水星的探測與研究進(jìn)展

李澤明, 李 元

水星的探測與研究進(jìn)展

李澤明1, 2, 3*, 李 元1, 3

(1. 中國科學(xué)院 廣州地球化學(xué)研究所 同位素地球化學(xué)國家重點實驗室, 廣東 廣州 510640; 2. 中國科學(xué)院大學(xué), 北京 100049; 3. 中國科學(xué)院 深地科學(xué)卓越創(chuàng)新中心, 廣東 廣州 510640)

水星是太陽系內(nèi)距離太陽最近的類地行星。水星具有類地行星中最大的未壓縮密度, 這意味著水星有一個巨大的金屬核和異常高的金屬/硅酸鹽比值, 研究其形成過程和機制是一個巨大的挑戰(zhàn)。近10年來美國NASA信使號(MESSENGER)對水星的觀測和數(shù)據(jù)采集極大地促進(jìn)了水星的研究進(jìn)展。信使號對水星表面的觀測揭示了水星和地球一樣具有一個全球規(guī)模的偶極磁場, 這是水星具有液態(tài)的金屬外核的最有力證據(jù)之一; 水星表面富含揮發(fā)分但卻貧鐵, 暗示水星可能在非常還原的條件下形成; 隕石坑和火山作用在水星表面廣泛分布, 褶皺脊和地塹等構(gòu)造單元也是盆地中常見的構(gòu)造單元。這些觀測對研究水星的成因、熱演化歷史、形成過程中元素的分配行為和表面的火山作用等提供了一定的制約。鑒于水星在太陽系類地行星中的特殊性, 研究水星的地質(zhì)、化學(xué)、物理特征及形成過程將有助于人們理解早期太陽系物理化學(xué)過程及類地行星的形成過程。本次研究系統(tǒng)地綜述近年來人們根據(jù)信使號數(shù)據(jù)對水星的研究進(jìn)展, 并簡要探討了關(guān)于水星研究仍然可能存在的一些重要科學(xué)問題。

水星形成機制; 液態(tài)外核; 富揮發(fā)分; 低氧逸度; 構(gòu)造特征

0 引 言

水星是太陽系內(nèi)最小的類地行星, 就其內(nèi)部結(jié)構(gòu)和表面化學(xué)成分而言, 水星是類地行星中一個獨特的端元(Charlier and Namur, 2019)。對水星的研究有助于人類理解水星磁場的形成機制和熱演化歷史、太陽系的早期演化、星球的宜居性和生命物質(zhì)的起源等重要科學(xué)問題。

自20世紀(jì)60年代以來, 美國國家航空航天局(NASA)先后提出“水手計劃”和“探索計劃”對地外行星以及小天體進(jìn)行了一系列探索。由于造價昂貴, 到目前為止僅有NASA的兩個水星探測器: 水手10號(Mariner 10, 1974～1975)和信使號(MESSENGER, 2004～2015)完成了水星探測的任務(wù)(Grard and Balogh, 2001; Solomon et al., 2001)。2018年10月20日, 歐洲航天局(ESA)和日本太空總署(JAXA)發(fā)射了比皮科倫坡號(Bepi-Colombo)雙軌道任務(wù)探測器, 預(yù)計將于2025年進(jìn)入水星軌道。NASA的信使號和ESA和JAXA的比皮科倫坡號任務(wù)幾乎是平行獨立開發(fā)的, 主要是為了回答一些來自水手10號和地基雷達(dá)觀測數(shù)據(jù)提出的一些關(guān)鍵科學(xué)問題(表1; McNutt et al., 2004)。

水手10號探測器提供的數(shù)據(jù)極大地促進(jìn)了人類對水星的認(rèn)知: 水手10號繪制了水星表面45%的地形地貌; 測定了水星表面的溫度范圍; 首次確認(rèn)了水星具有一個全球性的偶極磁場。但由于儀器技術(shù)的限制, 關(guān)于水星表面的化學(xué)成分、礦物組成、水星金屬核的狀態(tài)、磁場形態(tài)及分布特征、水星兩極的低反射率物質(zhì)成分等重要科學(xué)問題仍知之甚少。信使號任務(wù)提供了大量水星表面化學(xué)成分、礦物組成、地質(zhì)單元構(gòu)造和地貌以及水星磁場的觀測數(shù)據(jù), 極大地促進(jìn)了對水星的研究進(jìn)展。本次研究綜述了關(guān)于水星研究的一些最新進(jìn)展。

表1 信使號和比皮科倫坡號擬解決的水星科學(xué)問題(Charlier and Namur, 2019)

1 水星的圈層結(jié)構(gòu)

水星內(nèi)部巨大金屬核及其磁場的成因一直是研究的熱點。巨大的金屬核約占整個水星質(zhì)量的65%, 遠(yuǎn)高于地球的31.56%。水星也具有與地球相似的全球規(guī)模的偶極磁場, 其強度比地球弱100倍(Johnson et al., 2018; Margot et al., 2018; Hauck et al., 2018; Hauck and Johnson, 2019)。

水星的內(nèi)部性質(zhì)影響著水星的物理化學(xué)狀態(tài)和地質(zhì)過程(Johnson et al., 2018): (1)內(nèi)部的化學(xué)組成可以驗證水星形成的各種假說; (2)內(nèi)部結(jié)構(gòu)和化學(xué)組成決定了水星的熱演化過程, 從而決定了火山活動和構(gòu)造歷史; (3)水星的內(nèi)核、外核和地幔之間的相互作用, 對水星的自旋狀態(tài)以及外部力矩和轉(zhuǎn)動慣量有較大的影響; (4)內(nèi)部性質(zhì)控制著水星磁場的形成和演化。了解一顆行星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和性質(zhì), 是揭示它如何變成我們今天所看到的狀態(tài)的關(guān)鍵(Hauck et al., 2013)。

1.1 水星液態(tài)外核、半徑和密度的測量與計算結(jié)果

行星的轉(zhuǎn)動慣量有助于了解質(zhì)量在行星內(nèi)部的分布情況(Hauck and Johnson, 2019)。對于行星而言, 更小的轉(zhuǎn)動慣量意味著更多的質(zhì)量接近行星的中心, 更大的轉(zhuǎn)動慣量意味著質(zhì)量分布更均勻。Peale提出液態(tài)金屬核的存在會對水星旋轉(zhuǎn)動力學(xué)參數(shù)造成影響, 通過測量水星偏離平均共振自旋率的偏差來確定金屬核是否處于熔融狀態(tài)。固態(tài)水星的88天公轉(zhuǎn)周期振動的振幅0表達(dá)為(Peale, 1972; Peale and Boss, 1977; Peale et al., 2002):

式中,<<為主轉(zhuǎn)動慣量,為軌道偏心率(目前為0.2056),是極轉(zhuǎn)動慣量。轉(zhuǎn)動慣量出現(xiàn)在分母中, 因為它是對轉(zhuǎn)動變化的阻力的度量。當(dāng)Mantle+Crust/≈0.5時, 如果赤道的轉(zhuǎn)動慣量之差(?)已知, 測量得出水星公轉(zhuǎn)周期振動的振幅之后, 可以確定水星核是否處于熔融狀態(tài)(Peale et al., 2002)。Margot et al. (2007)利用地基雷達(dá)系統(tǒng)對水星的自轉(zhuǎn)進(jìn)行了數(shù)年的觀測, 測量出水星的傾角和物理天平動, 并通過模擬計算確定水星的部分金屬外核處于熔融狀態(tài)。

