展示比对鉴别一块月球“易变辉石玄武岩”陨石
由于这是一块与前两文“月球辉长岩陨石”晌轿同期同地发现的同质同构石头，所以我一直认为它们都是一样的“月球辉长岩”。
但是，近几天我在专注于本石并查找资料时，看见了阿波罗登月带回的一组月球“易变辉石玄武岩”、类同于本石...所以，之前我把前文两石归类为“月球辉长岩”是错误的，特在此更正！...它们都该归类于“月球玄武岩”。
以下请跟随我，去鉴赏这块特别的月球“易变辉石玄武岩陨石”：
图1（本石正面）
附图1（月海易变辉石玄武岩编号15485、15486）
哈哈！看以上图1并比对附图1，就能初步判断出本石与阿波罗月岩中的“易变辉石玄武岩”是类同的石头。
您也说一说，是不是呢？
......
但是，至此我还不能确定，本石的针条形晶体是斜长石与辉石中的哪一种...因为硅酸盐熔浆在每几分钟急速降温100度C 以上时，都会结晶成这样的针条形晶体。
其中，地球斜长石的黝帘石化就是类同的晶体；陨落时的表面高温熔长石浆也可能在地面急速降温、重结晶成类同的晶体。
这就是说，如果本石这些针条形晶体是辉石、而不是斜长石，而且表面与内部都有同样的晶体，才能确定它类同于阿波罗月岩中的“易变辉石玄武岩”。
要想搞清，请续下看：
图2（本石左侧面）
看上图2，我在底部中偏左侧磨出了一灰白色的小面，与未磨区形成了对比：
可见其中也有与右上区域相似的针条形晶体、构成了有规律的图案...这就意味着它的表面和内部的矿物结构是一样的，与阿波罗月岩中的“易变辉石玄武岩”的内外结构一样。
同时也可看到，同样位于石表的乳黄色熔长石仍就是非晶态的...这就意味着，这些乳白色针条形晶体、并不是由石表的熔长石浆重结晶而成，而是早已结晶成岩的“易变辉石”。
由上可推断：本石与月球“易变辉石玄武岩”类同。
图3（本石右侧面）
附图2（月球高钛玄武岩）
附图3（我的前文“一块月球辉长岩陨石的故事”中的月球玄武岩）
看以上图3，就见到了本石有明显的层理构造，而且在这些层理状裂纹中填入了乳黄色的非晶熔长石...这理应是在月面的陨石冲击中熔融填入了震裂纹、或者是在陨落中的表面熔浆填入了原有已震裂的层理中的熔长石脉。
比对看附图2的阿波罗高钛玄武岩，是由浅色条带（斜长石占多数）与深色（辉石、铁橄榄石等深色矿物占多数）条带交替出现的有层理的 玄武岩...这就是月球的“流淌型岩浆”在平原地区（已固结的月海平原或盆地）冷凝的玄武岩的韵律（喷出型岩浆无此韵律），年龄应该是30亿年前、月球岩浆终止活动的前夕...这也间接解释了地球上为什么没有层理型玄武岩的原因。
再看附图3的前文与本石同地发现的月球玄武岩陨石（原误认为辉长岩）的磨面，不仅与阿波罗高钛玄武岩层理构造类同，而且矿物组成也类同（颜色类同）...应该都是高钛玄武岩。
比对以上三图，我认为如果将本石完全切开（目前不愿意），也会是一个与阿波罗高钛玄武岩一样的断面，只不过阿波罗月岩因不是陨石，就没经过逃逸性冲击溅射和空气摩擦，也就没有起因于冲击熔融和空气摩擦的结构特征，就没有冲击熔脉或池、不含“熔长石”等隐仿...所以，它们都是貌似有些不同、但本质相同的月球玄武岩。
以下将看到它的其它面、以及局部放大图，进一步展现它的陨石特征：
图4（本石背面）
图灶谨纤5（本石底面）
图6（正面的一处易变辉石放大图）
图7（正面的易变辉石区的一处凹陷放大）
图8（一熔长石宽脉局部放大）
图9（一熔长石宽脉局部放大）
图10（一深灰色物质集中区放大）
图11（一深浅色交替的震裂型层理区放大）
总结以上比对性鉴别，并结合前文“一块月球辉长岩陨石的故事”、以及“展示一块月球辉长岩陨石、理解熔壳、熔流线、冲击熔融”所述，本石就是一块有层理的月球“易变辉石玄武岩”陨石。
如果您有不同看法，欢迎您在评论区留言，理性提出您的看法...更欢迎曾研究过月球岩石或陨石的专家学者予以指教！谢谢！
元影子
2021年5月15日成都
来自小行星带的岩石
（一）小行星带的无球粒陨石
小行星带（asteroid belt）是太阳系内介于火星和木星轨道之间，距离太阳约2.17～3.64天文单位的空间区域内，聚集了大约50万颗以上小行星的小行星密集区域，由已经被编号的120437颗小行星统计得到，98.5％的小行星都在此处被发现，被称为小行星带。小行星带内最大的三颗小行星分别是智神星、婚神星和灶神星（4 Vesta），平均直径都超过400km；在主带中仅有一颗矮行星――谷神星（1 Ceres），直径约为950km；其余的小行星都较小，有些甚至只有尘埃大小。小行星带的物质非常稀薄，目前已经有好几艘太空船安全通过而未曾发生意外。在主带内的小行星依照它们的光谱和主要形式分成三类：碳质、硅酸盐和金属。其中对于灶神星（4 Vesta），科学家有大量的样品可以研究，有超过200颗以上的HED陨石可以用于洞察灶神星的地质历史和结构。灶神星被认为有以铁镍为主的金属核心，外面包覆着以橄榄石为主的地幔和岩石的地壳。
