钙长辉长无球粒陨石NWA 11586稀有气体及其年代学

张川统, 缪秉魁, 贺怀宇, 苏 菲, 解庆林

(1.桂林理工大学 a.环境科学与工程学院; b.广西隐伏金属矿产勘查重点实验室; c. 陨石与行星物质研究中心,广西 桂林 541006; 2.中国科学院 月球与深空探测重点实验室, 北京 100101;3.中国科学院地质与地球物理研究所 地球与行星物理重点实验室, 北京 100029)

0 引 言

HED族陨石包括古铜钙长无球粒陨石(Howardite)、 钙长辉长无球粒陨石(Eucrite)和奥长古铜无球粒陨石(Diogenite)三类[1]。Eucrite陨石为喷出岩或侵入岩, 主要由辉石和斜长石组成, 根据结构特征可分为玄武质Eucrite陨石和堆晶型/辉长岩Eucrite陨石; Diogenite陨石是一系列的深部粗粒超铁镁质岩, 其比Eucrite陨石更富镁, 按岩浆结晶先后顺序包括苦橄岩、 方辉橄榄岩、 斜方辉石岩和苏长岩; 与前两者不同, Howardite陨石并非岩浆直接结晶形成的, 而是Eucrite陨石和Diogenite陨石的撞击混合产物, 可进一步划分为表土角砾型和破碎型[2-4]。McCord等发现HED族陨石与灶神星具有相似的表面反射光谱, 因而首次提出HED族陨石可能来自灶神星[5]。随后, 轨道动力学研究很好地给出了HED族陨石从灶神星到地球的传递机制[6-7]。美国NASA的“黎明号”探测器也的确发现灶神星表面主要由HED族陨石物质组成, 探测数据表明HED族陨石和灶神星具有强烈的成因关系[8-11]。因此, 目前普遍认为灶神星是HED族陨石的母体小行星[12-14]。

稀有气体包括氦(He)、 氖(Ne)、 氩(Ar)、 氪(Kr)、 氙(Xe)和氡(Rn)等6种, 它们不仅在地球科学领域具有重要的示踪作用[15], 也是研究HED族陨石及其母体小行星撞击作用与热事件必不可少的媒介和技术[2-3, 16]。HED族陨石在离开母体暴露于高能宇宙射线期间, 将源源不断地产生宇宙射线成因稀有气体[17], 据此可计算出陨石暴露于宇宙射线的时间, 即为宇宙暴露年龄(CRE年龄), 其指示了陨石脱离母体的时间或母体小行星发生的溅射事件[18-20]。Welten等矫正了稀有气体产率模型并重新对Diogenite陨石CRE年龄进行计算后, 首次发现HED陨石存在22.5 Ma和40 Ma的CRE年龄分布峰值[21-22]。之后经过发展, 进一步确定了HED族陨石具有～ 22 Ma和38 Ma的CRE年龄分布峰值[23-24], 而最新的HED族陨石稀有气体研究也获得了相近似的年龄分布[2-3]。因此, 目前普遍认为HED族陨石母体小行星在～20 Ma和40 Ma发生了两次主要的撞击溅射事件, 约1/3以上的HED族陨石在此期间离开母体小行星, 并最终被地球重力场捕获[18-19]。

陨石形成并冷却至4He和40Ar封闭温度后, 由U-Th衰变产生的放射性成因4He, 以及由40K衰变产生的放射性成因40Ar开始累积保存, 由此得到的放射性核素衰变年龄称之为气体保存年龄[25-26]。这些年龄记录了陨石样品经历的撞击事件或热过程[27]。HED族陨石系统性K-Ar/Ar-Ar定年研究发现, 非角砾岩化Eucrite陨石Ar-Ar年龄聚集在4.48 Ga, 其可能代表了HED族陨石在灶神星上经历的早期巨型撞击后的冷却年龄[27-28]; 角砾岩化Eucrite陨石Ar-Ar年龄集中在3.4～4.1 Ga, 其佐证了地球、 月球和火星样品共同记录的“内太阳系重轰击事件”[29-30]。

