我同情天文學家。他們只能遙遠地看到他們所愛慕的物件——恆星、星系、類星體：以電腦螢幕上的影像或從冷冰冰的光譜儀投射出的光波的形式。然而，我們這些研究行星和小行星的人，可以撫摸我們所鍾愛的天體的碎片，並誘使它們揭示其最深層的秘密。當我還是天文學專業的本科生時，我曾花費許多寒冷的夜晚透過望遠鏡觀察星團和星雲，我可以證明，握著小行星的碎片更令人感到情感上的滿足；它提供了與原本可能顯得遙遠和抽象的事物的一種有形的聯絡。
最讓我著迷的小行星碎片是球粒隕石。這些隕石佔觀測到的墜落隕石的 80% 以上，它們的名稱來源於幾乎所有隕石都包含的球粒——微小的熔融物質珠，通常比米粒還小，在太陽系早期小行星形成之前就已形成。當我們用顯微鏡觀察球粒隕石的薄片時，它們變得非常美麗，不像瓦西里·康定斯基和其他抽象藝術家的某些畫作。
球粒隕石是科學家們觸控過的最古老的岩石。放射性同位素測年顯示，它們可以追溯到 45 億多年前，行星形成之前，那時太陽系仍然是天文學家稱之為太陽星雲的動盪旋轉的氣體和塵埃盤。它們的年齡和成分表明，它們由原始物質組成，行星、衛星、小行星和彗星最終由這些物質組裝而成。大多數研究人員認為，球粒是在高能事件期間，富含矽酸鹽的塵埃團熔化形成單個液滴時形成的。液滴迅速凝固並與其他物質（塵埃、金屬和其他材料）積聚在一起形成球粒隕石，球粒隕石後來長大成為小行星。小行星之間的高速碰撞導致它們破碎和剝落；最終，一些碎片作為隕石墜落到地球上。因此，吸引我的有形性不僅僅是美學問題——這些隕石是太陽系誕生的化石，是我們與地球形成的條件最堅實的聯絡。
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然而，正如人類學家所知，發現化石只是重建歷史的第一步。這些發現需要被放入上下文中。然而，推斷不同球粒隕石的誕生地及其環境搖籃一直很困難，因為我們掌握的關於這些不同岩石的詳細結構的資料出奇地少。幾年前，我對球粒隕石的全部物理性質進行了系統檢查，填補了許多存在的關鍵空白。利用這些資料，我構建了一張粗略的古代星雲結構圖，球粒隕石就從中誕生。
值得注意的是，地圖中的塵埃分佈，儘管很粗糙，但與一些金牛T型星系統相似。金牛T型天體在亮度上不規則地變化，並被廣泛的大氣層所籠罩，因此被認為是年輕的或“前主序星”。它們中的許多都被塵埃盤包圍。太陽星雲塵埃圖與某些金牛T型系統結構的吻合支援了後一種是像我們自己的太陽系的前身的觀點。因此，球粒隕石不僅探測了我們自己的遙遠過去，還提供了對銀河系中其他年輕恆星系統的洞察。同樣，隨著科學家們瞭解這些系統的物理學，他們將更好地理解導致我們自身的小行星和行星形成的過程。
球粒隕石的特徵
為了透過分析球粒隕石來探索原始太陽系，行星科學家首先必須準確瞭解岩石的性質。研究人員根據球粒隕石的整體化學成分；同位素混合物（質子數相同但中子數不同的元素）；球粒的數量、大小和型別；以及球粒和其他材料嵌入其中的壓實塵埃基質的量等特徵，將球粒隕石分為大約十幾個基本組。由於每個球粒隕石組都具有獨特的且狹窄的物理、化學和同位素特徵範圍，因此墜落到地球上的不同組必定來自不同的小行星。研究人員構想了許多富有想象力的模型來解釋不同球粒隕石組最初是如何形成的，這些模型涉及氣體湍流、磁場以及粒子沉降到星雲中平面的速度差異等過程。然而，最終的結論通常是模糊的，即各種型別的球粒隕石在“不同條件下”形成。
為了更好地掌握這些條件是什麼，我在 2009 年開始查閱文獻，目的是構建一個表格，列出主要球粒隕石組的基本性質。一旦我有了表格，我就打算搜尋屬性之間的相關性，這些相關性可能會揭示每個組的歷史。但我構建的表格超過一半是空的；似乎很少有研究人員對收集這類資料感興趣。
