在地球上，地幔和地壳中包含了一些半衰期较长的放射性元素，例如，铀-238、铀-235、钍-232和钾-40。它们发生衰变之后，会释放出热量，成为地球内部的主要热源。不同于地球，大部分小行星都是些半径小、比表面积（表面积和体积的比例）大的“小可爱”。假设长半衰期的放射性元素也是小行星内部的主要热源，小行星内部产生的热量很快就会散失。即便是第二大主带小行星灶神星，模拟计算的结果也不例外。然而，现有的研究显示超过90%来自小行星带的陨石记录了熔融事件或者显著的热变质事件。虽然撞击作用也能够贡献热量，但是模拟计算结果显示其不足以引起全球性的热变质作用。那么小行星的热源主要来自哪里呢？

小行星：其实我也曾被温暖过

○ 球粒陨石的变质作用

球粒陨石是最常见的陨石类型，超过陨石总量的92%（统计截止至2015年7月）。球粒陨石中通常含有小小的球状物质，它们被称作为球粒。球粒主要是由硅酸盐矿物组成，尺寸从微米级到毫米级大小不等。球粒是由45.6亿年前从太阳星云中凝聚出的物质形成的；随后，在经历吸积、增生作用后，形成了小行星。因此，球粒是解密太阳系形成、演化和物质组成的钥匙。小行星形成以后，球粒陨石会经历热变质或水化蚀变。

球粒陨石的热变质程度划分通常以数字表示，根据热变质程度的高低划分为从3型到6型。其中，3型球粒陨石受到热变质作用的影响最小（不超过400-600℃），基本保存了最原始的矿物种类、成分（包括挥发分物质、前太阳颗粒等）和岩石结构（球粒结构）；从4到6型，球粒陨石的热变质程度逐渐增强（温度可达600到950℃），太阳星云冷却凝结的原始物质和结构逐渐消失，基质重结晶程度和矿物成分均一化程度增强。这有点类似牛排的熟度划分——熟度越高，牛排中心的温度越高。

部分球粒陨石还会经历水化蚀变作用。为了统一标准，数字不仅仅被用来划分热变质程度，还被用来记录球粒陨石的水化蚀变程度。经历水化蚀变作用的球粒陨石会形成大量的含水矿物，按照水化蚀变等级从低到高分为2型和1型。1型和2型球粒陨石中的水含量可分别高达11 wt.%和9 wt.%。

光学显微镜单偏光下3-6型普通球粒陨石，其中3-5型中球状矿物集合体为球粒；6型中基本无球粒结构 ▏图源：左psrd.hawaii.edu； 右 zhihu.com。

○ 小行星的熔融分异

如果小行星发生了完全熔融，那么原始的球粒结构就会消失。金属和硅酸盐会发生熔融形成不混溶熔体，并因为密度差发生分离。密度较高的铁镍液体会沉入小行星核部，并且发生缓慢冷却结晶；在铁镍核部的上部，密度较低的硅酸盐物质会形成壳幔部分。这就类似水油分离实验：把水和油充分搅拌，静置几分钟，水重在下，油会浮在水的上面。如果幔部发生部分熔融，会熔出镁铁质的岩浆。大部分铁陨石来自于熔融的小行星的核部；很多石铁陨石，例如橄榄陨铁，来自于核幔边界；还有一些陨石来自于小行星的壳部，如钙长辉长无粒陨石（eucrites）。

分异型小行星剖面示意图 ▏图源：ehman.org

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○ 生热原理：短寿期放射性核素26Al衰变生热

六十五年前，诺贝尔化学奖得者哈罗德·克莱顿·尤里认为短寿期放射性核素26Al可以通过衰变放热使小行星在早期迅速升温加热。26Al比我们熟知的自然界中的铝（27Al）少一个中子。短寿期放射性核素26Al的半衰期是73万年左右，比铀（U）、钍（Th）等放射性核素半衰期短数千倍。它相当不稳定，会衰变成镁（26Mg），同时释放出能量。因为26Al衰变的很快，少量26Al则能在短时间内释放大量热，并在热量散失之前使小天体迅速增温。由于26Al很快就衰变殆尽，26Al的衰变对小行星的加热作用只能发生在太阳系早期最初的几百万年间。

