High Abundances of Presolar Grains and $^{15}$N-rich Organic Matter in CO3.0 Chondrite Dominion Range 08006
对CO3.0球粒陨石Dominion Range（DOM）08006基质的NanoSIMS C-、N-和O-同位素绘图显示，它的基质中富含太阳前富O颗粒（257 + 76/ -96 ppm，2 $σ$），是所有陨石中丰度最高的。它还具有35（+25 /-17，2 $σ$）ppm的前太阳能SiC的基质丰度，类似于在原始球粒陨石类中看到的。这为大量同位素和岩石学证据提供了额外的支持，证明DOM 08006是已知最原始的CO陨石。五个presolar硅酸盐颗粒的透射电子显微镜显示一个具有复合矿物学类似于较大的变形橄榄石聚集体和平衡冷凝，两个非化学计量的无定形颗粒和两个橄榄石颗粒一致，虽然一个被确定为这样的完全基于其组成。我们还发现，不溶性有机物（IOM）主要是目前作为亚微米夹杂物的C-和N-同位素异常的范围类似于原始CR陨石和行星际尘埃颗粒中看到的。与其他原始外星物质相比，氢同位素成像显示正常和均匀的D/H。最有可能的是，DOM 08006和其他CO陨石中增加了类似的补充原始和同位素异常的有机物质，在其他球粒陨石类和IDP中发现，但非常有限的热变质作用DOM 08006经历了导致富含D的有机部分的损失，而不是实质上影响的C和N异常的分子载体或大多数无机相的陨石。一个富含碳的颗粒，是高度缺乏$^{13}$ C和$^{15}$ N被确定，我们认为它起源于太阳的父母分子云。
2018-01-30 astro-ph.EP
Oxygen and Aluminum-Magnesium Isotopic Systematics of Presolar Nanospinel Grains from CI Chondrite Orgueil
前太阳氧化物颗粒先前已根据其同位素组成分为几组（第1至第4组），这可以与几个恒星来源联系起来。大部分可用的数据是在大颗粒上获得的，这可能不能完全代表陨石中存在的太阳前颗粒群。在这里，我们提出了新的O同位素数据的74个小presolar氧化物颗粒（~200 nm的平均直径）从Orgueil和Al-Mg同位素系统的25个颗粒。基于数据模型的比较，我们发现（i）第1组和第2组颗粒更可能起源于低质量的首升（红巨星分支; RGB）和/或二次上升（渐近巨分支; AGB）红巨星和（ii）第1组颗粒与（26 Al/27 Al）0 >= 5x 10 ^-3和第2组晶粒，（26 Al/27 Al）0 <= 1x 10 ^-2的恒星都可能在其母星低质量恒星中经历了额外的循环过程，但条件不同，导致质子捕获反应在提高的温度下发生。我们没有发现任何大的25镁过剩的第1族氧化物颗粒与大17 O富集，这提供了证据表明，25镁是不丰富的低质量恒星生产。我们还发现，我们的样品中含有更大比例的第4组晶粒比迄今为止在文献中提出的更大的前太阳氧化物颗粒（~400 nm）。我们还讨论了我们的意见，根据恒星尘埃的生产机制。
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Reflectance Spectra of CV-CK Carbonaceous chondrites from the Near Infrared to the Visible
碳质球粒陨石是迄今为止代表富含碳的小行星的唯一可用样品，为了将来能够与隼鸟2号和OSIRIS-Rex等飞行任务返回的样品进行比较，了解它们的物理特性非常重要。未来对小行星原始类别的定性，其中一些是样本返回任务的目标，需要更好地了解它们的矿物学，暴露于空间风化的后果，以及两者如何影响这些物体的反射行为。在本文中，两个化学相关的碳质方解石组，正是Vigrano（CV）和Karoonda（CKs）的反射光谱进行了测量和比较。现有的样品组包括抛光部分，显示不同的岩石类型：从3（非常低程度的热变质）到5（高度的热变质）。我们发现，反射特性和Cg小行星反射率类指向一个共同的南极水库的CV-CK小行星碰撞演变的比较。在这种情况下，CV和CK球粒陨石可能起源于221 Eos小行星家族，但由于其碰撞破裂，这两个球粒陨石群分别演化，经历了不同的热变质，退火和空间风化阶段。
2021-08-03 astro-ph.EP
TEM analyses of in situ presolar grains from unequilibrated ordinary chondrite LL3.0 Semarkona
