不同类型球粒陨石钙同位素组成特征及对比研究

薛永丽, 李 欣, 刘 芳*, 康晋霆, 张兆峰

不同类型球粒陨石钙同位素组成特征及对比研究

薛永丽1,2,3, 李 欣1, 刘 芳1*, 康晋霆4, 张兆峰1

(1. 中国科学院 广州地球化学研究所 同位素地球化学国家重点实验室, 广东 广州 510640; 2. 中国科学院大学, 北京 100049; 3. 梧州学院 宝石与艺术设计学院, 广西 梧州 543002; 4. 中国科学技术大学 地球和空间科学学院, 中国科学院壳幔物质与环境重点实验室, 安徽 合肥 230026)

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,44/40Ca的平均值为0.45‰±0.04‰ (=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。

球粒陨石; 钙同位素; 样品量效应; 地球组建物质

0 引 言

由于地球形成和演化的早期痕迹基本上已被后期的各种地质事件抹除, 所以对地球早期演化过程知之甚少。稳定同位素地球化学作为重要的示踪手段, 可以用来研究物质的来源和制约地质过程。随着同位素质谱测试技术的革命性进展, 特别是多接收器等离子体质谱仪(MC-ICP-MS)的问世, 高温过程中“重元素”(Mg、Fe、Cu、Zn、Ni和Ca等)细微的同位素分馏得以被观测到, 这些同位素组成信息广泛用于研究地球早期演化过程[1]。

球粒陨石形成于太阳系的最早期且没有经过后期分异作用, 其大多数元素丰度与太阳光谱组成相似(尤其是CI群碳质球粒陨石), 因此通常被用来作为全地球平均组成的参考物质[2]。在球粒陨石中, Ca主要赋存于太阳系最早期形成的含Ca矿物(如黑铝钙石、钙钛矿和黄长石等)中。由于Ca是典型的难熔亲石元素(半凝聚温度高达1517 K), 其同位素组成不受后期挥发事件和核幔分异的影响[3], 因此可以较好地保存早期太阳星云演化信息, 指示陨石与类地行星的成因联系。基于此, 球粒陨石的Ca同位素组成研究可能在限定地球的物质来源和增生演化历史方面具有良好的应用前景。

精确限定各类球粒陨石Ca同位素组成是利用其限定地球物质来源的前提。前人研究表明, 不同化学群碳质球粒陨石的Ca同位素组成差异显著,44/40Ca (相对于NIST SRM 915a)从0.10‰变化到1.19‰ (图1b)[4–12]; 同一个化学群甚至同一块碳质球粒陨石的Ca同位素组成也有一个比较大的变化范围(图1b)[4–6,8–10]。到目前为止, 不同化学群碳质球粒陨石的Ca同位素组成仍没有被很好地加以限定, 其Ca同位素组成差异的原因也有颇多不确定性: 这些差异可能与早期太阳星云蒸发‒凝聚过程有关[8,13], 也有可能与含水蚀变或陨石降落地球后的风化作用有关[7,14]。另外, “样品量效应”对碳质球粒陨石Ca同位素组成也有可能产生重大的影响[7,9]。基于当前的研究现状, 我们有必要选取具有代表性的样品, 加强对碳质球粒陨石Ca同位素组成的研究。

顽火辉石球粒陨石是一类非常珍贵的陨石, 数量稀少, 约占已知球粒陨石数量的2%。顽火辉石球粒陨石的诸多同位素组成(如Ni、Cr、Ti、O和N等)与硅酸盐地球(BSE: Bulk Silicate Earth)的同位素组成十分接近, 因此常被认为是地球的初始组建物质[15–19]。但是, 国际上不同实验室报道的顽火辉石球粒陨石的Ca同位素组成存在较大的差别(图1a)[5,8,9]。2010年Simon.[8]的研究表明顽火辉石球粒陨石的Ca同位素组成比BSE (44/40Ca=0.94‰±0.05‰,=14, 2 SD)[20]偏重0.28‰～0.60‰; 与之相反, Valdes[5]和Huang[9]认为顽火辉石球粒陨石与BSE的Ca同位素组成一致。在前人的研究中, 顽火辉石球粒陨石有着不一致的同位素组成, 这种不一致反映了样品的差异, 还是源于实验过程引起的偏差, 需要更多的研究加以验证。

图1 球粒陨石已发表Ca同位素组成汇总(据文献[4–12])

