未分组的C2 Essebi陨石母体中的流体历史

Essebi陨石（C2-ung）具有复杂的碳酸盐矿物学特征，通过氧和碳同位素分析揭示了多世代碳酸盐形成过程及流体演化。其碳酸盐分为GA（早期高δ1?O）、GB（后期低δ1?O）和GC（裂隙填充）三组，显示温度升高和流体氧含量变化。矿物组成（高磁铁矿、混合叶绿硅酸盐）及同位素特征表明Essebi起源于外太阳系的水合天体，经历分阶段流体作用和 brecciation事件，母体行星的水岩比（W/R）和热力学条件与CM群有相似性但存在显著差异。

　　
Essebi陨石作为一类独特的未分组碳质球粒陨石（C2-ung），其复杂的矿物学与同位素特征为研究早期太阳系行星体的水-岩相互作用提供了关键样本。本文通过多学科交叉分析，揭示了Essebi在流体作用、温度演化及地质事件序列中的独特性，并探讨了其在太阳系演化中的定位问题。

### 一、地质背景与分类特征
Essebi陨石于1957年发现于刚果民主共和国，最初被归类为CM型碳质球粒陨石，但后续研究发现其具有显著差异。其矿物组成以非晶质混合的蛇纹石（35 vol%）和皂石（28 vol%）为主（总63.5 vol%），同时含有19 vol%橄榄石、7.5 vol%磁铁矿及2 vol%碳酸盐矿物（Howard et al., 2015）。这一特征使其区别于CM组（蛇纹石含量约74.5 vol%）和CR组（具高含量磁铁矿及复杂碳酸盐组合）。值得注意的是，Essebi的磁铁矿含量高达7.5 vol%，显著高于CM组（通常<2 vol%）和CR组（约7 vol%），而橄榄石含量（19 vol%）又介于CM组（14.5 vol%）和CI组（<1 vol%）之间。

### 二、碳酸盐矿物的分代特征与形成机制
#### 1. 碳酸盐分代序列
通过XRD、SEM及同位素分析，Essebi的碳酸盐可划分为五组：
- **GA组（早期碳酸盐）**：δ1?O范围32.3-39.9‰，δ13C 49.7-111.5‰，具孔隙状、 anhedral形态，化学组成接近纯方解石（Mg<0.5 wt%）。其Δ1?O值（+0.2至+3.4‰）与CM组T1型碳酸盐（Δ1?O -1.5至+3.3‰）相当，但显著区别于CM组特有的TCI边缘环带结构。
- **GB组（中期碳酸盐）**：δ1?O 13.9-27.7‰，δ13C 49.7-89.4‰，呈subhedral至euhedral形态，Mg含量可达2.5 wt%。其氧同位素组成与CM组T2型碳酸盐（δ1?O 14-28‰）相似，但Fe含量（最高1.7 wt%）显示更复杂的流体成分。
- **GC组（晚期静脉碳酸盐）**：形成于宽度0.1-14 μm的裂隙中，δ1?O 14.4-26.3‰，δ13C 55.1‰。显微观测显示其生长受裂隙形态控制，最终未能完全填充裂隙，表明流体在成岩后期已耗尽。
- **GD组（方解石-白云石混合相）**：仅见于Lithology 3异质体（直径1.3 mm），δ1?O 23.8-26.0‰，δ13C 82.5‰。其形态更规则且含磷酸盐包裹体，暗示来自不同流体系统的成岩作用。
- **GE组（围岩边部碳酸盐）**：δ1?O 28.6‰，δ13C 71.7‰，仅发现于Lithology 3边缘，显示后期流体迁移的局域特征。

#### 2. 形成温度与流体演化
GA组碳酸盐通过氧同位素与温度关系模型（Kim & O’Neil, 1997）计算，其形成温度范围在-17至+45°C之间。值得注意的是，采用不同流体δ1?O值（Guo & Eiler, 2007为+2.0至+8.1‰；Clog et al., 2024为-6.6至+2.3‰）时，温度估算差异显著，最大温差可达62°C。这表明GA组碳酸盐的形成受限于流体δ1?O的动态平衡，而非单一温度条件。