我们研究了六个前太阳能颗粒从非常原始的地区的矩阵在非平衡的普通球粒陨石Semarkona与TEM。这些颗粒包括一种SiC、一种氧化物（Mg-Al尖晶石）和四种硅酸盐。对位于陨石宿主内的前太阳颗粒的结构和元素组成的研究有可能提供有关整个颗粒历史的条件和过程的信息。我们的分析表明，SiC和尖晶石晶粒是化学计量的，结晶良好。相比之下，大多数硅酸盐颗粒是非化学计量的并且结晶不良。这些发现与以前的行星际尘埃颗粒和南极陨石的前太阳颗粒的TEM研究是一致的。我们解释的结晶性差，非化学计量，更多的Fe-而不是Mg-丰富的组合物，和/或组成的不均匀性的特点，通过冷凝在非平衡条件下形成。母体蚀变的证据包括SiC颗粒和一个硅酸盐颗粒上带有活动元素（S或Fe）的边缘。在星际介质、太阳星云和/或母天体上的次级加工的其他特征没有被观察到，或者可以用星周包层中的过程来更好地解释。一般来说，次级过程（例如，离子辐照、颗粒-颗粒碰撞、热变质、水蚀变）。这一发现强调了额外的TEM研究的前太阳粒位于Semarkona的原始矩阵区域的需要，以解决我们的知识的差距前太阳粒人口增生到普通的陨石。
2022-05-09 astro-ph.EP physics.chem-ph physics.geo-ph
Coordinated Analyses of Presolar Grains in the Allan Hills 77307 and Queen Elizabeth Range 99177 Meteorites
我们报告了在Allan Hills（ALHA）77307球粒陨石中发现的前太阳硅酸盐（~177 ppm）、前太阳氧化物（~11 ppm）和一个前太阳SiO2颗粒。还鉴定了具有类似于SiC X和Z颗粒的Si同位素组成的三种颗粒，但矿物相未得到证实。在原始的CR球粒陨石伊丽莎白女王山脉（QUE）99177中也发现了类似的前太阳硅酸盐（~152 ppm）和氧化物（~8 ppm）丰度，以及13个前太阳SiC晶粒和一个前太阳氮化硅。前太阳的硅酸盐和氧化物的O同位素组成表明，大部分的颗粒凝聚在低质量的红巨星和渐近巨星分支星。有趣的是，与前太阳氧化物不同，很少有前太阳硅酸盐颗粒的同位素组成指向低金属量，低质量的恒星（第3组）。富含18 O的（第4族）硅酸盐，以及少数被发现的第3族硅酸盐，可能起源于超新星流出。这是由它们的O和Si同位素组成支持的。用扫描俄歇光谱法测定了74个前太阳系硅酸盐颗粒的元素组成。大多数的颗粒具有非化学计量的元素组成，与辉石或橄榄石不一致，这些相通常用于拟合天文光谱，并且具有可比的Mg和Fe含量。非平衡冷凝和/或次生蚀变作用可能产生高的Fe含量。三个硅酸盐颗粒的透射电子显微镜分析也揭示了非化学计量的组合物，归因于非平衡或多步冷凝，和非常精细的尺度元素的异质性，可能是由于随后的退火。到目前为止，在陨石中发现的太阳前硅酸盐矿物似乎与行星际尘埃颗粒中的矿物不同。
2010-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Insight into the Distribution of High-pressure Shock Metamorphism in Rubble-pile Asteroids
普通陨石中的冲击变质作用可以重建主小行星带中小行星之间的撞击事件。普通辉长岩的冲击变暗发生在岩石完全冲击熔融（>70 GPa）或硫化物和金属熔体注入固体硅酸盐（\sim 50 GPa）内的裂缝时。暗化的普通陨石掩盖了在S-复合小行星反射光谱中观察到的诊断硅酸盐特征，因此它们看起来与C/X-复合小行星相似。在这项工作中，我们研究的冲击压力和相关的变质模式的碎石堆小行星在碰撞速度为4-10公里/秒。我们使用的iSALE冲击物理代码和实现二维模型的简化属性，以量化以下参数对冲击变暗效率的影响：冲击速度，小行星内的孔隙度，撞击器的大小和弹射效率。我们观察到，在碎石堆小行星，撞击物的速度和大小是记录高级冲击变质的约束参数。然而，记录到的较高激波级的比例仍然很低（<0.2）。从10%到30%的砾石的孔隙度变化不会显着影响压力的分布和冲击变暗的材料的分数。碎石堆小行星中的压力分布与具有相同孔隙率的整体小行星中的压力分布非常相似。因此，要产生大量的高度冲击的普通陨石，就需要发生强碰撞事件（撞击速度超过8公里/秒和/或撞击物尺寸较大）。大量的小行星物质在撞击事件中逃逸（高达90%）;然而，只有一小部分逃逸的物质被冲击变暗（6%）。
2022-08-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