信使號精確測量了水星的重力場(Hauck et al., 2013; Mazarico et al., 2014; Verma and Margot, 2016)。當(dāng)把信使號的測量值轉(zhuǎn)換為質(zhì)量時, 最主要的誤差來自于引力常數(shù)的誤差=6.67408(±0.00031)× 10?11m3/kg·s2。目前對水星的質(zhì)量最精確的估算值為=3.301110(±0.00015)×1023kg。通過激光測高結(jié)合無線電掩星的數(shù)據(jù), 確定水星的平均半徑=2439.36 (±0.02) km, 對應(yīng)的體積密度是=5429.30(±0.28) kg/m3(Zuber et al., 2012; Perry et al., 2015)。地球的體積密度E=5514 kg/m3, 水星的體積密度和地球的體積密度相似, 但水星的半徑約為地球的0.383倍, 體積約為地球的0.056倍, 水星核中心處的壓力僅為地球核中心處壓力的0.1倍, 所以地球地核的密度遠(yuǎn)大于水星核的密度。由此推斷, 與地球相比水星具有更大比例的金屬核。在水星核的溫度和壓力條件下, 水星金屬核的密度遠(yuǎn)低于純鐵的密度, 表明金屬核中存在大量的輕元素。Si、S和C等輕元素能與鐵形成合金, 輕元素會降低鐵合金的熔融溫度(最高可降低數(shù)百甚至上千攝氏度), 這些輕元素的存在和水星具有熔融的液態(tài)金屬外核相符合。

1.2 水星內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層模型

行星內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層是根據(jù)一定深度范圍內(nèi)的化學(xué)組成和礦物組合來劃分的。水星內(nèi)部的壓力較低, 水星硅酸鹽外殼中溫度和壓力的變化不會引起礦物組合的明顯變化。水星的圈層結(jié)構(gòu)與地球類似(圖1), 由金屬核心和硅酸鹽殼幔組成(Johnson et al., 2018)。

計算機模擬是確定水星內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層的方式之一, 這些模擬可以簡單到只有兩層, 也可能包含數(shù)千層(Johnson et al., 2018; Margot et al., 2018), 水星各圈層厚度的模擬計算結(jié)果見表2。

信使號測量了水星地殼重力場, 確定了重力場隨水星形狀和地形的變化關(guān)系。假設(shè)水星的地形基本上處于靜水壓平衡狀態(tài), 觀測到的重力場是地形和地殼厚度變化的綜合結(jié)果, 由此可以確定平均地殼厚度及其橫向變化(Padovan et al., 2015; James et al., 2015)。研究表明, 水星的平均地殼厚度約26 km (表2), 意味著地殼占水星硅酸鹽殼?？傮w積的7%左右。根據(jù)信使號重新測定的水星重力場和轉(zhuǎn)動慣量數(shù)據(jù), 模擬計算出水星液態(tài)金屬核的頂部在地表以下420～435 km處, 水星金屬核的密度約為7000 kg/m3, 巖石圈層的平均密度約為3300 kg/m3(Hauck et al., 2013)。

圖1 水星和地球的內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層對比圖(據(jù)Hauck and Johnson, 2019)

表2 水星內(nèi)部各圈層厚度的估算結(jié)果(Hauck and Johnson, 2019)

由轉(zhuǎn)動慣量來解釋水星的內(nèi)部密度分層并非是唯一的解決方案, 水星的化學(xué)成分和最外層固體所引起的轉(zhuǎn)動慣量的比例, 可以限制水星的內(nèi)部分層模擬結(jié)果的多解性。水星旋轉(zhuǎn)軸的傾角非常小, 導(dǎo)致轉(zhuǎn)動慣量的測量誤差很大, 造成內(nèi)部結(jié)構(gòu)區(qū)分困難(如固體內(nèi)核)。未來比皮科倫坡號對水星旋轉(zhuǎn)參數(shù)和重力參數(shù)的精確測量將得到更精細(xì)的水星內(nèi)部分層計算結(jié)果(Johnson et al., 2018)。

1.3 水星的磁場和內(nèi)部性質(zhì)

水手10號探測數(shù)據(jù)揭示了水星具有一個和地球類似的全球規(guī)模的偶極磁場(Ness et al., 1974)。信使號的繞飛測量出水星赤道上的磁場約0.004 Gass, 兩極處略微強些, 約0.007 Gass; 水星的磁層矩約為190 nT Rm3, Rm是水星的半徑2440 km; 偶極子與行星旋轉(zhuǎn)軸對齊到約1°以內(nèi)(Johnson et al., 2018), 并向北偏移約0.2 Rm(Alexeev et al., 2008; Anderson et al., 2011, 2012)。從水星中心到磁層頂?shù)钠骄嚯x是約1.4～1.5 Rm(Slavin et al., 2009; Winslow et al., 2013; Zhong et al., 2015), 在平均太陽風(fēng)的強度下磁層尾直徑約5 Rm, 太陽風(fēng)與水星偏置偶極磁場相互作用的數(shù)值模擬結(jié)果支持信使號的觀測結(jié)果(圖2; Kabin et al., 2000; Janhunen and Kallio, 2004; Kidder et al., 2008; Trávní?ek et al., 2009, 2010; Benna et al., 2010; Wang et al., 2010; Muller et al., 2010; Varela et al., 2015; Jia et al., 2015)。水星的磁場在某些方面明顯區(qū)別于地球的磁場(Korth et al., 2018)。水星位于太陽風(fēng)層內(nèi)部, 太陽風(fēng)使水星的磁層受到的沖壓力為10～30 nPa, 比地球(約2 nPa)高得多; 而水星行星際磁場的強度約30 nT, 遠(yuǎn)高于地球(約5 nT); 這些差異對水星磁層的結(jié)構(gòu)和動力學(xué)都有深遠(yuǎn)的影響。鑒于地球和水星磁層的不同之處, 定量比較兩個系統(tǒng)的磁層為我們理解行星磁層物理學(xué)提供了一個參考標(biāo)準(zhǔn)(Korth et al., 2018)。

信使號提供了太陽風(fēng)與水星磁場上相互作用的關(guān)鍵數(shù)據(jù), 這些數(shù)據(jù)被用來建立水星的磁層頂、弓形激波、等離子體片、場耦合電流和磁場極點等概念(圖2), 而有關(guān)等離子體的觀測數(shù)據(jù)被用來確定磁層中等離子的成分和分布(Zurbuchen et al., 2011)。

水星磁場的幾何結(jié)構(gòu)隨著太陽風(fēng)而變化, 這種變化提供了水星內(nèi)部磁場幾何結(jié)構(gòu)和強度的信息。沿磁層頂?shù)碾娏骱痛艑觾?nèi)的電流系統(tǒng)產(chǎn)生了磁場, 這些磁場會隨著時間變化在行星內(nèi)部產(chǎn)生二次電磁場, 二次感應(yīng)場可以用來探測行星內(nèi)部的導(dǎo)電性結(jié)構(gòu), 而導(dǎo)電性結(jié)構(gòu)又在很大程度上取決于行星的化學(xué)組成、內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層以及其導(dǎo)電的富鐵內(nèi)核半徑(Olson, 1984)。

