|
大物體比小物體更能保存熱。地球內部的熱能主要來自半衰期較長的四種放射性同位素──鉀40、釷232、鈾235與鈾238，它們在幾十億年來逐漸衰變成穩定的同位素，同時釋放能量。地球因為體積巨大（直徑約1萬2740公里），使得熱能損耗得相當慢，這說明了為什麼地球至今仍有著熔融的外核，而且地表還有火山噴發。相對的，較小的天體，其表面積對體積的比值較高，使它們能更快的把熱量輻射至太空中而冷卻。舉例來說，月球的大小只有地球的四分之一，所以喪失熱能的速率要快得多。因此在約30億年前，月球上大多數的玄武岩岩漿（最常見的火山岩）噴發就已經停止了。
至於那些於內太陽系、主要在火星與木星軌道之間繞行的小體積石質小行星，熱耗損的速率就更快了。灶神星（Vesta）是體積排名第三大的小行星，直徑516公里，表面積對體積的比值是地球的25倍，但是這存在一個矛盾：灶神星體積雖小，卻有著從前地質活動的遺跡。光譜的觀測顯示，灶神星表面覆滿了火山玄武岩，使研究人員推斷灶神星的內部曾經熔化過。但是，熱能來源不可能是半衰期長的放射性同位素；根據同位素原始含量和預期的熱耗損率計算，結果顯示，放射性衰變無法使灶神星或任何其他小行星熔化。這其中必定存在著其他的加熱機制，但究竟是什麼呢？這個問題已經糾纏了行星科學家數十年之久。
不過最近幾年太空船的觀測，尤其是「會合號」（NEAR）任務，提供了可能的答案。會合號太空船於1997年飛掠過小行星馬蒂德（Mathilde） 時，由太空船受到的重力拉力顯示，馬蒂德的質量小得出人意料。科學家根據馬蒂德的低密度，推論它是一團由碎石堆積而成的多孔隙物體，結構裡充滿了縫隙和孔洞。這項發現挑戰了研究人員對於小行星動力的假設，並且指出，岩石構成的天體可能會因彼此的碰撞而產生大量熱能（不過馬蒂德本身大概從未熔化）。這個假說廣受爭議，但最近針對掉落到地表的小行星碎片（即隕石）所做的研究，卻支持這個假說。如果碰撞–加熱理論經證明是正確的，將能解決一個存在已久的天文謎題，並且革新我們對太陽系早期歷史的了解。
炙熱的隕石
研究小行星的關鍵工具之一是光譜學：天文學家比較石質天體與實驗室中石塊的反射光譜。不同的礦物會吸收、反射不同的波長；例如，玄武岩會強烈吸收比可見光紅端波長略長的光。小行星研究者利用光譜將小行星分門別類。小行星帶內側主要是S型小行星，包含某些曾經熔化以及從未熔化過的小行星。在小行星帶外側，約在距太陽4億5000萬公里以外，主要是C、P和D型小行星，似乎全是未曾熔化過的原始天體。測量遙遠物體光譜的主要缺點是，天文學家只能檢視物體的最上層表面。某些情況下，小行星覆滿塵埃的最外層，可能無法代表下方地殼物質的組成。
另一個選擇是研究來自小行星帶的隕石。這些石塊是在小行星受到撞擊時，從小行星分裂而飛出來，逐漸移行到地球會行經的軌道，最後被地球的重力捕捉。（學術單位收藏的數萬枚隕石，絕大部份來自小行星帶；只有60~70枚標本據信是由月球或火星噴射出來。）最常見的隕石是球粒隕石，通常含有許多稱為「球粒」的小球形結構。球粒主要由矽酸鹽礦物組成，直徑約在一公釐以下，它們約於46億年前從太陽星雲（太陽系起源的氣體與塵埃雲）中形成，後來隨著石質天體開始聚集，而成為小行星的主要組成成份。
科學家知道，球粒隕石在它們的母小行星形成之後，就未曾熔化，因為熔化會摧毀其中的球粒。儘管如此，許多球粒隕石確實顯示出，曾經加熱到低於球粒熔點的跡象。球粒隕石可分為六類，是依據其生成以來，因熱或水而造成礦物變化（即熱變質或水蝕變）的程度。其中最原始的是第三類球粒隕石。這類隕石中的礦物顆粒不曾因為受熱而重新結晶。此外，這些石塊中的揮發性物質（包含惰性氣體和水）含量頗高，並且含有許多太陽系形成前的微小顆粒（很久以前，其他恆星外部大氣中形成的塵埃粒子，並且在太陽系的歷史中一直未曾改變）。這些特性表示，第三類球粒隕石從未加熱到超過400~600℃。