Diffusion of Oxygen Isotopes in Thermally Evolving Planetesimals and Size Ranges of Presolar Silicate Grains
前太阳颗粒是在陨石中发现的小颗粒，其同位素组成与太阳系中的物质有很大不同。如果前太阳颗粒中的某些同位素在嵌入陨石母体时扩散到其颗粒尺寸之外，则其同位素组成可能会被冲洗掉，因此这些颗粒不再被识别为前太阳颗粒。我们探索这种可能性的第一次通过自洽模拟的星子的热演化和扩散长度的$^{18}$ O在太阳前硅酸盐颗粒。我们的研究结果表明，小于$\sim$ 0.03 $μm$的前太阳硅酸盐颗粒不能保持其原始同位素组成，即使宿主星子经历了低至600 $^{\circ}$ C的最高温度。由于该温度对应于岩石学类型3方解石所经历的温度，同位素扩散可以将在这种方解石中发现的前太阳硅酸盐颗粒的尺寸限制为大于$\sim$ 0.03 $μm$。我们还发现，在加热到700-800 $^{\circ}$ C的星子中，$^{18}$ O的扩散长度达到$\sim$ 0.3-2 $μm$。这表明，如果太阳前颗粒的原始尺寸跨越从$\sim$ 0.001 $μm$到$\sim$ 0.3 $μm$的范围，就像在星际介质中一样，那么太阳前颗粒的同位素记录在这种高度热化的母体中可能几乎完全丢失。我们认为，同位素扩散可能是控制某些类型的方解石中前太阳颗粒的大小分布和丰度的关键过程。
2017-01-23 astro-ph.EP
Presolar grain dynamics: creating nucleosynthetic variations through a combination of drag and viscous evolution
对太阳系天体的陨石学研究显示了核合成不均匀性的证据，这些不均匀性是从太阳前的小颗粒（< 10 $μ$ m）继承而来的，这些颗粒是在我们自己以外的恒星环境中形成的。这些颗粒的初始分布和随后的演变目前是不受约束的。使用3D，气体尘埃模拟，我们发现，同位素变化的顺序上观察到的太阳系可以产生和维持的阻力和粘度。小颗粒被拖径向向外没有大小/密度排序的粘性膨胀和逆反应，丰富的外盘与前太阳粒。同时，主要由硅酸盐组成的大聚集体由于阻力而径向向内漂移，进一步丰富了外盘中的前太阳粒的相对部分，并稀释了内盘。木星外的富集聚集体的晚期积累可以解释在太阳系天体中观察到的一些同位素变化，例如碳质陨石中超新星衍生物质的富集。我们还看到了内盘中同位素变化的证据，这可能意味着顽火辉石和普通的顽火辉石形成于更靠近太阳的地方。初始的不均匀性在前太阳能颗粒分布，不连续增强分散扩散，径向表面流动，和/或行星的相互作用在整个寿命的光盘。对于更年轻、更大质量的圆盘，我们预计湍流扩散会更加均匀，这表明尘埃演化在形成太阳系同位素异常方面发挥的作用比最初想象的更重要。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Presolar stardust in asteroid Ryugu
我们已经进行了基于NanoSIMS的搜索，在最近从C型小行星Ryugu返回的样本中寻找太阳前物质，这是JAXA Hayabusa 2任务的一部分。我们报告的所有主要presolar颗粒类型的检测与O-和C-异常同位素组成通常确定在碳质球粒陨石：1硅酸盐，1氧化物，1 O-异常超新星颗粒的模糊相，38 SiC，和16碳质颗粒。至少有两个碳质颗粒是前太阳石墨，而几个颗粒与中度C同位素异常可能是有机物。presolar硅酸盐位于一个碎屑与较少改变的岩性比典型的广泛含水蚀变Ryugu矩阵。Ryugu的基质标准化前太阳颗粒丰度为4.8 $^{+4.7}_{-2.6}$ ppm的O-异常颗粒，25 $^{+6}_{-5}$ ppm的SiC颗粒和11 $^{+5}_{-3}$ ppm的碳质颗粒。Ryugu在同位素和岩石学上与碳质Ivuna型（CI）辉长岩相似。为了比较Ryugu的原位太阳前颗粒丰度与CI Alcantes，我们还绘制了Ivuna和Orgueil样品，并发现了SiC颗粒和6个碳质颗粒。未发现O-异常颗粒。CI陨石中的基质标准化前太阳颗粒丰度与Ryugu中的相似：23 $^{+7}_{-6}$ ppm SiC和9.0 $^{+5.3}_{-4.6}$ ppm碳质颗粒。因此，我们的研究结果提供了进一步的证据支持Ryugu-CI连接。它们还揭示了Ryugu样本中小规模异质性的有趣线索，例…
