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好书《物质的演化:从大爆炸到现代地球》

已有 1545 次阅读 2019-6-21 15:33 |个人分类:行星地质|系统分类:科研笔记

物质的演化:从大爆炸到现代地球(2008)

著:[俄]伊格尔*托尔斯提金,[瑞]吉安*克拉默尔斯

注:此书甚好,打通天地化学,此文我在2011年发表后,没想到过去了那么多年,还没见此书中文译版,可见地学界也是在忙着各自狭观的格子文章,东一枪、西一棒、高费数据、零散老论,许多大牛凭此招术混了一辈子。郑中评联:追太初,探元素,吐星云气象;定道纪,囊天地,化物质奇观。


本书阐释了宇宙物质如何从大爆炸几分钟内产生的轻元素原始产物演化而来,如何在随后的星云过程中继续创造重元素并损耗轻元素。本书也描述了星际物质演化及其在行星增生过程和地球历史上的分异作用。

     本书大部分重点放在同位素资料上。很多元素的稳定同位素组分的变化,有助于我们理解分异作用潜藏的化学和物理过程。放射性同位素及其放射成因子同位素,可约束大量自然过程的时间和延续期。不像很多讲地球化学的书籍,本书根据物质从很早期到现代的化学历史,阐明了其空间和时间联系。在天体物理学和行星过程章节中,证明了宇宙化学与地球化学的可靠联系。

     本书根据简明的方程和有用的数据表,综合描述了自然发生在宇宙中的各种同位素系和分馏过程。附有术语表以及超过900个的参考文献,内容适合于多种学科的读者,同时为阅读更详细的高级资料提供了一种引导。本书为一般研究者和高年级大学生研究地球、太阳系和更广阔宇宙的化学演化,提供了有价值的参考文献。

 

作者伊格尔·托尔斯提金曾于1966年获圣彼得斯堡矿业学院(St Petersburg Mining Institute)地球化学系的博士学位,于1975年获莫斯科福尔纳得斯基研究所(Vernadsky Institute)的理学博士学位。他目前是科拉科学中心空间研究所和地质研究所的高级研究员,二者皆分属俄罗斯科学院,他的研究领域是包裹体稀有气体,放射性同位素地球化学,同位素水文学和地球化学模拟。他最近的研究成果包括含全对流地幔的化学地球模型。

 

    作者吉安·克拉默尔斯于1973年获瑞士伯尔尼大学的博士学位,并在南非、英国和津巴布韦工作过,然后回到伯尔尼大学,目前是地质科学研究所的地球化学教授。克拉默尔斯教授的研究兴趣领域包括地幔地球化学(金伯利岩、金刚石),太古代陆壳的起源,全球放射性同位素分类,地球大气圈的早期演化,最近的兴趣是根据洞穴堆积物来研究古气候。

 

 

第一篇    

1   同位素:比重与丰度

1.1 简介:原子核及其行为

1.2 原子核和结合能,对元素丰度作些预测

1.3 总结

2    宇宙简介:重子物质

3    元素与同位素丰度:参考材料

3.1  氢、氦及其特殊意义

3.2 贫金属恒星:最古老的星系物质

3.3 先太阳尘埃

3.4 太阳系元素和同位素丰度

3.5 总结

4    宇宙核合成:HHe的诞生

4.1 膨胀的宇宙与大爆炸假说

4.2 大爆炸核合成(BBN

4.3 宇宙的年龄

4.4 总结

5    星体核合成:低质量恒星与s过程

5.1 简介

5.2 恒星的形成

5.3 H燃烧和He燃烧,低质量恒星的演化

5.4  慢核合成(s过程)