(a) 不同类型球粒陨石Ca同位素组成; (b) 不同化学群碳质球粒陨石的Ca同位素组成

为了进一步限定各类球粒陨石的Ca同位素组成并探讨碳质球粒陨石Ca同位素组成变化的原因, 我们选取了7块球粒陨石进行Ca同位素组成的测定。选取的样品为目击降落陨石及低风化程度的陨石, 尽可能避免风化作用对Ca同位素组成的影响。同时, 通过增大样品量来规避“样品量效应”对Ca同位素组成的影响, 以尽可能获得能够代表样品全岩信息的同位素数据。为避免样品前处理操作可能对Ca同位素组成造成的影响, 陨石样品均没有进行预清洗处理, 选择“新鲜”的内部样品磨制粉末。我们希望通过本研究来进一步理解球粒陨石Ca同位素组成变化的原因, 以及厘定地球初始组建物质与各类球粒陨石之间的关系。

1 样品及分析方法

本次测定的陨石包含5块碳质球粒陨石、1块顽火辉石球粒陨石(EH4型陨石Indarch)以及1块普通球粒陨石(H4型陨石LaPaz Icefield 03601)。碳质球粒陨石包括3块CV3型陨石(Leoville、Allende和Vigarano)、1块CM2型陨石Murchison和1块CO3.2型陨石Kainsaz。在所有样品中, 除Leoville陨石(弱风化程度A)和LaPaz Icefield 03601陨石(弱‒中风化程度A/B)为发现型陨石外, 其他陨石均为目击降落型陨石。陨石样品的具体信息见表1。

表1 陨石样品信息表

Ca同位素分析在中国科学院广州地球化学研究所同位素地球化学国家重点实验室完成, 分析方法的详细描述见文献[21­–22]。为规避可能存在的“样品量效应”, 用于研磨粉末样品的陨石原石质量在0.5～1.0 g。称取约14～18 mg研磨好的粉末样品加入到7 mL聚四氟乙烯材质的溶样杯中, 然后往溶样杯中加入体积比为1∶3的二次亚沸蒸馏纯化浓HNO3和浓HF, 最后把溶样杯置于温度为120 ℃的电热板上保温至少5 d。把保温后的溶样杯置于温度为100 ℃的电热板上蒸干, 然后反复往样品中加入6 mol/L HCl确保样品完全消解。取出含有50 μg Ca的样品溶液与适量的42Ca-43Ca双稀释剂完全混合, 使得混合物中40Ca/42Ca比值接近7。Ca的化学分离是在装有1 mL Bio-Rad AG MP-50 (0.15～0.075 mm (100～200目))树脂的Savillex微柱中进行。为了验证化学流程的准确性, 同时包含2个全流程空白样和4个岩石学标样(NIST SRM 915a、IAPSO seawater、BHVO-2和BCR-2)。

Ca同位素的测定在Triton热电离质谱(TIMS)完成。实验使用H. Cross公司生产的99.995%高纯Ta带, 采用单带“覆盖式”点样方法。质谱测试过程中, 监测41K用以校正40K对40Ca的干扰, 其中40K/41K=1.7384×10−3。Ca同位素的表达式为:44/40Ca (‰)=[(44Ca/40Ca)样品/(44Ca/40Ca)NIST SRM 915a− 1]×1000。单个样品至少测量3次。全流程空白是67.4 ng Ca和68.4 ng Ca, 相对于50 μg的Ca上样量可忽略不计。回收率采用ICP-OES仪器检测, 结果显示回收率好于99%。NIST SRM 915a的44/40Ca为−0.02‰±0.02‰ (=42, 2SE), IAPSO seawater的44/40Ca为1.78‰±0.02‰ (=46, 2SE), BHVO-2的44/40Ca为0.76‰±0.02‰ (=19, 2SE), BCR-2的44/40Ca为0.81‰±0.02‰ (=14, 2SE), 所有标样数据与国际上其他实验室的报道值一致(表2)[5−7,20,22−30]。本实验室的长期测试精度为±0.12‰ (2SD)[31]。