NWA 11586是一块新发现的非角砾岩化Eucrite陨石, 其明显经历了高度热变质作用, 显示出变晶结构, 被划分为非角砾岩化-花岗变晶结构-玄武质-Eucrite陨石, 且属于极罕见的7型Eucrite陨石[31]。因此, 通过稀有气体来研究NWA 11586陨石撞击及热事件历史是十分有必要的。本次工作对NWA 11586陨石全岩样品进行稀有气体浓度及同位素比值测量, 依据宇宙暴露年龄和气体保存年龄, 简要讨论陨石的后期演化历史。

1 样品处理及稀有气体分析流程

NWA 11586陨石于2016年购自摩洛哥, 原岩质量为91.5 g, 结构致密, 表面矿物颗粒清晰可见并残余有黑色熔壳, 切面处见细小金属光泽颗粒存在。光学显微镜下可见～0.5 mm的斜长石及辉石颗粒呈半自形-他形交杂分布, 颗粒边界多圆化, 局部可见相邻矿物颗粒呈现120°三联点发育, 没有观察到熔脉等冲击结构及高压矿物存在, 也未发现有明显的风化侵染现象, 这表明陨石遭受的撞击效应和风化程度微弱。NWA 11586陨石为非角砾岩, 主要矿物为低钙辉石(36.9%， 体积分数， 下同)、 高钙辉石(10.8%)和斜长石(45.2 %), 次要矿物为SiO2相(6.2 %), 也见不透明矿物(～0.9%)如钛铁矿、 铬铁矿、 陨硫铁和单质Fe(0.3 %), 局部区域发现有少量的磷酸盐和锆石等副矿物存在。此外, 该陨石原始的火成辉绿结构已被明显破坏, 显示出花岗变晶结构, 低钙辉石内部普遍发育有高钙辉石出溶片晶, 且高钙辉石内也发现有低钙辉石片晶出溶。 电子探针成分测试表明该陨石中同种矿物化学成分高度一致。因此NWA 11586被划定为非角砾岩化-花岗变晶结构-玄武质-Eucrite陨石(7型)[31]。

本次工作切下长约2 cm的陨石样品用于稀有气体分析, 简略流程(图1)如下: 先在陨石样品内部远离表面处切下长条状样品(红色虚线区域); 然后取长条状样品中部(黄色区域)用酒精于超声波清洗器中清洗3遍(每次15 min), 以去除可能的地球风化产物; 最后, 用玛瑙研钵将烘干后的陨石样品磨碎, 装入医用密封管后用于稀有气体测定。

图1 Eucrite陨石NWA 11586稀有气体分析样品制备示意图

NWA 11586陨石稀有气体测量在中国科学院地质与地球物理研究所稀有气体实验室完成, 测试仪器为英国Nu仪器公司生产的Noblesse质谱仪, 详细测量过程参见文献[16, 32-35]。简略来说, 先将陨石样品装入激光样品盘中, 120 ℃下烘烤纯化系统及样品盘3 d, 以去除样品所吸附大气组分。测量时采用CO2激光器熔融样品, 采用连续波(CW)模式, 频率1 Hz, 波长500 mm, 束斑直径3 mm, 功率55%, 加热20 min。样品释放气体先经冷阱及两组锆铝泵纯化, 去除所含杂质气体(如H2O、 CO2、 烃类等); 然后根据He、 Ne及Ar熔沸点的差异, 利用装有活性炭的冷阱(加液氮冷却)及冷泵(35 K)分别吸附气体中Ar及Ne组分, 使Ne、 Ar 与He分离; 最后将He、 Ne及Ar组分依次进气, 利用Noblesse多接收质谱仪测定。对陨石样品熔融测量2次, 以确保样品所含稀有气体已完全释放。

陨石样品测量前、 测量期间以及测量后, 多次测定标准空气[15,36]和HESJ标样[37]的稀有气体成分, 计算出Noblesse质谱接收器He、 Ne和Ar的灵敏度以及仪器质量歧视系数, 根据样品信号值求得陨石中He、Ne及Ar的测量浓度与同位素比值。