5.5 总结

6    星体核合成:r过程及有关过程

6.2 大质量恒星的演化

6.3 星核坍缩超新星(SNe II)和快核合成

6.4 SNe Ia:核合成与光度

6.5 总结

  星体核合成定年

7.1 长半衰期放射性元素宇宙年代学

7.2 铀同位素:星体核合成的年龄和演化

7.3 星团年龄:光度温度关系

7.4 总结

  星系的化学演化

8.1 简介:过程控制星系化学演化

8.2 银河系的演化

8.3 短半衰期放射性核素

8.4 银河系演化:模型和结果

8.5 总结

第二篇  早期太阳系:星云形成,演化和寿命

9    太阳星云简介

10  原始太阳系天体及有关过程

10.1 太阳星云:初始组分和早期演化

10.2 铝包体

10.3 太阳系最早天体的“绝对”年龄

10.5 星云中的氧同位素:CAI系列

10.6 CAI 形成物:结论

11  球粒陨石

11.1 球粒陨石简介:组分和分类学

11.2 球粒与基质

11.3 球粒中的变质作用与平衡

11.4 高挥发元素:氢,碳和氮

11.5 高挥发元素:稀有气体

11.6  球粒陨石:年代标尺

11.7 球粒陨石:形成过程

11.8 总结:球粒陨石与太阳星云的早期演化

12    高演化陨石

12.1 简介:无球粒陨石及其关系

12.2  岩浆分馏和痕量元素分配

12.3 无球粒陨石中的主要元素和痕量元素

12.4 星子过程年代学

12.5 无球粒石和铁陨石的形成

12.6 总结:星云晚期过程记录于无球粒陨石

13    太阳系早期年代学总结

第三篇  地球的增生

14  行星系统,地球与月亮简介

14.1 太阳系:行星和卫星

14.2 预览后增生地球和月球

15    行星增生简介

15.1 有序增长

15.2 失控增长

15.3 行星形成

16    地球增生:大撞击

16.1 大撞击:撞击体质量能量堆焊

16.2  后撞击地球模型

17  后增生硅酸盐地球:与陨石比较

17.1  简介:后增生地球的主要储库

17.2 硅酸盐地球:重造方式

17.3 主要元素

17.4 痕量元素

17.5 地球岩浆洋概念:对流的作用

17.6 总结

18  地核分凝

18.1 简介:硅酸盐地幔中的亲铁元素和地核中的轻元素

18.2 成功的地核形成模型

18.3 地核分凝的时间约束

19  地核顶上的重“地壳”

19.1 简介:隔离储库早期形成事件的地球化学指示

19.2 现代状态:核幔过渡带

19.3 核幔过渡的早期形成

19.4 总结:核幔过渡带的地球化学重要性

20  早期大气圈和水圈

20.1 简介

20.2 稀有气体存量和对大气圈演化的约束

20.3 行星大气圈中挥发元素的损失机制

20.4 主要挥发分:存量和源

20.5 总结

21  来自月球的光...

21.1 简介

21.2 月球的总成分与形成

21.3 早期月球的地壳和地幔

21.4 月球地幔和地壳的早期演化

21.5 总结

第四篇  地球的整体演化

22  预览地球

23  板块构造概念:一些现象学

23.1 地球主要构造单元:板块

23.2 板块运动:板块边界过程

23.3 板内岩浆作用:地幔柱

23.4 板块构造的动力

23.5 总结:再造物质的地球主工厂

24  洋脊岩浆作用与洋岛岩浆作用

24.1 无水地幔熔融简介

24.2 拉斑玄武岩:洋脊岩浆作用的主要产物

24.3 洋中脊岩浆作用:稳定痕量同位素

24.4 洋中脊岩浆作用:放射性痕量元素证据

24.5 MORB 熔融模型的主要特征:来自痕量元素和放射性核素的证据

24.6 洋岛玄武质岩浆作用的具体特征

24.7 总结

25  俯冲作用与岛弧岩浆作用

25.1 简介:俯冲,有关过程与水的重要作用

25.2 弧岩浆岩的主要元素化学

25.3  弧原始火山的痕量元素化学

25.5 板砧内的变质作用:流体产生和释放

25.6 俯冲板砧的熔融:超临界液体

25.7 地幔楔内的熔融

25.8 总结

26  陆壳的组分: 岩浆过程,变质过程和沉积过程

26.1 简介:大陆地壳

26.2 上层陆壳:岩浆岩

26.3 沉积岩及其内部转化

26.4 下层陆壳:与上层互补?

26.5 地壳年龄分布函数

26.6 地壳储库的平均组分

26.7 控制地壳质量和组分的过程

26.8 总结

27  地球储库演化的同位素记录

27.1 简介

27.2 地幔Lu–HfSm–NdRb–SrTh–U–Pb同位素体系

27.3 OIB岩浆作用源区

27.4 地幔中的轻稀有气体

27.5 地幔氙测年法

27.6 陆壳中的SrNdPb同位素

27.7 Sm–NdLu–Hf 同位素体系之间的关系

27.8 地球初期的同位素痕迹与演化趋向

27.9 沉积岩记录的演化趋向

27.10 总结

28  地球化学模型

28.1 地球化学模型简介

28.2 多元储库地球模型

28.3 结果:对地球演化的同位素地球化学约束

28.4 总结

参考文献

 

