水星的探测与研究进展

李泽明, 李 元

水星的探测与研究进展

李泽明1, 2, 3*, 李 元1, 3

(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. 中国科学院 深地科学卓越创新中心, 广东 广州 510640)

水星是太阳系内距离太阳最近的类地行星。水星具有类地行星中最大的未压缩密度, 这意味着水星有一个巨大的金属核和异常高的金属/硅酸盐比值, 研究其形成过程和机制是一个巨大的挑战。近10年来美国NASA信使号(MESSENGER)对水星的观测和数据采集极大地促进了水星的研究进展。信使号对水星表面的观测揭示了水星和地球一样具有一个全球规模的偶极磁场, 这是水星具有液态的金属外核的最有力证据之一; 水星表面富含挥发分但却贫铁, 暗示水星可能在非常还原的条件下形成; 陨石坑和火山作用在水星表面广泛分布, 褶皱脊和地堑等构造单元也是盆地中常见的构造单元。这些观测对研究水星的成因、热演化历史、形成过程中元素的分配行为和表面的火山作用等提供了一定的制约。鉴于水星在太阳系类地行星中的特殊性, 研究水星的地质、化学、物理特征及形成过程将有助于人们理解早期太阳系物理化学过程及类地行星的形成过程。本次研究系统地综述近年来人们根据信使号数据对水星的研究进展, 并简要探讨了关于水星研究仍然可能存在的一些重要科学问题。

水星形成机制; 液态外核; 富挥发分; 低氧逸度; 构造特征

0 引 言

水星是太阳系内最小的类地行星, 就其内部结构和表面化学成分而言, 水星是类地行星中一个独特的端元(Charlier and Namur, 2019)。对水星的研究有助于人类理解水星磁场的形成机制和热演化历史、太阳系的早期演化、星球的宜居性和生命物质的起源等重要科学问题。

自20世纪60年代以来, 美国国家航空航天局(NASA)先后提出“水手计划”和“探索计划”对地外行星以及小天体进行了一系列探索。由于造价昂贵, 到目前为止仅有NASA的两个水星探测器: 水手10号(Mariner 10, 1974～1975)和信使号(MESSENGER, 2004～2015)完成了水星探测的任务(Grard and Balogh, 2001; Solomon et al., 2001)。2018年10月20日, 欧洲航天局(ESA)和日本太空总署(JAXA)发射了比皮科伦坡号(Bepi-Colombo)双轨道任务探测器, 预计将于2025年进入水星轨道。NASA的信使号和ESA和JAXA的比皮科伦坡号任务几乎是平行独立开发的, 主要是为了回答一些来自水手10号和地基雷达观测数据提出的一些关键科学问题(表1; McNutt et al., 2004)。

水手10号探测器提供的数据极大地促进了人类对水星的认知: 水手10号绘制了水星表面45%的地形地貌; 测定了水星表面的温度范围; 首次确认了水星具有一个全球性的偶极磁场。但由于仪器技术的限制, 关于水星表面的化学成分、矿物组成、水星金属核的状态、磁场形态及分布特征、水星两极的低反射率物质成分等重要科学问题仍知之甚少。信使号任务提供了大量水星表面化学成分、矿物组成、地质单元构造和地貌以及水星磁场的观测数据, 极大地促进了对水星的研究进展。本次研究综述了关于水星研究的一些最新进展。

表1 信使号和比皮科伦坡号拟解决的水星科学问题(Charlier and Namur, 2019)

1 水星的圈层结构

水星内部巨大金属核及其磁场的成因一直是研究的热点。巨大的金属核约占整个水星质量的65%, 远高于地球的31.56%。水星也具有与地球相似的全球规模的偶极磁场, 其强度比地球弱100倍(Johnson et al., 2018; Margot et al., 2018; Hauck et al., 2018; Hauck and Johnson, 2019)。

水星的内部性质影响着水星的物理化学状态和地质过程(Johnson et al., 2018): (1)内部的化学组成可以验证水星形成的各种假说; (2)内部结构和化学组成决定了水星的热演化过程, 从而决定了火山活动和构造历史; (3)水星的内核、外核和地幔之间的相互作用, 对水星的自旋状态以及外部力矩和转动惯量有较大的影响; (4)内部性质控制着水星磁场的形成和演化。了解一颗行星的内部结构和性质, 是揭示它如何变成我们今天所看到的状态的关键(Hauck et al., 2013)。

1.1 水星液态外核、半径和密度的测量与计算结果

行星的转动惯量有助于了解质量在行星内部的分布情况(Hauck and Johnson, 2019)。对于行星而言, 更小的转动惯量意味着更多的质量接近行星的中心, 更大的转动惯量意味着质量分布更均匀。Peale提出液态金属核的存在会对水星旋转动力学参数造成影响, 通过测量水星偏离平均共振自旋率的偏差来确定金属核是否处于熔融状态。固态水星的88天公转周期振动的振幅0表达为(Peale, 1972; Peale and Boss, 1977; Peale et al., 2002):

式中,<<为主转动惯量,为轨道偏心率(目前为0.2056),是极转动惯量。转动惯量出现在分母中, 因为它是对转动变化的阻力的度量。当Mantle+Crust/≈0.5时, 如果赤道的转动惯量之差(−)已知, 测量得出水星公转周期振动的振幅之后, 可以确定水星核是否处于熔融状态(Peale et al., 2002)。Margot et al. (2007)利用地基雷达系统对水星的自转进行了数年的观测, 测量出水星的倾角和物理天平动, 并通过模拟计算确定水星的部分金属外核处于熔融状态。

信使号精确测量了水星的重力场(Hauck et al., 2013; Mazarico et al., 2014; Verma and Margot, 2016)。当把信使号的测量值转换为质量时, 最主要的误差来自于引力常数的误差=6.67408(±0.00031)× 10−11m3/kg·s2。目前对水星的质量最精确的估算值为=3.301110(±0.00015)×1023kg。通过激光测高结合无线电掩星的数据, 确定水星的平均半径=2439.36 (±0.02) km, 对应的体积密度是=5429.30(±0.28) kg/m3(Zuber et al., 2012; Perry et al., 2015)。地球的体积密度E=5514 kg/m3, 水星的体积密度和地球的体积密度相似, 但水星的半径约为地球的0.383倍, 体积约为地球的0.056倍, 水星核中心处的压力仅为地球核中心处压力的0.1倍, 所以地球地核的密度远大于水星核的密度。由此推断, 与地球相比水星具有更大比例的金属核。在水星核的温度和压力条件下, 水星金属核的密度远低于纯铁的密度, 表明金属核中存在大量的轻元素。Si、S和C等轻元素能与铁形成合金, 轻元素会降低铁合金的熔融温度(最高可降低数百甚至上千摄氏度), 这些轻元素的存在和水星具有熔融的液态金属外核相符合。

1.2 水星内部结构分层模型

行星内部结构分层是根据一定深度范围内的化学组成和矿物组合来划分的。水星内部的压力较低, 水星硅酸盐外壳中温度和压力的变化不会引起矿物组合的明显变化。水星的圈层结构与地球类似(图1), 由金属核心和硅酸盐壳幔组成(Johnson et al., 2018)。

计算机模拟是确定水星内部结构分层的方式之一, 这些模拟可以简单到只有两层, 也可能包含数千层(Johnson et al., 2018; Margot et al., 2018), 水星各圈层厚度的模拟计算结果见表2。

信使号测量了水星地壳重力场, 确定了重力场随水星形状和地形的变化关系。假设水星的地形基本上处于静水压平衡状态, 观测到的重力场是地形和地壳厚度变化的综合结果, 由此可以确定平均地壳厚度及其横向变化(Padovan et al., 2015; James et al., 2015)。研究表明, 水星的平均地壳厚度约26 km (表2), 意味着地壳占水星硅酸盐壳幔总体积的7%左右。根据信使号重新测定的水星重力场和转动惯量数据, 模拟计算出水星液态金属核的顶部在地表以下420～435 km处, 水星金属核的密度约为7000 kg/m3, 岩石圈层的平均密度约为3300 kg/m3(Hauck et al., 2013)。

图1 水星和地球的内部结构分层对比图(据Hauck and Johnson, 2019)

表2 水星内部各圈层厚度的估算结果(Hauck and Johnson, 2019)

由转动惯量来解释水星的内部密度分层并非是唯一的解决方案, 水星的化学成分和最外层固体所引起的转动惯量的比例, 可以限制水星的内部分层模拟结果的多解性。水星旋转轴的倾角非常小, 导致转动惯量的测量误差很大, 造成内部结构区分困难(如固体内核)。未来比皮科伦坡号对水星旋转参数和重力参数的精确测量将得到更精细的水星内部分层计算结果(Johnson et al., 2018)。

