我国在南极格罗夫山发现的首块古铜钙长无球粒陨石(GRV 150277)及其外源碎屑研究*

张川统 王潇锐 缪秉魁** 夏志鹏 陈国柱

1. 桂林理工大学，行星地质演化广西高校重点实验室，陨石与行星物质研究中心，桂林 541006 2. 桂林理工大学，广西隐伏金属矿产勘查重点实验室，桂林 541006

作为太阳系最早经历岩浆演化且小行星带现存最大的石质分异型小行星——灶神星是当前国际深空探测的热点研究对象(Roig and Nesvorny, 2020; Marchi, 2021; Parekhetal., 2021; Zainetal., 2021; Schenketal., 2022)，它也是唯一一颗具有特定类型陨石对应的小行星(McCoyetal., 2015; Thangjametal., 2016; Zhangetal., 2019)。反射光谱研究表明Howardite-Eucrite-Diogenite(HED)族陨石——收集数量最多的石质分异型陨石，极有可能来自灶神星(Reddyetal., 2012a; Burattietal., 2013; McSweenetal., 2013; Giebneretal., 2016)。因此，HED族陨石是了解和探索灶神星，乃至类地行星与太阳系早期分异和演化历史的重要研究对象(郭壮等, 2019; Boujibaretal., 2020; Jourdanetal., 2020; Liuetal., 2020; Patzeketal., 2020; Zhangetal., 2020, 2021;张川统等, 2021a, b)。

灶神星具有较大的面容比(表面积/体积)及较低的放射性元素浓度，因而在早期分异过程后快速冷却，其岩浆活动在太阳系形成后约100Myr内即已停止(Wadhwaetal., 2006; Jourdanetal., 2020)，而后撞击作用便主导了灶神星的地质形貌及演化进程(Osinski and Pierazzo, 2012)。2012年美国NASA发射的“黎明号”探测器，对灶神星进行了迄今最为全面和系统的遥感观测，并发现其表面覆盖了一层约数百米厚的疏松物质层，它们是数十亿年来灶神星经历的各种撞击的产物(McCordetal., 2012)。至此，灶神星表面物质组成与演化便一直是国际灶神星研究的热点与前沿(Warrenetal., 2009; Cartwrightetal., 2013; Lunningetal., 2016; Gregoryetal., 2017)。然而，目前对灶神星表土层的研究仍存在严重不足与争议：(1)灶神星表面分布有大量的暗色区域，但对其物质组成与成因有三种不同的解释(Jaumannetal., 2014)；(2)灶神星表层经历了复杂的岩浆作用、热变质与撞击过程，这使得对其演化历史的解读存在多解性(Iizukaetal., 2015; Roszjaretal., 2016; Liao and Hsu, 2017)。因此，弄清灶神星表土层物质组成与演化历史是亟待解决的重大科学问题。

步入21世纪以来，我国行星科学领域取得了重要进展，这与中国南极格罗夫山陨石的大量回收息息相关(琚宜太等, 2000; 陈晶等, 2001; 缪秉魁等, 2002, 2021; 林杨挺等, 2013)。自1998年以来，中国南极科考队已在格罗夫山收集陨石一万余块，使我国一跃成为仅次于美国及日本的南极陨石大国。然而，我国在HED族陨石收集数量及类型上却远不及美日两国丰富(Miaoetal., 2018; 夏志鹏等, 2018)。由钙长辉长无球粒陨石(Eucrite)、奥长古铜无球粒陨石(Diogenite)和古铜钙长无球粒陨石(Howardite)构成的HED族陨石是探究太阳系及行星/小行星演化历史的主要对象(McSweenetal., 2014; Mittlefehldt, 2015)。这其中，Eucrite陨石为玄武质喷出岩或浅层侵入岩，Diogenite陨石为深层火成岩；而与这两种陨石不同，Howardite陨石是前两者在灶神星表层遭受复杂的撞击混合作用而形成的，故而是研究灶神星表层演化的重要对象(Warrenetal., 2009; Cartwrightetal., 2013, 2014)。国际上通过对南极HED族陨石的研究已经构建了灶神星形成和演化方面的基本理论模型，并在解析太阳系早期演化、行星分异过程、岩浆作用和撞击历史等方面取得了极为重要和丰富的研究成果(Jourdanetal., 2020; Liuetal., 2020; Kumler and Day, 2021; McCubbinetal., 2021; Mittlefehldtetal., 2022)。与之对比，中国目前仅确认收集了3块格罗夫山Eucrite陨石，也即GRV 99018 (Linetal., 2004)、GRV 051523 (Liuetal., 2009)与GRV 13001 (Zhangetal., 2021)，这限制了我国在南极HED族陨石研究领域的影响力。特别是由于缺少南极Howardite陨石的研究成果，严重影响了我们对于灶神星表土层物质组成与演化这一国际热点科学问题的解读与贡献。