2 稀有气体测试结果

陨石中测量的稀有气体(measured, 以m表示), 是宇宙射线成因稀有气体(cosmogenic, 以c表示)、 放射性成因稀有气体(radiogenic, 以r表示)以及捕获稀有气体(trapped, 以t表示)3种组分的混合[38]。在实际应用中, 利用宇宙射线成因稀有气体计算陨石宇宙暴露年龄[19], 根据放射性成因稀有气体求得陨石气体保存年龄[39], 再通过捕获稀有气体反演陨石环境信息[40]。因此, 经过测量与校正, 在获得NWA 11586陨石的He、 Ne和Ar浓度及同位素比值后(表1), 需对各组分稀有气体进行区分。

表1 NWA 11586陨石稀有气体测试结果

对比NWA 11586陨石与不同组分稀有气体同位素比值, 陨石样品Ne同位素落在宇宙射线成因值域内(图2a), 表明其21Ne和22Ne几乎完全是宇宙射线成因的; 样品36Ar/38Ar值也与宇宙射线成因36Ar/38Ar值极为接近(图2b), 表明38Ar同样基本为宇宙射线成因, 且40Ar主要为放射性衰变产生。此外, NWA 11586陨石样品4He/3He值约为63, 远低于太阳风(～2 200[41])、 地球大气(～710 000[15])、 原始球粒陨石捕获组分(Q组分, ～8 100[40]), 反而与宇宙射线成因4He/3He值(～6)更为接近, 因此可认为陨石所含3He为宇宙射线成因。这里采用(4He/3He)c=6.2±0.2, (20Ne/22Ne)c=0.80±0.03, (36Ar/38Ar)c=0.65, (40Ar/36Ar)c=0.3, (20Ne/22Ne)t=10.39±0.03, (21Ne/22Ne)t=0.029 4±0.001 0[38,40]来计算NWA 11586陨石样品中宇宙射线成因和放射性成因He、 Ne和Ar的同位素浓度及比值, 计算过程参见文献[42], 结果列于表2。

图2 NWA 11586陨石与不同组分稀有气体Ne(a)和Ar(b)同位素对比

3 讨 论

3.1 宇宙射线成因稀有气体产率

陨石暴露于宇宙高能射线粒子期间, 将产生宇宙射线成因核素, 根据宇宙射线成因稳定同位素(如稀有气体3He、21Ne和38Ar)浓度(C)和产率(P), 可以求得陨石暴露于宇宙射线的时间, 即为宇宙暴露年龄(CRE年龄=C/P), 其表征了陨石在宇宙空间中漂浮的时间或母体小行星的溅射事件[17-19]。NWA 11586陨石宇宙射线成因稀有气体3Hec、21Nec和38Arc的浓度见表2, 下面将讨论陨石3Hec、21Nec和38Arc的产率P3、P21和P38(表3), 以便精确求得陨石的CRE年龄T3、T21和T38。

表2 NWA 11586陨石宇宙射线成因(c)和放射性成因(r)稀有气体以及CRE年龄和气体保存年龄

表3 两种模型所计算的NWA 11586陨石稀有气体产率及CRE年龄

Eugster与Leya等分别依据HED族陨石和普通球粒陨石推导了宇宙射线成因核素产率模型, 它是目前最广泛使用的稀有气体产率计算模型[23, 48]。简略说来, Eugster模型先分析样品化学成分求得样品表征产率(P′), 然后根据屏蔽参数(22Ne/21Ne)c与样品埋藏深度的经验关系求得样品实际产率P[23]。与之不同, Leya模型利用最新的物理学理论及数据库, 推导了陨石全岩成分、 半径与样品埋藏深度间的函数关系, 并根据函数关系计算陨石稀有气体产率[48], 因而其理论上比Eugster模型更接近陨石真实暴露环境。