1.3 水星的磁场和内部性质

水手10号探测数据揭示了水星具有一个和地球类似的全球规模的偶极磁场(Ness et al., 1974)。信使号的绕飞测量出水星赤道上的磁场约0.004 Gass, 两极处略微强些, 约0.007 Gass; 水星的磁层矩约为190 nT Rm3, Rm是水星的半径2440 km; 偶极子与行星旋转轴对齐到约1°以内(Johnson et al., 2018), 并向北偏移约0.2 Rm(Alexeev et al., 2008; Anderson et al., 2011, 2012)。从水星中心到磁层顶的平均距离是约1.4～1.5 Rm(Slavin et al., 2009; Winslow et al., 2013; Zhong et al., 2015), 在平均太阳风的强度下磁层尾直径约5 Rm, 太阳风与水星偏置偶极磁场相互作用的数值模拟结果支持信使号的观测结果(图2; Kabin et al., 2000; Janhunen and Kallio, 2004; Kidder et al., 2008; Trávníček et al., 2009, 2010; Benna et al., 2010; Wang et al., 2010; Muller et al., 2010; Varela et al., 2015; Jia et al., 2015)。水星的磁场在某些方面明显区别于地球的磁场(Korth et al., 2018)。水星位于太阳风层内部, 太阳风使水星的磁层受到的冲压力为10～30 nPa, 比地球(约2 nPa)高得多; 而水星行星际磁场的强度约30 nT, 远高于地球(约5 nT); 这些差异对水星磁层的结构和动力学都有深远的影响。鉴于地球和水星磁层的不同之处, 定量比较两个系统的磁层为我们理解行星磁层物理学提供了一个参考标准(Korth et al., 2018)。

信使号提供了太阳风与水星磁场上相互作用的关键数据, 这些数据被用来建立水星的磁层顶、弓形激波、等离子体片、场耦合电流和磁场极点等概念(图2), 而有关等离子体的观测数据被用来确定磁层中等离子的成分和分布(Zurbuchen et al., 2011)。

水星磁场的几何结构随着太阳风而变化, 这种变化提供了水星内部磁场几何结构和强度的信息。沿磁层顶的电流和磁层内的电流系统产生了磁场, 这些磁场会随着时间变化在行星内部产生二次电磁场, 二次感应场可以用来探测行星内部的导电性结构, 而导电性结构又在很大程度上取决于行星的化学组成、内部结构分层以及其导电的富铁内核半径(Olson, 1984)。

太阳风的速度和密度在短时间(几分钟或者几个小时)内的改变, 会强烈改变水星磁场的形状。增加太阳风动压力会压缩水星磁场线, 任何对水星磁场的压缩都会被感应电流所产生的偶极磁力线所抵消(Glassmeier et al., 1984; Johnson et al., 2016)。行星际磁场和水星的固有磁场之间的重连将抵消部分或全部感应电流的影响, 这会将磁通量从昼侧磁层中移除, 并将其输送到磁层尾部(Slavin and Holzer, 1979; Slavin et al., 2014; Heyener et al., 2016)。这些场耦合电流提供了关于水星内部电导率的信息(Baumjohann and Treumann, 1996; Johnson et al., 2018)。

图2 水星磁层边界、磁场方向(绿色曲线和箭头)和信使号轨道(红色虚线)示意图(修改自Zurbuchen et al., 2011)

信使号轨道任务接近尾声时进行的低空观测, 确定了水星具有微弱的局部地壳磁场(Johnson et al., 2016)。即使信使号在最低海拔轨道上, 水星的全球偶极磁场也占主导地位, 即由地壳磁化引起的磁场是非常微弱的, 并不会影响到水星的全球磁场。水星磁场在扣除主磁场和金属核的轴向磁偶极子背景后, 剩余的信号主要由水星地壳磁场控制, 它们的频率范围在不同轨道上有所不同, 水星地壳磁场的振幅超过10 nT。水星地壳剩余磁场的成因尚未得到很好的解释, 大部分的地壳磁场来源于水星地壳中部, 来自地壳最浅处(<10 km)和深部地幔的贡献最小。

信使号获得了丰富的水星磁层和附近太阳风环境的数据, 带来了一些新发现, 并且以此建立了太阳系中独一无二的水星磁层。虽然水星和磁层之间的电动耦合规模相对于其他磁层来说较小, 但却为理解行星的磁场提供了重要信息。信使号对水星的重力场和磁场的测量极大地提升了我们对水星的内部结构和磁场性质的认识, 并初步建立了水星内部结构分层模型和一个完整的水星磁场动力学模型。根据水星全球规模的偶极磁场推断出: 水星具有一个熔融态的金属外核; 不同化学成分的液态金属外核的电导率不同, 从而影响水星磁场的产生效率; 液态金属外核层的厚度及对流强度将共同决定水星磁场的强度和规模。为了进一步认知水星的内部结构分层、磁场结构及成因等问题, JASA和ESA发射了比皮科伦坡号对水星的重力场和磁场参数开展测量, 新数据将会对水星的质量和内部结构分层以及磁场的物理结构进行更精细化的建模, 深化我们对水星磁场和内部结构的理解。

2 水星的化学成分

2.1 水星表面的化学成分

信使号的地球化学数据揭示了水星表面的化学组成不同于太阳系的其他类地行星, 推翻了人们之前对于水星的形成和演化过程的认识。水星表面是一个富含挥发分且低氧逸度的环境(Weider et al., 2012, 2015; Nittler et al., 2018; McCoy et al., 2018; Nittler and Weider, 2019)。例如, 水星的表面富含S (1%～4%)和C(1%～3%), 而FeO含量(3%～5%)比其他类地行星更低(Zolotov et al., 2013; Cartier and Wood, 2019)。水星大气(外逸层)中Na、Ca和K的测量结果表明, 这些元素也存在于水星表面, 证明水星是一个富含挥发分的行星。水星表面元素分布不均一且石墨含量高, 表明在历史早期经历了还原的岩浆海阶段。这些发现对理解水星的起源和演化有着重要的意义。

信使号的伽马射线数据表征了水星表面几十厘米深度的C、O、Na、Al、Si、K、S、Cl、Ca、Fe、Th和U等元素的含量。X射线光谱仪(XRS)探测了水星表面几十微米的深度范围内的主要和次要成岩元素Mg、Al、Si、S、Ca、Ti、Cr、Mn和Fe(Weider et al., 2012, 2014, 2015)等的含量。由于太阳耀斑只是偶尔发生, 而且信使号只在水星北半球的每个轨道上较短时间停留, 所以北半球较重元素的空间覆盖是不完整的。

从信使号的中子能谱仪和XRS数据中计算出元素的绝对丰度比较困难, 信使号探测的元素通常以与Si的比值的形式表达, 水星表面SiO2的相对丰度变化范围很小, 典型的SiO2丰度为51%(Kathleen et al., 2017)。两种技术测量的水星表面元素含量的差异很小(Nittler et al., 2018), 共同测量的主元素(Al/Si、Ca/Si、S/Si和Fe/Si)的结果基本上是一致的。信使号确定了水星表面不同区域的平均化学组成, 以15种元素或元素比例表示(表3)。

2.1.1 水星表面非挥发性主元素

信使号的数据表明, 水星表面的主元素组成与地球和月球明显不同(Nittler et al., 2011)。与典型的地球和月壳岩石相比, 水星表面除了异常高的S丰度外, Mg/Si较高(平均值为0.44), Al/Si(平均值为0.27)和Ca/Si(平均值为0.17)较低(图3), 证明水星地壳不会形成与月球同样的斜长石地壳。水星表面Fe的平均丰度是1%～2%(Evans et al., 2012), 低于地壳的平均值(4%～8%)。反射率光谱数据结显示水星表面FeO的含量为2%～5%(Weider, 2019), Fe主要以还原Fe的形式存在(如金属和/或硫化物中)。水星表面的主元素组成与高度还原的顽火辉石球粒陨石的部分熔融产物的化学组成相似, 但不完全相同(图3)。

通过X射线光谱仪和伽马射线能谱仪测量的主量元素含量生成了元素比值图, 包括Mg/Si、Al /Si、S/Si、Ca/Si和Fe/Si (图4; Weider et al., 2014, 2015), 显示水星表面存在明显的化学不均一性(Nittler et al., 2011; Peplowski et al., 2016a)。水星表面的低Fe和高S含量说明其形成于高度还原条件下。伴随着氧逸度的降低, 硅酸盐熔体中的Fe含量随着S含量的增加而降低(Cartier and Wood, 2019)。

表3 水星表面不同地球化学地体的元素组成和矿物组成

注: McCoy等确定的平均水星表面(南半球)和四个地球化学地体的化学组成(%)。计算液相线温度()、黏度(), CIPW-推导的矿物学(模态丰度)为每个地体的化学组成, 所有数据均来自McCoy et al. (2018)和Weider (2019)。

水星全球的Ca/Si和S/Si比值之间有很强的相关性, 解释为水星表面含Ca硫化物相的证据(图5)。唯一明显偏离相关趋势的测量值是拉赫曼尼诺夫盆地东北部的一个大型、明亮的火山碎屑沉积区域(图5; Murchie et al., 2015; Weider et al., 2016), 前人研究认为, 火山碎屑喷发中或岩浆上升过程中, 硫化物被氧化可以产生含S的挥发性物质, 挥发性物质的丢失导致该地区具有异常高的Ca/S比值(Thomas and Rothery, 2019)。

2.1.2 水星表面矿物学

信使号测量的水星表面的光谱数据被解释为中性、基性镁铁质组分和超基性超镁铁质组分, 水星表面的矿物以斜长石、富镁辉石、橄榄石及部分似长石为主。在早期的岩石学(实验和理论)研究的基础上, 信使号衍生的水星表面成分数据被用来约束岩石成分和熔融条件(Stockstill-Cahill et al., 2012; Charlier et al., 2013; Namur et al., 2016a; Kathleen et al., 2017), McCoy et al. (2018)使用CIPW-标准计算得出了五个地体的矿物学组合(表3)。根据矿物学标准方案分类, 地体类型包括玄武质安山岩、安山岩和粗面岩(根据总碱和二氧化硅的含量), 其中的高Mg(Mg>8%)和低Ti(Ti<0.5%)含量意味着它们也可以被划分为玻镁安山岩。使用MELTS程序进行熔融过程模拟结果表明, 与地球的大洋玄武岩相比, 水星熔岩的液相线温度要高得多, 这与水星较高的Mg丰度是一致的。研究还表明, 水星地体的岩浆黏度(表3)显著低于典型陆地玄武岩岩浆, 地体熔融会产生薄的横向上广泛分布的熔岩, 这与水星广泛分布的溢流火山熔岩的形态学证据相一致(Head et al., 2011; Braden and Robinson, 2013)。