GRV 150277是我国南极科考队在2016年搜集到的一块格罗夫山陨石，本次研究确认其由近乎等比例的Diogenite和Eucrite陨石碎屑组成，从而确定该陨石为中国南极首块Howardite陨石。这一发现为我们提供了研究灶神星表面物质组成与演化历史的极佳对象。在该陨石内部发现的铁陨石及CM型陨石碎屑，对于理解灶神星复杂的表层过程具有重要的启示作用，相关数据也为我国未来小行星探测任务提供了必要的信息支持。

1 样品处理及分析流程

本次工作光薄片制作、岩石学观察及化学成分分析在桂林理工大学陨石与行星物质研究中心完成。用尼康(NIKON ECLIPSE)100POL高级光学显微镜观察陨石结构及矿物组成等，通过JEOL JXA-8230电子探针测定矿物化学成分。电子探针工作电压15kV，电子束20nA，束斑直径3μm，测试时间4min。定量分析采用中国地质科学院矿产资源研究所所制国家标准样品，其硅酸盐矿物和氧化物为天然矿物标样，分析结果用ZAF方法(原子序数、吸收效应及荧光效应)校正。电子探针测试标样元素的检测限如下：Si、Mg和Fe元素的标样为橄榄石，检测限分别为130×10-6、119×10-6和154×10-6；Na和Al元素的标样为钠长石，检测限分别为63×10-6和47×10-6；Ca元素标样为硅灰石，检测限为91×10-6；Cr元素标样为氧化铬，检测限为259×10-6；V元素标样为钒酸钙，检测限为281×10-6；Ti元素为金红石，检测限为294×10-6；K元素标样为金云母，检测限为31×10-6；Mn元素标样为氧化锰，检测限为104×10-6。此外，将GRV 150277陨石光薄片送至中国科学院地球化学研究所月球与行星科学研究中心，利用FEI Scios双束扫描电子显微镜，完成了1000倍高分辨率背散射全拼图自动拼合工作，同时进行了矿物定性分析。

2 岩石学及矿物学特征

GRV 150277陨石由中国第32次南极科学考察队队员李金雁于2016年1月1日在格罗夫山二号碎石带蓝冰区内发现，搜集处精确的经纬度坐标为72°56′7″S、75°17′5″E，样品野外编号为LJY001，原石重约3.04g。该陨石手标本粒径约1.6×0.7×1.2cm，内部结构松散，破碎面明显可见角砾结构，且约占样品表面10%的区域残留有黑色熔壳(图1)。此外，陨石原石靠近手持磁棒时，少数区域显示出有极其微弱的磁性存在。

图1 GRV 150277陨石手标本左侧黑色立方块边长为1cmFig.1 Hand specimen of GRV 150277 meteoriteThe black cube at the left is 1cm in length

利用电子探针及扫描电镜对GRV 150277陨石进行高分辨率显微观察，可发现陨石整体呈现明显的角砾结构，不同粒径的角砾或碎屑充填在细粒基质中(图2)。光薄片两侧边缘局部可见熔壳存在(图3a, b)，其内富含大小不一的球形气泡存在(图3c, d)。陨石内矿物颗粒表面明显破碎，部分角砾还存在着熔融结构，这些特征表明该陨石经历了强烈的撞击作用。此外，GRV 150277中未发现有显著的风化浸染现象，表明该陨石仅遭受了微弱的地球风化作用影响。GRV 150277主要由低钙辉石构成，辉石颗粒表面普遍可见有裂隙分布，局部辉石内部还包裹有不规则或粒状斜长石，熔融结构内辉石颗粒边缘圆化，显示出明显的消融现象。GRV 150277次要矿物为斜长石、高钙辉石和SiO2相矿物。斜长石呈现半自形-自形外形，高钙辉石主要以出溶片晶的形式赋存于低钙辉石内部，SiO2相矿物主要以粒状或不规则外形存在于辉石及斜长石内部或间隙。此外，部分角砾内也发现有少量铬铁矿、钛铁矿等不透明矿物存在，甚至极少数疑似外源角砾内还存在着较大粒径的Fe-Ni金属以及陨硫铁(详情见下文及章节3.2讨论)。