本次工作并未直接测定样品化学组成, 虽然在陨石稀有气体产率计算中, 一般用陨石矿物或全岩化学成分来代替分析样品的实际化学组成[49-50], 但为了准确求得陨石CRE年龄, 将根据Eugster模型来探讨此过程可能导致的偏差。NWA 11586陨石主要由低钙辉石、 高钙辉石和斜长石组成, 且同种矿物化学成分极为均匀, 因此测量样品可近似为主要矿物不同混合比例的产物。这里依次采用NWA 11586陨石中低钙辉石、 高钙辉石和斜长石成分[31], 以及花岗变晶结构Eucrite陨石平均全岩成分(表4), 来分别计算陨石样品的3Hec、21Nec和38Arc产率。

对于NWA 11586陨石而言, 无论采用何种成分来计算产率, 所得P3和P21分别近乎相同, 但P38相差悬殊(图3)。这表明， NWA 11586陨石3Hec和21Nec产率不受分析样品矿物组成变化的影响。此外,38Arc主要由钙元素与宇宙射线互相作用产生[48], 因此分析样品中低钙辉石、 高钙辉石与斜长石混合比例的不同会严重影响样品的钙含量, 进而影响陨石38Arc产率计算。另外,T21年龄比T3和T38年龄更可靠[19, 51]。 在综合考虑实验成本与CRE年龄精确性后, 本文采用花岗变晶结构Eucrite陨石平均全岩成分(表4)来计算NWA 11586陨石宇宙射线成因稀有气体的产率和CRE年龄。

表4 非角砾岩化-花岗变晶结构-玄武质-Eucrite陨石(UGTBE)平均全岩成分

图3 NWA 11586陨石分析样品稀有气体产率与化学成分关系

3.2 宇宙暴露年龄与气体保存年龄

本文依据Eugster模型稀有气体产率计算公式[23], 采用花岗变晶结构Eucrite陨石(UGTBE)平均全岩成分计算了NWA 11586陨石3Hec、21Nec和38Arc产率以及相应的T3、T21和T38年龄(表3)。同时, 校正L群球粒陨石和未角砾岩化Eucrite陨石间化学成分、 屏蔽参数(22Ne/21Ne)c敏感性和密度的不同后[52-53], 利用Leya模型宇宙粒子与陨石半径和屏蔽深度的函数关系[48], 同样计算出了陨石样品相应的稀有气体产率和CRE年龄(表3)。

比较NWA 11586陨石T3、T21和T38年龄,两种模型计算得到的T3年龄相一致,T21年龄也基本相同,但T38年龄略显差异(图4)。在两种模型中,陨石T21年龄均明显大于T3与T38年龄(表3、图4)。T3年龄小于T21年龄是由于3He封闭温度较低(<100 ℃), 易受太阳辐射加热或撞击去气而丢失[43, 51]。另一方面, 地球风化作用使得陨石中38Arc比21Nec更易逃逸, 从而引起T38年龄偏低[54-55]。NWA 11586陨石属于沙漠陨石, 其T38年龄明显小于T21年龄可能是由于地球风化引起的。综合考虑, 本文采用Eugster模型与Leya模型得到的T21年龄的平均值作为样品最终CRE年龄, 也即NWA 11586陨石的CRE年龄为38.5±4.1 Ma(表2)。

图4 两种模型所得NWA 11586陨石CRE年龄对比

陨石形成并冷却至4He和40Ar封闭温度后, 由U、 Th衰变产生的4Her, 以及由40K衰变产生的40Arr开始累积保存, 由此得到的放射性衰变年龄为U、 Th-4He(T4)和40K-40Ar(T40)气体保存年龄[25-27]。对于NWA 11586陨石, 采用非角砾岩化-花岗变晶结构-玄武质-Eucrite陨石平均U、 Th和K浓度(表4)来计算陨石的T4和T40气体保存年龄, 其分别为1 019±41 Ma和3 041±77 Ma(表2)。