GB组碳酸盐的氧同位素组成（δ1?O 13.9-27.7‰）显示更高级别的流体与岩石相互作用，其Δ1?O值（-1.5至+3.3‰）与CM组T2型碳酸盐（Δ1?O -1.5至+3.3‰）一致，但化学复杂性更高（Mg 0.5-2.5 wt%，Fe 0.7-1.7 wt%）。TGA分析显示Essebi总挥发分损失18 wt%，显著高于CM组（15-16 wt%），表明其流体活动更剧烈。分阶段损失显示：室温至200°C损失5 wt%（层状黏土矿物水合作用）；200-700°C损失7.4 wt%（蛇纹石化作用）；700-900°C损失3.2 wt%（碳酸盐重结晶）。

### 三、流体作用与地质事件时序
#### 1. 多阶段流体活动
早期GA组碳酸盐的形成需高水岩比（W/R >1.0），对应δ1?O富集（+32.3‰）。中期GB组碳酸盐（δ1?O 13.9-27.7‰）显示流体δ1?O逐渐富集，可能由于蛇纹石化消耗流体中的Mg2?（蛇纹石Mg/Si比达11.8/15.9），促使流体氧同位素向硅酸盐（δ1?O -5.0‰）靠拢。后期GC组碳酸盐（δ1?O 14.4-26.3‰）的氧同位素组成显示流体与岩石达到新的平衡，其δ13C值（55.1‰）与CM组T2型（δ13C 49.7-89.4‰）相当，但显著低于CR组（δ13C 50-60‰）和CI组（δ13C 23-63‰）。

#### 2. 破碎-重结晶事件序列
SEM观测显示，Essebi存在三级异质体（Lithology 1-3）。Lithology 3的蛇纹石含量（14.8 wt%）显著低于主岩（63.5 wt%），但磁铁矿含量（10.4 wt%）更高，表明其形成环境存在局部还原性流体富集。TGA显示主岩中镁含量（11.8 wt%）高于CM组（7.5 wt%），说明初始母体含更高镁质岩石圈，可能为地球幔模拟态（Lindgren et al., 2017）。

#### 3. 流体动态与碳酸盐分带
NanoSIMS原位分析揭示，GB组碳酸盐（δ1?O 13.9-27.7‰）与主岩蛇纹石（δ1?O -5.0‰）的氧同位素分馏系数达0.25（Δ1?O=0.25×δ1?O_rock），显示流体与岩石的深度同化作用。而GC组碳酸盐（δ1?O 14.4-26.3‰）与Lithology 3（δ1?O -1.53‰）的氧同位素差异（Δ1?O=+15.3‰）表明，Lithology 3可能是携带富^{16}O流体的异源体，其磁铁矿（10.4 wt%）和方解石（2.7 vol%）特征与CM组X1型异质体（Ricedut et al., 1994）相似。

### 四、与已知陨石组的对比分析
#### 1. CM组对比
- **相似性**：GA组碳酸盐与CM-T1型（δ1?O +32.3-+39.9‰）同位素组成重叠，但缺乏CM特有的TCI边缘环带（Lee et al., 2014）。
- **差异性**：Essebi主岩蛇纹石中Mg/Si比（11.8/15.9）高于CM组（8.5/15.9），且磁铁矿含量达7.5 vol%，可能反映母体幔源成分差异。

#### 2. CR组关联性
- **相似性**：GB组碳酸盐δ13C（49.7-89.4‰）与CR组（+50-+65‰）存在部分重叠，且高磁铁矿含量（7.5 vol%）与CR1型（GRO 95577，7 vol%）接近。
- **差异性**：CR组普遍含大量CAI（>10 vol%），而Essebi仅含单个500 μm级CAI（Goresy et al., 1984），且蛇纹石基质中未发现CR特有的透闪石（enstatite）。