图2 GRV 150277陨石背散射全景图Fig.2 The backscattered electron (BSE) panoramic images of GRV 150277 meteorite

图3 GRV 150277陨石熔壳结构(a)陨石光薄片左侧残余熔壳；(b)光薄片右侧较完整熔壳结构；(c)和(d)分别为(b)图中虚线框及点阵框放大图. 白色虚线为熔壳界线Fig.3 The fusion crust of GRV 150277 meteorite(a) residual fusion crust on the left side of the meteorite section; (b) the relatively complete fusion crust texture on the right side of the section; (c) and (d) are the enlarged images of the dotted box and lattice frame in (b), respectively. The white dotted lines are the boundary of fusion crust

GRV 150277陨石中富含各种类型的角砾或碎屑，但主要可分为六类：

(1)由大粒径(可达厘米级)的低钙辉石组成的角砾(图4a)。这些角砾矿物组合较为单一，除低钙辉石外，仅存在极少量的微米级高钙辉石等矿物，且低钙辉石显著富镁，具有较大的Mg#值(可达65以上)。

图4 GRV 150277陨石中不同类型HED族陨石角砾(a) diogenite陨石角砾；(b) cumulate eucrite陨石角砾；(c) basaltic eucrite陨石角砾. Low Py-低钙辉石; High Py-高钙辉石;Pl-斜长石Fig.4 Different types of HED clasts in GRV 150277 meteorite(a) diogenitic clast; (b) cumulate eucritic clast; (c) basaltic eucritic clast. Low Py-low-calcium pyroxene; High Py-high-calcium pyroxene; Pl-plagioclase

(2)主要由中等粒径(毫米级)低钙辉石组成的角砾。角砾内部亦可见较宽的高钙辉石出溶片晶存在(图4b)，斜长石也是其常见的组成矿物。但这些角砾中低钙辉石富镁程度明显低于前一种角砾，具有中等范围的Mg#值(一般低于60)。

(3)由较小粒径(数十至数百微米)矿物组成的角砾。这些角砾主要组成矿物为低钙辉石、斜长石、高钙辉石及SiO2相(图4c)，且高钙辉石出溶片晶宽度显著偏窄。与前两种角砾相比，这些碎屑内低钙辉石较为富铁，具有较小的Mg#值(常小于45)。

(4)富Fe-Ni金属角砾。这些角砾除了含有辉石、斜长石和SiO2相等矿物外，亦可见大粒径的Fe-Ni金属及陨硫铁存在(图5a)。

图5 GRV 150277陨石含金属颗粒角砾(a)含Fe-Ni金属角砾；(b)熔融重结晶角砾；(c)为(b)图中虚线框放大图. Ka-铁纹石; Tr-陨硫铁Fig.5 The metal-bearing clasts in GRV 150277 meteorite(a) Fe-Ni metal-bearing clast; (b) melting-recrystallized clast; (c) is the enlarged images of the dotted box in (b). Ka-kamacite; Tr-troilite

(5)熔融重结晶角砾。主要由小粒径(数十微米以下)重结晶基质构成，并分散分布有未完全熔融的硅酸盐矿物和金属颗粒，前者主要为低钙辉石，后者为Fe-Ni金属及陨硫铁(图5b, c)。

(6)蚀变角砾。这些角砾主要由羟镁硫铁矿-绿锥石集合体(TCI)及层状硅酸盐等组成，显示出较为显著的含水蚀变现象，与周围辉石、斜长石等主要硅酸盐矿物相比，其明显富集Fe、Ni及S等元素(图6)，可能与硫化物(磁黄铁矿及镍黄铁矿)有关。

图6 GRV 150277陨石蚀变角砾除背散射图像外，对此角砾进行了Si、P、Fe、Ni、S、Mg、Na和Ca成分面扫描分析. 图中越亮区域表示其越富集对应元素，黑色区域表示其几乎不含相应元素Fig.6 The altered clast in GRV 150277 meteoriteIn addition to the backscattered images, the Si, P, Fe, Ni, S, Mg, Na and Ca compositional mapping analysis were performed on this clast. The brighter area in the figure indicates that the corresponding element is more enriched, and the black area indicates that it contains almost no corresponding element

