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太阳前颗粒

太阳前颗粒是起源于太阳形成之前的某个时间里，就在星际空间形成的微小固体物质。陨石学家经常用这个名词来表示起源于一颗恒星的颗粒，也就是 "星际尘埃"；他们从陨石中提取这些颗粒进行研究。因为许多的星际尘埃并非来自单独的一颗恒星，而是由更小的太阳前颗粒在星际云物质吸积形成，所以大多数的太阳前颗粒也不是星际尘埃。就逻辑而言，所有的星际尘埃都是太阳前颗粒，但不是所有的太阳前颗粒都是星际尘埃；这种令人困惑的术语在21世纪的陨石学中根深蒂固。陨石学家喜欢夹杂（交替）的使用这些术语，因此最好合并这两者，或者将星际尘埃写成"太阳前星际颗粒"。

Boeing Delta II载有星尘号等待发射的波音戴尔塔II火箭。星尘号在2004年一月与81P/Wild亲密接触，还搜集的涵有太阳前颗粒的星际尘埃。

太阳前星际尘埃颗粒在太阳前恒星流动和冷却的气体中形成。在每颗太阳前恒星内发生的恒星核合成为每个颗粒提供了不同于我们太阳系和银河系平均，而是该颗母恒星独特的同位素组合物。这些同位素特征是发生在母恒星内部，通常是辨识天体物理核过程的指纹标记[1]，并证明它们的母恒星[2][3]。

历史 编辑

在20世纪60年代，发现在原始陨石中的惰性气体氖 [4]和氙[5]具有不寻常的同位素特征（英语：Isotopic signature）；包括它们的起源和物质类型都是一个谜。 这些发现是为了计算被捕获的极少量惰性气体同位素相对丰度的目的，透过在质谱仪内蒸发散装陨石的样品所得到的。在20世纪70年代，类似的实验发现了更多被困的氙同位素成分[6]。同位素成分起源的推测被提出来相互竞争，所有的这些都是在当时所认知的范畴内提出的，即这些变化都是由最初在均匀状态的太阳气体星云坍缩过程创造的。

20世纪70年代的唐纳德·D·克莱顿（英语：Donald D. Clayton）将星际尘埃引入行星科学，提出了一个新的框架解释理论。同时，他否认了陨石学家普遍认同太阳系一开始是均匀热气体的观点[7]。取代的是，他预测在不同类型质量损失的恒星中，能在冷凝中的热体内发现不寻常但可预测的同位素组成。他认为这种颗粒存在于整个星际物质中[7][8]。克莱顿在1975年的一篇论文中首次使用这一想法描述星际物质，述说其中充满了超新星产生的颗粒，而且这些颗粒富含放射性已经灭绝的氖和氙放射性同位素[9]。 克莱顿定义了几种可能会被发现的太阳前颗粒：来自红巨星的星际尘埃， sunocons，来自超新星（SUperNOva）和凝结（CONdensateS）首字母的缩写[7]。尽管此一学说得到积极和持续的发展，但直到在陨石内发现这样的颗粒之前，在克莱顿提出此建议的十年内一直没有得到同侪的支持。

陨石体内有星际尘埃的第一个明确证据来自芝加哥的爱德华·安德斯实验室 [10]，用传统的质谱仪技术发现，在用酸溶解陨石后，预测残留的不溶于酸性碳质残渣中含有的同位素丰度，几乎与红巨星的星际尘埃中的同位素丰度完全吻合[8]。然后，似乎可以肯定的是，在安德斯的酸不溶性残留物就是星际尘埃。寻找实际的星际尘埃并对其进行记录，是一项困难得多的挑战，不仅需要确定这些颗粒的位置，还要表明它们的同位素与红巨星体内的同位素相匹配。随后，进行了10年的密集实验和搜索，试图分离这些氙同位素载体个别的颗粒。但真正需要的是可以测量星际尘埃中单独颗粒中数量较少原子的新型质谱仪。几个实验室进行了溅射短离子探头的研究，企图用这样的仪器来证明。但当代的离子探头还需要在技术上更上一层楼

在1987年，在相同的这些酸不溶性残留物中，发现陨石的酸不溶性星际钻石颗粒[11]和碳化矽颗粒[12]，而且含有大量的惰性气体。通过改善的二次离子质谱（SIMS）测量这些颗粒的化学结构，又测到了重大的同位素异常[13]。改进的SIMS实验表明，每个碳化矽颗粒中的矽同位素都不同于太阳系的同位素比率，而是某些红巨星所预期的同位素比率。因此，星际尘埃是在1987年发现的[12]。要测量微小的星际尘埃中结构元素（例如，碳化矽颗粒中的矽）的同位素丰度比率，需要两种困难的技术和科学步骤：1)在陨石压倒性的群体中，定位微米大小的星际尘埃颗粒；2)将SIMS技术发展到足够高的水准，以测量微米大小颗粒内的同位素丰度比率。恩斯特·津纳（英语：Ernst K. Zinner）成为SIMS在微粒领域应用中无可争辩的领导者[14]，为他赢得历史上的赞誉[15]。