|
|
|
包含馬蒂德在內的大多數小行星，是位在火星與木星軌道之間的小行星帶上。（愛神星的軌道比較接近地球。）上圖裡的小行星帶看起來雖然很擁擠，實際上，較大型的小行星彼此間相距數百萬公里。
|
雖然第三類球粒隕石從未經歷高溫，但有許多是還在母小行星上時，便受到水蝕變作用。水的來源可能是石塊上的冰晶被加熱至0℃以上時融化，或是含水的矽酸鹽礦物在攝氏數百度時脫水而產生。第一、二類球粒隕石與第三類的主要差異，在於它們曾經歷較大程度的水蝕變作用，水使石塊中大部份的鐵和鎳氧化。隕石中的含水量（以重量計）在第一類球粒隕石中約為11%、第二類為9%、而第三類在2%以下。
第四至第六類球粒隕石，受到熱變質作用的程度依序增加。大範圍的再結晶作用，使隕石基質（嵌著球粒的物質）中的球粒和周圍礦物顆粒變得粗糙且彼此嵌合。此外，熱破壞了大部份的前太陽系微粒，並大幅減少石塊中惰性氣體和水的含量。這些球粒隕石溫度似乎曾達600~950℃。
還有其他類別的隕石表現出熔化的跡象。如果一個球粒隕石小行星完全熔化，金屬和矽會形成不互溶的液體；它們會依照密度的不同而分離，就像油與水一般。密度高的液態鐵和鎳會沉到小行星的核心，隨著溫度冷卻而緩緩結晶。在核心之上，矽酸鹽變硬而形成岩石質的「函」；函因部份熔融而產生的玄武岩，能浮到表面而形成外殼，結果成為所謂的分異天體，許多隕石似乎是從這類小行星而來。大部份的鐵質隕石（在地球上找到來自太空的物質中，體積最大的一類）是曾熔融的小行星核心的碎塊。據信許多石鐵隕石是來自核心與函的交界；而另一類「鈣長輝長無粒隕石」則似乎來自表層的殼。
來自小行星而掉落到地球表面的隕石，被收集並且觀察的，總計有90%以上表現出曾經熔化（例如鐵質隕石、石鐵隕石、鈣長輝長無粒隕石）或受到相當程度變質作用（第四、五、六類球粒隕石）的證據。因此，顯然許多小行星曾經是炙熱的。但是如果這些石質天體，因體積太小而無法保存半衰期長的放射性同位素釋出的熱能，那麼，是何種機制可以將小行星的溫度提升到這種程度？
來自鋁的加熱機制
諾貝爾化學獎得主游理（Harold Urey）在50年前，提出一個可能的解釋，他認為半衰期較短的放射性同位素鋁26（26Al）的衰變，可能使小行星加熱。鋁26與較為常見、多一個中子的鋁27不同；它不穩定，會衰變為鎂26（26Mg）而釋出能量。比起半衰期長的放射性同位素，鋁26的半衰期（73萬年）短了好幾千倍。因鋁26衰變得很快，極少量的鋁26衰變，就可以在熱能喪失到外太空前，使小天體的溫度劇烈升高。但是此加熱並不持久；在幾百萬年內，幾乎全部的鋁26都會變成鎂26。
部份科學家相信，我們太陽系中的鋁26，是來自其他恆星內部的核反應所產生，然後藉著超新星爆炸而四散，在46億年前將此同位素噴射到太陽星雲裡。有些研究人員推論，正是超新星所產生的衝擊波觸發了氣體雲塌縮，使太陽與行星從中產生。此過程可以將鋁26均勻地散播在太陽星雲中，提供熱能來源給那些在距太陽不同距離處聚集的石質天體。另一種可能是，部份的鋁26來自早期太陽周圍粒子受到劇烈輻射而產生，然後被紊亂的恆星風吹向外部。如果鋁26的量夠多，可能使某些小行星在形成不久後就完全熔化。對於較晚聚集形成的小行星，所包含的鋁26較少，放射性同位素的加熱可能造成類似洋蔥狀的層次結構；因為小行星內部冷卻得比外部慢，位於內核的岩石所受到的變質作用（例如成為第六類球粒隕石）程度最高。依序向外則是變質程度漸低的岩石（第五、四、三類球粒隕石），分佈在較接近小行星表面的同心殼層內。
