Hewins R.H., Jones R.H., and Scott E.R.D. eds. (1996) Chondrules and the Protoplanetary Disk, Cambridge University Press, UK, ISBN 0-521-55288-5
- Oliver Botta, Jeffrey L. Bada Extraterrestrial Organic Compounds in Meteorites, Surveys in Geophysics 23 (5): 411-467, 2002
- Vogel N. (2003) Chondrule formation and accretion processes in the early solar nebula - Clues from noble gases in different constituents of unequilibrated chondrites, Der Andere Verlag, Osnabrück, ISBN 3-89959-055-4
外部链接
[编辑]
- A Pictorial of Chondrules （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Meteorites Australia (Meteorites.com.au)
- Chondrules and their Origins （页面存档备份，存于互联网档案馆）