2022-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Near-mid infrared spectroscopy of carbonaceous chondrites: Insights into spectral variation due to aqueous alteration and thermal metamorphism in asteroids
研究17块碳质球粒陨石1–25微米红外光谱，揭示水蚀变与热变质造成的谱带变化及矿物成因，为C型小行星成分和热演化提供依据。
2024-01-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Constraints on planetesimal accretion inferred from particle-size distribution in CO chondrites
微行星的形成是行星体组合的关键步骤，但它们形成的许多方面仍然缺乏约束。值得注意的是，陨石球粒-主导原始陨石的亚毫米球体-被纳入微行星的机制仍然知之甚少。在这里，我们分类和分析在阿塔卡马沙漠中发现的各种CO碳质方解石的粒度分布。结果表明，球粒的平均当量圆直径与岩石学品位呈正相关，反映了热变质作用在CO母体内的递进作用。我们表明，这种关系不能建立单独的热变质作用，而是在吸积过程中的空气动力学分选。通过模拟球粒团块的自引力收缩，我们表明：（i）CO母体的吸积会产生球粒尺寸随母体深度的逐渐变化，较大的球粒比较小的球粒更集中，（ii）随后由卵石吸积产生的任何增长都是微不足道的。这些发现为微行星通过引力坍缩形成的观点提供了实质性的支持。
2021-08-19 astro-ph.EP
The iron record of asteroidal processes in carbonaceous chondrites
在陆地研究中，铁的价态被用来追踪原生硅酸盐岩石的水解作用。在这里，我们使用类似的方法来表征二次过程，即热变质和水蚀变，影响碳质泥岩。在一系列36 CM、9 CR、10 CV和2 Cl样品上进行Fe-K边缘处的X射线吸收近边结构光谱。在所研究的四组碳质方解石中，观察到铁氧化指数（IOI = [2（（Fe 2+）+ 3（Fe 3+））]/FeTOT）与氢含量之间的相关性。然而，在CM组，其中一个渐进的蚀变序列已被定义，Fe 3+到Fe 2+的转换是观察到的水蚀变程度的增加。铁的这种还原可以通过第二相的矿物学演变来解释。在经历了一些热变质作用的少数CM辉长岩的情况下，除了水蚀变，氧化还原记忆的水蚀变是存在的：一个显着的分数3+ 2+ 0铁是存在的，连同铁，有时铁。从我们的数据集来看，CR曲线显示IOI的范围更广，从1.5到2.5。在所有考虑的CR沸石中，铁的三种氧化态共存。即使在变化最小的CR磷灰石中，Fe 3+的分数也可能很高（MET 00426为30%）。这一观察结果证实，氧化铁已被整合在形成细晶粒的无定形材料在基质中。最后，CV磁铁矿的IOI不反映基于金属和磁铁矿比例的还原/氧化分类，但与岩相类型密切相关。因此，CV方解石中铁的价态似乎与热历史关系最密切，而不是水蚀变，即使这些过程可以同时发生。
2021-04-01 astro-ph.EP
3-micron Reflectance Spectroscopy of Carbonaceous Chondrites under Asteroid-like Conditions
我们测量了21个陨石的3微米反射光谱，这些陨石代表了陆地陨石收藏中所有的碳质球粒陨石类型。测量是在约翰霍普金斯大学应用物理实验室的行星环境条件下光谱实验室（LabSPEC）在真空和热干燥条件下（类小行星条件）进行的。这是在类似于小行星所经历的环境中获得的最全面的3微米碳质陨石数据集。3微米反射光谱对于直接比较和适当解释地面望远镜和航天器对小行星观测所得的反射数据极为重要。我们发现碳质球粒陨石的3-μm光谱特征与碳质球粒陨石的分类有很好的一致性。3-μm的条带是多样的，指示不同的组成，因此，这些碳质玄武岩经历了不同的母体水蚀变和变质环境。
2019-04-20 astro-ph.EP
Early Thermal Evolution of Planetesimals and its Impact on Processing and Dating of Meteoritic Material
