碰撞作用与类地行星起源探讨

第２　４卷第２期　地球化学　Ｖ０１．２　４．Ｎｏ．Ｚ　１　９９　５年６月　ＧＥＯＣＨＩＭＩＣＡ　Ｊｕｎｅ，ｉ９９　ｔ１０一／＇７－－Ｏ　碰撞作用与类地行星起源探讨　，ｆ　ｑ　麴　陈永亨林杨挺尸　／　（中国科学院广州地球化学研究所，广州　Ｉｏ６４０）　＾’Ｉ　摘要　类地行皇挥发性元素普谊亏损很可能是由于太阳星云早期剧烈的太阳活动ｊＩ　起的。当气体、尘粒、挥发性元素和水被驱赶出内太阳系时，只有米级到公里级的物质保存下来　并堆积成星子，最终吸积星子形成类地行星　我们认为类地行星的初始物质主要是已分异的星　子和一些未分异的球粒陨石质星子或不同类型的陨石母体，最靠近太阳形成的星子具有最低　的Ｆｅｏ，（Ｆｅｏ＋ＭｇＯ）值，水星是在靠近太阳的高度还原条件下吸积成分类似ＥＨ球粒陨石　的星子形成的。地球的初始物质为分异的铁陨石及Ｈ群球粒陨石。虢着距太阳距离增大及温　度降低，陨石形成的部位大致为：　ＥＨ、ＥＬ—ＩＡＢ—ｓＮｃ（辉玻无球粒陨石、辉橄无球粒陨　石、纯激无球粒陨石）一Ｅｑｃ（钙长辉长无球粒陨石）一Ｈ、Ｌ、ＬＬ—ｃＶ、ＣＭ、ｃｏ—ｃＩ一彗星。　物体之间、星子之间及行星与星子之间的碰撞对太阳系的形成和演化起着重要的作用。　关键词　醒，堂塑，呈　、纣墟，　潭　１前言　从陨石学及天体化学角度研究太阳系的起源和演化表明，物体之间的碰撞对太阳系　演化起着相当重要的作用，这种碰撞效应遍及各个阶段，从星云尘粒中平面内的低速碰撞　粘附为颗粒开始，继之由米级到公里级的物体生长为星子，到最后吸积形成行星大小的物　体。这些较小物体进入行星的过程中发生过无数次的碰撞，剧烈的碰撞达到顶峰时，导致　行星斜置和翻转，行星的亚星云拉长并形成月球，水星的硅酸盐幔剥离　，行星形成的晚　期阶段或形成后，剧烈撞击仍有时发生，其冲击效应在月球上明显可见，延续至今，小行星　与地球相撞产生的灾变事件也有发生。关于构筑行星的问题是整个太阳系起源的基本阃　题，对此研究有两个主要的困难：其一，我们仅有一个行星系统可供研究。太阳系距最近　恒星的距离超过行星系统尺度的５０，０００多倍　，整个太阳系位于一个平面，大多数物体的　轨道在同一方向旋转，表明太阳和行星具有共同的成因，并把形成巨行星的规则卫星（在　赤道平面内顺行轨道的卫星）看成是小型的太阳系或形成行星的星云盘；其二，我们不了　解初始状态，仅见到最终的产物（行星、卫星、小行星、陨石及彗星）。关于形成类地行星的　初始物质，曾提出过行星的陨石堆积模式　，Ｉ即根据各类陨石形成的物理化学条件和部　位，认为水星的初始物质为高铁的顽辉石球粒陨石（ＥＨ）和低铁的顽辉石球粒陨石（ＥＬ）　第一作者简介：王道德男６１岁研究员陨石学及天体化学　国家自然科学基金资助项耳　收稿日期１９９４一ｏ９—２５，改回日期１９９４—１Ｄ一１４　维普资讯 http://www.cqvip.com

２期　王道德等：碰撞作用与类地行星起潦探讨　金星为ｌＡＢ铁陨石；地球为ＩＡＢ铁陨石和高铁普通球粒陨石（Ｈ）；火星为普通球粒陨　石，包括高铁（Ｈ）、低铁（Ｌ）及低铁低金属（ＬＬ）球粒陨石；类木行星为碳质球粒陨石　和彗星物质。本文试图对太阳系内的撞击作用、行星及陨石的成分特征进行综合研究，进　一步探讨形成类地行星的初始物质、形成和演化过程及其与碰撞作用的成因联系。　２行星和卫星表面的撞击作用　行星和卫星较老的表面充满着无数的坑，从霏近太阳的水星到天王星、卫星表面均受　到过强烈的撞击，月球为典型例子，月球的吸积作用和月壳的固化作用约发生在４４４０Ｍａ　前，而月球表面最老的景观主要是由冲击事件造成的。约在３８００Ｍａ以前月表至少有８Ｏ　个直径大于３００ｋｍ的盆地和１０００个３０－－３００ｋｍ的坑，最晚形成（３８５０Ｍａ）的多环盆　地为东海（Ｍａｒｅ　Ｏｒｉｅｎｔａｌｅ，外环形山直径为９００ｋｍ）及雨海盆地（Ｉｍｂｒｉｕｍ），之后这种　碰撞的密度急剧减少。最晚的冲击事件约发生于１Ｏ０Ｍａ前并形成直径为８５ｋｉｎ的第谷　（Ｔｙｃｈｏ）坑，相应于地球上白垩纪一第三纪界线的灾变事件。与月球表面相似，水星、火星　及巨行星的卫星也显示剧烈成坑的表面。目前估计，地球上约有２００个直径大于１０００ｋｍ　的环形盆地　，这表明地球表面也遭受到直径约为几百公里冲击体的撞击，但因地球的侵　蚀作用而未保存下来，且地球上没有年龄大于３．９Ｇａ的岩石。上述事实表明，月球上大多　数的冲击事件都较早，其中断点约为３８６０Ｍａ，行星和卫星的成坑记录提供了它们的早期　历史，从研究坑的形貌、效应、表面改造作用的相对年龄、喷射层是否由火山或由冲击作用　产生的等等，均可提供大量的信息。另一个重要的目的是评估冲击体的性质，即冲击体是　否为彗星、小行星、环行星轨道的碎块，还是吸积作用剩下的抛射体或入射体。应当指出，　目前我们观察到的行星和卫星表面上坑的分布，仅记录了最后产生的冲击效应，因为新形　成的坑或盆地湮没了老的坑，即形成固体壳以来经历了许多次表面的改造作用。在行星　表面保存有许多大的坑提供了以前存在有星子的直接证据，行星是由一系列不同的物体　或星子吸积形成的，而不是由尘粒直接吸积形成的。同时也表明，太阳系有很多大的物　体，行星的吸积作用决不是有规则的，不仅存在有原始的物体，而且还有许多大物体之间　的碰撞产生的次一级的物体，如雨点式的抛射体。　