2 分析结果

球粒陨石Ca同位素组成结果见表3, 其中Leoville、Kainsaz和LaPaz Icefield 03601为首次报道。3个CV群碳质球粒陨石的Ca同位素组成集中在0.41‰～0.52‰: Leoville (CV3)的44/40Ca为0.43‰±0.04‰ (=5, 2SE), Allende (CV3)的44/40Ca为0.52‰±0.05‰ (=6, 2SE), Vigarano (CV3)的44/40Ca为0.41‰±0.04‰ (=4, 2SE)。CO群碳质球粒陨石Kainsaz (CO3.2)的44/40Ca为0.78‰±0.03‰ (=5, 2SE), CM群碳质球粒陨石Murchison (CM2)的44/40Ca为0.73‰±0.04‰ (=7, 2SE)。顽火辉石球粒陨石Indarch和普通球粒陨石LaPaz Icefield的44/40Ca与BSE的Ca同位素组成一致: 普通球粒陨石LaPaz Icefield 03601 (H4)的44/40Ca为0.87‰±0.06‰ (=6, 2SE), 顽火辉石球粒陨石Indarch的44/40Ca为0.91‰±0.04‰ (=4, 2SE)。

表2 实验室标样的Ca同位素组成

注:为重复测量次数; 2SD=单个样品次测量数据平均值的2倍标准偏差; 2SE=2SD/0.5。

表3 本文球粒陨石的Ca同位素组成

注:为重复测量次数; 2SD=单个样品次测量数据平均值的2倍标准偏差; 2SE=2SD/0.5。

3 讨 论

3.1 碳质球粒陨石的Ca同位素组成及变化因素

在构成太阳系物质的最主要元素(如O、Mg、Si、Ca和Fe)中, 除O之外, Ca是唯一在碳质球粒陨石中具有显著质量相关同位素分馏的元素[32–34]。在前人的研究中, CV群碳质球粒陨石Ca同位素组成的变化区间为0.10‰～0.78‰, CM群碳质球粒陨石的Ca同位素组成变化范围为0.55‰～0.84‰, CO群碳质球粒陨石的Ca同位素组成变化范围为0.77‰～ 1.19‰[4–12]。造成CV、CM和CO化学群碳质球粒陨石Ca同位素组成及变化的原因可能有: (1) 碳质球粒陨石在母体发生的含水蚀变作用、降落到地表受到的风化作用可能改变陨石原始的Ca同位素组成; (2) “样品量效应”的存在会使同一块碳质球粒陨石的Ca同位素组成不均一; (3) 碳质球粒陨石继承了早期太阳星云蒸发‒凝聚过程引起的Ca同位素变化。基于前人研究, 我们结合本文研究的5块碳质球粒陨石, 探讨影响它们Ca同位素组成及变化的可能因素。

3.1.1 含水蚀变作用、冲击作用和地球风化作用对碳质球粒陨石Ca同位素组成的影响

碳质球粒陨石形成于富含水的小行星。在碳质球粒陨石母体中, 早期形成的原始矿物可能会与含水流体发生化学反应, 经受含水蚀变作用。在含水蚀变过程中, 基质、球粒和CAIs中的可溶性元素(如Sr、Ca等)会从原生矿物通过含水流体转变为低温蚀变矿物(层状硅酸盐、碳酸盐等)[35]。本研究中的CO群和CV群样品, 岩石类型均为3型, 属于最原始的陨石类型, 受到的含水蚀变作用可以忽略。不同CM群球粒陨石经历的含水蚀变程度差异较大[36], 前人的研究表明, Murchison受到的含水蚀变作用非常弱[37]。因此, 我们初步排除了含水蚀变作用对本文碳质球粒陨石样品的Ca同位素组成的影响。

此外, 球粒陨石会受到冲击作用, 发现型陨石在降落到地球之后还会受到风化作用的影响。由于这些作用可能会不同程度地改变球粒陨石的原始同位素组成, 因此评估这些后期作用是否会对样品的Ca同位素组成产生影响很有必要。根据前人的研究, 难熔元素(半凝聚温度大于1350 K)一般不受撞击事件中挥发性分馏的影响[38]。Ca为可溶性迁移元素, 在陨石风化过程中可能形成黏土、石膏等蚀变矿物[39]。本研究选取的绝大多数样品为目击降落型陨石, 避免了风化作用对Ca同位素组成的影响。虽然CV3型Leoville为发现型陨石, 但风化程度很弱(风化级别为A)。前人的研究表明, 低程度的地球风化作用不会轻易改变样品的Ca、Sr和REE元素丰度[40]。因此, 我们认为, 冲击作用和风化作用对本文中陨石Ca同位素组成的影响较小。