26Al衰变为26Mg的过程：26Al的一个质子p转化成中子n，同时释放出一个正电子e+和一个电子中微子νe（β+衰变），形成一个激发态的26Mg*；激发态的26Mg*发射γ射线，形成稳定态的26Mg。 ▏图源：sci.esa.int

难熔包体主要由富含钙和铝的矿物组成，是球粒陨石的重要组成部分。它们形成于高温条件（不低于1180℃），是太阳系最早形成的固态物质。由于难熔包体富含Al且形成时间极早，因此它们是26Al的主要载体；科学家们推测早期太阳系的26Al/27Al的初始比值应该在5×10-5左右。假设太阳星云中26Al的分布是均匀的，可以根据26Al/27Al比值限定球粒的形成时间。

○ 小行星的26Al牌暖宝宝使用情况

那么26Al牌暖宝宝使用效果如何呢？不得不说，是因小行星而异的。如果小行星形成的时间较早，26Al的含量足够高，小行星很可能在形成后发生完全熔融（如灶神星）。相反，如果小行星形成的时间较晚，26Al的含量较低，放射性同位素衰变生热不足够使小行星发生完全熔融（如球粒陨石的母体）。

太阳系早期小行星和组成物质的时间轴[4]

对于普通球粒陨石母体来说，26Al的衰变放热能够使其母体发生热变质。其中，比较经典的热变质模型是“洋葱层模型”：由于小行星内部比表面冷却速度慢，而外部比内部热散失速率高，小行星的内部会形成热变质程度较高的岩石（如6型）；从6型到3型球粒陨石的变质程度依次降低，会从小行星内部到表面以同心层状分布，形成所谓的“洋葱层”结构。

（左）未分异型小行星“洋葱层”模型剖面示意图[3]（右）3型球粒陨石中富钙铝难熔包体

普通球粒陨石中球粒的26Al/27Al的初始值相对较低（~1×10-5），说明它们在难熔包体形成2百万年以后才形成。在球粒形成后，球粒陨石母体增生形成。假设普通球粒陨石小行星母体的直径是100km，热模拟演化模型显示小行星内部的最高温度可达1000℃左右，并且可以保持超过1千万年的内部高温状态。CO型碳质球粒陨石中球粒的26Al/27Al初始值是普通球粒陨石的一半左右（~3.8×10-6）。假设碳质球粒陨石母体的直径是80km，其热变质温度仅能达到670℃，与观察到的CO型碳质球粒陨石的热变质程度基本一致。

结束语

短寿期放射性核素26Al的放射生热主要在小行星刚形成的几百万年发挥作用。尽管作用的时间很短，但是小行星不再“孤单寂寞冷”。小行星的热变质作用、熔融分异作用改造了小行星的结构，形成了不同成分的岩石，使太阳系变得更加多姿多彩。

参考文献

[1] Rubin A. E. 2005. What heated the asteroids? Scientific American 292:80–87.

[2] Huss G. R., Rubin A. E., and Grossman J. N. 2006. Thermal metamorphism in chondrites. In Meteorites and the early solar system II, edited by Lautetta D. S. and McSween H. Y. Jr.Tucson, Arizona: The University of Arizona Press. pp. 567–586.

[3] Norton O.R. and Chitwood L. 2008. Field Guide to Meteors and Meteorites. Springer. pp. 1-302.

[4] Wang K. and Korotev R. (2019) Meteorites, in Oxford Research Encyclopedia of Planetary Science, Small Bodies.

作者简介

李晔，中国科学院紫金山天文台天体化学和行星科学实验室助理研究员。研究领域：陨石学和天体化学。


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