此外，冲击作用的另一个效应是冲击诱发含水硅酸盐去挥发分作用和Ｈ同位素的分　馏作用，这对于火星大小的物体可能是很重要的。按坑大小增加的顺序可划分为简单、复　杂一不成熟的、复杂一成熟的、中央峰坑（或原盆地）、峰一环形盆地（或二环盆地）及多环盆　地　。从简单坑转变为复杂坑主要受重力、靶物质强度和冲击能量的控制，其中重力是很　重要的因素。在类地行星中，由简单坑转变为复杂坑，除火星外，随着重力减小（重力减小　顺序为地球一水星，３７０ｇ·ｃｍ／ｓ　一月球，１６２ｇ·ｃｍ／ｓ　）坑的直径增大　。　在早期太阳系内与大的物体（大到地球大小）碰撞可使行星的轨道倾斜，如土星赤道　与轨道倾角为２６。７　、海王星为２　９。８　、天王星９７。、木星仅为３。１　、水星为０。、金星约１　７７。、　地球２４。２５　、火星２　。　，行星倾角如此之大的变化很难用其他的机制进行解释。此外，吸　积过程中由去气作用产生的原始大气，也因晚期大的撞击事件而被除去，因此，类地行星　的大气是次生的，星子可能是水（含水矿物）的主要来源，但不清楚的是这种来源是否能解　维普资讯 http://www.cqvip.com

地　球　化　学　释地球挥发性元素的聚集，另一种可能是地球大气中大部分来自彗星，如果有ｌ０％的冲击　体为含水５０％的彗星，那么就可达到地球海洋水的质量，但这种假设是否合理尚待研究。　水星冲击坑的大小和频率分布类似于火星或月球高地，仅水星表面缺少直径小于５０　ｋｍ的冲击坑，这可能是由于晚期成坑作用过程中形成冲击坑的平原造成的。内太阳系　晚期大的冲击不同于木星，因为岩石质行星表面的成坑作用主要受到内太阳系内剩余物　体大小和数量的限制，而外太阳系则有大量的物体和彗星，木星和土星可能是内太阳系　岩石物质与外太阳系冰质星子之间交换的屏障。关于水星的成因问题，目前认为水星是　高密度的行星，并具有高的Ｆｅ／硅酸盐值。对此，Ｔａｙｌｏｒ　提出，巨大的碰撞不仅可使水　星的硅酸岩幔丢失，而且还保留了冲击体的金属核和一些幔的物质并重新吸积形成现在　的水星。Ｃａｍｅｒｏｎ￣通过计算机模拟认为质量约为０．２永星质量　冲击速度为２０ｋｍ／ｓ的　冲击体，便可使原水星幔碎裂、瓦解和剥离。金星上未见有大的盆地，可能其表面太年青　而未保存任何记录，因月球及其他行星的盆地都约在４０００Ｍａ以前形成。火星仅保存少　数几个大的盆地，因为火星上地质活动频繁，可能掩饰了一些冲击成坑事件的记录。　关于月球的成因，提出五种模式：（１）轨道捕获；（２）快速旋转的地球分裂形成月球；　（３）形成双星；（４）进人星子的崩解；（５）火星大小星子撞击地球。Ｔａｙｌｏｒ根据月球的动力　学和地球化学特征提出大的撞击模式　，即０．１—０．２地球质量的物体或冲击体与地球碰　撞，月球来自冲击体的幔，而不是来自地幔，这可解释月球与地幔之间地球化学的差异。这　一高能事件不仅可形成月球岩浆洋，而且还引起地幔熔融。计算机模拟也表明组成月球　的物质主要来自冲击体的幔，而不是来自地球。因此，月球与水星相反，月球具有低的密　度和低的Ｆｅ，硅酸盐值并富难熔元素。水星和月球的形成均与大的撞击事件有关。　应当指出，大的撞击事件对生命的起源和演化有很大的影响。一方面，大的撞击事件　（．４０００Ｍａ以前）可ｊ【起全球性的生物灭绝，而后又重新开始。因此，生命的起源发生于　４０００Ｍａ前左右。Ｓｃｈｉｄｌｏｗｓｋｉ“ａｌ　．指出，在Ｉｓｕａ变质沉积物中碳同位素的证据表　明，在３８００Ｍｓ以前就存在有微生物，而澳大利亚的Ｗａｒｏｏｎａ群中有３５６０Ｍ￣．以前的叠　层石（细菌化石），而内太阳系内在３８００Ｍａ以前大的撞击已基本结束。叠层石的证据表　明生命的进化是很快的。另一方面，陨石可以提供非生物的有机化合物，由于大气减速而　使陨石小碎片或彗星尘粒以软着陆的方式到达地球　，这对生命的起源具有深远的意义。　此外，浅的陆架壳厦深海热水环境有利于生命的进化；大气内闪电及太阳的紫外辐射可以　产生复杂的有机化合物，如大的撞击发生于由磷酸盐沉积物构成的浅海陆架，将有太量的　ｃ　挥发而进人大气井产生暂时的温室效应，使平均温度约为１０Ｋ持续时间可达１０　ａｌｅ０，　借此可解释长时间的古生物灭绝的记录范围。　３行星的星子堆积模式　球粒陨石为形成内太口星云的唯一物质，也是吸积形成类地行星星云物质的标本。最　还原的球粒陨石（ＥＬ、ＥＬ）在最靠近太阳的部位形成，而最氧化的球粒陨石（ｃＭ、ｃ１）在　远离太阳的部位形成。随着距太阳距离增大，氧化程度增高，难熔亲石元素丰度和温度降　低。据此，提出了不同类型陨石形成的大致部位和行星的陨石堆积模型　，认为形成行　．　‘　、．　维普资讯 http://www.cqvip.com