缩写词

文中讨论或提及的陨石、岩石和矿物

 

 

本书介于教科书与专著之间,并试图在宇宙化学与地球化学之间广泛地构建起深刻的联系。当见到科学中存在两种相反趋势时,这种相互联系的需要就变得更加明显。一方面,大多数杰出的研究深入到相对狭小的领域中,未关注专业以外的东西;另一方面,宽泛的教科书占据了广大读者的想象力,而不能客观对待实际收集到的数据和解释。因此,如果某人对宇宙化学或者太阳系或行星形成和演化感兴趣的话,那么就容易找到大量良好编写的专业教科书。但是,那些想要严格审视这些题目如何相关,想见到大图景并认识它如何产生的人,就必须钻入到常常相当复杂的原始文献中。

作为科学的大多数分**样,宇宙化学和地球化学在过去20年间取得了迅猛的发展,但也变得更加琐碎。已积累了使人眼花缭乱的同位素证据量,将地球历史与早期太阳系历史,早期太阳系历史与星系演化,乃至宇宙自身联系起来。发表这些数据的许多研究论文不可避免地专注于某一分支的问题,而很少与主题相关的其它分支的工作有关联。这意味着可能存在自相矛盾,而不同角度的研究已强化了这种可能未被觉察的后果。

这种研究领域的碎片化是必然的,我们已知道史书描写物质如何从元素核合成、再经星云过程演化而来。实际上,本书描述了太阳星云形成和行星演化,并讨论了大量的原始资料,但没囿于一隅而忽视大图景本身。

在实现该目的过程中,我们已将重点放到同位素资料上。其原因之一就是同位素相对丰度是产生同位素及其比值变化的过程的“指纹”。某些元素的同位素组分起到星云温度计星云放射量测定器的作用,揭开了元素诞生的隐秘特征。在很多情况下,母体同位素与子体同位素之间的关系可制约事件的时间,这对于天体演化是最为重要的。另一方面,在多数情况下,同位素丰度比值相对于元素丰度不易受干扰,因此它们是确定早期事件时间的有力示踪器。当同位素丰度比发生了分馏,它们的行为遵循简单的自然法则,并产生同位素组分变化,有助于我们理解潜藏的化学物理过程。

另一个原因是,文献中只不过有很多高质量的同位素数据,但是将其融合起来就可讲述一个迷人而令人信服的故事。然而,在教科书中这考虑得不够,其原因可能在于同位素比的解释被认为是困难的,涉及争论,但这多半不是事实。准确地说是因为它们缺乏化学分异,同位素数据对于解释是最简单的地球化学结果,这就是本书主要(而非全部)选取同位素角度的原因。

本书瞄准多种阅读群体:为高年级大学生备课的讲师,研究生,需要全球地质化学背景、尤其是同位素方面的年轻科学家(宇宙化学和地球化学分支),以及对探索地球从何诞生、如何形成和演化等基础知识问题感兴趣的广泛读者。本书无需专门的天体物理学、地质学、地球化学或同位素地球化学等知识,一般的科学背景大概就足够了。我们试图提供一张关于物质时间演化史的清晰图画,首先从第一位天文物理学角度来观看,然后讲太阳系起源和早期历史,包括地球和月球的形成,最后讲述地球的地质时间。在连续的论述中,我们试图说明在地球演化的所有阶段,特别是我们居住其中的化学储库或处境是如何产生的。未详述的那些问题实际上也覆盖了本书的多数篇幅:生命的起源问题及其起源时间,生命的演化,以及生物地球化学和现代环境的演进。

本书由四大部分组成。大体上,第一篇讲的是核合成原理,恒星演化,尤其是它们的核合成活动事件,物质在星云内部空间中的转化方式,乃至它可被初期恒星和太阳系所继承。同位素在此起着主要作用:首先作为核合成的作者和产物(乃至其丰度比可作为星云温度计和通量指示器);然后(对于短半衰期放射性同位素)作为超新星喷发云的照亮者,提供了它们核合成过程的信息;最后(对于长半衰期放射性同位素)作为核合成年代的钟表。星云过程也为地球化学家和宇宙化学家提供了一种有趣而常用的视角,多数衰变常数在星云环境中不是常数。本章还包括先太阳尘埃中稳定轻同位素的变化,这些数据为改进产生它们的核合成模型提供了一种重要根据。