水星(XRS): 信使号的X射线光谱仪数据; 水星(光谱): 从地球上采集的水星表面的红外光谱; 月球岩石: 包括月海玄武岩和月球高地斜长岩; 地球岩石: 包括地幔橄榄岩、科马提岩和大洋玄武岩; 部分熔融的产物: 水星岩浆海固化产物的重熔; 部分熔融的CB和部分熔融EC球粒陨石成分; 部分熔融的来自难熔物质和挥发性物质混合物(MA)。

来自MESSENGER的GRS(Peplowski et al., 2015)和XRS(Weider et al., 2015; Peplowski et al., 2016a)数据。地图显示在Molleweide投影中, 以0°N, 0°E为中心。带有一个标准差误差的红色圆是北半球平均的GRS值; 彩色比例尺中的红线是地图数据的加权水星全球平均值。HMR为高镁区域, CB为卡路里盆地。

图中Ca/Si作为S/Si的函数, 是约1400个信使号X射线光谱仪测量结果(绿色圆圈)。红色的方框表示地球地壳中这些元素比例的范围, 蓝色的星表示水星上在拉赫玛尼诺夫盆地附近一个大型火山碎屑沉积物区域的组成。

2.1.3 水星化学地体的划分

水星表面具有明显的化学不均一性(图4; Weider et al., 2012, 2015; Evans et al., 2015; Nittler et al., 2016), 元素分布图清楚地表明, 水星的地球化学变化并不总是与地貌单元相匹配(Denevi et al., 2013)。关于这些地体的定义方式和最终划分的数量尚存在争议(Weider et al., 2015; Kathleen et al., 2017)。Nittler et al. (2018)选择了3个标准来定义水星地球化学地体: (1)空间连续性; (2)在地球化学元素组成上不同于水星平均地壳组成(以南半球的平均值表示); (3)空间广泛性(最低横向尺度为>1000 km)。根据这些标准, 确定了四个(除南半球代表的水星平均组成之外)水星地球化学地体: 北部地体、卡路里内部平原地体、高镁地体和低快地体(图6)。

Nittler et al. (2018)根据地球化学及岩石学结果, 提出地幔和地壳时间演化序列来解释地体间的地球化学差异和矿物组合变化。在他们的模型中, 水星的表面由早期岩浆海阶段形成的原始地壳(岩浆海深度大约为400 km, McCubbin et al., 2017)和后期火山活动的产物组成, 石墨是唯一能在水星地幔岩浆海上形成漂浮地壳的相; 岩浆海结晶后地幔分层, 超镁铁岩(纯橄榄岩、方辉橄榄岩、异剥橄榄岩)在基底处发生分离, 辉长岩物质在地表附近富集不相容元素和挥发性元素(Vander Kadeen and McCubbin, 2016)。水星表面化学不均一性, 例如火山成因的北部地体、卡路里盆地内部地体和低快地体(Nittler et al., 2018), 可能是层状地幔不同源区和不同熔融程度产生的熔体化学组成不同所导致。大型盆地的形成也影响了水星地球化学地体的化学组成。例如, 陨石的热冲击可能会挖穿水星的地壳, 进入地幔的上层, 并导致火山活动(Roberts and Barnouin, 2012; Nittler et al., 2018)。卡路里盆地内的平坦平原沉积物的化学成分, 可以由地幔方辉橄榄岩高温部分熔融得到(Namur et al., 2016a; Nittler et al., 2018)。高镁地体内的熔岩(橄榄石含量偏高, 约30%)可能源于较深的二辉橄榄岩的部分熔融, 可能包含水星幔基底物质(Namur et al., 2016a; Frank et al., 2017)。有人认为, 高镁地体的地球化学特征是一个巨大的(直径约3000 km)、古老的和退化的冲击盆地的证据(Weider et al., 2015)。Frank et al. (2017)指出, 较大的陨石在撞击过程中很容易挖出富Mg的地幔物质, 这样巨大的陨石坑盆地会具有独特的物理结构和地球化学特征, 从而极易识别。

图6 水星北半球四种地球化学地体图(修改自Hauck and Johnson, 2019)

硫化物相化学组成的变化也可能导致水星地球化学地体中观察到的成分差异。水星表面高丰度的S被认为主要存在于各种硫化物相中, 这些硫化物包含不同含量的Fe、Mg、Ti、Cr、Mn、Ca。依据X射线光谱数据, 人们提出这些硫化物可能包括陨硫钙石、陨硫镁铁锰石、陨硫铬铁矿、陨硫铁或陨硫铜钾矿(表3; Nittler et al., 2011; Weider et al., 2012, 2014; Vander Kadeen and McCubbin, 2016)。Nittler et al. (2018)发现南半球和高镁区的硫化物具有高Fe特征, 而北半球、卡路里盆地内部的硫化物具有高Mg特征。

2.1.4 水星表面的挥发性元素

水星是一个富含挥发分的星球, 信使号的数据表明, 水星表面不仅富含Na、K、Cl 、S、C等挥发性元素, 在水星的两极永久阴影区还有水冰存在(Lawrence et al., 2013; Peplowski et al., 2015, 2016a, 2016b; Namur et al., 2016b)。

挥发性的Na和Cl在水星表面的含量随纬度变化: Na在赤道处的含量约为2.6%, 在高纬度地区约为5%; 而Cl在赤道处含量为1200 μg/g, 在高纬度地区为2500 μg/g。水星表面K, Th和U的平均含量分别约为1300 μg/g, 0.16 μg/g和90 ng/g(Weider et al., 2015; Peplowski et al., 2016a)。这些元素可以用于阐明水星早期的形成过程, 因为它们在硅酸盐熔融的过程中具有相似的相容性, 但挥发性不同。因此, K、Th、U在一个高度分异的行星表面的相对丰度可以反映出整体硅酸盐部分的挥发分含量, 如K/Th比值通常被认为是行星的挥发性元素含量的指标(Evans et al., 2015)。水星的Cl/K比值和K/Th比值与火星相近(图7), 这也是水星富集挥发分的有力证据之一。除了Na和Cl丰度的变化外, 中子能谱仪测量结果还揭示了整个水星北半球K丰度的不均一性(图4; Peplowski et al., 2016a)。这些中等挥发性的元素可以通过热扩散作用, 从高温的赤道(最高可达700 K)运输到更冷的两极区域(最高温度小于300 K)。

信使号早期轨道观测的重大发现之一是在水星表面发现了高丰度的S(中等挥发性元素)(Nittler et al., 2011; Evans et al., 2015), 水星的表面平均S含量约2%, 明显高于地球地壳(S<0.1%)一个数量级。水星S的高丰度是其富挥发分的有力证据之一, 同时限定了水星可能形成于强还原条件(Namur et al., 2016b)。

水星表面上的暗色物质被称为低反射率物质, 被认为是通过撞击过程从水星地壳深处挖掘出来的, 通常发现于陨石坑及其溅射沉积物中且不均匀分布(Denevi et al., 2009; Peplowski et al., 2016a)。Murchie et al. (2015)对一些可能的低反射率物质进行了光谱混合模型建模, 通过与北方平原的暗色物质光谱对比, 指出低反射率物质可能是石墨或者微米–纳米相的铁或FeS的混合物(Murchie et al., 2018)。低反射率物质是石墨的3个证据: (1)反射率数据的光谱建模表明, 如果在水星表面平均C丰度为1% , 而低反射率物质中存在5% C时, 以细粒石墨形式存在的C可以很好地匹配水星表面的反射率(Murchie et al., 2015); (2)伽马射线数据获得的(北半球)平均C丰度估算值<4.1%(Peplowski et al., 2015); (3)Vander Kaaden and McCubbin (2016)通过实验表明, 以石墨形式存在的C是唯一能够形成水星早期岩浆海漂浮地壳的相。信使号任务后期获得的3个低反射率区域的中子能谱仪数据进一步证实了低反射率物质中富集C以及石墨是水星上主要的不透明相这两个结论(Peplowski et al., 2016b)。水星表面C的丰度远远高于其他类地行星, 例如C在地球地壳中所占比重不足0.2%。

由信使号的伽马射线和中子谱数据绘制(Evans et al., 2015; Peplowski et al., 2016a), 水星与其他太阳系内部的岩石天体(金星、地球、月球、火星)和太阳的K/Th和Cl/K比值进行了比较。