太陽風(fēng)的速度和密度在短時間(幾分鐘或者幾個小時)內(nèi)的改變, 會強烈改變水星磁場的形狀。增加太陽風(fēng)動壓力會壓縮水星磁場線, 任何對水星磁場的壓縮都會被感應(yīng)電流所產(chǎn)生的偶極磁力線所抵消(Glassmeier et al., 1984; Johnson et al., 2016)。行星際磁場和水星的固有磁場之間的重連將抵消部分或全部感應(yīng)電流的影響, 這會將磁通量從晝側(cè)磁層中移除, 并將其輸送到磁層尾部(Slavin and Holzer, 1979; Slavin et al., 2014; Heyener et al., 2016)。這些場耦合電流提供了關(guān)于水星內(nèi)部電導(dǎo)率的信息(Baumjohann and Treumann, 1996; Johnson et al., 2018)。

圖2 水星磁層邊界、磁場方向(綠色曲線和箭頭)和信使號軌道(紅色虛線)示意圖(修改自Zurbuchen et al., 2011)

信使號軌道任務(wù)接近尾聲時進(jìn)行的低空觀測, 確定了水星具有微弱的局部地殼磁場(Johnson et al., 2016)。即使信使號在最低海拔軌道上, 水星的全球偶極磁場也占主導(dǎo)地位, 即由地殼磁化引起的磁場是非常微弱的, 并不會影響到水星的全球磁場。水星磁場在扣除主磁場和金屬核的軸向磁偶極子背景后, 剩余的信號主要由水星地殼磁場控制, 它們的頻率范圍在不同軌道上有所不同, 水星地殼磁場的振幅超過10 nT。水星地殼剩余磁場的成因尚未得到很好的解釋, 大部分的地殼磁場來源于水星地殼中部, 來自地殼最淺處(<10 km)和深部地幔的貢獻(xiàn)最小。

信使號獲得了豐富的水星磁層和附近太陽風(fēng)環(huán)境的數(shù)據(jù), 帶來了一些新發(fā)現(xiàn), 并且以此建立了太陽系中獨一無二的水星磁層。雖然水星和磁層之間的電動耦合規(guī)模相對于其他磁層來說較小, 但卻為理解行星的磁場提供了重要信息。信使號對水星的重力場和磁場的測量極大地提升了我們對水星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和磁場性質(zhì)的認(rèn)識, 并初步建立了水星內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層模型和一個完整的水星磁場動力學(xué)模型。根據(jù)水星全球規(guī)模的偶極磁場推斷出: 水星具有一個熔融態(tài)的金屬外核; 不同化學(xué)成分的液態(tài)金屬外核的電導(dǎo)率不同, 從而影響水星磁場的產(chǎn)生效率; 液態(tài)金屬外核層的厚度及對流強度將共同決定水星磁場的強度和規(guī)模。為了進(jìn)一步認(rèn)知水星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層、磁場結(jié)構(gòu)及成因等問題, JASA和ESA發(fā)射了比皮科倫坡號對水星的重力場和磁場參數(shù)開展測量, 新數(shù)據(jù)將會對水星的質(zhì)量和內(nèi)部結(jié)構(gòu)分層以及磁場的物理結(jié)構(gòu)進(jìn)行更精細(xì)化的建模, 深化我們對水星磁場和內(nèi)部結(jié)構(gòu)的理解。

2 水星的化學(xué)成分

2.1 水星表面的化學(xué)成分

信使號的地球化學(xué)數(shù)據(jù)揭示了水星表面的化學(xué)組成不同于太陽系的其他類地行星, 推翻了人們之前對于水星的形成和演化過程的認(rèn)識。水星表面是一個富含揮發(fā)分且低氧逸度的環(huán)境(Weider et al., 2012, 2015; Nittler et al., 2018; McCoy et al., 2018; Nittler and Weider, 2019)。例如, 水星的表面富含S (1%～4%)和C(1%～3%), 而FeO含量(3%～5%)比其他類地行星更低(Zolotov et al., 2013; Cartier and Wood, 2019)。水星大氣(外逸層)中Na、Ca和K的測量結(jié)果表明, 這些元素也存在于水星表面, 證明水星是一個富含揮發(fā)分的行星。水星表面元素分布不均一且石墨含量高, 表明在歷史早期經(jīng)歷了還原的巖漿海階段。這些發(fā)現(xiàn)對理解水星的起源和演化有著重要的意義。

信使號的伽馬射線數(shù)據(jù)表征了水星表面幾十厘米深度的C、O、Na、Al、Si、K、S、Cl、Ca、Fe、Th和U等元素的含量。X射線光譜儀(XRS)探測了水星表面幾十微米的深度范圍內(nèi)的主要和次要成巖元素Mg、Al、Si、S、Ca、Ti、Cr、Mn和Fe(Weider et al., 2012, 2014, 2015)等的含量。由于太陽耀斑只是偶爾發(fā)生, 而且信使號只在水星北半球的每個軌道上較短時間停留, 所以北半球較重元素的空間覆蓋是不完整的。

從信使號的中子能譜儀和XRS數(shù)據(jù)中計算出元素的絕對豐度比較困難, 信使號探測的元素通常以與Si的比值的形式表達(dá), 水星表面SiO2的相對豐度變化范圍很小, 典型的SiO2豐度為51%(Kathleen et al., 2017)。兩種技術(shù)測量的水星表面元素含量的差異很小(Nittler et al., 2018), 共同測量的主元素(Al/Si、Ca/Si、S/Si和Fe/Si)的結(jié)果基本上是一致的。信使號確定了水星表面不同區(qū)域的平均化學(xué)組成, 以15種元素或元素比例表示(表3)。

2.1.1 水星表面非揮發(fā)性主元素

信使號的數(shù)據(jù)表明, 水星表面的主元素組成與地球和月球明顯不同(Nittler et al., 2011)。與典型的地球和月殼巖石相比, 水星表面除了異常高的S豐度外, Mg/Si較高(平均值為0.44), Al/Si(平均值為0.27)和Ca/Si(平均值為0.17)較低(圖3), 證明水星地殼不會形成與月球同樣的斜長石地殼。水星表面Fe的平均豐度是1%～2%(Evans et al., 2012), 低于地殼的平均值(4%～8%)。反射率光譜數(shù)據(jù)結(jié)顯示水星表面FeO的含量為2%～5%(Weider, 2019), Fe主要以還原Fe的形式存在(如金屬和/或硫化物中)。水星表面的主元素組成與高度還原的頑火輝石球粒隕石的部分熔融產(chǎn)物的化學(xué)組成相似, 但不完全相同(圖3)。

通過X射線光譜儀和伽馬射線能譜儀測量的主量元素含量生成了元素比值圖, 包括Mg/Si、Al /Si、S/Si、Ca/Si和Fe/Si (圖4; Weider et al., 2014, 2015), 顯示水星表面存在明顯的化學(xué)不均一性(Nittler et al., 2011; Peplowski et al., 2016a)。水星表面的低Fe和高S含量說明其形成于高度還原條件下。伴隨著氧逸度的降低, 硅酸鹽熔體中的Fe含量隨著S含量的增加而降低(Cartier and Wood, 2019)。