２期　王道德等：碰撞作用与类地行星起源探讨　１１　３　星的初始物质可分别用不同类型陨石物质来表示，这样更能表征太阳星云的化学分馏作　用和形成的物理化学条件；行星是由非均一吸积形成的，如地球，具有原始的地核（ＩＡＢ铁　陨石）和慢（Ｈ群球粒陨石）。这种观点对深人研究类地行星的起源是很有意义的。但近　年来，在南极和非南极地区（包括沙漠地区）回收的陨石年发现一些特殊的或新的陨石类　型，如月球陨石、火星陨石、ＣＲ、ＣＫ、ＣＨ（ＡＬＨ８５０８５，Ａｅｆｅｒ　１８２，２０７，２１４）　及Ｃａｒｌｉｓｌｅ　Ｌａｋｅ（ＡＬＨ８５　１　５１，Ｙ一７５３０２，Ｙ一７９３５７，Ｙ一８２００２，Ａｃｆｅｒ　２１　７，ＰＣＡ９１００２．９１２４１）等球　粒陨石类型，它们不属于任何一种已知的陨石类型（ＥＨ、ＥＬ、Ｈ、Ｌ、ＬＬ、ＣＭ、ＣＶ、ＣＭ及　Ｃ１）。Ｒｕｂｉｎ　ａｎｄ　Ｋａｌｌｅｍｅｙｎ　根据球粒陨石群之间的结构、矿物学、化学及氧同位素组　成的差异，提出Ｈ、Ｌ、ＬＬ、ＥＨ、ＥＬ及Ｃａｒｌｉｓｌｅ　Ｌａｋｅｓ形成于内太阳系，而Ｃ／一ＣＲ、ＣＭ—　ＣＯ及ＣＶ—ＣＫ在较远离太阳的部位形成。ＣＨ为细粒富金属的球粒陨石质表土角砾　岩，即富铁的碳质球粒陨石，Ｋａｋａｎｇａｒｉ也属于独特的球粒陨石质陨石。以上说明在太　阳系内可能有大量的陨石母体，只不过是我们还没有收集到样品，很可能还有一些已吸积　形成行星的岩石质母体或星子已不存在了。因此，行星很可能是由一系列不同的星子吸　积形成的。　３．１量子儡锐　在行皇吸积阶段有大的初始物质存在，即星子。星子的术语用于吸积形成类地行星　任何大小的物体。虽然一般限于直径小于１００ｋｉｎ的物体　，但根据目前星子假说的叙　述，认为在早期阶段旋转的太阳星云盘内尘粒组合成块，通过米粒级大小的团块到公里级　物体井最终达到数百公里到数干公里，这些早期的物体称为星子　，它们可作为构筑类地　行星及巨行星岩石核的积木或结构单元。　据已有的资料，星子假说的主要依据为：　（１）如前所述，行星的表面历史（成坑作用的记录等）表明，大多数大的冲击坑和多环　盆地形成都很早，老的表面都遭受到不同大小冲击体的撞击，如在月球近边的风暴洋直径　可达３２００ｋｍ，月表上大多数大的撞击事件约在３８６０Ｍａ已基本结束，表明吸积星子形成　行星过程中和形成后不久便受到剩余星子的撞击，水星及火星表面也在这时遭此厄运。　（２）大多数行星的倾角（赤道面与轨道平面）变化较大，包括缓慢逆行的金星，它们是　早期太阳系内行星与大的物体（可进地球太小）碰撞的最好证据。高密度的水星及低密度　的月球与大的撞击事件有关。　．　（３）通常将太阳系划分为内太阳系岩石质行星及外太阳系气体质行星，实际上应分　为类地行星或内行星、气体巨行星（土星和木星）及冰巨行星（天王星和海王星），冥王星划　分为较小的物体。相对于气体巨行星，冰巨行星亏损Ｈ和Ｈｅ，但合有较高比例的较重元　素，木星与土星的成分既不相同又不与太阳丰度相匹配ｔｔ　，没有一个巨行星具有太阳的组　成，所有的巨行星约具有ｌ０—２０个地球质量的岩石棱，其气体、岩石值也不是太阳的比　例，困此，它们不代表原始星云的成分，表明气体星云有丢失，这可能与早期激变的金牛　【座］Ｔ型星及ＦＵ　Ｏｒｉｏｎｉｓ活动有关，这些事件发生于太阳到达主序星前的１　ａ之内，　木星在气体被驱散之前形成，之后形成土星、天王星和海王星，大量气体被吹走，因此，巨　行星是由两个阶段形成的，而不是由原始星云单阶段的重力塌缩形成的。在吸积岩石和　冰形成外行星的过程中，内太阳星云的星子还很小（１０　地球质量），不能捕获原始大气，　维普资讯 http://www.cqvip.com

地　球　化　学　但它们必须大到不被早期太阳活动强的恒星风吹走而残存下来，故内行星（Ｏ．６５一１．２ＡＵ）　是在无气体的环境下由残存的星子吸积形成的。　（４）类地行星的成分、密度及氧同位素组成是不同的，因为它们不是由细的尘粒吸积　的，而是由分异的星子（包括晚期阶段较小的行星体）吸积的，它们保存了某些成分差异和　星云内分馏作用的记录，表明行星是由局部的太阳星云组合而成，并伴随有混合作用，因　碰撞可导致质量的丢失，故行星的成分变化不仅仅是随日心距离简单的变化，很可能是由　于有一些星子的径向迁移造成的。因此，行星可能是由有限的带组合，或者是由不同成分　随机的星子组合的，表明很早形成的星子有横向的混合。虽然小行星成分变化大，但小行　星带具有带状构造，将主小行星带划分为　：火成的（向日２．７ＡＵ）、变质的（～３．２ＡＵ，与　液态水作用）及原始的（外部３．４ＡＵ），内带以分异的类型（ｓ型小行星，不同比例的金属、　橄榄石及辉石，其母体为撇枕陨铁和一些铁陨石）为主；外带以具低反照率的原始类型（表　面成分类似ｃＩ及ＣＭ球粒陨石）为主。两者之间主要为变质的小行星，三种类型的相　对丰度见图１。由此可见，向日为２．０ＡＵ的所有物体都是“火成”的，到３．５ＡＵ火成小行　星减为零，这意味着类地行星（Ｏ．３８７一１．５２４ＡＵ）是由火成的（分异为金属和硅酸盐）星　图ｔ三种类型小行星的相对丰度随匪太阳距离增加而变化…　Ｆｉｇ．１　Ｖａｒｉａｔｉｏｎ。ｆ　ｔｈｅ　ｒｅＩａｄ　ｂｕｎｄ。ｎｃｃ　ｏｆ　ｔＬｒｃ￣ａｓｔｅ　ｒｏｉｄ　ｓｕｐｅｒ￣ｌａｓ　Ｂｅｓ　ｗｌｔｌｚ　ｉ．￣ｒｅａ　ｓｉ．ｇ　ｄｉｓｔａｎｃｅ　ｆｒ０Ⅲｔｈｅ　ｓｔｉｆｆ　Ｇ日／Ｎｌ＾１０‘　图２　９个球粒陨石群［ｒ／Ｎｉ－－Ｏａ／Ｎｉ关系“’　Ｆｉｇ．２　ＲｅｌｓｄｏｔｔｓＬｉｐ　ｂｅｔｗｃｅ￣Ｉｔ／Ｎ［ａｎｄ　Ｇａ／Ｎｉ　ｏｆ　Ｂｉｎ￣ｇ　ｒｏｕｐｓ　ｏｆ￣ｈｏｎｄｒｉｔ￣＝ｔ　１　维普资讯 http://www.cqvip.com