3.1.2 “样品量效应”对碳质球粒陨石Ca同位素组成的影响

在取样量过小的情况下, 测试结果不能反映全岩信息, 这称为陨石样品的“样品量效应”。限于陨石样品的珍贵和稀少, 在同位素研究中, 通常用于同位素分析的陨石质量很小, 这使得“样品量效应”对测试结果可能存在非常显著的影响。譬如, Bermingham[41]对Ba同位素核合成异常的研究表明, 由于前太阳颗粒组分在样品中的不均匀分布, 用于研磨粉末样品的原石质量只有在大于0.8 g时才能获得具有全岩代表性的同位素组成。Zhu[42]和Kehm[43]同时分析了Orgueil陨石的Fe同位素组成, 测试值分别为0.29‰和−0.04‰, 在排除分析误差的影响之后, 认为同位素组成的巨大差异很大可能源于陨石的不均一性。随后, Wang[44]对CI群碳质球粒陨石(Orgueil、Alais和Ivuna)和多个南极普通球粒陨石进行Fe同位素研究, 其中CI群碳质球粒陨石原石质量大约为1 g, 南极普通球粒陨石每个块体的质量范围为数百毫克到1 g。测试结果表明CI群碳质球粒陨石具有均一的Fe同位素组成, 而同一普通球粒陨石的不同块体之间存在高达0.26‰的Fe同位素差异。Wang[44]认为这种差异是由于取样不具全岩代表性造成的, 反映了普通球粒陨石不同组分之间的Fe同位素分馏。因此, 当使用小于1 g的普通球粒陨石研磨粉末用于Fe同位素测量时, 应考虑测试结果能否真实地反映全岩Fe同位素组成信息。

在已报道的球粒陨石Ca同位素组成数据中, 碳质球粒陨石的Ca同位素组成变化显著(图2), 其中, CV群碳质球粒陨石Allende的Ca同位素组成具有最大的变化区间, 为0.10‰～0.78‰。本文Allende样品测得的44/40Ca值为0.52‰±0.05‰, 与Simon.[4,8]以及Valdes[5]的测试值(分别为0.54‰± 0.05‰、0.55‰±0.11‰和0.55‰±0.10‰)一致。但是, Huang[9]观测到该陨石44/40Ca值为0.28‰± 0.05‰。另外, 在Amsellem[6]的研究中, Allende陨石3个平行样的44/40Ca值分别为0.10‰±0.05‰、0.26‰±0.07‰和0.44‰±0.08‰ (图3), 差异显著。前人研究认为, 不同实验室Allende陨石Ca同位素组成的差异是由样品的不均一性造成的[6,9]。Allende陨石各主要组分所占的平均比例和Ca含量分别为基质(38%、17.2 mg/g)、球粒(53%、16.2 mg/g)和CAIs (3%、86.5 mg/g)[45–48]。现有观测数据显示, 在Allende陨石中, 球粒和CAIs的44/40Ca值有很大差别: 球粒的平均44/40Ca值为1.10‰, CAIs的平均44/40Ca值为−1.25‰[6]。因此, 当陨石取样量过小时, 样品的Ca同位素组成反映的仅是Allende局部的信息。除了Allende外, 在前人的研究中, 碳质球粒陨石Vigarano (CV3型)和Felix (CO3型)平行样的Ca同位素组成也不具重现性(图3)[5–6], 这些观测结果也很可能反映了“样品量效应”对陨石Ca同位素组成的影响。

与前人CV群碳质球粒陨石离散的Ca同位素组成不同, 本文中3个CV群碳质球粒陨石(Allende、Vigarano和Leoville)具有基本一致的Ca同位素组成,44/40Ca平均值为0.45‰±0.05‰ (=3, 2SE)。由于同一化学群陨石具有类似的矿物组分比例, 各个组分具有基本固定的Ca同位素组成, 因此同一化学群陨石应具有基本一致的Ca同位素组成。本文研究结果在一定程度上反映了本研究较好地规避了“样品量效应”对陨石Ca同位素组成的影响。