表3 水星表面不同地球化學(xué)地體的元素組成和礦物組成

注: McCoy等確定的平均水星表面(南半球)和四個地球化學(xué)地體的化學(xué)組成(%)。計算液相線溫度()、黏度(), CIPW-推導(dǎo)的礦物學(xué)(模態(tài)豐度)為每個地體的化學(xué)組成, 所有數(shù)據(jù)均來自McCoy et al. (2018)和Weider (2019)。

水星全球的Ca/Si和S/Si比值之間有很強的相關(guān)性, 解釋為水星表面含Ca硫化物相的證據(jù)(圖5)。唯一明顯偏離相關(guān)趨勢的測量值是拉赫曼尼諾夫盆地東北部的一個大型、明亮的火山碎屑沉積區(qū)域(圖5; Murchie et al., 2015; Weider et al., 2016), 前人研究認(rèn)為, 火山碎屑噴發(fā)中或巖漿上升過程中, 硫化物被氧化可以產(chǎn)生含S的揮發(fā)性物質(zhì), 揮發(fā)性物質(zhì)的丟失導(dǎo)致該地區(qū)具有異常高的Ca/S比值(Thomas and Rothery, 2019)。

2.1.2 水星表面礦物學(xué)

信使號測量的水星表面的光譜數(shù)據(jù)被解釋為中性、基性鎂鐵質(zhì)組分和超基性超鎂鐵質(zhì)組分, 水星表面的礦物以斜長石、富鎂輝石、橄欖石及部分似長石為主。在早期的巖石學(xué)(實驗和理論)研究的基礎(chǔ)上, 信使號衍生的水星表面成分?jǐn)?shù)據(jù)被用來約束巖石成分和熔融條件(Stockstill-Cahill et al., 2012; Charlier et al., 2013; Namur et al., 2016a; Kathleen et al., 2017), McCoy et al. (2018)使用CIPW-標(biāo)準(zhǔn)計算得出了五個地體的礦物學(xué)組合(表3)。根據(jù)礦物學(xué)標(biāo)準(zhǔn)方案分類, 地體類型包括玄武質(zhì)安山巖、安山巖和粗面巖(根據(jù)總堿和二氧化硅的含量), 其中的高M(jìn)g(Mg>8%)和低Ti(Ti<0.5%)含量意味著它們也可以被劃分為玻鎂安山巖。使用MELTS程序進(jìn)行熔融過程模擬結(jié)果表明, 與地球的大洋玄武巖相比, 水星熔巖的液相線溫度要高得多, 這與水星較高的Mg豐度是一致的。研究還表明, 水星地體的巖漿黏度(表3)顯著低于典型陸地玄武巖巖漿, 地體熔融會產(chǎn)生薄的橫向上廣泛分布的熔巖, 這與水星廣泛分布的溢流火山熔巖的形態(tài)學(xué)證據(jù)相一致(Head et al., 2011; Braden and Robinson, 2013)。

水星(XRS): 信使號的X射線光譜儀數(shù)據(jù); 水星(光譜): 從地球上采集的水星表面的紅外光譜; 月球巖石: 包括月海玄武巖和月球高地斜長巖; 地球巖石: 包括地幔橄欖巖、科馬提巖和大洋玄武巖; 部分熔融的產(chǎn)物: 水星巖漿海固化產(chǎn)物的重熔; 部分熔融的CB和部分熔融EC球粒隕石成分; 部分熔融的來自難熔物質(zhì)和揮發(fā)性物質(zhì)混合物(MA)。

來自MESSENGER的GRS(Peplowski et al., 2015)和XRS(Weider et al., 2015; Peplowski et al., 2016a)數(shù)據(jù)。地圖顯示在Molleweide投影中, 以0°N, 0°E為中心。帶有一個標(biāo)準(zhǔn)差誤差的紅色圓是北半球平均的GRS值; 彩色比例尺中的紅線是地圖數(shù)據(jù)的加權(quán)水星全球平均值。HMR為高鎂區(qū)域, CB為卡路里盆地。

圖中Ca/Si作為S/Si的函數(shù), 是約1400個信使號X射線光譜儀測量結(jié)果(綠色圓圈)。紅色的方框表示地球地殼中這些元素比例的范圍, 藍(lán)色的星表示水星上在拉赫瑪尼諾夫盆地附近一個大型火山碎屑沉積物區(qū)域的組成。

2.1.3 水星化學(xué)地體的劃分

水星表面具有明顯的化學(xué)不均一性(圖4; Weider et al., 2012, 2015; Evans et al., 2015; Nittler et al., 2016), 元素分布圖清楚地表明, 水星的地球化學(xué)變化并不總是與地貌單元相匹配(Denevi et al., 2013)。關(guān)于這些地體的定義方式和最終劃分的數(shù)量尚存在爭議(Weider et al., 2015; Kathleen et al., 2017)。Nittler et al. (2018)選擇了3個標(biāo)準(zhǔn)來定義水星地球化學(xué)地體: (1)空間連續(xù)性; (2)在地球化學(xué)元素組成上不同于水星平均地殼組成(以南半球的平均值表示); (3)空間廣泛性(最低橫向尺度為>1000 km)。根據(jù)這些標(biāo)準(zhǔn), 確定了四個(除南半球代表的水星平均組成之外)水星地球化學(xué)地體: 北部地體、卡路里內(nèi)部平原地體、高鎂地體和低快地體(圖6)。

Nittler et al. (2018)根據(jù)地球化學(xué)及巖石學(xué)結(jié)果, 提出地幔和地殼時間演化序列來解釋地體間的地球化學(xué)差異和礦物組合變化。在他們的模型中, 水星的表面由早期巖漿海階段形成的原始地殼(巖漿海深度大約為400 km, McCubbin et al., 2017)和后期火山活動的產(chǎn)物組成, 石墨是唯一能在水星地幔巖漿海上形成漂浮地殼的相; 巖漿海結(jié)晶后地幔分層, 超鎂鐵巖(純橄欖巖、方輝橄欖巖、異剝橄欖巖)在基底處發(fā)生分離, 輝長巖物質(zhì)在地表附近富集不相容元素和揮發(fā)性元素(Vander Kadeen and McCubbin, 2016)。水星表面化學(xué)不均一性, 例如火山成因的北部地體、卡路里盆地內(nèi)部地體和低快地體(Nittler et al., 2018), 可能是層狀地幔不同源區(qū)和不同熔融程度產(chǎn)生的熔體化學(xué)組成不同所導(dǎo)致。大型盆地的形成也影響了水星地球化學(xué)地體的化學(xué)組成。例如, 隕石的熱沖擊可能會挖穿水星的地殼, 進(jìn)入地幔的上層, 并導(dǎo)致火山活動(Roberts and Barnouin, 2012; Nittler et al., 2018)?？防锱璧貎?nèi)的平坦平原沉積物的化學(xué)成分, 可以由地幔方輝橄欖巖高溫部分熔融得到(Namur et al., 2016a; Nittler et al., 2018)。高鎂地體內(nèi)的熔巖(橄欖石含量偏高, 約30%)可能源于較深的二輝橄欖巖的部分熔融, 可能包含水星幔基底物質(zhì)(Namur et al., 2016a; Frank et al., 2017)。有人認(rèn)為, 高鎂地體的地球化學(xué)特征是一個巨大的(直徑約3000 km)、古老的和退化的沖擊盆地的證據(jù)(Weider et al., 2015)。Frank et al. (2017)指出, 較大的隕石在撞擊過程中很容易挖出富Mg的地幔物質(zhì), 這樣巨大的隕石坑盆地會具有獨特的物理結(jié)構(gòu)和地球化學(xué)特征, 從而極易識別。