3.3 陨石后期演化历史

目前， 普遍认为HED族陨石CRE年龄存在17～23 Ma与35～41 Ma两个群聚[2-3], 其指示了母体小行星17～23 Ma和35～41 Ma发生的2次主要撞击事件[19], 它们共溅射出了约1/3以上的HED族陨石[3, 18-19]。NWA 11586陨石CRE年龄约为39 Ma, 恰好与HED族陨石母体小行星35～41 Ma的主要撞击溅射事件年龄相一致(图5), 表明其极有可能是～40 Ma前从灶神星或与灶神星具动力学成因联系的V型小行星溅离, 随后在太空中漂浮并最终被地球重力场捕获。

图5 NWA 11586陨石与HED族陨石CRE年龄对比

对于陨石气体保存年龄, 当陨石经受后期热事件(如强撞击事件或热变质作用)时, 若温度超过4He和40Ar的封闭温度, 则陨石U、 Th-4He及40K-40Ar放射性衰变体系重置或部分重置, 因此气体保存年龄反映了陨石后期热事件历史[25-27]。另外,4He具有极低的封闭温度, 非常容易受到热事件影响而扩散丢失, 因此40K-40Ar年龄更适合用于探究陨石及其母体后期热历史[27]。NWA 11586陨石T4年龄(～1.0 Ga)显著小于陨石的T40年龄(～3.0 Ga), 这是由于具有较低封闭温度的4He在受到热事件扰动时比40Ar更容易扩散丢失引起的。此外, NWA 11586陨石T40气体保存年龄明显小于Eucrite陨石约4.55 Ga的结晶年龄[56-57], 这表明该陨石40K-40Ar体系已受到热事件影响而发生了重置。

HED族陨石来自灶神星,前人研究认为灶神星形成后主要发生了4次大的撞击事件,分别为 ～4.48 Ga的单次大型撞击事件[27]、 3.9～4.1 Ga的内太阳系重轰击事件[28, 58-59]、 3.7±0.1 Ga的Veneneia撞击坑(灶神星第二大撞击坑)成坑事件和3.5±0.1 Ga的Rheasilvia撞击坑(灶神星最大的撞击坑)成坑事件[60]。与此同时, Ar-Ar年代学研究发现HED族陨石在约3.3～4.1 Ga期间经历了强烈的撞击事件影响, 一些强烈撞击甚至可以使得未角砾岩化的HED族陨石Ar-Ar体系发生重置[28]。NWA 11586陨石K-Ar年龄约为3.0 Ga, 显著小于上述撞击事件或时期。因此, 未角砾岩化且高度热变质的NWA 11586陨石, 很有可能是在灶神星较晚期的撞击坑形成期间, 由于热传导或撞击溅射物埋藏而受到了强烈的热影响[61], 从而导致其K-Ar体系重置。

4 结 论

(1)非角砾岩化-花岗变晶结构-玄武质-Eucrite陨石NWA 11586的He、 Ne和Ar气体主要由宇宙射线成因和放射性衰变成因组成, 同位素比值表明其不含太阳风和地球大气等捕获组分气体。

(2)NWA 11586陨石CRE年龄为38.5±4.1 Ma, 恰好与HED族陨石母体小行星35～41 Ma的主要撞击事件年龄相一致, 表明其极有可能是～40 Ma前从灶神星或与灶神星具动力学成因联系的V型小行星溅离, 随后在太空中漂浮并最终被地球重力场捕获。

(3)NWA 11586陨石T4和T40气体保存年龄分别为1 019±41 Ma和3 041±77 Ma。陨石T4年龄显著小于T40年龄是由于具有较低封闭温度的4He在受到热事件扰动时比40Ar更容易扩散丢失引起的。此外, NWA 11586陨石K-Ar年龄不仅小于Eucrite陨石约4.55 Ga的结晶年龄, 也比灶神星已确定的大型撞击事件或时期年轻。因此, NWA 11586陨石很有可能是在灶神星较晚期的撞击坑形成期间, 由于热传导或撞击溅射物埋藏而受到了强烈的热变质作用影响, 从而导致其K-Ar体系重置。

致谢: 广东省惠州市彩源陨石科技有限公司缪秉安先生提供了陨石样品， 在此表示衷心的感谢!