图2 球粒陨石的Ca同位素组成对比图

彩色数据点是本次实验测试值, 空心符号的数据点为文献报道值, 据文献[4–12]。

图3 “样品量效应”对CV群和CO群碳质球粒陨石Ca同位素的影响

空心符号的数据点引自前人研究: Allende数据引自文献[6]; Vigarano数据和Felix数据引自文献[5]; 实心符号的数据点来自本文研究。

3.1.3 CAIs对碳质球粒陨石Ca同位素组成的影响

作为碳质球粒陨石的重要组分, CAIs是最早从太阳星云中凝结而成的物质[49]。一系列对CAIs结构、矿物学和同位素的研究表明, CAIs形成于多变的物理化学条件下, 经历了蒸发、凝聚等多个过程[50]。在这些过程中, 驱动太阳星云蒸发和凝聚的热事件会使CAIs发生显著的Ca同位素分馏。前人的观测结果显示, CAIs通常富集轻的Ca同位素组成且具有Group II 型的稀土元素分布模式(该分布模式的特征是经过CI群碳质球粒陨石标准化后, 亏损除Tm和Yb以外更难熔的重稀土元素, 具有Tm正异常)[13]。研究认为具有Group II 型稀土模式的CAIs形成于一个抽离出超难熔凝聚物后的气体储库, 偏轻的Ca同位素组成反映了非平衡凝聚过程中的动力学效应[7,13]。

碳质球粒陨石的Ca同位素组成与顽火辉石球粒陨石和普通球粒陨石差异较大, 而碳质球粒陨石与后两者的不同之处是其通常富集CAIs, 因此, 碳质球粒陨石Ca同位素组成的变化可能源自CAIs。在元素组成上, CAIs富集CaO和Al2O3, 亏损MgO和FeO, 因而在一定程度上全岩的Ca/Mg比值可以反映CAIs的富集程度。Huang[9]观测到碳质球粒陨石(CI群、CM群和CV群)、普通球粒陨石和顽火辉石球粒陨石的44/40Ca值与Ca/Mg比值具有负相关关系。在图4中, 本文球粒陨石的44/40Ca值与Ca/Mg比值也具有负相关关系, 高的Ca/Mg比值和低的44/40Ca值可能指示着富CAIs的端元。碳质球粒陨石中, CO、CM和CV化学群包含的CAIs模式丰度(体积百分比)分别为0.99%、1.21%和2.98%[46], 从图5中可以看出, 本文碳质球粒陨石44/40Ca值 (CV < CM ≤ CO)与CAIs模式丰度(CV < CM≤ CO)也具有负相关关系。综上所述, 不同类型球粒陨石及CO、CM和CV化学群碳质球粒陨石Ca同位素组成变化很可能与富集轻同位素组成的CAIs丰度变化直接相关。

3.2 普通球粒陨石和顽火辉石球粒陨石的Ca同位素组成

普通球粒陨石LaPaz Icefield 03601 (H4)的Ca同位素组成为0.87‰±0.06‰ (=6, 2SE), 与BSE基本相同。LaPaz Icefield 03601 (H4)样品的Ca同位素不会在冲击事件中发生分馏, 另外, 热变质温度(通常小于1000 ℃)[53]也远低于Ca的半凝聚温度, 因此冲击作用和热变质作用对LaPaz Icefield 03601 (H4)的44/40Ca影响十分有限。虽然LaPaz Icefield 03601为发现型陨石, 但它的风化程度较低(风化级别A/B), 可以基本排除风化作用对该陨石Ca同位素组成的影响。与碳质球粒陨石不同, 不同实验室报道的普通球粒陨石的Ca同位素组成非常均一。这一方面表明, 由于普通球粒陨石几乎不含CAIs, “样品量效应”对Ca同位素组成的影响很小, 另一方面也说明普通球粒陨石不同组分(球粒和基质)可能具有类似的Ca同位素组成。

图4 球粒陨石δ44/40Ca与Ca/Mg关系图

本文测试得到的44/40Ca为彩色点, 前人的44/40Ca数据为空心点, 据文献[4–12]; 元素数据来自文献[51–52]。

图5 本文碳质球粒陨石δ44/40Ca与CAIs模式丰度关系图(CAIs模式丰度据文献[46])