在陨石 编辑

太阳前物质的类型 编辑

太阳前颗粒有不同的类型，到目前为止确认的太阳前颗粒有下列几种矿物：

  • 奈米钻石 (C) 尺度的颗粒 (大约2.6 nm的直径)[16]，可能是气相沉积形成的[17]。
  • 石墨 (C) 颗粒和洋葱结构[18]，一些具有拧散的石墨烯核心[19]。
  • 碳化矽 (SiC) 次微米至微米级大小的颗粒，太阳前碳化矽的生成是单同质异型或同质异型的成长。观察到原子的结构有两种最低阶的同质异型：六边形2H和立方形3C (不同程度的堆叠失败障碍)以及一维无序的SiC颗粒[20]。在比较中，地球上实验室合成的SiC有上百种不同的同质异型而闻名。
  • 碳化钛 (TiC) 和其它在碳和SiC颗粒之内的碳化物[21]。
  • 氮化矽 (Si3N4)
  • 金钢砂 (Al2O3)[22]
  • 尖晶石 (MgAl2O4)[23]
  • 黑铝钛钙石 ((Ca,Ce)(Al,Ti,Mg)12O19)[24]
  • 氧化钛 (TiO2)
  • 矽酸盐矿物 (橄榄石和辉石)

太阳前物质的特性 编辑

太阳前颗粒的研究使用到扫描或穿透式电子显微镜 (扫描电镜/瞬变电磁法) 和质谱仪等方法 (惰性气体质谱法、共振电离质谱测定法 (RIMS)、二次离子质谱法 (SIMS, NanoSIMS))。太阳前颗粒中包含的钻石只有几奈米的大小，也因此被称为奈米钻石。虽然它们是第一种被发现的太阳前颗粒，但因为它们是如此的小，因此奈米钻石的研究很困难，相对的对它们的了解也最少。其它的太阳前颗粒大小都在微米的范围，太阳前颗粒代表著是从我们的太阳系之外进入的物质。

太阳前颗粒携带的资讯 编辑

对太阳前颗粒的研究提供了核合成和恒星演化的资讯[25]。颗粒标示的快速过程核合成同位素讯息是检验超新星爆炸模型的有用讯息。其它颗粒提供在渐近巨星分支恒星的同位素和物理资讯，它们是制造银河系中难冶炼的轻铁元素和金属的主要来源。因为这些颗粒中的元素是在银河系内不同的时间 (和地点) 制造出来的，搜集一系列的颗粒可以进一步的研究在我们太阳系形成之前的星系演化。

随著在核合成上提供的讯息，固体颗粒提供它们形成时的物理化学条件讯息。例如考虑红巨星－它们在银河系中产生大量的碳。它们的大气层是冷到足以进行凝聚过程的场所－造成固体颗粒沉降 (也就是说，多个原子凝聚的元素，像是碳)－大气层。这不像我们太阳的大气层，它是太热而不足以形成更复杂的分子。这些固体物质的碎片，然后被辐射压注入星际介质。因此颗粒携带著讯息向我们提供资讯： (i) 在红巨星大气层冷凝的过程， (ii) 在星际介质中辐射和加热的过程，和(iii)穿越银河系抵达我们的太阳系，携带著元素制造出我们的颗粒的类型。