图7 GRV 150277陨石与地球火成岩及太阳系主要岩浆岩辉石Fe/Mn比值与长石An值对比Earth-地球火成岩；Moon-月球返回样品及月球陨石；Mars-火星陨石；Angrite-钛辉无球粒陨石；数据来自Papike et al. (2003)Fig.7 Fe/Mn of pyroxene and An values of feldspars in the terrestrial rocks (Earth), lunar sample (Moon), Martian meteorite (Mars), HEDs, angrite (Angrite) and GRV 150277 (data from Papike et al., 2003)

最后，在综合考虑实验成本与样品代表性角度出发，本次工作从GRV 150277陨石光薄片中选取了22个代表性角砾或碎屑进行矿物化学成分分析(表1)，同时也一并测试了该陨石熔壳及特殊角砾的化学组成。测试结果表明这些角砾或碎屑中低钙辉石具有均匀的Fe/Mn比值，约为26.1～31.7，但Mg#值范围极大，从富铁的34.1变化至富镁的82.1。根据辉石成分分类体系，这些角砾内辉石主要为斜顽辉石、斜紫苏辉石和易变辉石。此外，GRV 150277陨石斜长石矿物成分较为均匀，其化学组成为An90.3±3.7Or0.4±0.3Ab9.3±3.5。

3 讨论

3.1 陨石类型划定

GRV 150277陨石具有残余熔壳和典型的角砾结构，主要由辉石、斜长石和SiO2相组成，这些特征表明其是一块典型的火成分异型陨石。目前太阳系已发现的岩浆岩主要有火星陨石、月球样品、HED族陨石、钛辉无球粒陨石和地球火成岩(Hutchison, 2004; Weisbergetal., 2006)。由于这些岩石在不同的结晶环境下形成，其经历的温度、压力和氧逸度等具有差异，因此其主要结晶矿物(如辉石和长石)具有可分辨的化学组成特征，根据这些特征可区分出不同类别的火成分异型陨石或岩石(Papike, 1998a; Papikeetal., 2003)。GRV 150277陨石薄片中辉石平均Fe/Mn比值为28.8±1.6，斜长石An值为90.3±3.7，完全落在HED族陨石辉石Fe/Mn值(30±4)和斜长石An值(87±4)范围之内(图7)。

另一方面，由于太阳星云分馏或初始吸积物质的不同，使得小行星或行星形成后具有不同的铁锰组成。Fe和Mn是相邻元素，因此二价Fe和Mn阳离子具有相一致的离子半径，因而在超铁镁质-铁镁质岩浆演化体系中几乎不发生分馏，也即在行星分异过程中不同星体的硅酸盐体系保留了特定的Fe/Mn比值，因此同一母体陨石的铁镁矿物的Fe/Mn比值应相同(Papike, 1998a; Papikeetal., 2003; Mittlefehldt, 2005)。GRV 150277陨石辉石Fe/Mn数据点几乎均沿着HED族陨石趋势线分布(图8a)。此外，GRV 150277陨石辉石MnO-(FeO/MnO)成分也完全落在HED族陨石范围之内(图8b)。

图8 GRV 150277陨石与太阳系主要岩浆岩矿物成分对比(a)辉石Fe与Mn元素含量对比；(b)辉石MnO含量-FeO/MnO. 地球火成岩(Earth)、月球样品(Moon)、火星陨石(Mars)、钛辉无球粒陨石(Angrite)和HED族陨石的辉石(pyroxene)和长石(feldspars)成分来自Basaltic Volcanism Study Group (1981)、Mittlefehldt (2015)、Papike (1998a)和 Papike et al. (2003). M Clast 1-富Fe-Ni金属角砾; M Clast 2-熔融重结晶角砾; M Clast 3-蚀变角砾(后图同)Fig.8 Comparison of the minerals chemical compositions of terrestrial rocks (Earth), lunar sample (Moon), Martian meteorite (Mars), HEDs, angrite (Angrite) and GRV 150277(a) Fe vs. Mn of pyroxene; (b) FeO/MnO vs. MnO of pyroxene. Literature data of pyroxene and feldspars from Basaltic Volcanism Study Group (1981), Mittlefehldt (2015), Papike (1998a) and Papike et al. (2003). M Clast 1: Fe-Ni metal-bearing clast; M Clast 2: melting-recrystallized clast; M Clast 3: altered clast (the same in the following figures)