陨石及其成分的放射性同位素年龄对小天体的演化提供了限制：吸积、热和水变质、分异、冷却和冲击变质的时间尺度。认识到短寿命核素（如26铝，60铁）的衰变热，是主要的热源驱动分化和变质，热模拟的小天体是最重要的设置个人陨石年龄数据到其母体的热演化的一般背景下，并得出一般结论的性质，行星积木在早期太阳系。一般来说，模型很容易解释铁陨石比铁陨石更古老，因为早期形成的微行星经历了更高浓度的短寿命核素和更严重的加热。然而，核心形成过程也可能延长到10 Ma后，形成的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。原始材料的多孔性的一般影响是，相对较小的天体（<几公里）也将分化，如果它们在CAIs后2 Ma内形成。一个值得探讨的特别有趣的特征是，一些小行星可能来自内部有差异的小行星的未分化外层。这可以解释某些陨石中存在的残留磁化是由于行星磁场造成的。
2013-12-12 astro-ph.EP
Evidence of presolar SiC in the Allende Curious Marie calcium aluminum rich inclusion
富钙铝包裹体（CAIs）是太阳星云中最早形成的固体之一，而太阳前颗粒则形成于各种演化的恒星环境中。人们普遍认为，CAIs是在接近太阳的温度超过1500 K时形成的，在那里前太阳颗粒无法存活，然后被运送到星云的其他区域，在那里发生了星子的吸积。在这种情况下，一个普遍的观点是，前太阳颗粒只存在于球粒周围的细粒边缘和低温细粒基质中，这些基质将各种陨石成分结合在一起。在这里，我们证明，基于惰性气体同位素的签名，前太阳能SiC已被纳入细粒度的CAI在Allenburg碳质球粒陨石在其形成的时候，并已存活的母体处理。这一发现为了解初生太阳系中第一批固体凝结时的条件提供了新的线索。
2019-12-06 astro-ph.EP
Photoluminescence of silicon-vacancy defects in nanodiamonds of different chondrites
光致发光光谱表明，硅杂质存在于一些纳米金刚石颗粒（ND）的晶格中的硅空位（SiV）的缺陷。富金刚石分离物中SiV带的相对强度取决于陨石的化学成分和ND颗粒的大小。最强的信号被发现的尺寸分离富集在小晶粒，从而证实了我们早先的结论，SiV缺陷优先驻留在最小的（小于2 nm）的晶粒。个别陨石富含钻石的分离物中SiV发光的相对强度的差异是由于其母体的热变质和/或纳米金刚石种群的不均匀采样的可变条件。在空气中退火可以消除SiV表面的sp2-碳，从而增强SiV的发光。SiV缺陷的强且明确的发光和吸收是在太空中定位冷（< 250 °C）纳米金刚石的有希望的特征。
2015-02-27 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.mes-hall
Fingerprints of the protosolar cloud collapse in the Solar System I: Distribution of presolar short-lived $^{26}$Al
短寿命放射性核素$^{26}$ Al被广泛用于确定球粒陨石成分的相对年龄以及参与太阳系形成的物理和热事件的时间尺度。然而，使用$^{26}$ Al作为计时器的一个重要假设是它在盘中的均匀分布。然而，在陨石中最古老的成分，富钙铝夹杂物（CAIs），这通常被认为是时间锚为这个计时器，显示证据的$^{26}$铝/ $^{27}$铝变化独立于放射性衰变。由于它们的形成时代可能与形成盘的母云的坍缩同时发生，这表明$^{26}$ Al在云中的分布不均匀。我们模型的崩溃，这样的异质云，使用两种不同的$^{26}$铝分布（单调和非单调），并遵循其重新分布在第一冷凝物和散装尘埃，填充形成磁盘。我们发现，CAIs继承的$^{26}$铝/ $^{27}$铝比的物质在其形成的时候，下落，使变化的$^{26}$铝/ $^{27}$铝之间的原始CAIs可以解释，独立于放射性衰变。它们之间的典型比例的流行和它的必要性的分化的第一个星子建议（单调）的情况下，$^{26}$铝急剧上升相对接近中心的原太阳云，基本上保持在一个高水平向外（而不是减少，因为）。由于$ ^{26}$铝的丰度在停止下降后相对均匀，这将保证从“常规”CAIs的形成到球粒和球粒陨石的增生，都使用铝镁计时器。
2019-10-17 astro-ph.EP
Abundances of ordinary chondrites in thermally evolving planetesimals