２期　王道德等：碰撞作用与类地行星起源探讨　子吸积形成，并可能有少许原始型（如ｃｉ）的物质加入。　早期的太阳活动提供了分异小行星的热源，类地行星区内靠近太阳的星子温度较高。　与陨石相比，挥发性元素（较低的Ｋ／Ｕ值）亏损增高。　（５）如果行星是由尘粒吸积形成的，那么行星应具有比较均－一的成分，但事实并非如　此。陨石的证据也说明，单个的陨石为不均一的集合体，由几种组分的混合物组成或者陨　石是较大物体的碎片，陨石的母体小行星之间，虽然成分上十分不同，但各自母体的成分　很均一，表明它们在聚集的早期阶段是选择性吸积硅酸盐、金属或硫化物颗粒，．或球粒和　基质。现有的研究表明星云既不是均一的，也不是成带状的（图２）。吸积形成球粒陨石母　体之前难熔相就已发生过分离作用（图３）。而且大多数陨石群在Ｆｅ－ＦｅＯ坐标图上不在　斜率为１的直线上（图４）。Ｋｅｒｒｉｄｇｅ　ａｎｄ　Ａｎｄｅｒｓ“　提出球粒陨石元素的分馏作用模式，　最低应有七种化学上不同的组分，它们或者是彼此分离，或者是与星云气体分离。这些组　分是：④早期难熔凝聚物；②球粒中重熔硅酸盐；③未重熔硅酸盐；④重熔金属；⑤未重熔　金属；＠硫化物；⑦挥发性元素。我们认为，它们也是吸积形成星子之前和之后的主要组　分。如上所述，吸积形成类地行星的星子也是分异的并发生过金属一硅酸盐的分馏作用。　无球粒陨石的年龄ｊ贞４定表明，Ａｎｇｒａ　ｄｏｓ　Ｒｅｉｓ（ＡＤＯＲ）的　７Ｐｂ］　Ｐｂ为４５５　１±４Ｍａ、　”　Ｓｍ／“　Ｓｍ为４５６４±３７Ｍａ；Ｊｕｖｉｎａｓ（钙长辉长无球粒陨石）的　。ｒＰｂ／￣Ｐｂ为４５３　９土　４Ｍａ　１４７Ｓｍ／“　Ｓｍ为４５００±６０Ｍａ、　＇Ｒｂ／　为４５００±７０Ｍａ；Ｉｂｉｔ￣ｒａ（钙长辉长无球粒陨　石）的　ｈ／　Ｐｂ为４５５６±６或４５６０±３Ｍａ＇￣ＴＳｍ／　Ｓｍ为４４６０±２０Ｍａ等　。这表明在　太阳系内很早就开始了火成作用，即熔融和分异作用，但也发现有原始的而不是火成成因　的橄辉无球粒陨石，碳（包括金刚石）的丰度高，并含有原始稀有气体，氧同位素组成变化　大，类似于Ａｌｌｅｎｄｅ　Ｃ３球粒陨石的暗色包体，认为是ＣＶ球粒陨石冲击熔融的物质。铁　埙石也属于分异的陨石，熔融和固化作用也很早（４．４Ｇａ），铁陨石来自各种各样的母体，　图３　９个球粒陨石群ｎｌ／Ｓｉ及Ｉｒ／ａｕ值变化“　Ｐｉｇ－３　Ｖａ　ｒｉａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ａ１／Ｓｉ　ａｎｄ　Ｉ　ｒ／Ａｕ　ｒａｔｉｏｓ　ｆｏｒ　ｕｉ　ｎｅ　ｇｒｏｕｐｓ。ｆ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅｓｕ　维普资讯 http://www.cqvip.com

１１６　地　球　化　学　１９９５年　这与星子假　兑是一致的。铁陨石的暴露年龄超过１０００Ｍａ，并出现４００（［ＶＡ铁陨石群）和　６５０（１１ＡＢ铁陨石群）Ｍａ的峰值，约４０％的铁陨石由单次碰撞产生，其他的铁陨石（１ＡＢ　及ＨＡＢ）经历了四次碰撞及过去１　０亿年内无数次的碰撞，约有大于５０％含金属的小行星　是熔融的，但类地行星核的形成要求高度的熔融。橄榄陨铁及中铁陨石可能来自分异小　行星的核一幔边界。　图４还原Ｆｅ（Ｆｅ。及Ｆｃｓ）一氧化Ｆｅ（ＦｅＯ　）关系　Ｆｉｇ．４　Ｒｅｌａｆｉｏｎ　ｓｈｉｐ　ｂｅｔｗｅｅａ　ｔｈｅ　ｒｅｄｕｃｅｄ　Ｆｅ（Ｆｅ。ａｎｄ　ＦｅＳ）ａｎｄ　ｔｈｅ　ｏｘｉｄｉｚｅｄ　Ｆｅ（ＦｅＯｚ）　３．２行墨吸积的顺序　据现有的资料　，约在４．６—４　７Ｇａ以前，从ｌＯ“银河系的一个旋臂的分子云分离出不　太大和旋转不很快的一块分子云，低质量和低角动量使分子云向中心凝聚，物质由７Ｏ％的　Ｈ、２７％的Ｈｅ及２％一３弼的较重元素组成。缓慢旋转的分子云分离并开始塌缩为气体　一尘埃的旋转星云盘，即原始太阳星云；约在４５６０Ｍａ以前，由于多期次复杂的凝聚和蒸　发作用形成难熔ｃａ—Ａｌ包体（ＣＡＩｓ），这一事件可能发生于旋转星云盘未完全建立的早　期阶段；继之，金属、硫化物及硅酸盐尘粒开始沉人星云的中平面（１Ｏ　一ｌＯ　ａ）并发生分　馏，硅酸盐选择性地组合在一起，以便在瞬间加热时毫米级的硅酸盐熔融形成球粒。与　ＣＡＩｓ相反，大多数球粒是由单次熔融产生的，当形成致密的尘粒状旋转星云盘时，金属、　硫化物及球粒因相互碰撞，并在低速下粘在一起形成球粒陨石质陨石，最后达到公里级的　物体或星子；在星云内的这些事件过程中，太阳达到氢燃烧阶段，当它进入主序星时，强烈　的和激变的ＦＵ　Ｏｒｉｏｎｉｓ及金牛【座］Ｔ型星开始活动，持续时间为１０　ａ，强烈外流的太阳　风驱赶了内星云的Ｈ、Ｈｅ及其他气体，加热驱赶内星云的挥发性元素，这种挥发性元素　与难熔物质的分离，已被玄武岩质无球粒陨石低的初始ｓｒ同位素比值所记录，并发生于　约４５５５－－４５６０Ｍａ，水冰被移出到约４ＡＵ的雪线，已凝结为星子的物质保存在内星云内，　并作为构筑类地行星的块料；约在５ＡＵ快速吸积星子形成具有１Ｏ个地球质量的木星核，　Ｈ、Ｈｅ及其他气体和水冰组分在原木星核上重力塌缩（持续时间１　０　），由于木星快速生　长阻止了目前在火星位置和小行星带内形成大的行星；之后，在如、２Ｏ及３０ＡＵ处有类似　维普资讯 http://www.cqvip.com