顽火辉石球粒陨石的Ca同位素组成首次由Simon.[8]测得, 结果显示这类陨石44/40Ca值分布范围为1.19‰～1.54‰, 比BSE (0.94‰±0.06‰)高。但是, Valdes.[5]和Huang.[9]测得的顽火辉石球粒陨石44/40Ca值与BSE组成一致。在本文研究中, 顽火辉石球粒陨石Indarch与BSE的Ca同位素组成在误差范围内一致。由于Simon.[8]用超纯水对样品进行了预清洗, 这一操作有可能会导致CaS发生溶解, 从而造成Ca同位素发生分馏。如果溶解的CaS具有偏轻的Ca同位素组成, 可以解释其测定结果偏重。但是, 现有研究表明CaS具有偏重的Ca同位素组成: (1) 顽火辉石球粒陨石CaS的离子探针数据表明CaS与全岩不存在Ca同位素分馏或者具有偏重的Ca同位素组成[54]; (2) Valdes[5]对顽火辉石球粒陨石Indarch进行了淋滤实验, 结果表明淋洗液(CaS)富集重Ca同位素; (3) 理论计算表明, 在还原条件下, CaS可能形成于太阳星云的直接凝聚, 富集重的Ca同位素[55]。因此, Simon.[8]的实验结果不能通过样品预清洗处理得以解释, 其偏重的Ca同位素组成目前尚且无法合理解释。基于此, 在后面的讨论中, 暂且对此研究不加考虑。

3.3 球粒陨石Ca同位素组成对地球初始组建物质的启示

根据前人提出的吸积模拟模型, 地球是由来自不同日心距离的, 尺寸从月球大小到火星大小的星子胚胎增生而成[56]。由于地球后期发生的熔融分异事件基本抹去了早期形成过程的信息, 我们无从得知地球的“前世”。球粒陨石形成于太阳系的最早期且没有经历后期的熔融分异, 因而可以利用球粒陨石的元素及同位素组成来限定地球和其他行星的初始物质组成[57–58]。不同类型球粒陨石的Ca同位素组成存在差异, 这有助于探究地球初始的组建物质。

碳质球粒陨石的元素特征与原始太阳光球最接近(尤其是CI群碳质球粒陨石), 碳质球粒陨石常被认为是太阳系的初始组成[59]。但是, 后续多个体系的同位素研究发现地球和碳质球粒陨石具有不同的同位素组成, 认为碳质球粒陨石无法单独作为地球初始的组建物质[16,60,61]。本文中5块碳质球粒陨石的Ca同位素组成与BSE存在较大差异, 进一步验证了上述观点。在Valdes[5]开展的工作中, CO群碳质球粒陨石的Ca同位素组成平均值为0.97‰±0.18‰(=4, 2SE), 与BSE的Ca同位素组成一致。根据这一实验结果, 认为CO群碳质球粒陨石可以代表地球的原始组成物质。然而, 在此研究中, 4个CO群碳质球粒陨石的Ca同位素组成非常离散, CO3型陨石Felix 2个平行样的Ca同位素组成相差高达0.33‰ (分别为1.36‰和1.03‰) (图3)。因此, 我们推断“样品量效应”可能对该研究中CO群碳质球粒陨石的Ca同位素组成有着显著的影响。与前人研究不同的是, 本文研究中CO3.2型陨石Kainsaz的44/40Ca与BSE差异显著。CO群碳质球粒陨石的Cr、Ti和O同位素与地球的同位素组成也同样存在差异[16,60,61]。因此, CO群碳质球粒陨石是否与BSE的Ca同位素组成一致, 能否作为地球初始的组建物质, 还需要进一步的研究。

尽管顽火辉石球粒陨石的元素丰度与地球有着巨大的差异(譬如: 与地球相比, 顽火辉石球粒陨石的FeO不足, Mg/Si比值过低, 过于富集挥发性元素等)[62–63], 但是, 多个同位素体系研究表明, 顽火辉石球粒陨石具有与地球最接近的同位素组成[15–19,64–66],因此, 一些学者提出了“顽火辉石球粒陨石模型”, 认为地球是由顽火辉石球粒陨石组建而成[67–69]。到目前为止, 除了Si、Mo和Ru等同位素, 绝大多数同位素体系都支持这一模型。就Si同位素而言, 地球和顽火辉石球粒陨石的Si同位素组成存在微小的差异, 由于Si同位素可能在星云过程中发生分馏, 它们的同位素组成可能没有真实地反映原始物质的组成[70]。另外, 基于有限的顽火辉石球粒陨石样品, 前人观测到顽火辉石球粒陨石和地球在Mo同位素和Ru同位素上存在差异[71–72], 然而, 根据现今的观测结果很难完全确定这一差异的存在。对于Mo同位素和Ru同位素, 顽火辉石球粒陨石和地球的差异到底如何, 还需要进一步的研究, 比如重点关注前人研究很少的EL3型顽火辉石球粒陨石[65]。本次实验中的顽火辉石球粒陨石Ca同位素组成与BSE的Ca同位素组成一致, 也支持“顽火辉石球粒陨石模型”。此外, 在本文研究中, 普通球粒陨石和BSE具有一致的Ca同位素组成, 因此, 从Ca同位素来讲, 普通球粒陨石也可以作为地球组建物质。