球粒陨石是太阳系中最原始的天体之一，保存着其母体所经历的热变质程度的记录。这种热历史可以根据岩石学类型进行分类。我们调查了星子的热演化，以解释目前的丰度（称为秋季统计）的岩石学类型3 - 6普通陨石。我们进行了一些数值计算，其中的形成时间和大小的星子作为参数。我们发现，在2.0万年内形成的星子形成后，富钙铝包体（CAIs）可以包含所有的岩石学类型的普通方解石。我们的研究结果还表明，合理的情况下的星子形成，这是一致的秋天的统计数据，是半径大于60公里的星子开始形成约2.0万年后，CAIs和/或半径小于50公里的应该在1.5万年后，CAIs。因此，星子的热模拟是重要的，以揭示发生和数量的变质陨石，并为星子形成提供宝贵的见解。
2018-06-29 astro-ph.EP
Thulium anomalies and rare earth element patterns in meteorites and Earth: Nebular fractionation and the nugget effect
本文报道了41种辉长岩的稀土元素组成，其中32种来自碳质（CI、CM、CO和CV）、顽火辉石（EH和EL）和普通（H、L和LL）族，9种来自顽火辉石族，2种来自顽火辉石无球粒陨石（Aubrite）族。CI球粒陨石标准化的稀土元素模式和Eu异常在普通和顽火辉石中表现出更分散在更多的变质比在不平衡的顽火辉石。这是由于在变质作用过程中，稀土元素在不同载体相中的母体再分配所致。平衡的普通方解石的稀土模式的分散解释与浓度的稀土在磷酸盐微粒的块金效应。陆源岩石和普通辉石和顽火辉石样品显示相对于钙辉石~-4.5%的负Tm异常。相比之下，CM、CO和CV（除Allanum外）未显示出显著的Tm异常。Allenitic CV球粒陨石显示出大的过量Tm（~+10%）。这些异常与陨石中II组耐火包裹体中发现的异常相似，但幅度要小得多。在陨石和陆地岩石中存在Tm异常表明：（i）太阳系内部的物质是由一个已经耗尽了耐火尘埃并携带Tm正异常的气体储层形成的;或者（ii）CI陨石富含耐火尘埃，并不代表耐火元素的太阳组成。在普通和顽火辉石和陆地岩石中观察到的Tm异常，相对于碳质顽火辉石，表明类似于碳质顽火辉石的物质必须代表地球成分的一小部分。
2015-03-30 astro-ph.EP
Tracing the history of an unusual compound presolar grain from progenitor star to asteroid parent body host
我们进行了一个不寻常的氧化物-硅酸盐复合前太阳粒（F2 - 8）从不平衡的普通球粒陨石Semarkona的TEM研究。太阳前复合颗粒较大，呈变形虫状，含有富镁橄榄石、镁铝尖晶石和富钙辉石。的形状和相组合是让人想起变形虫橄榄石聚集体，并添加到越来越多的TEM观察太阳前耐火夹杂物样（CAIs和AOAs）颗粒。除了主要成分外，F2 - 8还含有多个亚晶粒，包括橄榄石中的一个Alabandite-oldhamite复合晶粒和Mg-Al尖晶石中的几个磁铁矿亚晶粒。我们认为，橄榄石，镁铝尖晶石，和alabandite-oldhamite形成的平衡冷凝，而富钙辉石形成的非平衡冷凝，所有的M型AGB星信封。另一方面，磁铁矿亚颗粒可能是Semarkona小行星母体上的水蚀变的结果。二次加工的其他证据包括镁铝尖晶石和橄榄石中的铁富集、橄榄石中铝含量升高、橄榄石的束敏感性和调制结构。复合前太阳颗粒记录了在很宽的温度范围内的凝结条件。此外，在复合颗粒中存在几种不同的前太阳相可以提供有关在一系列环境中后冷凝处理的相对速率和影响的信息，包括星际介质，太阳星云和宿主小行星母体。F2 - 8的TEM观测提供了对该颗粒的整个寿命的见解，从它在M型AGB恒星包层中凝结形成，到它通过星际介质的过境，以及在Semarkona的小行星母体上居住期间的水蚀变。
2023-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 astro-ph.EP
Nanoscale mineralogy and organic structure in Orgueil (CI) and EET 92042 (CR) carbonaceous chondrites studied with AFM-IR spectroscopy