信使号在低海拔轨道上的探测数据证明, 在水星极地永久阴影区域的表面或附近存在水冰(Neumann et al., 2013; Paige et al., 2013)。激光测高仪测量得到的水星表面地形被用来创建新的热模型(Paige et al., 2013), 模型显示, 雷达高反射明亮区域和水冰在地表的温度稳定区域之间存在良好的相关性。水星表面最冷的地方与最亮的区域相吻合, 冰可以在这些区域稳定存在; 较暗的区域出现在较温暖的地区及其周围, 那里的冰可能只在地表以下稳定存在(Paige et al., 2013)。信使号中子谱仪数据(图8)显示, 在靠近水星北极高纬度的区域, 超热中子通量和快中子通量明显减少(Lawrence et al., 2013), 表明H的丰度增加。结合中子能谱仪数据和雷达数据, 可以推断在永久阴影区的极地陨石坑中存在大量的近纯水冰相沉积物(Chabot et al., 2018)。 Rubanenko et al. (2019)分析并对比了水星和月球上大约1.5 万个较小的陨石坑(直径在2.5～15 km之间)的深度/直径比值之后发现, 因为坑内水冰的存在, 水星北极和月球南极附近的陨石坑深度会变浅约10%, 并估算冰层厚度约为50 m。水星极地冰和其他挥发物的几个潜在来源包括太阳风的相互作用、水星的去气作用和外源带入。相对年轻的大型撞击事件最有可能是水星挥发物的来源(Chapman et al., 2018), 彗星或富含挥发性物质的撞击会产生大量相对纯净的冰和富含有机物的物质。

2.1.5 水星表面化学成分的含义

水星是类地行星之中最还原的行星(图9; Nittler et al., 2011; Nittler and Weider, 2019; Cartier and Wood, 2019), 信使号数据给出的水星表面成分(以及由此推导的地幔成分)证明其是由高度还原的原始物质形成的, 例如顽火辉石球粒陨石。对水星的氧逸度的估算是基于S的溶解度实验来确定的, 因为S在硅酸盐熔体中的溶解度是氧逸度的函数(Namur et al., 2016b)。水星内部氧逸度的范围低于Fe-FeO(铁–氧化亚铁氧逸度计)3～7个数量级(IW-3～IW-7) (Zolotov et al., 2013; Namur et al., 2016b)。地球的上地幔氧逸度在IW+2左右, 比水星幔氧逸度高5到9个数量级。Namur et al. (2016b)根据S在还原硅酸盐熔体中的溶解度, 计算出在水星的氧逸度(IW-5.4±0.4)条件下, 水星幔中S的含量为7%～11%。

基于信使号提供的水星表面化学组成, 前人通过实验和模拟计算研究了水星表面的矿物组合(Stockstill- Cahill et al., 2012; Peplowski et al., 2016a; Namur et al., 2016a; McCubbin et al., 2017; Nittler et al., 2018)。研究表明, 水星表面主要由贫铁辉石岩(顽火辉石)、橄榄石(镁橄榄石)、富钠斜长石和钙镁铁硫化物这几种矿物组合构成(表3), 矿物含量的变化导致了水星不同地球化学地体之间化学组成的差异。最近的研究也表明, 水星表面的岩石应该被划分为苏长岩或玻镁安山岩(Kathleen et al., 2017)。在水星地表观测到的元素不均一性可能反映了水星幔化学成分的不均一以及产生熔岩时的熔融程度不同(Namur et al., 2016a, 2016b)。水星幔的化学不均一性可能由于水星在早期经历了硅酸盐部分熔融的岩浆洋阶段, 岩浆洋中水星幔的分离结晶伴随着不同矿物相的下沉和上浮, 以及随后的对流翻转等过程, 都可能会造成水星表面大规模的化学变化。水星的表面化学成分指出水星地壳和月球的钙长石悬浮地壳可能有很大的不同(Cartier and Wood, 2019)。在水星表面还原的岩浆海条件下, 只有石墨相可以稳定存在, 在低反射率物质中观测到C的高丰度可能是水星上原始石墨悬浮外壳遗留的化学特征(Cartier and Wood, 2009; VanderKaaden and McCubbin, 2015; Charlier and Namur, 2019)。

信使号在海拔400 km轨道, 计数率的单位标准化平均计数每秒超过2°宽的纬度范围, 并绘制成纬度的函数, 误差条表示每个纬度范围中平均值是测量标准差的两倍。(a) 测量(红色)和模拟(黑色, 蓝色)快中子计数, 每秒计数(约10 cps)。模拟计数率显示的情况下, 模拟无氢(黑色)和雷达明亮区域为100%水冰(蓝色); (b) 测量(红色)和模拟(黑色虚线、蓝色)超热中子每秒计数(约60 cps), 模拟计数率显示的情况下, 校正径向多普勒效应后模拟的无氢(黑色虚线)和雷达明亮区域为100%水冰(蓝色)。

MORB: 大洋中脊玄武岩; CAI: 富Ca-Al难熔包体; EH4: 富铁顽火辉石球粒陨石, 岩石学类型4; EL6: 贫铁顽火辉石球粒陨石, 岩石学类型6; H: 富铁球粒陨石; CO3: 碳质奥氏体型球粒陨石, 岩石学类型3。

2.2 水星幔化学组成

水星表面的熔岩与太阳系中其他天体的熔岩不同, 具有低Fe、富S、高碱的特征(表3)。这些熔岩大部分形成于4.2～3.5 Ga之间(Marchi et al., 2013; Byrne et al., 2016), 最古老的火成岩发现于陨石坑间平原和陨石坑严重撞击区域(IcP-HCT), 最年轻的火成岩发现于平坦平原区域(NSP), 包括北半球高纬度地区的大片区域(Head et al., 2011)。

Namur等人在最新的实验研究中估算了水星幔的总体化学组成, 实验使用矿物学多相饱和点和岩石学建模来推断水星幔的部分熔融条件和水星幔源区的化学组成(Stockstill-Cahill et al., 2012; Charlier et al., 2013; Vander Kaaden and McCubbin, 2016; Namur et al., 2016a; Kathleen et al., 2017)。实验选择了IcP-HCT的高Mg成分和低Mg成分的北方平坦平原(NSP)来代表水星表面的端元组分, 在极还原条件下(logO2=IW-4～IW-7)利用相图确定了水星表面熔岩的多相饱和点。实验产物主要包括镁橄榄石+顽辉石+硅酸盐熔体这三相, 端元组分分别在0.75 GPa、1480 ℃(高Mg的IcP-HCT)和0.75 GPa、1380 ℃(低Mg的NSP)条件下达到平衡。研究中还利用来自CMASN(CaO-MgO-Al2O3-SiO2-Na2O)系统和MELTS/pMELTS模拟(Gualda and Ghiorso, 2015)结合的实验数据, 建立了二辉橄榄岩部分熔融的热力学模型。熔融模型预测高Mg的IcP-HCT和NSP熔岩的熔融程度(=熔体分数)分别为0.46和0.27。较低的多相饱和点压力表明水星熔体抽离的深度较浅(约60 km)。水星熔岩的熔融程度随着压力每降低1 GPa, 熔体质量增加10%(Nittler and Weider, 2019)。水星高镁IcP-HCT熔岩预计在水星核幔边界的近400 km处开始熔融, 而NSP熔岩预计在200 km的深度开始熔融, 两种端元组分的熔岩对地幔抽取方式不同: 一种是从地幔底部靠近核幔边界开始熔融, 另一种是地幔中间开始熔融。在这两种情况下, 在多相饱和点的基础上, 由批式熔融产生的一批熔体在相同深度(0.75 GPa, 或约60 km)处分离。固相残余组合中的固体成分的比例相似, 分别为45%镁橄榄石和55%顽火辉石。由质量平衡方程计算得到高Mg的IcP-HCT和NSP熔岩地幔源区的化学组成见于表4。

从两种熔岩类型推断出, 不同深度的水星幔成分在SiO2、Al2O3和MgO含量上相似, 但在CaO和Na2O上有所不同, 说明水星幔中的这些元素分布不均匀, 但在计算过程中并没有包括水星硅酸盐地幔中的S含量。高镁IcP-HCT熔岩中的高CaO丰度可能是由于在低氧逸度条件下Ca和S形成了陨硫钙石(CaS)。

许多研究人员认为, 顽火辉石球粒陨石(EC球粒陨石)和Bencubbinites(CB球粒陨石)可能是水星的原始吸积物质(Brown and Elkins-Tanton, 2009; Malavergne et al., 2010; Nittler et al., 2011)。这些陨石是还原的富金属陨石, 与水星有许多相似的化学特征, 例如高S、高Na和高K, 在这些陨石的硅酸盐部分中几乎没有FeO。两个E型球粒陨石和一个CB型球粒陨石(Jarosewich, 1990)的硅酸盐部分与从水星表面熔岩推算的水星幔化学组成的估算值相对比(表4), 球粒陨石具有更高的SiO2含量和更低的MgO含量。在高度还原的条件下, Si更容易溶解在金属熔体中(Brown and Elkins-Tanton, 2009; Berthet et al., 2009; Malavergne et al., 2010; Namur et al., 2016b), 因此Si也可能是水星金属核的一个重要组成部分。在计算过程中从球粒陨石的硅酸盐中减去了20%的SiO2, 并假设它作为Si进入到金属核中。当球粒陨石成分因SiO2的减少而重新归一化时, 得到的硅酸盐地幔的SiO2偏低, MgO含量偏高, 从而与水星表面熔岩中获得的水星幔化学组成的估算值更接近。

由于对水星的形成过程缺乏详细的了解, 以及目前缺乏元素在低氧逸度情况下的分配系数, 水星的总体化学成分存在一定的多解性(Namur et al., 2016a; Nittler et al., 2018)。局限于现阶段的探测技术, 我们无法从水星上找寻更多的幔源物质样品, 对水星幔的化学组成的研究主要通过高温高压熔融实验和模拟计算进行研究。在未来可以分析水星样品的基础上, 对水星幔的化学组成的认识将会进一步提升。