為求證這個假說，科學家在隕石裡尋找含量異常高的鎂26（鋁26衰變的產物）。更具體的說，地球化學家試圖在富含鋁但鎂含量不多的隕石礦物中，尋找過量的鎂26。在最新的研究中，科學家使用離子微探針來分析鈣長石、黑鋁鈦鈣石等富含鋁的礦物，以聚焦的離子束撞擊樣本，使樣本表面釋出次級離子。儀器會將次級離子導向質譜儀，以鑑定其組成。
這些研究發現了強而有力的證據，顯示鋁26曾經存在於所謂的耐火包體（富含鈣和鋁的細小礦物組合體，與球粒一起鑲埋在球粒隕石內）。這些組合體內的礦物形成於非常高的溫度，至少約1180℃，因此耐火包體可能產生於太陽系歷史的最初期，在太陽星雲顯著冷卻之前。科學家針對所研究的大部份包體，測定出它們形成時的鋁26含量（以鋁26與常見的鋁27之比值表示）約為4.5×10-5。這個數值稱為「正則比值」。
因為鋁26的含量如此高，因此能造成顯著的加熱效果。上述比值在大多數類別的球粒隕石中都相同。（球粒隕石除了依照變質型態分類外，還根據它們的化學組成而分成三種主要類別：普通、碳質和頑火輝石。）但耐火包體只代表了球粒隕石中一小部份的鋁；大部份的鋁存在球粒中（多種球粒隕石的球粒，內含的鋁佔鋁總量的30~90%）。因此球粒提供的放射性同位素加熱，應該比耐火包體多。
2000年日本地質調查所的木多紀子（Noriko Kita）和同事檢視普通球粒隕石中的球粒（構成三種最常見的球粒隕石，分別標示為H、L、LL），發現在它們形成時，鋁26對鋁27的比值只有7.4×10-6，是正則比值的1/6。以鋁26的衰變速率估計，這些球粒的初始比值較低，表示它們是在耐火包體產生後100~200萬年才形成（假設鋁26在早期太陽系中確實是均勻分佈的）。因為球粒隕石小行星是在球粒之後形成，球粒中鋁26對鋁27的初始比值，決定了能夠用來加熱石質天體的鋁26含量的上限。
這個含量不大可能造成在隕石中觀察到的受熱現象。熱模型顯示，即使小行星在球粒形成之後立刻聚合，鋁26的加熱最多也只能將普通球粒隕石內的溫度提高到1100℃，雖可使金屬和硫化物熔化，但並不足以將矽酸鹽礦物大量熔化並造成小行星各層分異。放射性同位素的加熱效率在碳質球粒隕石的母小行星中更低；美國加州大學洛杉磯分校的國廣卓也（Takuya Kunihiro）與包含我在內的同事，針對此類隕石中的球粒進行研究，我們發現在初始時，鋁26對鋁27的比值平均為3.8×10-6，或約為普通球粒隕石球粒中含量的一半。即使給予很寬鬆的假設，我們認為直徑在80公里或以上的碳質球粒隕石小行星，達到的最高溫度只有670℃，不足以造成任何的熔化。
為了解決這個問題，鋁26加熱說的擁護者假設，某些球粒可能是在太陽系歷史的更早期形成，也許與耐火包體開始由太陽系星雲的收縮而形成的時間差不多，因此鋁26對鋁27的比值較高。在這個情形下，研究人員恐怕永遠也無法找到如此早期的球粒證據，因為所有這些物體在聚合的過程中，都會因為球粒隕石小行星熔化而被破壞。雖然無法反駁這個假說，但它看來實在不大可能。如果含有如此豐富鋁26的球粒曾經存在，那應該也有某種稍晚形成、且鋁26對鋁27的初始比值略低的中間型球粒，含量沒有高到能破壞球粒，但比目前觀測到的比值高。這種假設性的球粒應該能保存下來，但是研究人員至今仍尚未尋獲（不過，公平說來，科學家也才剛開始尋找而已）。
【本文轉載自《科學人雜誌》2005年6月號】
|
