宇宙化学是H. C. 尤里（Urey）于五十年代中期创立的，它的任务是研究太阳系的形成与演变中重要的物理和化学过程。流星研究虽非宇宙化学的唯一组成部分，但却是它的主要部分。流星含有可供研究的最古老的太阳系物质，它们来自范围广泛的母体——外部和内部的，相当原始的和久经演变的，因而具有重要意义。流星上留有一些太阳和银河系效应的痕迹，它们还能提供一些有关地球、其它大行星、卫星、小行星以及太阳起源、演变和组成的资料，这在其它地方是无法得到的。有些流星上含有太阳系形成前发生事件的痕迹，有些含有从星际介质中的巨大分子云团衍生而成的有机物质。在化学和物理的意义上，它们还能提供一批有关星球表面情况的资料，这对解释遥感得到的行星资料至关重要。流星研究还有一个特别有利之处，因为它们出现在地球表面上，人们就可以应用所有的实验分析技术来进行研究，既可用最简单的也可用最复杂的分析技术。正如最近披露的美国空间委员会的报告所评估的那样，如果一张图片值1万字，那么一个样品就值1万张图片。

流星研究具有多学科性，涉及到化学、物理、地质和天文学，因此一篇简短的文章不可能包罗现时研究的全部范围。已有几本专著出版，值得有兴趣的读者一读，它们各自论述了一些特定的问题，论述的深度也各不相同。本文首先介绍一些基本的宇宙化学事实和研究途径，再具体论述宇宙化学家所提出的问题的性质以及他们如何着手回答这些问题。由于后面将要提到的原因，本文将重点讨论一些痕量元素，特别是Ag，Au，Bi，Cd，Co，Cs，In，Rb，Se，Tl和Zn。这些元素特别能对相对低温的过程作出反应并能对发生学提供重要的信息。

发生学结构

流星研究的一项重要目标是确立太阳系的起源及其早期演变史。太阳系由太阳和包括地球在内的几颗较大的行星组成，其轨道平面呈椭圆形，距太阳的平均距离为1.5×108公里，即1天文单位（Au）。此外，太阳系还有两个小天体带，一个是在5万天文单位处的推断Oret云—彗星源，另一个是主要处于火星和木星之间2.2 ~ 3.6天文单位处的小行星带。这个小行星带含有从地球上探测到的3000多个编号的小行星，但从短寿命（1983.5—1984.3）红外天文卫星IRAS上曾观察到15，000个。大约30个天体即阿波罗小行星，它们的轨道与地球相交叉，因而生来是不稳定的。

要达到与地球相交叉的轨道，天体或它们的碎片必须受到某种外力的作用，通常是一种沉重而猛烈的碰撞。出自大天体如月亮或火星的碎片必须达到逃逸速度才能飞出，分别为2.4和5.0公里/秒。环形小行星必须得到1 ~ 3公里/秒的冲力进入一个与火星相交叉的轨道，火星的引力场就能使天体的轨道变成更趋椭圆形的，最后进入与地球相交叉的类阿波罗轨道。火星可能是我们可以预料产生流星的最大天体，因为冲撞速度与冲撞加热有关。大大超过5公里/秒的速度意味着冲撞大得足以蒸发行星物质。现在正在研究是否可以发现在无重大冲撞负荷的情况下又有这样高的速度的特殊条件。

已经确认小行星与流星有关。在捷克斯洛伐克（1959）、俄克拉何马（1970）和加拿大（1977）回收的三个普通流星，在它们通过大气时分别同时从两个或多个观察点拍下了照片，据此可以计算出它们的轨道。这些轨道与阿波罗小行星的相似，其最接近太阳的近日点≤1天文单位，远日点2 ~ 4天文单位。反射率（或反照率）对0.4 ~ 2.2 μm波长的图表明，一些特定类型的流星与小行星表面之间有相对应的关系，说明它们之间有某种联系。例如，包括最大的直径为1025公里的谷神星1在内的许多小行星属C型，即它们的光谱反射率与碳质球粒陨石相类似，这是一种原始型的流星，可能含有直至5%的相当复杂的有机物。