圖6 水星北半球四種地球化學(xué)地體圖(修改自Hauck and Johnson, 2019)

硫化物相化學(xué)組成的變化也可能導(dǎo)致水星地球化學(xué)地體中觀察到的成分差異。水星表面高豐度的S被認(rèn)為主要存在于各種硫化物相中, 這些硫化物包含不同含量的Fe、Mg、Ti、Cr、Mn、Ca。依據(jù)X射線光譜數(shù)據(jù), 人們提出這些硫化物可能包括隕硫鈣石、隕硫鎂鐵錳石、隕硫鉻鐵礦、隕硫鐵或隕硫銅鉀礦(表3; Nittler et al., 2011; Weider et al., 2012, 2014; Vander Kadeen and McCubbin, 2016)。Nittler et al. (2018)發(fā)現(xiàn)南半球和高鎂區(qū)的硫化物具有高Fe特征, 而北半球、卡路里盆地內(nèi)部的硫化物具有高M(jìn)g特征。

2.1.4 水星表面的揮發(fā)性元素

水星是一個富含揮發(fā)分的星球, 信使號的數(shù)據(jù)表明, 水星表面不僅富含Na、K、Cl 、S、C等揮發(fā)性元素, 在水星的兩極永久陰影區(qū)還有水冰存在(Lawrence et al., 2013; Peplowski et al., 2015, 2016a, 2016b; Namur et al., 2016b)。

揮發(fā)性的Na和Cl在水星表面的含量隨緯度變化: Na在赤道處的含量約為2.6%, 在高緯度地區(qū)約為5%; 而Cl在赤道處含量為1200 μg/g, 在高緯度地區(qū)為2500 μg/g。水星表面K, Th和U的平均含量分別約為1300 μg/g, 0.16 μg/g和90 ng/g(Weider et al., 2015; Peplowski et al., 2016a)。這些元素可以用于闡明水星早期的形成過程, 因為它們在硅酸鹽熔融的過程中具有相似的相容性, 但揮發(fā)性不同。因此, K、Th、U在一個高度分異的行星表面的相對豐度可以反映出整體硅酸鹽部分的揮發(fā)分含量, 如K/Th比值通常被認(rèn)為是行星的揮發(fā)性元素含量的指標(biāo)(Evans et al., 2015)。水星的Cl/K比值和K/Th比值與火星相近(圖7), 這也是水星富集揮發(fā)分的有力證據(jù)之一。除了Na和Cl豐度的變化外, 中子能譜儀測量結(jié)果還揭示了整個水星北半球K豐度的不均一性(圖4; Peplowski et al., 2016a)。這些中等揮發(fā)性的元素可以通過熱擴散作用, 從高溫的赤道(最高可達(dá)700 K)運輸?shù)礁涞膬蓸O區(qū)域(最高溫度小于300 K)。

信使號早期軌道觀測的重大發(fā)現(xiàn)之一是在水星表面發(fā)現(xiàn)了高豐度的S(中等揮發(fā)性元素)(Nittler et al., 2011; Evans et al., 2015), 水星的表面平均S含量約2%, 明顯高于地球地殼(S<0.1%)一個數(shù)量級。水星S的高豐度是其富揮發(fā)分的有力證據(jù)之一, 同時限定了水星可能形成于強還原條件(Namur et al., 2016b)。

水星表面上的暗色物質(zhì)被稱為低反射率物質(zhì), 被認(rèn)為是通過撞擊過程從水星地殼深處挖掘出來的, 通常發(fā)現(xiàn)于隕石坑及其濺射沉積物中且不均勻分布(Denevi et al., 2009; Peplowski et al., 2016a)。Murchie et al. (2015)對一些可能的低反射率物質(zhì)進(jìn)行了光譜混合模型建模, 通過與北方平原的暗色物質(zhì)光譜對比, 指出低反射率物質(zhì)可能是石墨或者微米–納米相的鐵或FeS的混合物(Murchie et al., 2018)。低反射率物質(zhì)是石墨的3個證據(jù): (1)反射率數(shù)據(jù)的光譜建模表明, 如果在水星表面平均C豐度為1% , 而低反射率物質(zhì)中存在5% C時, 以細(xì)粒石墨形式存在的C可以很好地匹配水星表面的反射率(Murchie et al., 2015); (2)伽馬射線數(shù)據(jù)獲得的(北半球)平均C豐度估算值<4.1%(Peplowski et al., 2015); (3)Vander Kaaden and McCubbin (2016)通過實驗表明, 以石墨形式存在的C是唯一能夠形成水星早期巖漿海漂浮地殼的相。信使號任務(wù)后期獲得的3個低反射率區(qū)域的中子能譜儀數(shù)據(jù)進(jìn)一步證實了低反射率物質(zhì)中富集C以及石墨是水星上主要的不透明相這兩個結(jié)論(Peplowski et al., 2016b)。水星表面C的豐度遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于其他類地行星, 例如C在地球地殼中所占比重不足0.2%。

由信使號的伽馬射線和中子譜數(shù)據(jù)繪制(Evans et al., 2015; Peplowski et al., 2016a), 水星與其他太陽系內(nèi)部的巖石天體(金星、地球、月球、火星)和太陽的K/Th和Cl/K比值進(jìn)行了比較。

信使號在低海拔軌道上的探測數(shù)據(jù)證明, 在水星極地永久陰影區(qū)域的表面或附近存在水冰(Neumann et al., 2013; Paige et al., 2013)。激光測高儀測量得到的水星表面地形被用來創(chuàng)建新的熱模型(Paige et al., 2013), 模型顯示, 雷達(dá)高反射明亮區(qū)域和水冰在地表的溫度穩(wěn)定區(qū)域之間存在良好的相關(guān)性。水星表面最冷的地方與最亮的區(qū)域相吻合, 冰可以在這些區(qū)域穩(wěn)定存在; 較暗的區(qū)域出現(xiàn)在較溫暖的地區(qū)及其周圍, 那里的冰可能只在地表以下穩(wěn)定存在(Paige et al., 2013)。信使號中子譜儀數(shù)據(jù)(圖8)顯示, 在靠近水星北極高緯度的區(qū)域, 超熱中子通量和快中子通量明顯減少(Lawrence et al., 2013), 表明H的豐度增加。結(jié)合中子能譜儀數(shù)據(jù)和雷達(dá)數(shù)據(jù), 可以推斷在永久陰影區(qū)的極地隕石坑中存在大量的近純水冰相沉積物(Chabot et al., 2018)。 Rubanenko et al. (2019)分析并對比了水星和月球上大約1.5 萬個較小的隕石坑(直徑在2.5～15 km之間)的深度/直徑比值之后發(fā)現(xiàn), 因為坑內(nèi)水冰的存在, 水星北極和月球南極附近的隕石坑深度會變淺約10%, 并估算冰層厚度約為50 m。水星極地冰和其他揮發(fā)物的幾個潛在來源包括太陽風(fēng)的相互作用、水星的去氣作用和外源帶入。相對年輕的大型撞擊事件最有可能是水星揮發(fā)物的來源(Chapman et al., 2018), 彗星或富含揮發(fā)性物質(zhì)的撞擊會產(chǎn)生大量相對純凈的冰和富含有機物的物質(zhì)。