唯一的選擇是自己做。為此，我把自己放在顯微鏡下，檢查了來自不同球粒隕石組的 53 種不同隕石的 91 個薄片。在 30 微米的厚度下，許多礦物變得透明，可以研究它們的光學性質。這些薄片揭示了各種各樣的球粒，它們的尺寸、形狀、紋理和顏色各不相同。分析數千個球粒肯定很乏味，但透過堅持這項“顯微天文學”的練習，我設法在短短幾個月內填滿了表格。我的發現並沒有完全解決“不同條件”的難題，但結果確實擴充套件和完善了關於不同球粒隕石組起源於太陽星雲的何處以及它們當地環境如何的想法。
首先，考慮一種稀有的頑輝石球粒隕石，它僅佔地球上觀測到的所有球粒隕石的約 2%。這些岩石以其最豐富的礦物——頑輝石 (MgSiO3) 命名，它們有兩種形式，分別標記為 EH 和 EL，表示它們所含總鐵量的高或低。科學家們發現，這些球粒隕石中氮、氧、鈦、鉻和鎳的特定同位素丰度與地球和火星的同位素丰度相似，因此他們推測頑輝石球粒隕石可能形成於火星軌道內，比其他球粒隕石組推斷的位置更靠近太陽。
第二組，即所謂的普通球粒隕石，包括三個獨立但密切相關的組——標記為 H、L 和 LL——它們所含鐵的量和形式各不相同。“普通”指的是它們的普遍性；它們加起來佔觀測到的隕石墜落的 74%。所有這三個組的大量存在表明，它們來自太陽系的一個區域，該區域在引力上有利於將隕石輸送到地球。
加州大學洛杉磯分校的約翰·沃森提出，普通球粒隕石來自小行星帶中心略微朝向太陽的區域，位於火星和木星軌道之間。距離太陽 2.5 個天文單位（地球自身距離太陽的 2.5 倍）的小行星將在 12 年內完成繞太陽三圈的軌道；木星位於 5.2 個天文單位的距離，在同一時間間隔內僅完成一圈軌道。這種共振意味著木星巨大的引力會定期拉動這些小行星，並最終將其中許多小行星引導到內太陽系。在瑞典，科學家們在 4.7 億年前的岩石中發現了數十塊普通球粒隕石——這表明普通球粒隕石確實已經轟擊地球超過我們星球 45 億年曆史的 10% 以上。
第三組——稀有的 Rumuruti 或 R 球粒隕石（以肯亞唯一一次觀測到的隕落地點命名）——在許多化學性質上與普通球粒隕石相似。然而，它們具有更多的基質材料，並且氧同位素的丰度明顯更高
17O 相對於較輕的同位素 16O。星雲中的高溫往往會均衡同位素丰度，並且物體離太陽越遠，氧同位素的變化就越有可能被儲存下來。這種同位素的不平衡表明，R 球粒隕石形成的位置比普通球粒隕石離太陽更遠。[中斷]
高溫還會分解有機化合物，與其他球粒隕石組相比，有機化合物在被稱為碳質球粒隕石的多種隕石類別中往往更豐富。因此，碳質球粒隕石几乎肯定比 R 球粒隕石在離太陽更遠的地方繞軌道執行。碳質球粒隕石本身包含六個主要組，可以根據它們的化學、同位素和結構性質為每個組分配更具體的星雲位置。
塵歸塵
除了化學成分外，球粒隕石的內部結構也揭示了它們形成的直接環境中塵埃的含量。塵埃在太陽系演化的所有階段都至關重要。隨著產生太陽和行星的原始物質雲坍縮，塵埃顆粒更有效地捕獲紅外輻射；雲中心溫度的升高最終導致了原恆星的形成。後來，塵埃（以及在離中心更遠的地方的冰）沉降到星雲中平面，並凝結成更大的團塊，最終形成多孔物體，稱為星子，大小從幾米到幾十公里不等。其中一些星子熔化了。行星最終是由各種各樣的熔化和未熔化的星子形成的；彗星和小行星最有可能由成分更均勻的未熔化的星子吸積而成。
特定球粒隕石組形成位置塵埃丰度的一個線索是球粒中圍繞矽酸鹽核的含塵殼的存在。例如，某些碳質球粒隕石中的球粒通常包括一個核，或“一級”球粒，包裹在與一級球粒成分相似的熔融或火成次級球形殼中。通常，次級殼本身被一個稱為火成邊緣的三級殼包圍，該邊緣由比中心核中存在的礦物顆粒更細的礦物顆粒組成[參見左側的顯微照片]。
許多隕石研究人員認為，次級殼是在一些原始球粒在初始熔化事件後凝固後，獲得了一個多孔的塵埃殼，然後經歷了第二次中等能量事件，熔化了殼但沒有熔化內部球粒時形成的。隨後，能量較低或持續時間較短的事件產生了火成邊緣。簡而言之，包含許多顯示“巢狀殼”結構的球粒的球粒隕石組似乎是在多塵環境中形成的。