原始陨石中的陨石基质是亚微米级成分的相互作用，这需要具有纳米空间分辨率的分析技术来破译其岩相背景中各个成分的组成。红外光谱是一种有效的方法，能够探测有机和无机化合物的分子-原子尺度的振动，但空间分辨率通常限于几微米。为了有效地区分不同成分的光谱特征，我们在这里应用纳米红外光谱（AFM-IR），基于红外和原子力显微镜的组合，具有超出衍射极限的空间分辨率。我们的研究旨在描述两个选定的陨石样品，调查原始材料的散装化学（CI球粒陨石Orgueil）和有机成分（CR球粒陨石EET 92042）。我们确认，这种技术允许分解的有机物和矿物的红外特征，以评估这些样品内的有机结构的变异性。我们报告了广泛使用的化学HF/HCl（氟化氢/盐酸）萃取对难溶有机物（不溶性有机物，IOM）性质的影响的调查，并通过与参考（外）地球材料的比较，提供了对这两个样品中陨石基质矿物学的见解。这些研究结果进行了讨论的角度对了解后增生含水蚀变和热变质作用的组合物的钙钛矿的影响。最后，我们强调，陨石材料内的有机物的异质性延伸到纳米级，并通过与IOM相比，含氧化学基团不受酸提取的影响。
2022-06-20 astro-ph.EP physics.geo-ph
Shock recovery with decaying compressive pulses: Shock effects in calcite (CaCO$_3$) around the Hugoniot elastic limit
陨石中矿物的冲击变质作用提供了对古代太阳系的深入了解。方解石是碳质泥岩中含量丰富的水蚀变矿物。从小行星Ryugu和Bennu返回的样品预计含有方解石族矿物。虽然硅酸盐的冲击变质作用已经得到了很好的研究，但水蚀变矿物的此类数据有限。在这里，我们研究了冲击效应的方解石与大理石使用的冲击实验在千叶工业大学的行星探测研究中心。我们用一个比目标小的射弹产生了衰减压缩脉冲。金属容器有助于回收保留撞击前地层的样品。我们估计的峰值压力分布的样品与iSALE冲击物理代码。这种方法的能力，以产生冲击颗粒，经历了不同程度的变质，从一个单一的实验是一个优势，传统的单轴冲击恢复实验。通过偏光显微镜和X射线衍射分析对冲击样品进行了研究。我们发现，超过一半的方解石颗粒表现出波动消光时，峰值压力超过3 GPa。这种冲击压力比大理石的Hugoniot弹性限度（HEL）高一个数量级，但它接近方解石晶体的HEL，这表明波动消光记录了晶体中位错引起的塑性形变。最后，我们提出了一个策略，以重建方解石颗粒在陨石母体的最大深度，如果冲击方解石颗粒在陨石和/或返回样品从Ryugu和Bennu确定。
2022-05-19 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Spectral Evidence for Amorphous Silicates in Least-processed CO Meteorites and Their Parent Bodies
最少处理的碳质方解石（经历了最小的水蚀变和热变质的碳质方解石）的特点是其主要是无定形富铁的硅酸盐球粒间基质和球粒边缘。在陨石中存在大量的无定形物质表明，母体，或至少是母体的一个区域，自吸积以来经历了最小的加工。碳质方解石的CO化学组具有大量这些最少处理的样品。我们目前的可见光/近红外和中红外光谱的8个最少处理的CO陨石（岩石类型3.0-3.1）。在可见光/近红外波段，这些CO的特征在于具有广泛的弱特征，这是由Cloutis等人（2012）首次观察到的，在1.3 μ m处，并归因于富含铁的无定形硅酸盐基质材料。这一特征被观察到以1.4微米为中心的陆地未风化，最少处理的CO陨石。在中红外波长，21微米的功能，与Si-O振动的无定形材料和玻璃，也存在。这种光谱特征在高变质等级CO的近红外和中红外光谱中都不存在，因为这种材料已重结晶为结晶橄榄石。此外，来自其他化学群（CR，MET 00426和QUE 99177，以及C2-ungrouped Acfer 094）的原始陨石的光谱也显示出21微米的特征。因此，我们得出结论，1.4和21微米的功能是原始的最少处理陨石的碳质陨石的所有化学组的特点。最后，我们提出了一个IRTF+SPeX观测小行星（93）密涅瓦，在可见光/近红外光谱的相似性，以最少处理的CO碳质陨石。Minerva可能是迄今为止观测到的加工程度最低的类CO小行星。
2018-02-02 astro-ph.EP
Extreme 54Cr-rich nano-oxides in the CI chondrite Orgueil -Implication for a late supernova injection into the Solar System