表4 估算水星幔硅酸盐化学组成(Nittler et al., 2018)

(1) 来自Namur et al. (2016b); (2) 不包括可能存在S的含量7%～11%或还原的Fe(Namur et al., 2016b); (3) 硅酸盐部分是Jarosewich (1990)分析报道的; Bencubbin是Bencubbin II型球粒陨石; (4) 以上的球粒陨石分析, 假设其有20%的SiO2还原成Si进入金属核。NSP–北部平坦平原; IcP-HCT–撞击坑内部平原和严重撞击地形; 顽火辉石–MgSiO3; 镁橄榄石–Mg2SiO4。

2.3 水星核的化学成分

水星的整体化学组成是了解水星起源的一个极重要的参数。从信使号获得的水星转动惯量推导出水星金属核的质量分数约占总质量的69%～77%(Hauck et al., 2013), 因此水星的金属核的化学组成对水星的整体化学组成有巨大影响。然而到目前为止所有行星金属核的化学组成都是基于实验模拟和模型推导得到的结果(Hillgren et al., 2000; Rubie et al., 2011, 2015; Li and Fei, 2014; McDonough, 2014), 因为目前不可能直接测量其化学成分。通常情况下行星的金属核占据了行星体积和质量的很大一部分, 需要由太阳系中足够丰度的元素来形成。由于Fe的宇宙化学丰度远高于其他元素的丰度, 大量的地震和实验证据支持Fe是地核的主要成分(Jeanloz, 1990; Rubie et al., 2011)。高度还原的顽火无球粒陨石中的金属中平均含有5%的Ni(McCoy and Bullock, 2017), 考虑到水星的还原性质, Ni有可能是水星金属核的化学组成之一(Burbine et al., 2002)。但由于水星具有一个熔融的液态金属外核(Margot et al., 2007), 根据热演化模型, 其金属核不能是纯粹的铁镍组分, 水星内部的温度将导致铁镍核冷凝为固态。

对水星液态金属外核的观察表明, 至少含有一种轻元素才能满足其质量和体积的约束。蒙特卡罗模拟表明, 水星的金属核允许很多轻元素加入, 可以使水星的半径、体积密度和惯性力矩参数相一致(Hauck et al., 2013)。地震数据表明, 地球地核除Fe和Ni外, 还含有轻元素成分(Jeanloz, 1990), 潜在的轻元素主要是H、C、O、Si和S(Hillgren et al., 2000)。应用类似的方法来评估水星核的轻元素成分, 也应该考虑H、C、O、Si和S。

考虑到水星的还原性质和核幔边界压力仅为5.5 GPa(Hauck et al., 2013), 而H进入地核的压力、温度和氧逸度条件都远远高于水星, 因此排除了H是水星金属核化学组成的可能。对水星表面C(1%～5%)的测定表明, 在水星核形成过程中, C可能存在于金属核内部。最近研究也表明, 在含有Si(10%)的还原条件下(logO2=IW-4.7), C对金属Fe的亲和性随着氧逸度降低而变弱, 金属相中C的含量仍是硅酸盐相的200倍左右(Li et al., 2017)。在Si含量更高, 更还原的条件下, C在金属中的溶解度会进一步降低(Goldstein et al., 2009; Vander Kaaden and McCubbin, 2016)。因此水星核中的C含量主要取决于水星在核幔分异时的氧逸度。在高温下, O在金属中的溶解度增大。地球早期岩浆海的高压高温条件可导致地核中含有O约2%～8%, 并导致地球地幔的氧化(Rubie et al., 2011, 2015; Siebert et al., 2013; Tsuno et al., 2013; Fischer et al., 2015)。根据水星金属核目前的温压条件并不能预测其含有大量的O。水星金属核的Si含量与也与水星核幔分异时的氧逸度相关, Si在还原条件下也会更加亲铁(Kilburn and Wood, 1997; Malavergne et al., 2004)。S在硅酸盐熔体和金属熔体两相中的分配系数受氧逸度控制。随着体系中氧逸度的降低, S在硅酸盐相中的溶解度上升, 水星表面的高S含量证明水星核幔分异时氧逸度极低, 进一步说明Si有可能进入到了金属核中(Hauck et al., 2013; Chabot et al., 2014; Malavergne et al., 2014; Boujibar et al., 2014; Namur et al., 2016b)。根据水星表面的S含量对水星的氧逸度进行计算(IW-3～IW-7)(McCubbin et al., 2012; Zolotov et al., 2013), 在氧逸度低于IW-4时更多的S进入到硅酸盐熔体中而非金属相中(Killburn and Wood., 1997; Berthet et al., 2009), 这可能说明S不是水星金属核的主要组分。

目前还不能确定水星金属核的化学组成, 但是模拟计算水星的物理和化学条件, 可以对水星核中的轻元素丰度进行有意义的限制。Smith et al. (2012)研究了早期信使号对水星重力场的测量数据, 以及地球上对水星自转轴位置和物理天平动振幅的测量结果, 认为一个FeS固体层可能位于液态金属外核的顶部。后续对水星倾角的修正(Margot et al., 2012)和对水星核中Si和S的含量模拟表明, 固体FeS层的存在符合水星地球物理参数, 但不是必需的(Hauck et al., 2013)。图10显示了水星总体Fe/Si和Mg/Si比值可能的变化范围(McCoy et al., 2018; Nittler and Weider, 2019)。实验研究也证明, 如果水星的金属核有Fe-Si-S三种化学成分, 那么水星核至少有两种不同的化学成分层, 一种是几乎不含S的铁硅层, 另一种是几乎不含Si的铁硫层(Malavergne et al., 2010; Chabot et al., 2014; Namur et al., 2016b; Cartier et al., 2020)。

对水星金属核化学成分的其他潜在约束来自于模拟水星的热演化过程和相关的全球收缩。从信使号的图像数据中可以观察到, 水星表面具有大量的陡坡和其他收缩构造单元。模拟计算结果指出, 水星的半径收缩最大可达7 km(Phillips et al., 2018)。水星的热演化历史与水星金属核化成组成和冷却过程密切相关。

图10 太阳、地球、顽火辉石球粒陨石(EC)和估算的水星整体成分的Fe/Si和Mg/Si含量比值图(修改自Nittler and Weider, 2019)

水星核幔分异时的氧逸度会影响微量元素在水星内部的分配行为, 其中放射性母体核素K、U和Th的分布会影响水星整体的热演化历史。根据高温高压实验在还原条件下获得的金属和硅酸盐之间的分配数据, 可以认为U是水星核中重要的产热元素, 而Th和K不会大量进入水星核(Malavergne et al., 2010)。除了氧逸度外, 各相中S的含量对这些元素的分配行为也有很强的影响, 如果水星核幔之间形成FeS层, 该层会高浓度富集这些产热元素(McCubbin et al., 2012)。在顽火辉石球粒陨石熔融实验中, 还原条件下形成的硫化物与大量常见的亲石元素相结合, 如Mg、Ca、Cr、Mn和Ti(McCoy et al., 1999; Berthet et al., 2009; 表3)。根据水星核幔分异过程中的氧逸度和S的分配行为, 推测水星核很可能含有一些相对氧化条件下形成的行星核中没有的元素(Kilburn and Wood, 1997)。对水星金属核的化学组成的准确估算需要开展更多还原条件下的高温高压实验模拟研究。

3 水星表面的火山活动和演化历史

3.1 水星上的火山作用和火山平原

信使号的图像数据揭示了水星上火山的构造特征, 水星表面几乎没有原始水星地壳存在, 大部分表面都是被火山喷发或撞击挖掘改造之后形成的。平坦平原是火山喷发的产物, 稍微古老的陨石坑间平原也是火山成因的。水星的陨石坑年代学表明, 由于金属核的冷却作用, 大规模的火山喷发活动在大约35亿年前停止, 随后水星地壳进入全球收缩状态, 阻碍了岩浆上升。但一些较小规模的火山继续在地壳薄弱区(例如撞击坑区域)活动, 这些后期的火山活动大多是爆发式火山, 大量的挥发性气体会促进岩浆上升, 并在释放到水星地表的真空时爆发(Thomas and Rothery, 2019)。总的来说, 这些观测结果为水星的热演化历史和火山作用历史提供了关键证据。

平坦平原覆盖了水星总表面积的27%(图6; Denevi et al., 2013), 最初被称为北方火山平原(NVP), 现在被称为北方平原(Borealis Planitia)。陨石坑间平原是在数十公里范围内相对平坦的平原, 与平坦平原相比具有更高的二次撞击坑密度(Trask, 1975)。这两种平原类型的唯一区别在于叠加陨石坑的区域密度, 两种不同的平原类型所覆盖的区域之间也可能存在陨石坑密度的连续或重叠(Whitten et al., 2014; Byrne et al., 2016)。与月球表面相比, 水星表面直径在20～128 km范围内的陨石坑数量相对较少, 这表明水星历史早期曾经历广泛的表面重塑阶段, 重塑阶段发生在38亿年前晚期严重撞击之前和之间。水星表面的重塑是大范围火山喷发的结果, 这一观点得到了平坦平原和陨石坑间平原之间光谱特征和连续的火山喷发沉积物的支持(Whitten et al., 2014)。光谱数据显示, 平坦平原和陨石坑间平原的光谱特性没有明显的差异(Murchie et al., 2015), 这表明两者的化学成分相似。