根据其Fe-Ni、硅酸盐和FeS的相对比例，流星可以分为石、石铁和铁型。球粒陨石含有球形的毫米 - 厘米大小的陨石球粒或它们的碎片以及太阳系历史初期几分钟内快速熔化并冷却下来的硅酸盐。这样快速的加热和冷却过程易于在实验室内而难以在太阳系范围内实现。但是由于找到的球粒陨石数目很大，可以推定太阳系中必定存在大量的球粒陨石。球粒陨石可以追溯到太阳系的形成，也确实为它提供了精密的计时标志。它们是累积下来的初始星云的凝聚物和小行星的产物。这种凝聚物中有一部分是由热星云生成的毫米大小的富Ca和富Al的包容物（CAI），按热力学计算预言这些包容物是蒸汽沉积物形式的矿物集合体。这些主要在碳质球粒陨石中发现的CAI表现出许多同位素反常现象，而且还可能含有太阳前物质。其它凝聚物是在低得多的温度下生成的。

在太阳系历史的早期，主要是在小行星大小的母体中，种种能源（短寿或长寿放射性、引力能的释放等）曾引起同位素（或化学）不均匀星云的部分或全部熔化，使一些球粒陨石转变成有区别的流星（火成无球粒陨石、铁和石铁）。这些转变涉及到一些化学和物理的分级过程，这些过程尚未充分了解，正在研究之中。在类地球和月亮的早期历史中也必定出现过类似事件。因此，在特定球粒陨石和分化流星类型之间建立其发生学联系，应能为了解地球早期的演变过程提供一个模型系统，地芯是由Fe-Ni组成的思想原来就是根据存在铁流星的事实提出的，以后的数据又证明它是正确的。

利用组成方面的信息，按不同的起始物质或化学不均匀星云的多少，球粒陨石和分化流星可以进一步分成不同的化学组。各个流星组都有一个特征的氧稳定同位素组成（16O/17O18O）趋势，也似乎是凝聚生成它的星云物质团的特征。流星中的同位素反常可以提供许多种发生学信息。由于同位素均匀化比化学均匀化要容易得多，所以人们假定星云是化学不均匀的。

根据其铁金属和硅酸盐的比例及总铁（Fe、FeO、FeS）的含量，即高、低或很低Fe浓度（分别以H、L或LL代表），球粒陨石可分为六个或更多的组。六个组分别是顽辉石，镁橄榄石，H，L，LL和碳质。有些原始球粒陨石的母体部分加热程度不如另一些部分，在该部分中发生过一些固态过程。这些过程可用岩石学方法（例如，球粒陨石性质差别不大）或化学方法［例如，橄榄石(Fe、Mg)2SiO4、辉石(Fe、Mg)SiO3或铁锰硅酸盐中Fe2+含量均匀化］加以辨认。有十个这样的数据，可把各个球粒陨石组分级列入七类岩石之一。指示数越高，次级变质程度就越大。有些化学 - 岩石类尚不清楚（例如H，L，LL或E1，E2）；另一些又特别丰富（例如H5或L6）。如果有的话，又是哪个组（例如E3-7，LL3-7）在开放系统条件下经受到变质作用以致流动元素和化合物可能被丢失呢，这个问题尚在讨论中。变质作用发生在4.6×109年前太阳系形成后不久，涉及到的温度从3类的大约400℃到7类的1100°C。