#### 3. CI组关联性
- **相似性**：Essebi的δ13C高值（最高+111.5‰）与CI组（δ13C 23-63‰）无直接重叠，但CI组T1型碳酸盐（δ13C +80‰）显示类似极端富集特征（Grady et al., 1988）。
- **差异性**：CI组碳酸盐通常包裹金属核（δ13C +60-+80‰），而Essebi的富碳酸盐（δ13C +111.5‰）形成于无球粒结构背景下。

### 五、形成环境与太阳系演化定位
#### 1. 流体来源与混合机制
氧同位素分析显示Essebi的流体经历三阶段混合：
1. **早期阶段**：δ1?O +32.3‰（GA组）对应高冰/岩石比值（W/R >1.0），可能源自富含CO?冰的彗星（Hассиг et al., 2017）。
2. **中期阶段**：δ1?O 13.9-27.7‰（GB组）显示流体与蛇纹石（δ1?O -5.0‰）达到氧同位素平衡，暗示持续的水-岩反应。
3. **晚期阶段**：δ1?O 14.4-26.3‰（GC组）与Lithology 3（δ1?O -1.53‰）形成Δ1?O=+15.3‰的分馏，表明局部还原性流体（如含Fe-Ni金属的富铁流体）主导成岩作用。

#### 2. 热力学条件与演化学阶段
通过氧同位素-温度模型（Kim & O’Neil, 1997）计算，GA组碳酸盐形成温度范围-17至+45°C，对应蛇纹石化阶段（Rubin et al., 2007）。而GB组碳酸盐（δ1?O 13.9-27.7‰）需更高的流体温度（>40°C），可能由26Al衰变（半衰期6.6 Myr）或残余热（Grimm & McSween, 1989）驱动。值得注意的是，Essebi的TGA显示200-700°C阶段损失7.4 wt%挥发分，显著高于CM组（4-6 wt%），表明其母体具备更高的水含量（Garenne et al., 2014）。

#### 3. 破碎-重结晶事件链
- **阶段1（GA碳酸盐形成）**：蛇纹石化导致基质重结晶，流体pH>8（Vacher et al., 2019），温度<50°C。
- **阶段2（GB碳酸盐形成）**：流体pH 6-7，温度50-80°C（Guo & Eiler, 2007），伴随磁铁矿（δ1?O -5.0‰）与碳酸盐的氧同位素分馏。
- **阶段3（GC碳酸盐形成）**：裂隙充填阶段，流体pH<5，温度>80°C（Jilly-Rehak et al., 2018），导致白云石（GD组）局部包裹铁质颗粒。

### 六、太阳系化学分异的启示
Essebi的δ13C值（+49.7-+111.5‰）显示其碳源具有多样性：
1. **冰源碳**：δ13C >+80‰对应CO?冰（Grady et al., 1988），可能源自3.2 AU外的柯伊伯带天体。
2. **预太阳颗粒**：δ13C >+70‰可能反映富碳预太阳颗粒（McSween et al., 2015）。
3. **幔源有机物**：δ13C <+50‰可能来自热解氨基酸（Weisberg et al., 2006）。

氧同位素（Δ1?O -1.53‰）显示其经历多次水-岩循环（Rubin et al., 2007），与CM组相比，Essebi的Δ1?O绝对值更低，表明其母体经历更剧烈的同位素分馏。

### 七、结论与科学意义
Essebi的研究表明：
1. **多阶段流体作用**：早期高pH流体（蛇纹石化）与晚期低pH流体（碳酸盐重结晶）的叠加，形成分带式碳酸盐序列。
2. **异质体混源特征**：Lithology 3（δ1?O -1.53‰）与主岩（δ1?O +11.65‰）的氧同位素差异（Δ1?O=+13.18‰）指示其可能为其他太阳系天体的捕获（Marrocchi et al., 2022）。
3. **温度演化新证据**：通过氧同位素分馏（Δ1?O=+0.25×T）与碳同位素分馏（Δ13C=+0.03×T）的耦合分析，重建母体表面温度从-17°C升至+45°C的演化路径。

该研究挑战了传统陨石分类体系，为理解早期行星体（如类地行星胚胎）的水-岩-有机质相互作用提供了关键证据（Suttle et al., 2022）。