．　ｕ．■■　２期　王道德等：碰撞作用与类地行星起踉探讨　１１　７　的核缓慢生长，并分别形成土星、天王星及海王星。土星较木星生长的时间长两倍，天王　星的吸积时间约为１　０　，海王星的吸积时间比内行星长两倍；在内星云内气体被驱走，　余星子在无气体的环境下堆积形成类地行星（持续时间为１０　－１０　ａ），小行星带内大量的　物质或者吸积到木星或者被扔出太阳系，剩下小行星的总质量约为月球的５弗　火星在缺　少碰撞带内生长，而水星除因碰撞丢失相当大的质量外，在最靠近太阳的部位生长，约在　４４４０Ｍ￣以前火星大小的物体冲击地球而形成月球，类似的冲击使金星逆向旋转和使水星　硅酸盐幔移出，在外太阳系大的碰撞事件使行星倾斜，并形成木星、土星和海王星的规舭　卫星，称之为亚行星星云ｏ　４讨论　关于形成类地行星的初始物质，曾提出行星的陨石堆积模型　，推测ＩＡＢ铁陨石　（地核）和Ｈ群球粒陨石（地幔）很可能是形成地球的初始物质，对此，我们在二级轻气炮　装置上对吉林陨石（Ｈ群）及南丹铁陨石样品进行了冲击压缩线的铡量和状态方程的趼　究　。吉林陨石的冲击压缩线介于纯槭岩和月球玄武岩之间，表明它们具有相近的动　态压缩性质。当神击压力大于７０ＧＰａ时，出现亚稳态的高压相，其零压密度为４．４２５ｇ！　ｃ　ｍ３，比下地幔的模型密度４．１０—４．１　５ｇ／ｃｍ￣　高，若扣除金属和硫化物组分对密度的影　响，吉林陨石硅酸盐高压相零压密度为４．０６８ｇ／ｃｍ￣。吉林陨石金岩高压相与硅酸盐高压　相零压密度差为０　３５７ｇ／ｃｍ３。在Ｐ—ｐ图上，若把吉林陨石冲击压缩线左移０．３５７ｇ／ｅｒａＪ，　则其冲击压缩线正好落人下地幔的压力一密度分布范围内，这对地球形成的星子堆积模型　的建立具有重要意义。根据对南丹铁陨石（Ｆｅ９２．５％、Ｎｉ６．８％、ＣｏＯ．４７％）样品的冲击压缩　实验（２０－－２０８ＧＰａ）结果，获得了南丹铁陨石的状态方程　”，据此求得内、外地核界面的　密度为１　２．８３—１３．４Ｉｇ／ｃｍ　，温度为５４４０－－５６８０Ｋ，地心处物质密度为１３．１　２－－１　３．７３ｇ／ｃｍ３，　温度为５６６０－－５９９０Ｋ，与纯铁内外地核交界面和地心处的温度相比要低一些，因为Ｆｅ—Ｎｉ　台金密度高于纯铁的密度，在热压恒定的情况下，密度大则温度降低，借此可以认为内地　核很可能由Ｆｅ—Ｎｉ台金构成，而不是纯铁，这又为地球形成的星子堆积模型提供了佐证，　即地核的物质来源主要是分异的星子（已分异的核和幔）。此外，根据对我国新疆铁陨石　（重钧２８０演化历史及成因的研究　，该铁陨石母体经历了充分的岩浆分异作用，并与大　行星母体金属核具有相似的化学组成分布。　综上所述，我们认为形成类地行星的初始物质不仅有已分异的星子，而且还可能有少　量未分异的星子，它们是通过非均一吸积不同大小和化学组成的星子形成的。根据内行　星区计算机模拟　，在最终扫尽星子之前约有超过１　Ｏ０个月球质量（７．３５×１　０　），１０个　大于水星质量（３．３９×１０　）的星子簇，大多数的星子吸积形成金星和地球，因为火星　的质量约为地球质量的１／１０，而水星约为地球质量的１／２０。目前约有５ｏ％－－７５％的地　球质量来自这些大的星子，其余则来自大量小的物体，较大的星子已经历了熔融分异阶　段，并形成核和幔。　。　关于太阳系行星及不同类型球粒陨石形成的部位与日心距离的关系问题，大多数字　宙化学家都承认这样一个事实，球粒陨石是星云物质的样品，最还原的ＥＨ、ＥＬ球粒陨石　维普资讯 http://www.cqvip.com

地　球　化　学　最靠近太阳形成，最氧化的ＣＭ、ＣＩ球粒陨石远离太阳形成，随着距太阳距离增大而温度　和压力减低，难熔亲石元素丰度和氧化程度Ｆ￣Ｏ／（ＦｅＯ＋ＭｇＯ值）增高，相应地最靠近　太阳形成的星子应具有最低的ＦｅＯ／（ＦｅＯ＋ＭｇＯ）值，靠近太阳形成火成分异的陨石　（如钙长辉长无球粒陨石、紫苏钙长无球粒陨石等）。因此，台Ｆｅ—Ｎｉ金属的球粒陨石，其　ＦｅＯ／（ＦｅＯ＋ＭｇＯ）值可作为距太阳距离的指示剂。此外，小行星的分带状性，即向太阳　的小行星带内带主要为分异的母体，外带则主要为未分异的母体，也反映了温度随距太阳　距离增大而降低的趋势。类地行星金属铁的含量随着远离太阳而逐渐降低，Ｆｅ。／Ｒ值减　小。以上表明，星子和球粒陨石曾发生过化学分馏作用，虽然，类地行星是随机吸积不同　成分的星子或不同成分陨石母体形成的，但上述距日心距离效应仍是较明显的，ＣＭ、ＣＯ　及ＣＶ球粒陨石大的氧同位素异常也说明它们是在远离太阳的部位形成的。球粒陨石形　成的部位∞　为（温度降低的序列）；ＥＨ、ＥＬ（～０．７Ａｕ）一ＩＡＢ—ｓＮｃ—Ｅｕｃ—Ｈ、Ｌ、ＬＬ　（一２．５Ａｕ）一ｃＶ—ｃＯ、ＣＭ，即Ｅ形成于０　７ＡＵ内，普通球粒陨石形成于小行星内带，碳　质球粒陨石形成于小行星外带或以外。　此外，随着远离太阳类地行星的Ｒ含量降低，水星、金星、地球及火星的Ｆｅ含量分　别为５６０、２８０、２８０及２５０ｍｇ／ｇ，金星和地球的Ｆｅ含量类似于普通球粒陨石（一２　８０ｒａｇ／　ｇ）　，”，Ｆｅ的氧化作用对行星密度的影响较小，如球粒陨石物质的密度为３．７０ｇ／ｃ　，若有　２００ｍｇ／ｇ的Ｆｅ氧化为ＦｅＯ，并形成Ｆｅ　ＳｉＯ”密度为３．６６ｇ／ｃｍ￣，如形成Ｆｃ，Ｏ　密度为　３．