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刘子涵,Nov. 14, 2024
灶神星(Vesta)位于火星与木星之间的小行星带，它是小行星带内质量和直径第二大的星体，其质量占据了小行星带天体总质量的8%，是太阳系中为数不多的有样本可供研究的星体。灶神星是小行星带内最大的分异型小行星，且岩浆活动持续时间很短，在45.6亿年前停止，因此灶神星是我们了解太阳系早期岩浆作用的重要窗口。
HED陨石是地球上可以找到的最多的一类无球粒陨石，光谱对比研究表明，HED陨石与灶神星极为相似，HED陨石应来自分异型小行星灶神星，提供了研究太阳系早期物质演化和行星母体分异的重要线索。HED是Howardite-Eucrite-Diogenite的简称，代表了三类不同的岩石。Eucrites为玄武岩或辉长岩，Diogenite为辉石岩或橄榄岩，Howardite为Eucrite和Diogenite混合形成的复矿角砾岩。
Eucrite和Diogenite的岩石学成因一直是天体化学中重要的科学问题，一部分观点认为Eucrite由灶神星幔部熔融产生，类似于地球上的玄武岩，而另一部分观点认为灶神星曾被岩浆洋覆盖，岩浆洋演化的残余熔体冷凝形成了Eucrite。对于Diogenite，一部分学者认为它应该与Eucrite具有成因联系，即他们是同一母体岩浆在不同演化阶段的产物。但另一部分学者则认为Diogenite和Eucrite不一定存在岩石学联系。
Ca是太阳系中的主量元素，常以CAI形式存在于球粒陨石中（全岩>1wt.%），可以很好的代表行星的成分；半凝聚温度1517K，为难熔元素，基本不会蒸发，其组成不会受到物质挥发的影响；同时也是亲石元素，行星核幔分异过后全部进入硅酸盐部分，核部含量非常少，也不会受到核幔分异过程影响；Ca是中度不相容元素，在部分熔融过程中倾向于进入熔体。Ca的元素特性使得Ca有效地约束行星的岩浆演化过程。Ca有六个稳定同位素：40Ca、42Ca、43Ca、44Ca、46Ca、48Ca，一般采用δ44/40Ca或δ44/42Ca表示，且火成岩观测Ca同位素的分馏尺度很大。Ca同位素可以记录早期的星云物质演化信息。在地幔主要矿物中，单斜辉石（Cpx）的Ca同位素最轻。地球的Ca同位素分馏行为使Ca同位素成为探测行星岩浆分异的有力指标。
朱柯等人（2023）选取9个Eucrites、4个Diogenites、2个Howardites、2个中铁陨石作为研究对象，对以上陨石样品进行了高精度的Ca同位素分析，Eucrites和Diogenites具有变化的Ca含量和Mg#，两者均和δ44/40Ca值相关，并且Eucrites具有非常均一的δ44/40Ca值0.83±0.04‰(2SD,n=9)，并且低于Diogenites的1.01±0.05‰-1.16±0.03‰（图1）。Howardites和mesosiderites也具有类似Eucrites的Ca同位素组成。灶神星的Ca含量和Ca同位素组成主要受Eucrite控制。
图1 Eucrites和Diogenites的Ca同位素组成及其和化学成分的相关关系（Zhu et al., 2023）
地球（δ44/40Ca = 0.94 ± 0.05 ‰）、火星（δ44/40Ca = 1.04 ± 0.09 ‰）、灶神星三个太阳系内部（木星以内）的行星具有不均一的Ca同位素组成（图2）。由于Ca的性质使其在核幔分异和挥发份亏损过程中同位素不发生分馏，可以得出结论：三个分异型行星之间的Ca同位素差异可能来源于它们不同的前体物质。三者形成于太阳系中不同的区域，其前体物质经历了差异性的冷凝过程，赋予了他们不同的Ca同位素组成。
图2 太阳系物质的Ca同位素组成。大圆点为球粒陨石全岩Ca同位素数据，CC, OC, EC-碳质球粒陨石，普通球粒陨石，顽火辉石球粒陨石；小圆点为球粒(chondrules)Ca同位素数据；菱形为Vesta陨石Ca同位素数据；三角形为各行星的玄武岩Ca同位素数据。（Zhu et al., 2023）