由于没有什么已知的内部能源足以部分或全部的瓦解某个小行星，所以必定是碰撞产生了流星（在落向地球上时成为流星），原则上其中的每一个都记录着冲撞的负荷。实际上不同的流星所受冲撞的程度也不相同。很低的压力不会留下痕迹，很高的冲撞压力会引起明显的变化，可用岩石学方法或热发光观察到。球粒陨石中的一些效应能估计出冲撞压力或范围从a（＜5 GPa或＜50 Kbar）直到f（＞57 GPa）的相面。冲撞后的即时温度可能相当高，如f相面≥1200°C；如果受沉重冲撞的物质被一厚层的绝缘喷出物所覆盖的话，温度还会持续地高数年之久。因此，虽然L6f流星的分类一般已给出许多的东西，但特定的信息必须通过详细的研究来获取。例如，这样的角砾石是镁橄榄石球粒陨石的唯一已知来源。其它种类的来自小行星真正表面的角砾石含有被灌进的太阳风，即从太阳表面流出的铁，因而它们可以提供有关太阳表面的物理、化学和同位素信息。

现今的流星记录着相对近期的大灾难碰撞。根据它们放射生成的40Ar的含量（1.28×109年40K衰变产生的），L球粒陨石降落物显然曾被强烈地加热过，据推测可能发生在500 ~ 650×106年前其母体瓦解期间。在早期太阳系中，大灾难碰撞次数可能要频繁得多，但喷出物早已被扫除。因此，地球上收到的是时间和空间均有偏差的地外物质样品。例如，有许多小行星的光谱性质跟已知流星的不一样。

碰撞喷出物通常是分米到千米大小，当晚些时候的碰撞把球粒陨石减小到米大小时，高能（GeV）宇宙射线就诱发产生散裂反应，产生稳定和放射性梭素，由

它们可以测出暴露年龄。球粒陨石的典型宇宙射线暴露年龄为107年或更小些，而铁流星的年龄为108 ~ 109年。年龄的分布随化学组而变。流星落在地球上以后，被kg/cm2厚的大气屏蔽起来，它们不会再受到宇宙射线的轰击和宇宙发生的放射性核素衰变。因此，只要它不是观察到的降落物，测量半衰期不同的放射性核素就可估计出某一流星的地上年龄。

在瞬间穿过大气时，流星以基本上相等的速率发生摩擦加热和消蚀，所以甚至在热导性铁流星中的热作用表面也是很薄的，仅有几毫米。因此，流星的内部在穿过大气时未受影响，除非它后来受到地上风化的作用，它可代表它的空间的状态。回收的流星大小变化很大。最小的仅重1克，落在结冰的湖上而未穿透冰块。最大的重达多吨，其动力能相当于氢弹，产生爆炸陨星坑。特大流星或彗星的冲撞是1908年6月30日通古斯大爆炸的起因，也可能是7千万年前恐龙和其它门类动物在白垩三纪层灭绝的原因。

流星可以落在任何地方，事实也确如此。在有记载期间，基本上是最近200年内，已发现或者看到大约2600颗流星落在南极外。在最近15年里，主要是日本和美国的年度野外考察活动从南极收回了代表1200 ~ 3800次不同冲撞的7500块流星碎片，南极的流星是丰富的，因为那儿的冰幔似乎把流星收集、保存、输送并集中在靠近冰障的老冰区。南极外稀有或不存在的流星类型却在南极频繁发现。甚至普通类型的球粒陨石（H，L和LL）也有不同的分布，非南极的H/L比为1，而南极的却是3。

近期的研究

流星可能是十分复杂的矿物混合物，它们的岩石学（或金相学）、年龄和组成是宇宙化学家主要感兴趣的问题。岩石学研究既能是定性的（用光学或电子显微镜技术确定其纹理），也能是定量的，如年代学和组成研究。定量岩石学主要用电子探针微量分析法。测定流星年龄使用质谱仪，用气体或固体源。激光探针质谱仪和离子探针微量分析仪可以测定单粒或其某些部分的年龄。最近有项新的发展，是用加速器质谱法（AMS）提高测量宇宙射线诱发放射性的灵敏度，可定量测定宇宙射线的剂量及地上年龄。流星或其中颗粒的组成用经典的或基本的化学技术测定主要元素，用气相色谱/质谱测有机物，而用中子活化测痕量元素。中子活化分析时既有'放化分离的也有无放化分离的。