６４ｇ／ｃｍ３，因此，地球（５．５２ｇ／ｃｍ’）与火星（３．９４ｇ／ｃｍ３）之间的平均密度差，表明地球具有　更多的金属Ｆｅ，火星比金星和地球更氧化。　关于水星及月球的成因一直是个有争议的问题。如前所述，有的学者认为富铁的水　星是因为大的撞击事件而使许多幔物质移出造成的，并不是由于它靠近太阳所致　。我　们认为这种可能性是存在的，但主要是由于水星最靠近太阳，吸积在还原条件下形成的星　子造成的。据已有的资料，水星表面是由贫ＦｅＯ的硅酸盐组成，说明水星表面是高度还　原的ｏ　Ｖｉｌａｓ　测定永星的反射谱表明，在接近９００ａｍ的区内未检测出ＦｅＯ的贡献，水　星的初始物质很可能为类似高度还原的ＥＨ球粒陨石，只是水星比ＥＨ球粒陨石更还　原。低密度的月球可能来自部分地幔物质和分异的冲击体本身。　综上所述，我们认为类地行星是由大的分异的和一些小的未分异的星子堆积形成的。　吸积形成行星过程中或以后，由于吸积和长寿命放射性核素的加热导致进一步调整和完　成行星的核一幔一壳的层圈构造；目前已知的陨石类型并不完全代表已教吸积形成行星　的星子类型，因大部分分异和未分异的星子因类地行星的吸积作用而消失；行星、星子及　不同类型陨石经历了明显的化学分馏作用；星子族、小行星带及行星在太阳系内的分布随　日心距增大、温度及压力降低，金属Ｆｅ。及总　减少，难熔亲石元素丰度和氧化程度增高　的趋势仍较明显；大的撞击事件对行星的形成和演化起着重要的作用。　参　考　文　献　１　Ｔａｙｌｏ　ｒ　Ｓ　Ｒ－Ｓｏｌａｒ　Ｓｙ　ｓｔｅｍ　Ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ：Ａ　Ｎｅｗ　Ｐｅ　ｒｓｐｅｃｔｉｖｅ．Ｃａｍｂｒｉｄｇｅ　Ｕｎｉｖｅｒｓｉｔｙ　Ｐｒｅ　ｓ５．１９９１．２９４　２王道德．形成类地行星初始物质的探讨．地球化学，１９８６，（４）：３１　９—３抽．　３　Ｐｉｋｅ　Ｒ　Ｔ－【Ｄ：Ｖｉａｌ　ｓ　Ｆ　ｆ　ａｔ．ｅｄｓ．Ｍｅ　ｒ　ｃｕｒｙ．Ｔｕｃ　ｓｏｎ：Ｕａｉｖ　Ａｒｉｚｏｎａ　Ｐ　ｒｅｓｓ．１９８８．１６５．　‘Ｍｅｌｏ　ｓｈ　Ｈ　Ｊ．Ｉｍｐａｃｔ　ｅｒａｔｅ　ｒｉａｇ：Ａ　ｇｅｏｌｏｇｉｃ　ｐ　ｒｏｃｅ　ｓｓ．Ｎｅｗ　Ｙｏ　ｒｋ：Ｏｘｆｏ　ｒｄ　ＵⅡｉｖ　Ｐ　ｒｅｓｓ．１９８９．２４５．　维普资讯 http://www.cqvip.com

２期　，ＣａｍｅＴｏｎ　Ａ　Ｇ　Ｗ　王道德等：碰撞作甩与类地行星起源探讨　Ｉｎ：Ｖｉａｌｓ　Ｆ　ｆｆ　４　．ｅｄｓ．Ｍｅｒｃｕ　ｒＹ．Ｔｕｃ　ｓｏｎ：Ｕｎｉｖ　ｏｆ　Ａｒｌｚｏａｎ　Ｐｒｅ　ｓ　ｓ　．Ｃ￣ｒｂｏｎ　ｉ　ｓｏｔｏｐｅ　ｇｅｏｃｈｅｍｉ　ｓｔｒｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｌ９　．６９２．　６　Ｓｃｈｉｄｌｏｗ＊ｋｉ　Ｍ．Ａｐｐｅｌ　Ｐ　Ｗ　Ｕ．Ｅｉｃｈｍａｎｎ　Ｒ　ｆ　Ｘ１Ｄ　一　ｙｒ－ｏｌｄ　ｈ口ａ　ｓｅｄｉｍｅｎｔ　ｓ．Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏｓｍｏｃｈｉｍ　Ａｃｔａ　１９７９．４３：１Ｂ９一ｌ９９　７　Ａｎｄｅ　ｒ　ｓ　Ｅ．Ｐｒｅ．ｂｌｏｔｉｃ　ｏ　ｒｇａｎｉｃ　ｍａｔｔｅ　ｒ　ｆｒｏｍ　ｃｏｍｅｔ　５　ａｎｄ　Ｂｓｔｅ　ｒｏｉｄ　ｓ　Ｎａｔｕ　ｒｅ．１９８９．３４２：２５，一２５７．　８　Ｏ’Ｋｅｅｌｅ　Ｊ　Ｄ．Ａｈｅｎｓ　Ｔ　Ｊ．１Ⅱ：Ｌｕｎａｒ　ａ】１ｄ　Ｐｌａｎｅｔａ　ｒｙ　Ｓｔｉｅｎｃ　Ｉｎｓｔｉｔｕｔｅ．１９８９．８９５．　９　Ｗａｓｓｏｎ　Ｊ　Ｔ　Ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ：Ｔｈｅｉ　ｒ　Ｒｅｃｏ　ｒｄ　ｏｆ　Ｅａ　ｒｌｖ　ＳｏＩａｒ　Ｓｖ　ｓｔｅｍ　Ｈｉ　ｓｔｏｒｙ．Ｎｅｗ　Ｙｏ　ｒｋ：Ｗ　Ｈ　ＦｆｅｅｍＲｎ　ａａｄ　Ｃｏ．１９８５．２８８．　Ｘｌｘ．Ｈｏｕｓｔｏｎ：Ｌｕｎ　Ⅱｄ　ｐＩａｎｅｔａ　ｒ　１０王道德，陈永亨，李肇辉等著．中国陨石导论．北京：科学出版社，１９９３．　１１　Ｂｉ　ｓｃｈｏｆｆ　Ａ，ＰａＩｍｅ　Ｈ，Ｌｃｈｕｌｔｚ　Ｌ　ｌ　ａ１．Ａｄｅｒ　１８２　ａｎｄ　ｐａｌ　ｒｅｄ　ｓａｍｐｌｅ　ｓ．ａｎ　ｉｔｏｎ—ｒｉｃｈ　ｃａｒｂｏｎ＆ｃｅｏｕ　ｓ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅ：ｓｉｍｉｌａ　ｒｉｔｉｅｓ　ｗｉｔｈ　ＡＬＨ８５Ｄ８５…ｄ　ｅｆａｔｉｏｎ　ｓｈｉｐ　ｔｏ　ＣＲ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅｓ．Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏ　ｓｍｏｃｈｉｍ．　Ａｃｔａ．５７：２６３１—２６４８．　１２　Ｒｕｂ；Ｄ　Ａ　Ｅ，Ｋａｌｌｅｍｅｙｎ　Ｇ　Ｗ．Ｃａ　ｒｌｉｓｌｅ￣Ｌａｋｅｓ　ｃｈｏｎｄｒｌｔｅ　ｓ：ｒｅｌａｔｉｏｎｓｈｉｐ　ｔｏ　ｏｔｈｅｒ　ｃｈｏｎｄｒｉｔ。ｇｒｏｕｐｓ．　Ｍｅｔｅｏｒｉｔｉｃ　Ｂ．１９９３．２８（３）：４２｝一４２９．　