在第二篇中,太阳系的早期演化,从气体和尘埃盘到星子,诸如球粒陨石和无球粒陨石母体,经过沉聚、蒸发、浓缩和熔融过程,通过各种数据和模拟而得到描述。在本书这部分,论述了稳定同位素体系的分异及其与物质源区、早期太阳系过程的关系。而且,采用了两种年代学技术,长半衰期体系(如U–Pb)推得绝对年龄,而短半衰期体系(如Al–Mg)推得相对准确的时间范围,详细介绍这些是必要的。文中还讨论了年代约束十分良好的太阳系最初10Ma年的演化过程,以及某些次要的自相矛盾

本书第三篇涉及行星增生。首先采用一般术语来描述,然后特别地应用于地月系统。根据Hf–W同位素体系有关的定年,综合考虑了与行星增生有关的过程(如地核形成)以及亲铁元素浓度的表面矛盾。也包括了地核形成过程的新模拟结果和地球内部的深位储库概念,现在仍从中散逸出原始稀有气体。根据大撞击产生的地球地幔级岩浆洋(显然未分馏出硅酸盐)与所产生的月球岩浆洋之间的差异,探讨了月球的形成。月球地质化学和同位素数据与地球数据联系起来,为我们行星的最早期历史提供了一致的图画。也对最早期大气圈及其大规模的损失的约束作了讨论,这主要根据稀有气体丰度数据,包括裂变成因的放射性Xe,也考虑了大气圈的主要组分。

在第四篇中,回顾了当代地球动力学和地球化学,也回顾了构成地球历史的硬数据的各种同位素、地球化学数据库。这包括,如最古老的地球(岩屑)锆石的Hf同位素数据及其解释。现代数据显示出与地幔动力学有关的重要的质量平衡,而全部数据库为地球地壳和地幔的地球化学演化模型提供了制约,描述了它的某些细节。这里有一个重要问题,就是地幔对流是整体模式还是双层模式,另一个问题涉及到陆壳随时间的增长量及其再循环入地幔的量。在设置和讨论该模型的过程中,有利于立即掌握前面章节的结论,因为这确定了地球初始的地球化学和同位素组分。而且,为了成功的注解,需要满足主要的地球化学和同位素约束(Rb–SrSm–NdLu–HfU–Th–PbK–Ar体系和稀有气体丰度);我们不能模棱两可。行星地球不同储库彼此间的交互作用,看来在所有成功模型中都是不可少的。

最后,一张世界图画浮现出来了,根据化学和同位素组分,追本溯源到宇宙太初。在这种图画中,主要过程可较自信地描绘出来,而主要问题也揭示出来了。

我们在文中常用方程来定量地说明观点。方程具有不模糊的优势,而它们常常需要解释,在文中夹含方程,但避免其棘手。如痕量元素分配、放射性同位素年代学和地球化学、温度同位素分馏,这些体系在专门章节中作了解释,它们适用于各自所最需要的地方;因此,它们分散在本书中,需要参考时可从目录中容易找到。

而且,附有综合术语表。我们尽量避免创造新的缩写词,如“SOS”表示太阳系,这只是我们的发明而已(这可能暗示了我们关心“自然何处去”)。大体而言,我们采用文献中很常见的那些缩写词,如“RGBAGB恒星“H–R 图解“MORBsOIBs”,它们分别为天文物理学家和地质学家所使用。这些缩写词在附录中作了注释。另外,还附有一个文中用到的岩石和矿物名称表,以及一个陨石名称表。

我们十分感谢伯尔尼国际空间科学研究所的帮助和资金支持,以及剑桥大学梅茵兹-克莱尔·霍尔学院(Mainz & Clare Hall College)马克斯·普朗克研究所对化学的支持。我们感谢A. W.霍夫曼(A. W. Hofmann)、R. K. 欧尼恩斯(R. K. O’Nions)、B. 坡尔雅克(B. Polyak)、A. 索伯列夫(A. Sobolev)、Yu.科斯提兹因(Yu. Kostitsyn)、Yu. 普史卡瑞夫(Yu. Pushkarev)、V. 维淳(V. Vetrin)、V. 巴拉甘斯基(V. Balagansky)、U. 沃特(U. Ott)等活跃的探讨,V. 维淳和R. 维淳(R. Vetrin)提供了技术支持,感谢Yu.科斯提兹因的两张插图以及A. 子默尔(A. Zimmer)提供的文献帮助。

最后,我们感谢爱琳娜(Elena)和伊莱恩(Elaine)她们巨大的耐心,使得我们未乱阵脚。




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2 武夷山 杨正瓴

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