HED族陨石包括Eucrite、Diogenite和由前两者撞击形成的混合产物Howardite。Diogenite陨石在岩浆演化早期结晶(富镁)，位于母体小行星幔部；Eucirte陨石是岩浆晚期结晶的产物(富铁)，位于母体小行星壳部，又可进一步细分为深成堆晶型(Cumulate)Eucrite以及浅成/喷出玄武质(Basaltic)Eucrite (McSweenetal., 2014; Mittlefehldt, 2015)。由于结晶条件的不同，使得从Diogenite到Cumulate Eucrite最后到Basaltic Eucrite，其铁镁质矿物(如低钙辉石)成分逐渐从富镁端元过度至富铁端元。Mg#值很好地反映了低钙辉石成分变化，其从Diogenite的68～82过渡到Cumulate Eucrite的50～65，最终降低至Basaltic Eucrite的32～45 (Mittlefehldt, 2015)。在辉石成分四元图中，GRV150277陨石数据点散落在Diogenite、Cumulate Eucrite和Basaltic Eucrite三类陨石区域之内(图9)。同时，GRV 150277陨石低钙辉石Mg#值为34～82，亦散落在Diogenite、Cumulate Eucrite和Basaltic Eucrite陨石区域中(图10)，且这三种角砾的数量比例大约为50:14:36。

图9 GRV 150277陨石与HED族陨石辉石Fe-Mg-Ca成分四元图对比HED族陨石数据来自Mittlefehldt (2015)；HED族陨石中CM陨石角砾数据来自Patzek et al. (2018)Fig.9 Comparison of Fe-Mg-Ca chemical compositions of low-Ca pyroxene in HED meteorites and GRV 150277The compositions of HED meteorites and CM chondritic clasts in HEDs from Mittlefehldt (2015) and Patzek et al. (2018)

图10 GRV 150277陨石与HED族陨石低钙辉石Mg#值频率分布直方图HED族陨石数据来自Mittlefehldt (2015)Fig.10 Histograms of low-Ca pyroxene Mg# in HED meteorites and GRV 150277The compositions of HEDs from Mittlefehldt (2015)

复矿碎屑角砾岩HED族陨石和Howardite陨石均是Eucrite陨石和Diogenite陨石的混合产物，但它们的混合比例不同(Mittlefehldt, 2015)。以10vol%和90vol%为分界线，分为3类：(1)主要由不同Diogenite陨石碎屑(>90vol%)组成的角砾岩为复矿碎屑Diogenite陨石；(2)主要由不同Eucrite陨石碎屑(>90vol%)组成的角砾岩为复矿碎屑Eucirte陨石；(3)由中间比例(10vol%～90vol%)的Diogenite陨石碎屑和Eucrite陨石碎屑组成的复矿碎屑角砾岩为Howardite陨石。GRV 150277陨石中Diogenite陨石碎屑和Eucrite陨石碎屑近似等比例存在，因此确定其为我国南极格罗夫山第一块Howardite陨石。

3.2 外源碎屑物质

虽然GRV 150277陨石中绝大部分角砾为各种类型的Diogenite、Cumulate Eucrite和Basaltic Eucrite陨石碎屑或物质(图2、图4)，但富Fe-Ni金属角砾(图5a)、熔融重结晶角砾(图5b, c)和蚀变角砾(图6)的矿物组成和化学成分明显与正常的HED族陨石不同，下面将讨论这些角砾是否为外源非HED族陨石物质，并判断其可能来源。

3.2.1 富Fe-Ni金属角砾(铁陨石碎屑)

富Fe-Ni金属角砾(以M Clast 1为例)除了含有辉石、斜长石和SiO2相矿物等正常HED族陨石所构成的矿物外，还含有较大粒径的Fe-Ni金属及陨硫铁，其中Fe-Ni金属主要为铁纹石(图5a)。HED族陨石为岩浆分异结晶的产物，故基本不含亲铁元素如Ni等，虽然少数非角砾岩化Eucrite陨石也含有大粒径的单质Fe，但这些金属Ni含量极低(近乎为0)，不可能为铁纹石(Mayneetal., 2009)。因而，M Clast 1中Fe-Ni金属应该是外来物质撞击灶神星带来的，也即这些角砾应该为外源非HED族陨石物质，下面将讨论其可能来源。