对于特别复杂和重要的样品，常常要进行国际合作研究。各个参与者研究那些已知与其它有关系的选定样品，以探究某个重大问题。例如，1983年一个由22个研究组组成的协作网，对一个美国考察队发现的重31.4克的独特南极流星样品，全面研究了它的岩石学、化学和年代学，以确定它是否来自月亮。总共只消耗1克的样品，最后协作成员们一致得出结论，事实上它是地球上发现的第一个月亮样品。随后，日本一些研究组又鉴定了另两个南极样品，东京国家极地研究所也组织协作对它们做了研究。由于这三个流星显示出不同的特征，表明它们出自月亮表面下的不同深度并在月亮上相隔有未知的地平距离，因此多数意见认为，各个流星是被不同的冲撞作用而喷向地球的。

几年前，一些间接的证据表明六个非南极火成SNC流星可能来自火星。其中两个是辉熔长石无球粒陨石，三个是透辉橄无球粒陨石，另一个是纯榄无球粒陨石。分别在独立事件中产生的前三个月球流星的发现，使人们更加相信这种可能性。此外，在南极维多利亚岛曾发现另一个辉熔长石无球粒陨石（第一个已知的留有火接触痕迹的流星）和一个独特的有关的流星，前者含有稀有气体和氮，其同位素组成表明那是火星大气（据北欧海盗号着陆器的数据）和地球大气成分的混合物。虽然还未形成一致意见，但人们认为，有些或者全部SNC流星可能正是火星样品，因此它们在火星来回取样飞行之前就提供了有关火星的化学信息。

太阳系发生过程能使痕量元素（PPm到PPt水平），尤其是前面列出的12个元素进行分级。事实上，痕量元素是这些过程的很好的标记物。由于它们的初始浓度很低，外力（例如冲撞）引起的一个小的绝对损失（或增高）就会扩大成一个大的相对变化。有代表性的是，人们通过考察某一给定的流星或流星组中的痕量元素模式，或者通过统计方法逐个元素地比较样品群体中的组成就可确定分级作用和它们的起因。一个样品群体中的痕量元素分布可能有很大的变化，因此有些元素是比较其对数正态分布而不是正态分布。在这样的统计比较中，重大差异的数目越大，怀疑被比较的两个样品群体出自同一母群体的理由就越充分。

痕量元素的物理性质不可能与常量的该元素或它的化合物相同。痕量元素不常处于单一相中，其最近的四邻物尚不清楚。键长与强度也不详，可能是变化的。因此，痕量元素的热力学性质是未知的，它们对加热的动力学响应必须用实验方法确定。例如，在对早期太阳系天体相应的温度和环境气氛（10-5大气压H2）条件下，三个Ar稳定同位素在加热原始碳质球粒陨石Allende—周之久的过程中有着不同的反应。被其捕集的36Ar和38Ar在900°C时开始释去，而放射产生的40Ar在500°C时就可测得损失。36Ar和38的表观活化能为190 KJ/克分子，而40Ar只有34 KJ/克分子。这些差异明显地反映出40Ar与40K部位上的辐射损伤有关，而36Ar和38Ar则是处于其它未损伤部位上。

在Allende样品中曾测过许多其它元素，例如，Bi和Te开始在400°C时失去，而In却是600°C，Bi和Te的表观活化能为10 ~ 12 KJ/克分子，In的为88 KJ/克分子。因此，Bi和Te的流动性比40Ar 更大，这可能是由于它们靠快离子传导扩散的缘故。相比之下，In的流动性较小。在流星中它们开始都只有PPb水平，因此可以预期，如果流动性痕量元素存在于充分加热而失去40Ar的流星中，那么至少也会失去Bi和Te。事实上，与那些冲撞到较低压力的相比，冲撞超过22 GPa的L球粒陨石降落物中，12种痕量元素中大量失去的就有11种。沉重冲撞的L球粒陨石降落物的这种模式，暗示其中有些元素被蒸发掉了，另一些地质化学性质类似于Fe和FeS的元素（分别为亲铁和亲铜元素）在≥988°C时也从FeS-Fe共晶熔化物中失去了。在冲撞熔化的LL7球粒陨石和Yamato74160中，在生成E4-7，球粒陨石、顽火无球粒陨石和结合铁的原始顽辉石流星物质的次级热变化中，显然也发生过类似的分级过程。