信使号观察到的火山活动特征让我们对平坦平原火山活动的形式有了更细致的了解。水星上大部分平坦平原, 都是火山喷发而不是撞击熔融形成的(Head et al., 2008; Rothery et al., 2014)。形态学证据来自于平原内完全掩埋和部分掩埋的陨石坑(幽灵陨石坑), 这些陨石坑本身占据着撞击盆地(图11)。熔岩下伏陨石坑的存在表明, 撞击盆地的形成时间更早, 在盆地形成之后被火山熔岩充填掩埋。平坦平原火山性质的其他形态学证据有: (1)在这些平原上看到的褶皱脊(图11a), 这种地形是其他类地行星上的熔岩平原的典型特征; (2)光谱数据也支持火山起源, 水星上火山成因的平坦平原在光谱上与周围较老的地形不同(图11b); (3)它们广泛分布(Thomas and Rothery, 2019), 许多广阔的平坦平原分布的面积远远大于形成冲击盆地所能产生的面积。

水星表面分布着多条流线型的宽阔分支河道(图11c), 表明大量的熔岩流能够以流线形式绕过在前进道路上的障碍, 或者蚀刻河道(Byrne et al., 2013)。要做到这一点, 熔岩流需要具有低黏度而且是迅速流动的。对北方平原上陨石坑的大小和数量分析表明, 在相对较短的时间内(100 Ma之内), 平原上堆积了0.7～1.8 km厚的熔岩, 这个区域大约占据了水星表面积的7%。北方平原熔岩成分的实验和数值模拟表明, 巨量熔岩流的Al2O3含量很低, Na2O和CaO的含量很高, 它们的黏度较低(10～20 Pa/s)而流量较高(>10000 m3/s), 类似于地球上大型火成岩省, 流动到数百公里外形成北方平原(Vetere et al., 2017)。

水星熔岩的化学组成是研究其内部的关键因素之一, 它们在一定程度上揭示了水星内部的长期演化过程。当以标准矿物学分类时, 水星表面熔岩成分范围可以从富含碱的科马提岩到玻镁安山岩(Kathleen et al., 2017), 严重撞击区域的地壳化学成分上更偏基性; 相对年轻的平坦平原盆地和北方平原具有富斜长石的矿物组成(Namur and Charlier, 2017)。根据光谱数据, 卡路里盆地内和盆地外的火山平原的化学成分是截然不同的, 表明平原形成于盆地形成之后或者是同时期形成的(Rothery et al., 2017)。水星幔化学成分在空间和时间上分布不均一和熔融程度的不同, 可以解释水星表面硅酸盐化学组成的广泛变化。

3.2 水星的爆发式火山活动

水星平原上的火山没有明显的裂缝或喷口。然而在水星上发现了许多不规则的坑洞, 这些坑洞具有细长或不规则的平面形态和不平整的多层地面, 周围没有厚厚的一层喷出物; 没有凸起的边缘, 被解释为爆发式火山口而非陨石坑(图12; Jozwizk et al., 2018)。大多数凹坑被高反射率物质所包围, 其外边缘被称为光斑(图12; Rothery et al., 2014; Jozwizk et al., 2018), 光斑的光谱特征支持火山成因, 而缺乏流动相关的特征和其外边缘的扩散性质表明火山沉积物以颗粒为主, 说明这是一个爆发式火山口(Jozwizk et al., 2018)。

水星上的火山口常以单个或者群体形式出现, 并带有中央凹陷的火山碎屑沉积物, 平均直径为30 km(Goudge et al., 2014), 平均深度为4 km(Thomas et al., 2014)。典型的碎屑沉积物直径一般为20 km, 具有相对高的反射率, 有一个偏红色的光谱斜率(Kerber et al., 2009, 2011), 一些火山口具有隆起的边缘并且周围具有数十米厚的沉积物, 这与喷发式火山碎屑岩毯状侵位特征相符合(Thomas et al., 2014)。

最大的火山口是位于拉赫曼尼诺夫盆地东北方向的Nathair光斑(Nathair Facula), 该火山口碎屑沉积物分布的最大直径为130 km(图12a; Thomas et al., 2014)。水星上的火山碎屑沉积物比月球上的火山碎屑沉积物面积更大, 尽管水星的重力比月球大, 会导致喷射出的颗粒更接近喷口。但沉积物分布范围上的差异表明, 水星的爆发式火山活动是由比月球上更高比例的挥发物推动的, 可能与地球上的喷发动力相当(Thomas et al., 2014)。当富含C、S等挥发性元素的成分从喷发的岩浆中出溶或遇到喷发的岩浆时, 就会驱动爆发式火山活动。在水星缺乏大气的条件下, 这些挥发物以气态(CO、CS2、COS和S2)的形式(Zolotov et al., 2011)剧烈膨胀, 从一个类似点状的喷口以发散的方式喷出火山碎屑, 形成类似木卫一上火山活动形成的伞状羽状沉积物。这些沉积物通常很少表现出地形特征, 也很少掩盖其下伏的地形, 表明它们并不形成大量的火山构造, 而是一种大而薄的覆盖层(Thomas et al., 2014)。

(a) 北方平原埋藏的撞击坑“幽灵陨石坑”(标记为G)和褶皱脊(白色箭头指向位置); (b) 托尔斯泰撞击盆地(Tolstoj impact basin)的大部分地面(被一条白色虚线所划分)都被光谱特征鲜明的平坦平原所占据, 这些平原被认为是火山成因的; (c) 一个靠近北方平原的熔岩流河道例子, 河道内的“岛屿”呈流线型, 形成“泪滴状”, 白色箭头指向位置。

3.3 火山活动的历史

陨石坑内部平原上重叠的陨石坑的区域密度表明, 该平原的形成时间可追溯到严重撞击时期, 同时这是一个具有广泛的火山活动时期。平坦平原上的陨石坑密度指出火山平原侵位时间大约在3.9～3.5 Ga之间(Byrne et al., 2016), 大规模的火山活动在更早的时期就停止了, 在严重撞击过程之后火山活动规模变得更小。

火山喷发规模的下降可能是由于水星的金属核冷却导致的。当放射性同位素衰变结束, 水星金属核经历持续的冷却并开始固化, 水星幔的熔融程度随时间增加而降低(Peplowski et al., 2011)。同时这种冷却会导致水星全球收缩(Phillips et al., 2018), 并最终形成以水平收缩为主的岩石圈应力状态, 抑制岩浆上升到地表。那些更年轻、规模更小的火山, 通常出现在陨石坑的底部(Prockter et al., 2010), 火山口位于这些位置是因为裂隙和断层的存在有利于岩浆上升。在更多数情况下, 爆炸式火山口出现在发生断裂的地方, 因为该位置有利于岩浆的上升(Melosh and Dzurisin, 1978; Jozwiak et al., 2018)。火山口内部的喷口位置支撑着与喷口形成的结构连接: 喷口通常向火山口边缘延伸(图12b), 或者出现在火山口中央隆起的地方(图12c)。喷口也经常位于叶状陡坡的前缘(图12c), 这是逆冲断层的表面形态, 是岩浆向地表迁移时相对有利的构造位置。

在一些有陨石坑的例子中, 熔岩通过陨石坑底部的火山口喷发出来。例如在卡路里盆地的边缘向内几十公里处, 分布有大量火山口和火山相关的沉积物(Head et al., 2008; Rothery et al., 2014)。这种空间关系表明大型盆地首先被体积庞大的熔岩填满, 然后熔岩填满最薄的边缘部分, 后期通过小规模喷发形成小型火山喷口和火山碎屑沉积。根据叠加关系确定这些火山喷口和沉积物的年代包括水星所有历史时期, 其中有一些不到10亿年(Thomas et al., 2014; Jozwiak et al., 2018)。这表明, 在大规模的火山喷发停止后的很长一段时间内, 水星上的爆发式火山活动仍在继续。

3.4 挥发物及其来源

从信使号的图像中发现水星上的爆发式火山口是意料之外的。在信使号任务之前, 大部分水星的形成模型都预测水星的挥发性物质将会耗尽, 爆发式的火山活动不太可能在水星上发生。然而来自信使号的数据为水星表面富集挥发分提供了大量的证据(Nittler and Weider, 2019), 指出挥发性元素C、Cl和S大量存在于水星表面, 形成易挥发的气体相, 为爆发式火山喷发提供动力(Weider et al., 2016)。

水星上的凹坑和周围的光斑(亮点区域和相对亮的区域), 被认为是爆发式火山活动口和周围的碎屑沉积物。(a) 拉赫玛尼诺夫撞击盆地东北部Nathair光斑中心的复合火山口; (b) 拉赫玛尼诺夫撞击盆地东北的Nathair光斑最亮的部分, 中心复合火山口的特写; (c) 在毕加索陨石坑(Picasso impact crater)边缘的一个具有光斑的小坑。值得注意的是, 火山口底部的叶状结构被认为是构造成因的, 而不是火山成因的。