3.2.1.1 普通球粒陨石碎屑？

考虑到铁纹石是普通球粒陨石常见矿物，我们首先探讨M Clast 1母源物质是否为普通球粒陨石。然而，M Clast 1低钙辉石Fs值约为46～54(表1)，显著偏离了普通球粒陨石约15.7～25.7的范围(Rubin, 1990; Brearley and Jones, 1998)。此外，M Clast 1中硅酸盐矿物明显经历了岩浆分异，而普通球粒陨石为未分异型陨石。因此，M Clast 1母源物质不可能是普通球粒陨石。

图11 GRV 150277陨石与HED族陨石低钙辉石Fe/Mn-Fe/Mg比值对比(b)图为(a)图中虚线框的区域放大图. HED族陨石数据来自Mittlefehldt (2015)；中铁陨石数据来自Papike (1998b)；HED族陨石中CM陨石角砾数据来自Patzek et al. (2018)Fig.11 Comparison of Fe/Mn vs. Fe/Mg of low-Ca pyroxene in HED meteorites and GRV 150277(b) as the enlarged images of the dotted line box in (a). The data of HEDs, Mesosiderite and CM chondritic clast in HED from Mittlefehldt (2015), Papike (1998b) and Patzek et al. (2018), respectively

3.2.1.2 中铁陨石碎屑？

M Clast 1含有Fe-Ni金属及火成硅酸盐，且辉石Fe-Mn比值以及MnO-FeO/MnO含量比等与HED族陨石一致(图8、图9)，这恰好与中铁陨石矿物组成相符(Hutchison, 2004; Weisbergetal., 2006)。但中铁陨石与HED族陨石的辉石Fe/Mn-Fe/Mg比值分布区域不同(图11)，故而可以根据低钙辉石Fe/Mn与Fe/Mg比值来区分这两类陨石(Yamaguchietal., 2017)。图中M Clast 1低钙辉石完全落在HED族陨石区域内，明显偏离了中铁陨石范围，表明M Clast 1角砾中硅酸盐矿物不太可能来自中铁陨石，也即其母源物质不是中铁陨石。

3.2.1.3 铁陨石碎屑？

排除了普通球粒陨石和中铁陨石的可能性后，M Clast 1最可能的母源物质为铁陨石，其内含硅酸盐为铁陨石物质熔融流动过程中混入的HED族陨石碎屑，M Clast 1中部分硅酸盐显示出明显的熔融烧蚀特征也支持此观点。实际上，前人的确在少数Eucrite陨石中发现有铁陨石混入并熔融的现象，如EET 92023陨石，其亦含有Fe-Ni金属和陨硫铁，且硅酸盐矿物成分与HED族陨石完全一致(Yamaguchietal., 2017)。当然，未来我们也将进一步对Fe-Ni金属开展亲铁元素分析，从而精确确定铁陨石类型。

3.2.2 蚀变角砾(CM型陨石碎屑)

蚀变角砾(以M Clast 3为例)存在羟镁硫铁矿-绿锥石集合体(TCI)，且明显富集Fe、Ni及S等元素(图6)，表现出较为显著的水蚀变现象。此外，M Clast 3中辉石成分明显偏离了HED族陨石范围(图8、图9)，因而其很有可能是外源非HED族陨石物质。

实际上，研究者的确已发现部分Howardite陨石中含有碳质球粒陨石碎屑(Yesiltasetal., 2019; Liuetal., 2020; Patzeketal., 2020)，反射光谱研究也观察到灶神星表面存在大面积的暗色物质区域，其可能与CM等碳质球粒陨石有关(McCordetal., 2012; Cartwrightetal., 2013)。对比M Clast 3与Howardite陨石已知CM角砾的低钙辉石化学组成，可发现两者非常接近(图9、图11)。此外，M Clast 3中存在的羟镁硫铁矿-绿锥石集合体(TCI)是Howardite陨石中CM角砾的标志性矿物，而Cl碎屑主要由层状硅酸盐、磁铁矿、硫化物以及少量碳酸盐、磷酸盐和铬铁矿组成(Patzeketal., 2020; Lentfortetal., 2021)。因此，M Clast 3母源物质很有可能为CM碳质球粒陨石。