本文还要论及一个近来相当有争议的问题，即在最近一百万年内地球上流星流量的性质是否有变化？有人指出，稀有或独特的南极流星的数量很大，南极流星和非南极降落物中普通球粒陨石的相对比例也不相同，这说明可能有这样的变化。为了考察这样的可能性，曾用中子活化分析测定过两个样品群中30多个H5球粒陨石中的13种痕量元素，包括易于被演变过程造成流动的痕量元素。这两个样品群分别是非南极降落物和南极维多利亚岛的回收物。更近期的H4-6球粒陨石的数据是分析25个维多利亚岛的样品和43个非南极降落物的结果。统计比较这些数据表明，13种元素中有8种的浓度大不相同，这使人们有充分理由怀疑这两个样品群来自同一母体群。当用其它方法，即考虑两个表观活化能大不相同的元素间的关系时，其差异就更为明显。

原则上讲，这些差异反映了下列的某个或多个起因：数据处理的伪差、南极样品在地球上滞留0.3 ~ 1×106年间由于风化起了变化或地外来源在随时间而变。第一个可能的，起因，在用各种各样的方法处理数据后被排除了，因出现的差异基本上相同。南极的风化因素也可排除。第一，流星的南极风化必然造成从样品内部到环境的浸取损失，但差异大的8种元素中，有6种在南极样品群中的含量却高于非南极样品群，这就排除了浸取因素。按理讲，非南极样品群的所有样品都是在降落后不久收集并随后收藏在博物馆的，它们不会受到风化的影响。第二，岩石学方法确定的冲撞效应及宇宙发生53Mn的含量在这两个样品群中也大不相同，而它们又都是不可能受地上风化影响的。第三，热发光研究已经证实它们的冲撞效应有差异。

剩下来的只能是某种地外原因，可能是一种与时间有关的因素造成了这种差异，这种假说目前很有争议。蒙特卡洛统计随机法计算小行星环喷出物的结果表明，在至少107年标度内流向地球的通量是恒定的。因此，现在和105 ~ 106年前从小行星到达地球的流星应该出自同一来源。但这并不一定是阿波罗小行星的情况，它们包括仅有的三个已知的S型天体，即光谱性质类似于普通球粒陨石的天体。1983年有人指出，阿波罗小行星在200年内仅有少量流星到达地球，如非南极降落物代表的流星。但有的计算却表明，在南极流星的105 ~ 106年时标内，地球上应能有效地捕获到阿波罗小行星物质。因此，阿波罗碎物可能在南极群体中占优势，而现今的稳定降落物背景可能代表小行星环碎物。

很清楚，如果这种流星流量变化的假说可以看作是对的话，那么还有必要进行许多其它的试验。然而无论它正确与否，它已促使人们重新考虑流星到达地球的动态过程。事实可能会证明，南极是一个来自某些天体的地外物质源，这些天体早先没有产生流星，今后也确实可能不再会产生流星。

结 论

就流星的本性而言，它们是具有多学科意义的物体。一项研究比如说化学分析的结果常可用于其它领域，最后还可用于研究轨道动力学。南极流星不仅用来研究地外过程，而且可用作冰幔历史及动力学的探针。早期研究流星的经验曾为阿波罗月球样品的正确处理、收藏和分析提供过指导。这些样品的研究又导致一些特别灵敏技术的进一步发展，这些技术现在正用来分析流星以及高空航空器收集的和海洋沉积物中的可能来自彗星的微克量大小的星际尘埃粒子。过去30年的流星研究已提供了大量有关太阳系的知识，它的研究现在方兴未艾，还在迅猛发展。

[Anal，Chem 58（9），1986年]