陨石类别之间54 Cr/52 Cr比率的系统变化（Qin等人，2010 a; Trinquier等人，2007）指出了太阳原行星盘中大尺度空间和/或时间同位素的不均匀性。对这些变化有两种解释，它们对太阳系的形成有重要的影响：一种是来自超新星的尘埃在星盘中的异质播种，另一种是星盘中尘埃的高能粒子辐射。区分它们的关键是识别54 Cr异常的载体。在这里，我们报告的结果，我们最近的NanoSIMS成像搜索的CI球粒陨石Orgueil的耐酸残留物中富含54铬的载体。共发现了10个54 Cr过量（δ 54 Cr值高达1500%）的区域，SEM、Auger和NanoSIMS分析的比较表明，这些富54 Cr区域与一个或多个亚微米（通常小于200 nm）的Cr氧化物颗粒（最有可能是尖晶石）相关。由于NanoSIMS初级O-离子束的尺寸大于样品底座上的典型晶粒尺寸，因此测得的异常是下限，并且我们估计三种晶粒中的实际54 Cr富集至少是太阳能的11倍，并且其中一种可能高达太阳能的50倍。这样的成分强烈支持II型超新星的起源。陨石类之间的散装54 Cr/52 Cr的可变性认为，在太阳原行星盘中的54 Cr载体的不均匀分布后，一个晚期超新星注入事件。这种情况也支持的O-同位素分布和变量丰度在不同的行星材料的其他前太阳氧化物和硅酸盐颗粒从超新星。
2011-01-25 astro-ph.EP
Thermal decomposition as an activity driver of near-Earth asteroid (3200) Phaethon
本研究分析近地小行星法厄同的中红外光谱，发现其成分与Yamato群碳质球粒陨石相似，证实热分解释放气体是其活动驱动因素，为相关流星雨及陨石起源等研究提供新依据。
2023-11-10 astro-ph.EP
Mid-infrared spectra of differentiated meteorites (achondrites): Comparison with astronomical observations of dust in protoplanetary and debris disks
测量了不同陨石（无球粒陨石）的中红外（5微米至25微米）透射/吸收光谱，以便与年轻恒星天体演化不同阶段的尘埃天文观测进行比较。与原始陨石相比，无球粒陨石经历了严重的变质作用和/或广泛的熔融，代表了更先进的星子演化阶段。光谱从原始的无球粒陨石（acrylcoite，winonaite，ureilite，brachinite）和分化的无球粒陨石（eucrite，diogenite，aubrite，和mesosiderite硅酸盐）。钠长石和短柱长石的光谱以橄榄石特征为主，闪长岩和奥辉岩的光谱以辉石特征为主。的accountcoite，winonaite，eucrite，和mesosiderite硅酸盐表现出更复杂的光谱，反映其多相体矿物学。原始无球粒陨石和分化的无球粒陨石的光谱以不同的比例混合，显示出与几个百万年前的原行星盘HD 104237 A和V 410 Anon 13的光谱很好的相似性。分化的中菱铁矿硅酸盐的光谱与成熟碎片盘HD 172555和HD 165014的光谱相似。原始硅钠长石和短柱长石的混合光谱与碎片盘HD 113766的光谱相似。这些结果提出了星子分化早期产生的物质存在于原行星盘和碎片盘中的可能性。
2022-12-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Amino Acids in Comets and Meteorites: Stability under Gamma Radiation and Preservation of Chirality
太阳系天体中的氨基酸可能在导致地球生命起源的化学过程中发挥了关键作用。我们目前的实验室研究测试对γ辐射光解的氨基酸的稳定性。目前地球生物化学的蛋白质中使用的左旋形式的所有20种手性氨基酸都在固态下接受了3.2 MGy剂量的伽马辐射，这相当于1.05x109年内彗星和小行星中放射性核素衰变产生的剂量。对于每种氨基酸的辐解度和放射外消旋度通过差示扫描量热法（DSC）和旋光色散（ORD）光谱测量。根据这些测量，确定了每种氨基酸的辐解速率常数kdsc和放射外消旋速率常数krac，并外推到14 MGy的剂量，这相当于4.6x109年（太阳系的年龄）内天然放射性核素衰变对彗星和小行星中所有有机分子的预期总剂量。结果表明，所有的氨基酸研究可以生存的辐射剂量为14 MGy的显着数量，虽然他们的一部分是在辐解过程中丢失。类似地，伴随辐解的辐射外消旋化过程也不会消除手性。辐解和放射外消旋速率常数的知识可以允许从今天在碳质方解石中发现的浓度开始计算太阳系形成时氨基酸的原始浓度。对于某些氨基酸，太阳前星云中的浓度可能比目前在陨石中观察到的高出6倍。
2010-07-26 astro-ph.EP physics.bio-ph q-bio.OT