多次重熔事件與球粒被塵埃包裹期間交錯自然會產生具有厚次級殼和厚火成邊緣的較大球粒。因此，這些特徵的存在表明球粒形成的環境中存在大量塵埃。被塵埃包裹的球粒也會比其他球粒冷卻得更慢，因為熱量無法快速輻射出去。相對緩慢的冷卻反過來又促進了鈉和硫等揮發性元素的蒸發。儘管大多數揮發物會凝結在附近的塵埃上（最終被納入球粒隕石中），但其中一部分會丟失。因此，含有這些大的、含塵球粒的球粒隕石組的鈉和硫含量應低於在貧塵環境中形成的球粒隕石組的鈉和硫含量。我發現情況確實如此。
透過將此資訊和其他資訊與假定的母小行星位置相結合，我開發了一個早期太陽系塵埃丰度的粗略地圖[請參閱這兩頁上的方框]。頑輝石組可能形成於火星軌道以內的區域，一定位於貧塵區域；例如，它們幾乎沒有帶殼或邊緣的球粒，而那些確實帶有邊緣的球粒的邊緣也很薄。普通和 R 球粒隕石是離太陽第二遠的，顯示出更多的塵埃跡象——例如，帶有火成邊緣的球粒比例更高，並且邊緣比頑輝石組的邊緣更厚。
塵埃濃度似乎在碳質球粒隕石組佔據的區域達到頂峰，這些組具有最大的球粒和最多數量的包裹在次級殼和火成邊緣中的球粒（那些被稱為 CR、CV 和 CK 組的球粒隕石）。然後，它朝著兩個碳質球粒隕石組（CM 和 CO）的位置逐漸減少，這兩個組甚至離太陽更遠。（這些組中的球粒要小得多，而且顯示次級殼和火成邊緣的球粒要少得多。）在最遙遠的碳質球粒隕石組（CI）附近，塵埃總量進一步減少，該組根本不包含球粒。（儘管如此，這些仍然是真正的球粒隕石，因為類別准入的主要標準是具有與太陽非揮發性元素化學成分相似的化學成分。）
這張星雲圖中的塵埃分佈使我得出結論，我們早期的太陽系可能與今天觀測到的許多金牛T型星相似——像早期太陽一樣的年輕恆星，它們尚未安定下來從事穩定的氫燃燒主要業務。塵埃模式類似於已發表的對金牛T型星周圍幾個原行星盤的天文觀測。由於這些特定圓盤的質量（約為太陽質量的 2%）與太陽星雲推斷的質量相似，因此這些圓盤似乎為球粒形成和球粒隕石組裝期間的星雲提供了良好的模型。
激烈的分歧
究竟是什麼過程產生了球粒，目前尚不清楚。任何球粒形成模型必須解釋的第一件事是重複熔化的證據。該過程也必須是廣泛的，否則它不會導致幾乎每個球粒隕石組中都出現球粒。不幸的是，尚未找到能夠解釋所有球粒性質的令人信服的加熱機制。如此多球粒的多次熔化排除了任何提出的單次現象，例如超新星衝擊波或來自深空的伽馬射線暴。熱源一方面必須能夠熔化一些完整的球粒（包括幾毫米大小的球粒），但另一方面，又要能夠僅熔化其他球粒周圍的薄塵埃地幔，同時保持其內部完整。一些研究人員提出了一種重複的脈衝熱源，例如閃電，但在太陽星雲中產生閃電的可行性尚未達成共識。
目前在天體物理學家中流行的球粒形成模型涉及星雲中的衝擊波加熱。例如，衝擊波可能是由從外部落入星雲的物質產生的。衝擊波透過多塵的星雲區域的傳播可能產生足夠的熱量導致球粒熔化。然而，依賴衝擊波的模型也有其自身的缺陷。首先，衝擊波尚未在原行星盤中被觀測到；它們的存在尚未得到證實。其次，衝擊波會一次加熱大量球粒，但似乎無法僅熔化單個球粒的外表面（形成次級殼和火成邊緣），同時保持球粒內部相對較冷。第三個明顯的缺陷是，衝擊波是區域性現象，似乎不太可能在廣泛分離的星雲區域中產生球粒。因此，球粒形成的主要機制仍然是一個謎。
五十年前，隕石研究員約翰·A·伍德在本刊上觀察到：“我們只是在最近才開始將球粒作為實體進行研究。它們包含豐富的關於作用於它們的過程的資訊……關於太陽星雲的性質和演化、行星的形成、太陽演化的某些階段以及所有這些過程的時間尺度，我們或許能夠有所瞭解。” 半個世紀後，科學家們仍然有很多東西要學習，但這些來自太陽系的原始信使提供的圖景終於開始變得清晰起來。