HED无球粒陨石被认为是来自灶神星（4 Vesta）的陨石，有玄武岩、超基性堆晶岩和风化角砾岩。HED是指古铜钙长无球粒陨石（howardites）、钙长辉长无球粒陨石（eucrites）（图28－22a）和奥长古铜无球粒陨石（diogenites）。它们被认为是来自小行星灶神星的地壳，很像地球上的岩浆岩，由放射性同位素测定这些陨石的结晶年龄都在44.3亿～45.5亿年之间。来自小行星带的陨扮轿粗石还有angrites和aubrites。这些无球粒陨石的矿物、化学特征和区别见表28－6。
表28－6 来自小行星带无球粒的陨石
虽然小行星是陨石的母体，但一个具体的陨石与已知的小行星是很难一一对应的。唯一例外的就是HED族陨石，多数科学家认为，它们来自小行星灶神星Vesta。哈勃太空望远镜得到的光谱图像表明，灶神星（直径525km，小行星带中第三大的行星）的表面成分与eucrite陨石相同，而一些更深的受冲击熔融作用影响的区域与diogenites陨石是非常相似的。该小行星上的薄毯状的溅射物是两者的混合物，其成分相当于howardites陨石。灶神星陨击坑中更深部的岩石富集橄榄石，尽管无球粒陨石中这种陨石成分至今还没有被发现。在1996年，哈勃太空望远镜发现灶神星上一个巨大的陨击坑，直径430多千米，年龄10亿年，可能是HED族陨石的源区位置所在。
来自小行星带的无球粒陨石，除了刚介绍的HED族陨石，特殊陨石钛辉无球粒陨石、顽辉石无球粒陨石外，还有石铁陨石和铁陨石这两大类，前面已有少量介绍，在此处不再介绍。
（二）小行星带的球粒陨石
大多数来自小行星带的陨石为球粒陨石。球粒陨石是最常见的陨石，其化学成分有明显的差异，包括三大类：碳质球粒陨石（C）、顽辉石球粒陨石（E）和普通球粒陨石（O）（图28－22b）。其中普通球粒陨石根据铁含量、橄榄石和辉石的成分又可以分为三个化学群：H（高铁）、L（低铁）和LL（低铁低金属）。碳质球粒陨石是太阳系中最原始的物质，还可划分为CI、CM、CO、CV、CK、CR和CH化学群，每个群冠以代表性陨石的首字母，成分类似Ivuna陨石的称为CI型，成分类似Mighei陨石的为CM型，成分类似Ornans陨石的为CO型，成分类似Vigarano陨石的为CV型。其中CI型碳质球粒陨石更是其中最原始的，其非挥发性元素的含量厅镇被用来代表太阳的元素丰度。此外，球粒陨石还有新确认的两个群：K群（代表性陨石Kakangari）和R群（代表性陨石Rumuruti）。
日本Hayabusa隼鸟号探测器送往小行星25143（又名 “系川”；Itokawa）。2010年11月16日，日本正式发表在隼鸟带回地球的1500颗从小行星带回的微粒。这些微粒帆拦分析得到的成分与LL型普通球粒陨石一致。再次佐证了普通球粒陨石的母体为小行星带中的小行星。
球粒陨石的化学分类反映了它们的原生差异。陨石形成过程和形成后经历的变化则需要另外的标准，如球粒的完整程度、橄榄石和辉石的成分及其成分的均一性、玻璃的含量、次生矿物的发育程度、水含量等。根据矿物学和岩石学特征，球粒陨石可分为6个岩石类型，代表6种不同程度的变质作用。从3到6反映了热变质程度越来越高，从2到1反映水变质程度增强。3为最原始的非平衡型球粒陨石。碳质球粒陨石中发现1－2型的陨石，其他球粒陨石中尚未发现1－2型的陨石。此外，少量球粒陨石可能出现局部熔融特征，其岩石类型被划分为7种（表28－7）。
图28－22 钙长辉长岩Eucrite的薄片（a）和普通球粒陨石的薄片（b，可见很多球粒）
表28－7 球粒陨石岩石类型划分标准
续表
备注：PMD表示相对标准偏差（percent meandeviation），PMD＝标准偏差/平均值×100％
（据Schmus ＆ Wood，1967；Wasson，1974；Dodd，1981）
图28－23 Murchison碳质球粒陨石