薛永丽等人（2023）选取15块Eucrites、9块Diogenites和2块howardite进行研究，在成都理工大学行星科学国际研究中心以及中国科学院广州地球化学研究所，采用张兆峰教授团队建立的高精度分析方法完成Ca同位素测量。结果显示玄武质Eucrite的δ44/40Ca分布在0.88~1.02‰，平均值为0.95±0.07‰(2SD,N=15)，与地球、月球、火星、球粒陨石的平均组成一致。Diogenite比Eucrite系统偏重，δ44/40Ca分布在1.09~1.28‰，平均值为1.18±0.15‰（图3）。假定全硅酸岩灶神星（BSV）的组成与内太阳系天体的平均值一致，为0.97±0.03‰。
HED陨石的Ca同位素分馏首先可以排除K的放射性衰变和地球风化的影响，观测到的Ca同位素分馏主要反映了灶神星的岩浆演化过程。Eucrite的成因争议在于其形成于岩浆洋分异（高程度熔融）还是原始星子的部分熔融（低程度熔融）。Ca同位素会在部分熔融过程中发生分馏，低程度部分熔融产生的熔体相对残留相偏轻。作者对灶神星部分熔融过程进行了模拟，发现只有当灶神星发生>20%程度以上的部分熔融时才能解释Eucrite的Ca同位素特征（图4）。同时也进行了岩浆洋模拟计算，发现高程度部分熔融岩浆洋结晶分异可以很好的解释Eucrite的观测数据（图5）。这说明，灶神星母体发生中至高度部分熔融(>20%)作用形成岩浆洋，Eucrite由早期岩浆洋冷凝结晶后的残余熔体形成。
然而，岩浆洋模型无法完美解释Diogenite的Ca同位素特征。计算结果显示，δ44/40Ca<1.17‰的Diogenite无法通过岩浆洋堆晶形成。此外值得注意的是，Diogenite的δ44/40Ca与1/Ca呈正相关，与1000×Lu/Ti比值呈负相关，和Eu/Eu*无相关性。这些特征说明，δ44/40Ca>1.17%，低Lu/Ti比值，低Ca含量的Diogenite可能代表岩浆洋堆晶；而δ44/40Ca<1.17%，高Lu/Ti比值，高Ca含量的Diogenite可能形成自后期堆晶体重熔，侵入Eucrite质星壳并同化<10%的星壳熔体形成（图6）。总之，Ca同位素数据说明，Diogenite不一定和Eucrite存在成因联系。
图3 不同天体的钙同位素组成（Xue et al., 2023）
图4 熔体Ca同位素组成与部分熔融程度关系（阴影区表示熔体的预测δ44/40Ca）（Xue et al., 2023）
图5 假定原灶神星发生100%熔融，岩浆洋分异过程中瞬时堆晶体和残余熔体的Ca同位素变化。模拟计算两种情况:(a) 60%平衡结晶(Eq)+40%分离结晶(Fc); (b) 70%平衡结晶+30%分离结晶。图中最上方为岩浆洋的矿物结晶序列:(1) Ol;(2) Ol+Opx;(3) Opx+Spl;(4) Cpx+Plg+Spl（Xue et al., 2023）
图6 (a) δ44/40Ca与1/Ca关系图; (2) δ44/40Ca与1000×Lu/Ti关系图（橙色曲线表示Eucrites部分熔体和不同成分的Diogenitic质熔体的混合模式，绿色箭头表示10%的Eucrites部分熔体与Diogenitic质熔体的混合）; (3) δ44/40Ca与Eu/Eu*关系图。（Xue et al., 2023）
刘晓文等人（2024）选取Northwest Africa 8326作为研究对象，是一块主要由斜方辉石组成的非角砾岩型岩石，但是相对斜方辉石岩，它含有更多的长石（~20 vol%）和普通辉石（~5 vol%）；矿物模式丰度处于Eucrite和Diogenite之间，为探索两者的成因联系提供了绝佳机会。作者根据锆石阴极发光图像（图7）揭示的核-边结构，提出了Northwest Africa 8326陨石是灶神星幔部部分熔融形成的超镁铁岩浆在上升过程中或侵位后被Eucrite物质同化混染的产物（图8）。该结论暗示如果混染的Eucrite物质很少，超镁铁岩浆形成的岩石即可能是Diogenite。该研究还发现了原生玻璃相，提出该陨石的母岩石侵位后不久上覆岩石可能就被撞击作用溅射掉，从而没有受到灶神星早期大规模变质作用的影响。该研究的结果表明用岩浆洋结晶模型解释Diogenite陨石成因可能过于简单，更支持Diogenite陨石的灶神星壳部成因。该研究还通过高质量镁同位素组成测试揭示了灶神星内部镁同位素的不均一性，暗示灶神的的内部演化远比想象的复杂。
图7 具有核-边结构的锆石集合体的背散射电子像（a和c）和阴极发光图像（b和d）（Liu et al., 2024）
图8 NWA 8326的成因模型（Liu et al., 2024）
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