2.1.5 水星表面化學(xué)成分的含義

水星是類地行星之中最還原的行星(圖9; Nittler et al., 2011; Nittler and Weider, 2019; Cartier and Wood, 2019), 信使號數(shù)據(jù)給出的水星表面成分(以及由此推導(dǎo)的地幔成分)證明其是由高度還原的原始物質(zhì)形成的, 例如頑火輝石球粒隕石。對水星的氧逸度的估算是基于S的溶解度實驗來確定的, 因為S在硅酸鹽熔體中的溶解度是氧逸度的函數(shù)(Namur et al., 2016b)。水星內(nèi)部氧逸度的范圍低于Fe-FeO(鐵–氧化亞鐵氧逸度計)3～7個數(shù)量級(IW-3～I(xiàn)W-7) (Zolotov et al., 2013; Namur et al., 2016b)。地球的上地幔氧逸度在IW+2左右, 比水星幔氧逸度高5到9個數(shù)量級。Namur et al. (2016b)根據(jù)S在還原硅酸鹽熔體中的溶解度, 計算出在水星的氧逸度(IW-5.4±0.4)條件下, 水星幔中S的含量為7%～11%。

基于信使號提供的水星表面化學(xué)組成, 前人通過實驗和模擬計算研究了水星表面的礦物組合(Stockstill- Cahill et al., 2012; Peplowski et al., 2016a; Namur et al., 2016a; McCubbin et al., 2017; Nittler et al., 2018)。研究表明, 水星表面主要由貧鐵輝石巖(頑火輝石)、橄欖石(鎂橄欖石)、富鈉斜長石和鈣鎂鐵硫化物這幾種礦物組合構(gòu)成(表3), 礦物含量的變化導(dǎo)致了水星不同地球化學(xué)地體之間化學(xué)組成的差異。最近的研究也表明, 水星表面的巖石應(yīng)該被劃分為蘇長巖或玻鎂安山巖(Kathleen et al., 2017)。在水星地表觀測到的元素不均一性可能反映了水星?；瘜W(xué)成分的不均一以及產(chǎn)生熔巖時的熔融程度不同(Namur et al., 2016a, 2016b)。水星幔的化學(xué)不均一性可能由于水星在早期經(jīng)歷了硅酸鹽部分熔融的巖漿洋階段, 巖漿洋中水星幔的分離結(jié)晶伴隨著不同礦物相的下沉和上浮, 以及隨后的對流翻轉(zhuǎn)等過程, 都可能會造成水星表面大規(guī)模的化學(xué)變化。水星的表面化學(xué)成分指出水星地殼和月球的鈣長石懸浮地殼可能有很大的不同(Cartier and Wood, 2019)。在水星表面還原的巖漿海條件下, 只有石墨相可以穩(wěn)定存在, 在低反射率物質(zhì)中觀測到C的高豐度可能是水星上原始石墨懸浮外殼遺留的化學(xué)特征(Cartier and Wood, 2009; VanderKaaden and McCubbin, 2015; Charlier and Namur, 2019)。

信使號在海拔400 km軌道, 計數(shù)率的單位標(biāo)準(zhǔn)化平均計數(shù)每秒超過2°寬的緯度范圍, 并繪制成緯度的函數(shù), 誤差條表示每個緯度范圍中平均值是測量標(biāo)準(zhǔn)差的兩倍。(a) 測量(紅色)和模擬(黑色, 藍(lán)色)快中子計數(shù), 每秒計數(shù)(約10 cps)。模擬計數(shù)率顯示的情況下, 模擬無氫(黑色)和雷達(dá)明亮區(qū)域為100%水冰(藍(lán)色); (b) 測量(紅色)和模擬(黑色虛線、藍(lán)色)超熱中子每秒計數(shù)(約60 cps), 模擬計數(shù)率顯示的情況下, 校正徑向多普勒效應(yīng)后模擬的無氫(黑色虛線)和雷達(dá)明亮區(qū)域為100%水冰(藍(lán)色)。

MORB: 大洋中脊玄武巖; CAI: 富Ca-Al難熔包體; EH4: 富鐵頑火輝石球粒隕石, 巖石學(xué)類型4; EL6: 貧鐵頑火輝石球粒隕石, 巖石學(xué)類型6; H: 富鐵球粒隕石; CO3: 碳質(zhì)奧氏體型球粒隕石, 巖石學(xué)類型3。

2.2 水星幔化學(xué)組成

水星表面的熔巖與太陽系中其他天體的熔巖不同, 具有低Fe、富S、高堿的特征(表3)。這些熔巖大部分形成于4.2～3.5 Ga之間(Marchi et al., 2013; Byrne et al., 2016), 最古老的火成巖發(fā)現(xiàn)于隕石坑間平原和隕石坑嚴(yán)重撞擊區(qū)域(IcP-HCT), 最年輕的火成巖發(fā)現(xiàn)于平坦平原區(qū)域(NSP), 包括北半球高緯度地區(qū)的大片區(qū)域(Head et al., 2011)。

Namur等人在最新的實驗研究中估算了水星幔的總體化學(xué)組成, 實驗使用礦物學(xué)多相飽和點和巖石學(xué)建模來推斷水星幔的部分熔融條件和水星幔源區(qū)的化學(xué)組成(Stockstill-Cahill et al., 2012; Charlier et al., 2013; Vander Kaaden and McCubbin, 2016; Namur et al., 2016a; Kathleen et al., 2017)。實驗選擇了IcP-HCT的高M(jìn)g成分和低Mg成分的北方平坦平原(NSP)來代表水星表面的端元組分, 在極還原條件下(logO2=IW-4～I(xiàn)W-7)利用相圖確定了水星表面熔巖的多相飽和點。實驗產(chǎn)物主要包括鎂橄欖石+頑輝石+硅酸鹽熔體這三相, 端元組分分別在0.75 GPa、1480 ℃(高M(jìn)g的IcP-HCT)和0.75 GPa、1380 ℃(低Mg的NSP)條件下達(dá)到平衡。研究中還利用來自CMASN(CaO-MgO-Al2O3-SiO2-Na2O)系統(tǒng)和MELTS/pMELTS模擬(Gualda and Ghiorso, 2015)結(jié)合的實驗數(shù)據(jù), 建立了二輝橄欖巖部分熔融的熱力學(xué)模型。熔融模型預(yù)測高M(jìn)g的IcP-HCT和NSP熔巖的熔融程度(=熔體分?jǐn)?shù))分別為0.46和0.27。較低的多相飽和點壓力表明水星熔體抽離的深度較淺(約60 km)。水星熔巖的熔融程度隨著壓力每降低1 GPa, 熔體質(zhì)量增加10%(Nittler and Weider, 2019)。水星高鎂IcP-HCT熔巖預(yù)計在水星核幔邊界的近400 km處開始熔融, 而NSP熔巖預(yù)計在200 km的深度開始熔融, 兩種端元組分的熔巖對地幔抽取方式不同: 一種是從地幔底部靠近核幔邊界開始熔融, 另一種是地幔中間開始熔融。在這兩種情況下, 在多相飽和點的基礎(chǔ)上, 由批式熔融產(chǎn)生的一批熔體在相同深度(0.75 GPa, 或約60 km)處分離。固相殘余組合中的固體成分的比例相似, 分別為45%鎂橄欖石和55%頑火輝石。由質(zhì)量平衡方程計算得到高M(jìn)g的IcP-HCT和NSP熔巖地幔源區(qū)的化學(xué)組成見于表4。