１３　Ｔａｙｌｏｒ　Ｓ　Ｒ．Ａｃｃｒｅｔｉｏｎ　ｉｎ　ｔｈｅ　ｉｎｎｅ　ｒｎｅｂｕｌａ：Ｔｈｅ　ｒｅｌａｔｉｏｎ　ｓｈｉｐ　ｂｅｔｗｅｅｎ　ｔｅ　ｒｒｅ　ｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔａｒｙ　ｅｏｍｐ￣一　ｓｔｉｏ㈣ｎｄ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ．Ｍｅｔｅｏ　ｒｉｔ｜￡ｓ．１９９１．２６：２６７—２７７．　．１４　Ｂｅｌｌ　ｄ　Ｆ“　ｆ．，Ｉｎ：ＢｉｎｚｅＩ　Ｒ　Ｐ　ｅｔ　ａ１．ｅｄ　ｓ．Ａｓｔｅｒｏｉｄ　ｓ　ＩＩ．Ｔｕｃ　８ｏｎ：Ｕｎｉｖ　ｏｆ　Ａｒｉｚｏｎａ　Ｐｒｅｓｓ１９８９．９２５．　１，Ｋｅ　ｒ　ｒｉｄｇｅ　ｄ　Ｆ．Ａｎｄｅ　ｒ　ｓ　Ｅ．Ｂｏｕｎｄａ　ｒｙ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅｓ　ｆｏｒ　ｔｈｅ　ｏ　ｒｉｇｉｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｓｏｌａ　ｒ　ｓｙｓｔｅｍ．Ｉｎ：Ｋ　ｅ　ｒ　ｒｉｄｇｅ　Ｊ　Ｆ．．　ＭＲｔｔｈｅｗ　ｓ　Ｍ　Ｓ．ｅｄｓ．Ｍｅｔｅｏ　ｒｉｔｅｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　Ｅａ　ｒｌｙ　Ｓｏｌａ　ｒ　Ｓｙ　ｓｔ￣ｍ．Ｔｕｃ　ｓｏｎ：Ｕｎｉｖｏｆ　Ａ　ｒｉｚｏｎａ　ｐｒｅ　ｓ　ｓ．１９８８．　１１５２．　１６　Ｌａ　ｒｉｍｅｒ　Ｊ　Ｗ．Ｗａｓｓｏｎ　Ｊ　Ｔ．Ｓｉｄｅｒｏｐｈｉｌｅ　ｅｌｅｍｅｎｔ　ｆｒａｃｔｉｏｎａｔｉｏｎ．Ｉｎ：Ｋｅ　ｒｒｉｄｇｅ　Ｊ　Ｆ．Ｍ　ｔｔｈｅ　Ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　Ｅａｒ　１７　１　８　１９　２０　Ｍ　Ｓ　ｅｄｓ．　Ｓｏｌａｒ　Ｓｙ　ｓｔｅｍ　Ｔｕｃｓｏｎ：ｕｎｉｖ　ｏｆ　Ａ　ｒｉｚｏｎ川Ｐ　ｓ５．１９８８．４１９．　戴诚达，王道德，林文祝等．吉林陨石（Ｈ５）的冲击压缩线及其慧叉．空间科学学报，ｌ３（３）：１９６—２　．　傅世勤，盘孝刚，陈攀森．甫丹铁塌石冲击绝热线与状态方程研究．高压物理学报，１９８９，　：２２６－－２３３．　傅世勤，盎孝刚，王道德等．南丹铁陨石物态方程甩于地校的研究．地球物理学报，１９Ｂ￣３６（２）：１５８－－１６３　陈永亨，王道德．新疆铁陨石的被化历史及威因研究．中国科学（Ｂ辑），１９９２，（１２）：１３０９－－１３１６．　．２１　Ｗｅｔｈｅ　ｒｉｌｌ　Ｇ　Ｗ·Ｉｎ：Ｈａｒｔｍａｎ　Ｗ　Ｋ　ｌ　ａ１．ｅｄ　ｓ．Ｏ　ｒｉｇｉｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ＭｏｏｎＴｕｃｓｏｎ：Ｌｕｎａｒ　ａｎｄ　ＰＩａｎｅｔａ　ｒｙ　Ｉｎ－　ｓｔｉｔｕｔｅ．１９８６．５１９．　２２　Ｗｅｔｈｅｒｉｌｌ　Ｇ　Ｗ．Ｉｎ：Ｆ　Ｖｉｌａ　ｓ　ｅｔ　ａ１．ｅｄｓ．Ｍｅｒｃｕｒｙ．Ｔｕｃ　ｓｏｎ：Ｕｎｉｖ．ｏｆ　Ａｒｉｚｏｎａ　Ｐ　ｒｅ５ｓ１９８８．８７０．　，２３　Ｗ￣ｓｓｏｎ　Ｊ　Ｔ－Ｗｅｔｈｅ　ｒｉｌｌ　Ｇ　Ｗ．Ｄｙｎａｍｉｃａｌ，ｃｈｅｍｉｃａｌ　ａｎｄ　ｉｓｏｔｏｐｉｃ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｒｅｇａｒｄｉｎｇ　ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｌｏｃａｔｉｏｎｓ　ｏｆ　ａｓｔｅ　ｒｏｉｄ　ｓ　ａｎｄ　ｍｅｔｅｏ　ｒｉｔｅ　ｓ．Ｉｎ：Ｇｅｈｒｅｌ　ｓ　Ｔ　ｅｄ．Ｍｅｒｃｕｒｙ．Ｔｕｃｓｏｎ：Ｕｎｉｖ．Ａｒｉ　．ａ　Ｐｒｅ　ｓｓ．　１９７９．９２６—９７４．　２４　Ｖｉｌａ　ｓ　Ｆ．Ｍｅｒｃｕ　ｒｙ：Ａｂｓｅｎｃｅ。ｆ　ｃｒｙ　ｓｔａｌｌｉｎｅ　Ｆｅｊ＋ｉｎ　ｒｅｇｏｌｉｔｈ　维普资讯 http://www.cqvip.com

ｌ２Ｏ　地　球　化　学　１　９９５年　ＩＭＰＡＣＴ　ＰＲＯＣＥＳＳ　ＡＮＤ　ＩＴＳ　Ｒ０ＬＥ　ＩＮ　ＯＲＩＧＩＮ　ＯＦ　ＴＥＲＲＥＳＴＲｌＡＬ　ＰＬＡＮＥＴＳ　Ｗａｎｇ　Ｄａｏｄｅ　Ｄａｉ　Ｃｈｅｎｇｄａ　Ｃｈｅｎ　Ｙｏｎｇｈｅｎｇ　Ｌｉｎ　Ｙａｎｇｔｉｎｇ　（Ｇ川ｇ＝＾。。，　“ｉｆ　ｆ　。　Ｐ　。　ｈｅｍ　ｆｒ　，Ｔｈ　ｃ＾　』　Ａｃａ　。　ｓｃｉ　ｆ，，　Ｇｕａｎｇｚ＾。。５ｉｏ６‘ｏ）　Ａｂｓｔｒａｅｔ　Ｔｈｅ　ｃｏｍｍｏｎ　ｄｅｐｌｅｔｉｏｎ　ｏｆ　ｖｏｌａｔｉｌｅ　ｅｌｅｍｅｎｔｓ　ｉｎ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ　ｗａｓ　ｐｒｏｂａｂｌｙ　ｃａａｓｅｄ　ｂｙ　ｔｈｅ　ｅａｒｌｙ　ｖｉｏｌｅｎｔ　ａｃｔｉ．ｖＩｌｔｉｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｉｎｎｅｒ　ｓｏｌａｒ　ｎｅｂｕｌａ．