与其他类地行星相比, 水星表面的S和C丰度较高(Nittler and Weider, 2019), 极有可能参与到水星上的喷发过程中。在强还原性条件下, S和C在硅酸盐熔体中具有高的溶解度, 因此岩浆需要通过某种方式被氧化才能使这些挥发性物质溶出。这种溶出可能是由于含氧化物质的围岩同化作用, 或是含氧化物质的岩浆对含S、含C围岩的同化作用所致。有研究表明, 水星的下地壳富含石墨(Vander Kaaden and McCubbin, 2015), 爆发式的火山活动在有石墨等低反射率物质存在的区域很常见(Thomas et al., 2014), 含氧化物质的岩浆在地下遇到还原的石墨可能是造成爆发式火山活动的原因。Nathair光斑附近有一些挥发性元素亏损的证据(图12a; Weider et al., 2016)。在太阳耀斑条件下获得的X射线光谱仪数据(此时X射线通量更高)显示, Nathair光斑与周围物质相比, 与Si和Ca相关的S明显减少。此外, 在低空获得的中子谱数据表明, C的亏损为1%～2% (Weider et al., 2016)。观测表明, 含S和含C的挥发性物质可能为火山喷发提供了动力, 使火山碎屑沉积物中亏损这些元素。

尽管水星的全球收缩结构会抑制火山活动, 但岩浆中的大量挥发性气体提供的动力使爆发式火山活动在水星表面广泛分布。水星表面是经历过漫长的火山活动历史的产物, 大部分火山活动发生在太阳系历史的第一阶段。由于水星表面的强还原环境, 以及其具有Fe含量低, Mg含量和碱含量高的特征,水星爆发式火山活动的挥发性物质可能不同于地球(导致此类喷发的H2O、CO2和SO2等), 具体挥发性物质种类及其来源有待深入研究。

4 水星的地貌与构造特征

水星表面地貌包括各种收缩和拉伸构造、火山、盆地和陨石坑等地质构造单元, 这些地貌记录了其演化历史中所经历的长期而复杂的构造变形作用。水星上最主要的构造变形形式是金属核长期冷却导致水星表面产生的大规模收缩变形结构; 拉伸构造几乎完全分布在平坦火山平原的陨石坑和盆地内部。在前五亿年历史中, 水星的原始地貌被随后的陨石撞击和大面积的溢流火山活动破坏, 大量陨石撞击形成的盆地、火山平原和构造侵位等共同塑造了水星的表面特征。

4.1 水星表面的收缩和拉伸构造

水星表面地貌的构造形式包括收缩和拉伸构造。岩石圈收缩是水星构造变形最重要的形式。信使号图像表明, 北部火山平原占据了水星表面积的6%, 拥有大量的收缩地貌(占累计长度的19%), 水星北半球最长的断层系统延伸了1700 km。大量观测表明, 收缩结构在水星表面并非均匀分布的, 收缩地貌大多分布在0°E、90°E、180°E和270°E等准纵向地带。Williams et al. (2011)认为岩石圈强度和厚度的差异导致了水星构造变形的部位、方向和深度的不同。

水星收缩构造的种类包括褶皱脊、高起伏脊和叶状陡坡等(Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978; Watters et al., 2004, 2009a, 2015; Watters and Nimmo, 2010; Egea-Gonzalez et al., 2012)。褶皱脊的特征是沿走向的大量形态变化, 经常观察到宽度、高度和边数的变化(图13a; Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978)。高起伏脊比褶皱脊具有更大的起伏, 但高起伏脊在横断面上通常是对称的(图13b; Watters et al., 2001)。叶状陡坡的特征是在横断面上高度不对称, 这种地形通常显示一个大致叶状的轮廓(图13c)。Beagle断层是叶状陡坡, 具有强烈的弓形(图13d; Rothery and Massironi, 2010)。尽管这些地貌类型在形态上存在差异, 但所有这些特征都被解释为岩石圈收缩的表现, 代表逆冲断层和褶皱的组合(Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978; Watters et al., 2004)。

Byrne et al. (2013)利用断层位移和长度数据, 对水星全球断层结构进行了研究, 并对水星半径的收缩量做出了修正估算。研究采用最佳线性回归扩展统计计算了最大断层位移(max)和断层长度()之比max, 从断层映射的长度计算出整个断层群所承受的应变, 得出水星半径最大收缩距离为7.1 km (Watters and Nimmo, 2010)。

水星表面也存在大量的拉伸结构。例如卡路里盆地中心的“万神殿”, 代表径向分布的网状地堑结构(Murchie et al., 2008; Watters et al., 2009b); 在伦勃朗盆地内部的火山平原上记录了径向地堑和同心地堑(Watters et al., 2009c; Ferrari et al., 2015); 在一些中型盆地中有更小规模的地堑群, 如莫扎特盆地, 拉赫曼尼诺夫盆地和拉德特拉迪盆地(Prockter et al., 2009, 2010; Blair et al., 2013); 在大量火山熔岩填充的陨石坑, 发现了多方向的地堑群(Freed et al., 2012; Klimczak et al., 2012)。水星全球收缩的初始状态是以表面的拉伸为几何特征, 拉伸结构将由表面延伸到深部,这个深度随时间增加, 就像熔岩冷却过程一样(Blair et al., 2013)。此外一些水星的热演化模型预测早期全球拉伸规模是核幔分异的函数(Tosi et al., 2013), 但是这一预测尚未被证实。比皮科伦坡号将提供更精细的水星重力场数据, 帮助我们认识水星深部的结构特征。

(a) 水星北部平原-平坦平原结构(其中大部分是“褶皱脊”), 被掩埋的是陨石坑边缘的褶皱脊(白色箭头所示); (b) Antoniadi断层: 高起伏脊; (c) Carnegie断层: 叶状陡坡; (d) Beagle断层: 弓形叶状陡坡。

水星上控制构造变形的主要机制是收缩构造。磁场稳定存在证明水星具有一个熔融的、强对流的、处在冷却状态的液态金属外核。探索水星半径的收缩速率随时间的变化关系, 将改善对水星内部演化热模型的约束。水星内部冷却导致的全球收缩和火山活动在构造演化中起到了控制作用, 只有当我们充分认识了水星全球收缩的历史, 才能完整的认识这一过程。到目前为止, 我们对水星全球收缩过程的认知仍极为有限。

4.2 水星上的陨石坑和盆地

陨石撞击是影响水星地壳和表面的主要地质过程之一。水星上的陨石坑是由无数的小天体撞击形成的。与月球相比, 由于水星具有更大的重力加速度, 陨石撞击的速度更快, 次生陨石坑在水星上特别明显。随着时间的推移, 陨石坑的地形特征将会被风化。水星上还有其他类似于陨石坑的地质单元(火山口、凹陷), 但这些地质单元通常可以从形态特征上与陨石坑区分开来。

新形成的初级陨石坑通常很容易辨认, 特别是较大的爆炸式陨石坑。随着陨石坑的直径扩大, 表面形态发生规律性变化, 陨石坑内部逐渐出现中心峰和峰环, 简单陨石坑(1～14 km)逐渐演变位为复杂陨石坑(10～168 km)、原始盆地(50～195 km)、峰环盆地(85～320 km)和多环盆地(300～1550 km)。信使号更新了水星陨石坑和盆地的直径和形态参数的测量结果(Fassett et al., 2011, 2012)。从信使号的图像数据可以识别出, 水星有46个“可能确定”的盆地, 直径范围为300～1550 km。还有41个“未经证实”的盆地, 直径为320～2000 km(Fassett et al., 2012)。

信使号观察到水星东半球的盆地数量不到西半球的一半。如果盆地的形成和消除过程是均匀并随机的, 这种二分法造成东西半球盆地数量的差异仅约为1%。盆地分布的不对称性可能主要反映了地表重塑过程强度的差异, 平坦平原上的火山作用的空间分布是不均匀的(Denevi et al., 2013), 因此盆地的消除作用也不是均匀分布的; 此外半球到全球尺度的目标特性差异也可能起了作用。Miljković et al. (2013)的研究表明, 温度变化强烈影响着月球上大型盆地的最终直径, 从而解释了月球盆地分布在近、远两侧的不对称性。如果水星也经历了大规模的横向温度变化, 盆地分布也可能受到类似的影响。

5 水星形成过程和机制讨论

水星具有异常高的金属/硅酸盐比例(水星的金属核/水星半径之比约为0.83, 类地行星的金属核/行星半径之比约为0.55), 说明相比于其他类地行星, 水星具有一个超大的金属核(Lewis, 1972; Solomon, 2003)。前人提出一些水星的吸积和早期演化模型来解释水星异常高的金属/硅酸盐比例(Clark, 2015; Ebel and Stewart, 2018)。

Lewis (1972)提出的“化学平衡模型”中, 太阳系行星是原始太阳星云凝结而形成的。星云的温度、压力和密度的日心梯度导致了原始太阳星云中的凝聚态物质形成了化学成分梯度, 而这些梯度被保存在今天的行星整体成分中(Cameron, 1969)。原始太阳星云在水星位置的压力(1～100 Pa)会使金属铁的凝结温度比富镁硅酸盐更高(Ebel and Grossman, 2000), 这个温度差会导致水星位置凝结更多的Fe。该模型同样预测了水星具有大质量的Fe-Ni金属核(不含S、Si和O)被富镁硅酸盐所包围, 其成分主要是顽火辉石和难熔组分(例如: Al2O3、CaO和TiO2), 缺乏FeO和挥发分。

Weidenschilling (1978)提出了“空气动力损耗模型”, 原始气体星云中硅酸盐和金属颗粒的物理性质差异, 导致在星云中发生了空气动力分选作用。Wurm et al. (2013)认为, 相比金属微粒, 光致漂移可以优先将硅酸盐粉尘推离太阳, 因为这种粉尘的导热系数较低。该模型的水星总体成分与化学平衡模型预测的相似, 但金属含量更高。该模型估算的星云气体冷凝和移除硅酸盐粉尘的温度波动范围是10～50 K, 极其狭窄。