3.2.3 熔融重结晶角砾

熔融重结晶角砾(以M Clast 2为例)主要由小粒径重结晶基质构成，未完全熔融的硅酸盐矿物和金属颗粒随机分散在基质中，硅酸盐矿物为低钙辉石，金属为Fe-Ni金属及陨硫铁(图5b, c)。此外，虽然M Clast 2中绝大部分低钙辉石落在HED族陨石范围之内，但部分矿物颗粒与Howardite陨石已知CM角砾的低钙辉石化学成分相似(图9、图11)。因此，M Clast 2很有可能是CM碳质球粒陨石及铁陨石等外源物质，在后期撞击混入过程中，与撞击区域周围HED族陨石物质混合熔融后局部重结晶形成的。

3.3 外源岩屑对灶神星表土层物质组成及演化的启示与展望

自Wilkening (1973)在howardite陨石Kapoeta中首次发现外源碎屑以来，来自灶神星表面的howardite陨石便已成为了研究HED族陨石及灶神星物质组成与演化历史的重要载体(Mittlefehldt, 2015)。随后研究也的确在howardite陨石中发现了多种类型的外源碎屑，其主要为碳质球粒陨石如CM陨石、Cl陨石及CV陨石碎屑(Zolenskyetal., 1992, 1996；Buchananetal., 1993)，但亦有普通球粒陨石、中铁陨石和橄榄陨铁碎屑等零星存在(Lorenzetal., 2007；Becketal., 2012)。2012年美国“黎明号”探测器观测到灶神星表面存在大面积的暗色物质区域，并证实其可能与外来陨石撞击密切相关(Prettymanetal., 2012; Reddyetal., 2012b, c)。依据外源碎屑研究，目前已经在灶神星原始物质组成(Toplisetal., 2013)、氧同位素异常解析(Greenwoodetal., 2017; Zhangetal., 2019)、岩浆岩模型模拟(Righter and Drake, 1996, 1997；Mandler and Elkins-Tanton, 2013)、撞击体溯源与运行状态分析(Gounelleetal., 2003; McCordetal., 2012; Liuetal., 2020)等多个领域取得了重要成果。

作为我国南极格罗夫山首块howardite陨石，本次研究发现GRV 150277陨石同时存在碳质球粒陨石与铁陨石碎屑，而常见含外源碎屑howardite陨石基本仅含有碳质球粒陨石碎屑(Yesiltasetal., 2019; Patzeketal., 2020; Lentfortetal., 2021)，少数陨石也发现有普通球粒陨石等其它单类型陨石碎屑存在(Lorenzetal., 2007; Janotsetal., 2012; Yamaguchietal., 2017)。GRV 150277陨石同时存在多种类型的外源碎屑，表明灶神星经历的撞击过程和表土层演化历史更为复杂，至少在毫米区域内便可以经历多次外来体撞击与外源非灶神星物质的混入，因而需要进一步的深入研究。未来将对GRV 150277陨石中的Fe-Ni金属开展亲铁元素分析，并测定碳质球粒陨石角砾的挥发分组成，从而获得有关灶神星表土层物质组成特征与演化历史的原创性成果。

4 结论

(1)GRV 150277陨石可见熔壳存在，整体呈典型角砾结构，其主要由Diogenite角砾、Cumulate Eucrite角砾和Basaltic Eucrite角砾组成，且Diogenite陨石碎屑和Eucrite陨石碎屑近似等比例存在，因此是我国在南极格罗夫山发现的首块Howardite陨石。

(2)GRV 150277陨石含有的富Fe-Ni金属角砾、蚀变角砾及熔融重结晶角砾与外源非HED族陨石物质有关，其很有可能是铁陨石及CM碳质球粒陨石等外源物质，在后期撞击混入期间，与撞击区域周围HED族陨石物质混合形成的。此外，多种类型的外源非HED族碎屑的发现表明，灶神星表土层经历的撞击过程和热活动更为复杂，其遭受了多种小行星撞击，需要进一步的深入研究。

致谢本次所研究样品由中国极地研究中心提供；中国科学院地球化学研究所李阳研究员以及桂林理工大学谢兰芳实验师在样品分析中提供了帮助；两位匿名审稿人和编辑提出了建设性的修改意见；在此一并表示感谢。