相关条目 编辑

参考资料 编辑

  1. ^ Ernst Zinner (1998) Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of presolar grains from primitive meteorites, Annual Review of Earth and Planetary Sciences 26:147-188.
  2. ^ T. J. Bernatowicz and R. M Walker (1997) Ancient stardust in the laboratory, Physics Today 50:1212, 26-32
  3. ^ D.D. Clayton and L.R. Nittler, Astrophysics with presolar stardust, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42, 39-78 (2004)
  4. ^ D. C. Black and R. O. Pepin (1969) Trapped neon in meteorites. II., Earth Planet. Sci. Lett. 36, 377-394
  5. ^ J. H. Reynolds and G. Turner (1964) Rare gases in the chondrite Renazzo, J. Geo. Phys. Res. 69, 3263-3281
  6. ^ Xenon has nine stable isotopes that differ in mass because they have different numbers of neutrons in their atomic nuclei. The mass spectrometer records the number of detected xenon atoms at atomic weights A=124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 and 136. By measuring these at several temperature steps in the heating of the sample it was demonstrated that trapped xenon had differing components within its total. It was speculated that one such component was xenon created when an unknown superheavy nucleus that was assumed to exist in the early Solar System underwent fission.
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 D. D. Clayton, Precondensed Matter: Key to the Early Solar System, Astrophys. H. 199, 765 (1975). Moon and Planets 19, 109-137 (1978)
  8. ^ 8.0 8.1 D.D. Clayton and R.A. Ward, s-process studies: xenon and krypton isotopic abundances, Astrophys. J. 224, 1000-1006 (1978). This paper was submitted in 1975 to Geochim. et Cosmochim Acta but was judged at that time to not be relevant to geochemistry. It was resubmitted to Astrophys J in 1978 after Edward Anders stated that he had discovered the pure s-process xenon gas in a bulk carbonaceous residue off a meteorite
  9. ^ DD Clayton, Extinct radioactivities: trapped residuals of presolar grains, Astrophys. J. 199, 765 (1975); DD Clayton, 22Na, Ne-E, extinct radioactive anomalies and unsupported 40Ar, Nature 257, 36 (1975)
  10. ^ B. Srinivasan and E. Anders, Science 201, 51-56 (1978)
  11. ^ Lewis R.S., Tang M., Wacker J.F., Anders E. and Steel E. (1987) Interstellar diamonds in meteorites, Nature 326, 160-162
  12. ^ 12.0 12.1 Bernatowicz, T., Fraundorf, G., Ming, T., Anders, E., Wopenka, B., Zinner, E., and Fraundorf, P. (1987) Evidence for interstellar SiC in the Murray carbonaceous meteorite, Nature 330, 728.
  13. ^ Ernst Zinner (1996) Stardust in the laboratory, Science 271:5245, 41-42
  14. ^ A special issue of Meteoritics and Planetary Science 42, No. 7/8 (2007) documents Zinner's role in honor of his 70th birthday. Read especially its introductory article by Kevin McKeegan.
  15. ^ Zinner died in 2015 at age 78. His obituary is in February 2016 Physics Today by Donald Clayton tells more of Zinner's relationship to SIMS discoveries.
  16. ^ P. Fraundorf, G. Fraundorf, T. Bernatowicz, R. Lewis, and M. Tang (1989) Ultramicroscopy 27:401–412.
  17. ^ T. L. Daulton, D. D. Eisenhour, T. J. Bernatowicz, R. S. Lewis and P. R. Buseck (1996) Genesis of presolar diamonds: Comparative high-resolution transmission electron microscopy study of meteoritic and terrestrial nano-diamonds, Geochimica et Cosmochimica Acta 60:23, 4853-4872
  18. ^ T. Bernatowicz, R. Cowsik, P. C. Gibbons, K. Lodders, B. Fegley Jr., S. Amari and R. S. Lewis (1996) Constraints on stellar grain formation from presolar graphite in the Murchison meteorite, Ap. J. 472:760-782
  19. ^ P. Fraundorf and M. Wackenhut (2002) The core structure of pre-solar graphite onions, Ap. J. Lett. 578:2, L153-156
  20. ^ Daulton, T.; Bernatowicz, T. J.; Lewis, R. S.; Messenger, S.; Stadermann, F. J.; Amari, S. Polytype distribution in circumstellar silicon carbide. Science. June 2002, 296 (5574): 1852–1855. PMID 12052956. doi:10.1126/science.1071136. 
  21. ^ T. Bernatowicz, S. Amari, E. Zinner, & R. Lewis (1991) Presolar grains within presolar grains, Ap J Lett, 373:L73
  22. ^ Hutcheon, I. D.; Huss, G. R.; Fahey, A. J.; Wasserberg, G. J. Extreme Mg-26 and O-17 enrichments in an Orgueil corundum: Identification of a presolar oxide grain. Astrophysical Journal Letters. 1994, 425 (2): L97–L100. Bibcode:1994ApJ...425L..97H. doi:10.1086/187319. 
  23. ^ E. Zinner, S. Amari, R. Guiness, A. Nguyen, F. J. Stadermann, R. M. Walker and R. S. Lewis (2003) Presolar spinel grains from the Murray and Murchison carbonaceous chondrites, Geochimica et Cosmochimica Acta 67:24, 5083-5095
  24. ^ T. R. Ireland (1990) Presolar isotopic and chemical signatures in hibonite-bearing refractory inclusions from the Murchison carbonaceous chondrite, Geochmica et Cosmochimica Acta 54:3219-3237
  25. ^ Donald D. Clayton and Larry R. Nittler (2004) Astrophysics with presolar stardust, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42:39-78

外部链接 编辑

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