Ｔｈｅ　ｇｒｏｗｔｈ　ｏｆ　ｐｌａ—　ｎｅｔｅｓＪｍａｌｓ　ｔｏｏｋ　ｐｌａｃｅ　ｄｕｒｉｎｇ　ｇａｓｅｓ，ｄｕｓｔｓ，ｖｏｌａｔｉｌｅ　ｅｌｅｍｉ￣ｎｔｓ　ａｎｄ　ｗａｔｅｒ　ｗｅｒｅ　ｄｒｉｖｅｎ　Ｏｕｔ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｉｎｎｅｒ　ｓｏｌａｒ　ｓｙｓｔｅｍ．　Ｂｕｔ　ｏｎｌｙ　ｔｈｏｓｅ　ｈｏｄ　Ｓ　ｔｈａｔ　ｒａｎｇｅ　ｆｒｏｍ　ｍｅｔｅｒｓ　ｔｏ　ｋｉ—　ｌｏｍｅｔｅｒｓ　ｉｎ　ｄｉａｍｅｔｅｒ　ｗｏｕｌｄ　ｓｕｒｖｉｖｅ，ａｎｄ　ｅｖｅｎｔｕａｌｌｙ　ａｃｃｕｍｕｌａｔｅ　ｉｎｔｏ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ　ｔｈａｔ　ｕｌｔｉｍａｔｅｌｙ　ｆｏｒｍｅｄ　ｔｈｅ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ．Ｉｔ　ｉＳ　ｓｕｇｇｅｓｔｅｄ　ｔｈａｔ　ｔｈｅ　ｐｒｉｍｉｔｉｖｅ　ｍａｔｅｒｉ—　ａｌｓ　ｒｅｓｐｏｎｓｉｂｌｅ　ｆｏｒ　ｔｈｅ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ　ｗｅｒｅ　ｍｏｓｔｌｙ　ｔｈｅ　ｗｅｌｌ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｔｉａｔｅｄ　ｐｌａｎｅｔｅ—　ｓｉｍｍｓ　ａｎｄ　ｓｏｍｅ　ｕｎｄｉｆｆｅｒｅｎｔｉａｔｅｄ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｉｃ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ　ｏｒ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｔ　ｔｙｐｅｓ　ｏｆ　ｍｅｔｅ—　ｏｒｉｔｅ　ｐａｒｅｎｔ　ｂｏｄｉｅｓ．Ｔｈｅ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ　ｆｏｒｍｉｎｇ　ｎｅａｒ　ｔｈｅ　ｓｕｎ　ａｒｅ　ｅｘｐｅｃｔｅｄ　ｔｏ　ｈａｖｅ　ａ　ｌｏｗ　ＦｅＯ／（ＦｅＯ＋ＭｇＯ）ｒａｔｉｑ．Ｔｈｅ　Ｍｅｒｃｕｒｙ　ｆｏｒｍｉｎｇ　ｕｎｄｅｒ　ｈｉｇｈｌｙ　ｒｅｄｕｃｉｎｇ　ｃｏｎｄｉ．　ｔｉｏｎ　ｎｅａｒ　ｔｈｅ　ｓｕｎ　ｗａｓ　ａｃｃｒｅｔｅｄ　ｆｒｏｍ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ　ｓｉｍｉｌａｒ　ｔｏ　ｔｈｅ　ＥＨ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅｓ　ｉｎ　ｃｈｅｍｉｃａｌ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ．Ｔｈｅ　ｐｒｉｍｉｔｉｖｅ　ｍａｔｅｒｉａｌ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ　ｗｅｒｅ　ｔｈｅ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｔｉａｔｅｄ　ｉｒｏｎ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ　ａｎｄ　Ｈ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｅｓ．　Ｗｉｔｈ　ｉｎｃｒｅａｓｉｎｇ　ｄｉｓｔａｎｃｅ　ａｎｄ　ｄｅｃｒｅａｓｉｎｇ　ｔｅｍｐｅ．　ｒａｔｕｒｅ　ｆｒｏｍ　ｔｈｅ　Ｓｎｎ，ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｌｏｃａｔｉｏｎ　ｓｅｑｕｅｎｃｅ　ｏｆ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ　ａｒｅ　ａｐｐｒｏｘｉｍａｔｅ—　ｌｙ　ｉｎ　ｓｕｃｈ　ａｎ　ｏｒｄｅｒ：ＥＨ，ＥＬ—ＩＡＢ—ＳＮＣ—Ｅｕｃ—Ｈ，Ｌ，ＬＬ—ＣＶ，ＣＭ，ＣＯ—ＣＩ－Ｃｏｍｅｔｓ．　Ｔｈｅ　ｃｏｌｌｉｓｉｏｎ　ｂｅｔｗｅｅｎ　ｖａｒｉｏｕｓ　ｂｏｄｉｅｓ，ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ，ｐｌａｎｅｔｓ　ａｎｄ　ｌａｒｇｅ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌｓ　ｍｕｓｔ　ｈａｖｅ　ｐｌａｙｅｄ　ａ　ｓｉｇｎｉｆｉｃａｎｔ　ｒｏｌｅ　ｉｎ　ｔｈｅ　ｏｒｉｇｉｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｓｏｌａｒ　ｓｙｓｔｅｍ．　Ｋｅａｒ　ｗｏｒｄ，：ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔ，ｉｍｐａｃｔ　ｐｒｏｃｅｓｓ，ａｃｃｕｍｕｌａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｐｌａｎｅｔｅｓｉｍａｌ