從兩種熔巖類型推斷出, 不同深度的水星幔成分在SiO2、Al2O3和MgO含量上相似, 但在CaO和Na2O上有所不同, 說明水星幔中的這些元素分布不均勻, 但在計算過程中并沒有包括水星硅酸鹽地幔中的S含量。高鎂IcP-HCT熔巖中的高CaO豐度可能是由于在低氧逸度條件下Ca和S形成了隕硫鈣石(CaS)。

許多研究人員認(rèn)為, 頑火輝石球粒隕石(EC球粒隕石)和Bencubbinites(CB球粒隕石)可能是水星的原始吸積物質(zhì)(Brown and Elkins-Tanton, 2009; Malavergne et al., 2010; Nittler et al., 2011)。這些隕石是還原的富金屬隕石, 與水星有許多相似的化學(xué)特征, 例如高S、高Na和高K, 在這些隕石的硅酸鹽部分中幾乎沒有FeO。兩個E型球粒隕石和一個CB型球粒隕石(Jarosewich, 1990)的硅酸鹽部分與從水星表面熔巖推算的水星?；瘜W(xué)組成的估算值相對比(表4), 球粒隕石具有更高的SiO2含量和更低的MgO含量。在高度還原的條件下, Si更容易溶解在金屬熔體中(Brown and Elkins-Tanton, 2009; Berthet et al., 2009; Malavergne et al., 2010; Namur et al., 2016b), 因此Si也可能是水星金屬核的一個重要組成部分。在計算過程中從球粒隕石的硅酸鹽中減去了20%的SiO2, 并假設(shè)它作為Si進(jìn)入到金屬核中。當(dāng)球粒隕石成分因SiO2的減少而重新歸一化時, 得到的硅酸鹽地幔的SiO2偏低, MgO含量偏高, 從而與水星表面熔巖中獲得的水星?；瘜W(xué)組成的估算值更接近。

由于對水星的形成過程缺乏詳細(xì)的了解, 以及目前缺乏元素在低氧逸度情況下的分配系數(shù), 水星的總體化學(xué)成分存在一定的多解性(Namur et al., 2016a; Nittler et al., 2018)。局限于現(xiàn)階段的探測技術(shù), 我們無法從水星上找尋更多的幔源物質(zhì)樣品, 對水星幔的化學(xué)組成的研究主要通過高溫高壓熔融實驗和模擬計算進(jìn)行研究。在未來可以分析水星樣品的基礎(chǔ)上, 對水星幔的化學(xué)組成的認(rèn)識將會進(jìn)一步提升。

表4 估算水星幔硅酸鹽化學(xué)組成(Nittler et al., 2018)

(1) 來自Namur et al. (2016b); (2) 不包括可能存在S的含量7%～11%或還原的Fe(Namur et al., 2016b); (3) 硅酸鹽部分是Jarosewich (1990)分析報道的; Bencubbin是Bencubbin II型球粒隕石; (4) 以上的球粒隕石分析, 假設(shè)其有20%的SiO2還原成Si進(jìn)入金屬核。NSP–北部平坦平原; IcP-HCT–撞擊坑內(nèi)部平原和嚴(yán)重撞擊地形; 頑火輝石–MgSiO3; 鎂橄欖石–Mg2SiO4。

2.3 水星核的化學(xué)成分

水星的整體化學(xué)組成是了解水星起源的一個極重要的參數(shù)。從信使號獲得的水星轉(zhuǎn)動慣量推導(dǎo)出水星金屬核的質(zhì)量分?jǐn)?shù)約占總質(zhì)量的69%～77%(Hauck et al., 2013), 因此水星的金屬核的化學(xué)組成對水星的整體化學(xué)組成有巨大影響。然而到目前為止所有行星金屬核的化學(xué)組成都是基于實驗?zāi)M和模型推導(dǎo)得到的結(jié)果(Hillgren et al., 2000; Rubie et al., 2011, 2015; Li and Fei, 2014; McDonough, 2014), 因為目前不可能直接測量其化學(xué)成分。通常情況下行星的金屬核占據(jù)了行星體積和質(zhì)量的很大一部分, 需要由太陽系中足夠豐度的元素來形成。由于Fe的宇宙化學(xué)豐度遠(yuǎn)高于其他元素的豐度, 大量的地震和實驗證據(jù)支持Fe是地核的主要成分(Jeanloz, 1990; Rubie et al., 2011)。高度還原的頑火無球粒隕石中的金屬中平均含有5%的Ni(McCoy and Bullock, 2017), 考慮到水星的還原性質(zhì), Ni有可能是水星金屬核的化學(xué)組成之一(Burbine et al., 2002)。但由于水星具有一個熔融的液態(tài)金屬外核(Margot et al., 2007), 根據(jù)熱演化模型, 其金屬核不能是純粹的鐵鎳組分, 水星內(nèi)部的溫度將導(dǎo)致鐵鎳核冷凝為固態(tài)。

對水星液態(tài)金屬外核的觀察表明, 至少含有一種輕元素才能滿足其質(zhì)量和體積的約束。蒙特卡羅模擬表明, 水星的金屬核允許很多輕元素加入, 可以使水星的半徑、體積密度和慣性力矩參數(shù)相一致(Hauck et al., 2013)。地震數(shù)據(jù)表明, 地球地核除Fe和Ni外, 還含有輕元素成分(Jeanloz, 1990), 潛在的輕元素主要是H、C、O、Si和S(Hillgren et al., 2000)。應(yīng)用類似的方法來評估水星核的輕元素成分, 也應(yīng)該考慮H、C、O、Si和S。