4 结 论

(1) 首次报道了Kainsaz、Leoville和LaPaz Icefield 03601陨石的Ca同位素组成, 分别为0.78‰±0.03‰ (=5, 2SE)、0.43‰±0.04‰ (=5, 2SE)、0.87‰± 0.06‰ (=6, 2SE)。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。

(2) 规避“样品量效应”下, 3块CV群碳质球粒陨石Leoville、Allende和Vigarano具有比前人结果相对均一的Ca同位素组成, 平均值为0.45‰±0.05‰(=3, 2SE)。

(3) CV、CM和CO群碳质球粒陨石Ca同位素组成从轻到重依次为CV < CM ≤ CO, 进一步支持其Ca同位素组成变化的主要原因可能是由CAIs非平衡凝聚的动力学分馏产生的论断。

(4) 顽火辉石球粒陨石Indarch和普通球粒陨石LaPaz Icefield 03601的Ca同位素组成与BSE一致, 支持其可以作为地球初始组建物质的观点。

衷心感谢中国科学技术大学秦礼萍教授提供的陨石样品, 感谢缪秉魁教授和戴德求教授对论文提出宝贵的修改意见！中国科学院广州地球化学研究所同位素地球化学国家重点实验室的于亚峰、吴韦同学在论文写作过程中给予了大量的帮助, 笔者在此一并表示感谢。

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Comparative study on the Ca isotopic compositions of chondrites

XUE Yong-li1,2,3, LI Xin1, LIU Fang1*, KANG Jin-ting4and ZHANG Zhao-feng1

1.State Key Laboratory of Isotope Geochemistry,Guangzhou Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences, Guangzhou 510640,China; 2.University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049,China; 3. School of Gemstone and Art Design,WuZhou University,Wuzhou 543002, China;4.Key Laboratory of Crust-Mantle Materials and Environments, School of Earth and Space Sciences, University of Science and Technology of China, Hefei 230026,China

Understanding the calcium isotopic compositions of chondrites is vital for elucidating processes of planetary formation processes and the composition of Earth. In this study, we investigated seven typical meteorites, including five carbonaceous chondrites (Leoville (CV3), Allende (CV3), Vigarano (CV3), Murchison (CM2), and Kainsaz (CO3.2)), one enstatite chondrite (Indarch (EH4)), and one ordinary chondrite (LaPaz Icefield 03601 (H4)). Results showed that (1) the three CV3 chondrites displayed similar calcium isotopic compositions with an average44/40Ca value of 0.45±0.05‰ (=3, 2SE), using large mass samples to eliminate the“sampling effect”, which further constrained the Ca isotopic composition of CV chondrites; (2) the44/40Ca values of the carbonaceous chondrites were lower than that of the Earth, becoming gradually heavier from CV, CM to CO, which could be explained by the various abundances of isotopically light CAIs (CAIs: Calcium Aluminum Inclusions); (3) the enstatite chondrite and the ordinary chondrite were isotopically identical to the bulk silicate Earth within analytical uncertainty, suggesting that they could be the components of Earth’s initial building blocks. Our results enriched the Ca isotope database of chondrites, which is helpful for constraining the Ca isotopic compositions of chondrites and investigating the possible mechanisms that cause Ca isotope variations in the solar system.

chondrite; calcium isotope; sampling effect; Earth’s building blocks

P597

A

0379-1726(2021)04-0329-11

10.19700/j.0379-1726.2021.04.001

2019-10-22;

2021-10-01;

2020-01-20

国家自然科学基金重大项目子课题(41490632); 国家自然科学基金(41773062); 2021年梧州学院人才引进科研启动基金(WZUQDJJ20095); 梧州学院2021年校级科研项目(2021A005)

薛永丽(1989–), 女, 博士, 地球化学专业, 现为梧州学院教师。E-mail: 1462768723@qq.com

LIU Fang, E-mail: fangliu@gig.ac.cn; Tel: +86-20-85290597