在现有的陨石的基础上, Wasson (1988)认为水星的高密度是由于水星是高度还原的球粒陨石吸积形成的。这些水星吸积的原始物质可能与已知的还原度最高的球粒陨石(高顽火辉石球粒陨石, EH)相似, 但这一过程形成的Fe/Si比值是水星的4～7倍。一些富金属、贫FeO的球粒陨石(例如: CR、CH和CB组)被认为可能是水星的原始物质(Taylor and Scott, 2003), 因为它们的金属Fe丰度高, 挥发分含量低, 这与水星在太阳系内部热区形成的逻辑相符合。

Lewis, Weidenschilling和Wasson建立的模型中, 水星的高金属/硅酸盐比是吸积过程结束之前产生的。然而在另一组理论中, 水星的高密度被认为是吸积之后的结果。有人提出, 原始的水星具有一个典型的(近似球粒的)体积密度, 但它的硅酸盐部分在水星整体成分发生核幔分异之后发生了丢失。根据“蒸发模型”, 在水星位置的硅酸盐部分在太阳星云中经历了非常热的后期阶段(约2500～3500 K), 导致硅酸盐蒸发(Carmeron, 1985; Fegley and Cameron, 1987)。该模型预测, 如果高温阶段保持3万年, 随着时间的推移, 原水星的70%～80%硅酸盐地幔(假设主要由顽火辉石组成)可能会被蒸发。由此产生的富Fe水星的未压缩密度等于目前水星的测量值。该模型还预测, 水星上的剩余硅酸盐贫碱、FeO、SiO2和挥发分, 同时富集CaO、MgO、Al2O3和TiO2等难熔组分。

另外一种可能的机制是早期陨石或者小天体撞击剥离了水星的大部分硅酸盐, 这种碰撞导致了大量的水星壳幔物质从硅酸盐部分溅射出去, 大多数物质不能再重新聚合, 因此只留下水星的金属核和小部分的硅酸盐部分。这种动力学撞击模型包括3种: (1)单次大的撞击事件。Wetherill (1986)认为, 在水星的吸积区内可能存在大的高速撞击体, 原始水星(是目前水星质量的2.25倍)在核幔分异之后被一个大的(质量至少为原水星质量的1/6)高速撞击体所撞击(Benz et al., 1988; Cameron et al., 1988)。模拟结果表明, 这种撞击会溅射出水星大部分的壳和幔并留下一个相对大的富铁的金属核, 水星的溅射物质很可能会被吸积进入太阳(Benz et al., 2007)。(2)单次撞击逃逸事件。大约有1/3的行星胚胎撞击事件是两个天体倾斜撞击然后互相逃离。在这个模型中, 低速的撞击剥蚀了水星的硅酸盐部分, 大量的溅射物被吸积到更大的天体上, 但目前这种理论需要更多碰撞模拟来证实。(3)多次高速的小的撞击体连续撞击剥蚀水星的硅酸盐部分。这些小的撞击体撞击速度超过25 km/s, 这样的撞击可以溅射出比撞击体本身更重的溅射物, 但高速撞击模型在行星形成过程中的作用目前尚未被证实。数据模拟指出小规模撞击产生的残片持续循环, 而且在行星胚胎生长过程中可能被重新吸积。因此撞击并不意味着被撞星体的硅酸盐部分会被彻底移除。

在太阳系外行星中有很多类似水星的星体存在。一些系外行星现在被认为是由岩石和金属构成的, 根据它们的质量半径关系归类为亚水星、类水星或超水星行星。除了上述关于水星起源的模型外, 水星也被认为可能是气态巨行星的残余核心(Mocquet et al., 2014)。因此, 对系外行星的研究有助于人类更好地了解水星的形成过程和机制。目前观测到水星高的Fe/Si比值、还原的表面环境、表面高丰度的C和S等特征, 可能是水星形成过程中多个不同过程所导致的。但由于缺乏对原始星云盘内边缘的化学成分, 热力学和动力学过程的信息, 目前尚未有任何一个模型可以完美解释水星的观测结果。更多的关于原始星云盘和其他星系的观测将有助于建立更加完整的行星形成模型, 从这些模型中, 或许可以获得水星的具体形成过程和机制。

6 结论和展望

在信使号任务之前, 对于水星的研究数据大都来源于水手10号的一些模糊的图像数据、低精度的磁场数据以及地基雷达对水星的观测。信使号提供了大量与水星的表面形貌的图像数据, 化学组成、矿物组成的光谱数据, 以及磁场和重力场有关的数据, 极大地促进了我们对太阳系最内侧的行星的认知。

太阳风与水星磁场相互作用形成的感应电流穿过水星内部, 形成一系列变化的磁场结构, 对水星内部结构和电导率有一定的指示意义。磁场的存在说明了水星内部具有一层导电的液态金属外核, 其厚度需要同时满足导电流体层的对流需求和水星内部磁场强度需求, 这对水星的液态金属外核的厚度和电导率提出了一定的限制。虽然已知水星地壳的剩余磁场来自于地壳中部, 但目前尚未对水星的磁性矿物进行很好的限制。

信使号的光谱数据表明, 水星是一个富含挥发性元素、表面还原的行星。水星表面的暗色物质主要是细粒石墨, 极地陨石坑具有明亮的雷达信号是由于极地表面或附近存在相对纯净的水冰造成的。水星表面高S含量与低FeO含量证明水星具有一个非常还原的表面环境。在水星表面的氧逸度条件下, 常见的亲石元素Ca、Mg、Ti、Cr可以和S结合形成硫化物。在极度还原并且富C和S的条件下, 微量元素在不同熔体/矿物相之间的分配行为将被极大地改变。高温高压实验模拟提升了我们对于元素在水星内部不同圈层之间分布的认知。

按照水星表面化学组成的不均一性, 可将水星表面划分为不同的地球化学地体。这些地体的性质(即地体之间的岩石学关系、地幔源区以及与水星地质和构造的关系)仍有待继续深入研究。前人根据水星表面不同地球化学地体的熔融实验计算了水星幔的化学组成, 并与球粒陨石进行对比, 认为EC和CB球粒陨石最可能是水星吸积的原始物质。

信使号的图像资料表明水星表面具有丰富的构造特征, 爆发式火山口、陨石坑和盆地, 褶皱脊和地堑广泛分布。这些构造特征对水星各地质单元的年龄、构造形成时间、热演化过程和金属核成分进行了限制。但对于爆发式火山活动的挥发分组成, 水星核开始冷却的时间, 水星核的化学组成仍亟待研究。水星的形成过程及其异常高的金属/硅酸盐比值的成因仍然是关于水星的最重要的科学问题之一, 并将继续是一个活跃的前沿研究领域。现有的水星形成模型无法同时解释信使号获得的许多的物理和化学观测结果。

欧洲航天局和日本航天局共同研发的比皮科伦坡号探测器正在飞往水星的路上。一旦比皮科伦坡号轨道飞行器和水星磁层轨道飞行器的首批数据返回地球, 将极大地促进人们对水星更加深入的认识。未来的最终目标之一是在水星上着陆探测器, 收集化学和矿物数据, 甚至进行水星样品原位采集。在此之前, 通过进一步仔细研究收集的无球粒陨石(aubrites)和未分类的陨石, 也可能获得来自水星原始化学组成的信息。

致谢:中国地质大学(武汉)肖龙教授和另外一名匿名审稿人对本论文提供了大量修改意见, 这些意见极大提高了本文的质量, 作者在此表示最诚挚的感谢。本文作者试图对水星近年研究进展做一个全面的综述, 但由于知识水平和写作水平有限, 任何不足之处, 敬请读者批评指正。

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Exploration and research progress of planet Mercury

LI Zeming1, 2, 3*, LI Yuan1, 3

(1. State Key Laboratory of Isotope Geochemistry, Guangzhou Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences, Guangzhou 510640, Guangdong, China; 2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China; 3. CAS Center for Excellence in Deep Earth Science, Guangzhou 510640, Guangdong, China)

Mercury is the innermost terrestrial planet in the solar system. It has the largest uncompressed density among the terrestrial planets, implying that Mercury has a large metallic core and a high metal/silicate ratio and poses a considerable challenge to studying the formation process and mechanism of Mercury. The data obtained from NASA’s MESSENGER mission revealed that Mercury has an Earth-like global dipolar magnetosphere, which provides strong evidence for the existence of a liquid outer core in Mercury. The surface of Mercury is volatile-rich but depleted in iron, implying that Mercury is formed under highly reduced conditions. Impact craters and volcanism are broadly spread on Mercury, and both wrinkle ridges and grabens are common tectonic units found in the basins. These observations reveal some constraints on the formation process, thermal evolution history, elements partitioning behavior, and volcanic processes of Mercury. Considering the uniqueness of Mercury among the terrestrial planets, studying its geology, geochemistry, and geophysics can provide profound insights into the physical and chemical processes of the early solar system and the formation processes of the terrestrial planets. Therefore, we systematically reviewed the most significant achievements based on NASA’s MESSENGER mission and briefly pointed out the unresolved issues.

formation of Mercury; liquid outer core; volatiles; low oxygen fugacity; structural features

P691

A

0379-1726(2022)02-0133-28

10.19700/j.0379-1726.2021.01.013

2020-05-11;

2020-08-28

中组部青年千人项目资助。

李泽明(1991–), 男, 博士研究生, 实验地球化学专业。E-mail: lizeming@gig.ac.cn