球粒陨石通常含有深灰色或黑色的熔壳，内部往往为浅灰色。三种基本结构组分包括球粒（chondrules）、基质（matrix）和难熔包体（refractory inclusions）。最主要组分球粒就是毫米级的硅酸盐小球体。细粒的被球粒浸没的物质为基质。
原始的普通球粒陨石是由高达80％的球粒构成，而碳质球粒陨石和顽火辉石球粒陨石所含的球粒要少得多，约为30％，有时甚至完全由基质组成。球粒和基质的主要矿物是橄榄石和辉石。难熔包体，有时也像球粒一样是球形的，但一般的难熔包体都没有规则的形状，因此被称为集合体。难熔包体包含一些浅颜色的矿物，如长石，所以它们通常看起来像基质中嵌入的白色补丁（图28－23）。
球粒陨石中的球粒类型很多（图28－24），主要有斑状、炉条状、扇状、嵌晶状和隐晶质结构。斑状结构主要为结晶良好的橄榄石和低钙辉石，基质为微晶辉石和玻璃及少量的金属和陨硫铁。嵌晶状的球粒金属含量很少，低钙辉石丰富，而且晶体大，橄榄石晶形不完整。普通球粒陨石大多数球粒有如下的规律：辉石的球粒多为扇状，橄榄石的球粒多为炉条状，反应它们是从液滴中淬火形成的。
富钙富铝的难熔包体（CAI）最早是1969年在CO3陨石（Lance陨石）中发现的，但直到1970年，由于在CV陨石（Allende陨石）中大量发现，并认为它们是太阳星云高温凝聚的产物，才引起人们的广泛注意。随后，在CAI中发现了氧同位素异常，表明它们携带有星云外（前太阳星云）物质，成为天体化学的研究热点。CAI的矿物组成主要为尖晶石（MgAl2O4）、黄长石、钙钛矿、斜长石和富Al富Ti的辉石，也含有方钠石（Na4Al3Si3O12Cl）、霞石（NaAlSiO4）。此外，在Allende和其他一些CV陨石的CAI中还发现一些罕见的矿物，如黑铝钙矿（CaAl12O19）、硅灰石（CaSiO3）、钙铝榴石（Ca3Al2Si3O12）等。
图28－24 球粒结构图
（三）球粒陨石的研究意义
（1）太阳系外物质的研究。在原始的球粒陨石中可能保存着太阳系以外的物质。直到1987年才首次从Murchison（Cm2）陨石中成功地分离出太阳系外成因的金刚石（Lewis etal.，1987），随后分离出的太阳系外物质有碳化硅、石墨、氮化硅、刚玉、尖晶石等。除了金刚石约26nm大小外，其他颗粒的粒度在次微米至10μm之间。最近在宇宙尘中还发现了太阳系外成因的硅酸盐，包括橄榄石和硅酸盐质玻璃（Messenger et al.，2003）。此外，在一些太阳系外成因的石墨中还发现了包裹纳米级大小的多种碳化物和铁镍金属等。所有的这些物质与太阳系物质的根本区别是它们具有完全不同的同位素组成，其同位素差异（异常）之大，只能产生于不同恒星内部的各种核过程。所以，研究球粒陨石可以发现新类型的太阳系外物质，并帮助理解其形成过程和条件。
（2）灭绝核素的研究。CAI形成于太阳星云演化历史的最初始阶段，并保存了一些同位素异常的信息和灭绝核素衰变的子体。Clayton et al.（1973）根据对CAI中氧同位素的研究，发现了太阳系中不同于地球的异常氧同位素。其氧同位素组成被认为是一个富集16O的源区与普通太阳星云的氧同位素混合的结果，表明早期太阳星云氧同位素分布是不均一的。迄今为止，已经发现的灭绝核素包括Al、Ca、Ag、Sm和Cl等（MacPherson et al.，1995；Sahijpalet al.，1995），这些灭绝核素衰变的子体主要保存在CAI中。这些异常的存在，不但反映了太阳星云的不均一性，同时还提供了太阳星云早期演化的同位素时标。对26Al－36Mg体系的同位素研究表明，CAI可能是太阳系1Ma时间内形成（MacPherson et al.，1995）。总之，CAI是太阳星云最早期各种热事件的产物，保存了星云最原始的信息，具有同位素异常和大量灭绝核素子体，是研究早期太阳星云形成和演化的探针。
（3）天体生物学研究意义。碳质球粒陨石是一种富含水与有机化合物的球粒陨石，仅占已知陨石的5％左右。它的成分主要为硅酸盐、氧化物及硫化物。由于拥有具挥发性的有机化学物质和水，因此自形成后，它没有遭受过严重（高于200℃）的加热。碳质球粒陨石被认为是最能保存形成太阳系的太阳星云的成分。且由于碳质球粒陨石中富含有机质，有机质的形成与演化与生命的起源相关，因而成为近年来天体化学领域研究的突出亮点。其研究内容包括各类有机质的组成和含量，不同有机质的C、H、N、S同位素组成特征，有机质和各种无机碳的微结构特征，有机质的演化与太阳星云中的低温蚀变过程等。