考慮到水星的還原性質(zhì)和核幔邊界壓力僅為5.5 GPa(Hauck et al., 2013), 而H進(jìn)入地核的壓力、溫度和氧逸度條件都遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于水星, 因此排除了H是水星金屬核化學(xué)組成的可能。對水星表面C(1%～5%)的測定表明, 在水星核形成過程中, C可能存在于金屬核內(nèi)部。最近研究也表明, 在含有Si(10%)的還原條件下(logO2=IW-4.7), C對金屬Fe的親和性隨著氧逸度降低而變?nèi)? 金屬相中C的含量仍是硅酸鹽相的200倍左右(Li et al., 2017)。在Si含量更高, 更還原的條件下, C在金屬中的溶解度會進(jìn)一步降低(Goldstein et al., 2009; Vander Kaaden and McCubbin, 2016)。因此水星核中的C含量主要取決于水星在核幔分異時的氧逸度。在高溫下, O在金屬中的溶解度增大。地球早期巖漿海的高壓高溫條件可導(dǎo)致地核中含有O約2%～8%, 并導(dǎo)致地球地幔的氧化(Rubie et al., 2011, 2015; Siebert et al., 2013; Tsuno et al., 2013; Fischer et al., 2015)。根據(jù)水星金屬核目前的溫壓條件并不能預(yù)測其含有大量的O。水星金屬核的Si含量與也與水星核幔分異時的氧逸度相關(guān), Si在還原條件下也會更加親鐵(Kilburn and Wood, 1997; Malavergne et al., 2004)。S在硅酸鹽熔體和金屬熔體兩相中的分配系數(shù)受氧逸度控制。隨著體系中氧逸度的降低, S在硅酸鹽相中的溶解度上升, 水星表面的高S含量證明水星核幔分異時氧逸度極低, 進(jìn)一步說明Si有可能進(jìn)入到了金屬核中(Hauck et al., 2013; Chabot et al., 2014; Malavergne et al., 2014; Boujibar et al., 2014; Namur et al., 2016b)。根據(jù)水星表面的S含量對水星的氧逸度進(jìn)行計算(IW-3～I(xiàn)W-7)(McCubbin et al., 2012; Zolotov et al., 2013), 在氧逸度低于IW-4時更多的S進(jìn)入到硅酸鹽熔體中而非金屬相中(Killburn and Wood., 1997; Berthet et al., 2009), 這可能說明S不是水星金屬核的主要組分。

目前還不能確定水星金屬核的化學(xué)組成, 但是模擬計算水星的物理和化學(xué)條件, 可以對水星核中的輕元素豐度進(jìn)行有意義的限制。Smith et al. (2012)研究了早期信使號對水星重力場的測量數(shù)據(jù), 以及地球上對水星自轉(zhuǎn)軸位置和物理天平動振幅的測量結(jié)果, 認(rèn)為一個FeS固體層可能位于液態(tài)金屬外核的頂部。后續(xù)對水星傾角的修正(Margot et al., 2012)和對水星核中Si和S的含量模擬表明, 固體FeS層的存在符合水星地球物理參數(shù), 但不是必需的(Hauck et al., 2013)。圖10顯示了水星總體Fe/Si和Mg/Si比值可能的變化范圍(McCoy et al., 2018; Nittler and Weider, 2019)。實驗研究也證明, 如果水星的金屬核有Fe-Si-S三種化學(xué)成分, 那么水星核至少有兩種不同的化學(xué)成分層, 一種是幾乎不含S的鐵硅層, 另一種是幾乎不含Si的鐵硫?qū)?Malavergne et al., 2010; Chabot et al., 2014; Namur et al., 2016b; Cartier et al., 2020)。

對水星金屬核化學(xué)成分的其他潛在約束來自于模擬水星的熱演化過程和相關(guān)的全球收縮。從信使號的圖像數(shù)據(jù)中可以觀察到, 水星表面具有大量的陡坡和其他收縮構(gòu)造單元。模擬計算結(jié)果指出, 水星的半徑收縮最大可達(dá)7 km(Phillips et al., 2018)。水星的熱演化歷史與水星金屬核化成組成和冷卻過程密切相關(guān)。

圖10 太陽、地球、頑火輝石球粒隕石(EC)和估算的水星整體成分的Fe/Si和Mg/Si含量比值圖(修改自Nittler and Weider, 2019)

水星核幔分異時的氧逸度會影響微量元素在水星內(nèi)部的分配行為, 其中放射性母體核素K、U和Th的分布會影響水星整體的熱演化歷史。根據(jù)高溫高壓實驗在還原條件下獲得的金屬和硅酸鹽之間的分配數(shù)據(jù), 可以認(rèn)為U是水星核中重要的產(chǎn)熱元素, 而Th和K不會大量進(jìn)入水星核(Malavergne et al., 2010)。除了氧逸度外, 各相中S的含量對這些元素的分配行為也有很強的影響, 如果水星核幔之間形成FeS層, 該層會高濃度富集這些產(chǎn)熱元素(McCubbin et al., 2012)。在頑火輝石球粒隕石熔融實驗中, 還原條件下形成的硫化物與大量常見的親石元素相結(jié)合, 如Mg、Ca、Cr、Mn和Ti(McCoy et al., 1999; Berthet et al., 2009; 表3)。根據(jù)水星核幔分異過程中的氧逸度和S的分配行為, 推測水星核很可能含有一些相對氧化條件下形成的行星核中沒有的元素(Kilburn and Wood, 1997)。對水星金屬核的化學(xué)組成的準(zhǔn)確估算需要開展更多還原條件下的高溫高壓實驗?zāi)M研究。

3 水星表面的火山活動和演化歷史

3.1 水星上的火山作用和火山平原

信使號的圖像數(shù)據(jù)揭示了水星上火山的構(gòu)造特征, 水星表面幾乎沒有原始水星地殼存在, 大部分表面都是被火山噴發(fā)或撞擊挖掘改造之后形成的。平坦平原是火山噴發(fā)的產(chǎn)物, 稍微古老的隕石坑間平原也是火山成因的。水星的隕石坑年代學(xué)表明, 由于金屬核的冷卻作用, 大規(guī)模的火山噴發(fā)活動在大約35億年前停止, 隨后水星地殼進(jìn)入全球收縮狀態(tài), 阻礙了巖漿上升。但一些較小規(guī)模的火山繼續(xù)在地殼薄弱區(qū)(例如撞擊坑區(qū)域)活動, 這些后期的火山活動大多是爆發(fā)式火山, 大量的揮發(fā)性氣體會促進(jìn)巖漿上升, 并在釋放到水星地表的真空時爆發(fā)(Thomas and Rothery, 2019)。總的來說, 這些觀測結(jié)果為水星的熱演化歷史和火山作用歷史提供了關(guān)鍵證據(jù)。

平坦平原覆蓋了水星總表面積的27%(圖6; Denevi et al., 2013), 最初被稱為北方火山平原(NVP), 現(xiàn)在被稱為北方平原(Borealis Planitia)。隕石坑間平原是在數(shù)十公里范圍內(nèi)相對平坦的平原, 與平坦平原相比具有更高的二次撞擊坑密度(Trask, 1975)。這兩種平原類型的唯一區(qū)別在于疊加隕石坑的區(qū)域密度, 兩種不同的平原類型所覆蓋的區(qū)域之間也可能存在隕石坑密度的連續(xù)或重疊(Whitten et al., 2014; Byrne et al., 2016)。與月球表面相比, 水星表面直徑在20～128 km范圍內(nèi)的隕石坑數(shù)量相對較少, 這表明水星歷史早期曾經(jīng)歷廣泛的表面重塑階段, 重塑階段發(fā)生在38億年前晚期嚴(yán)重撞擊之前和之間。水星表面的重塑是大范圍火山噴發(fā)的結(jié)果, 這一觀點得到了平坦平原和隕石坑間平原之間光譜特征和連續(xù)的火山噴發(fā)沉積物的支持(Whitten et al., 2014)。光譜數(shù)據(jù)顯示, 平坦平原和隕石坑間平原的光譜特性沒有明顯的差異(Murchie et al., 2015), 這表明兩者的化學(xué)成分相似。

信使號觀察到的火山活動特征讓我們對平坦平原火山活動的形式有了更細(xì)致的了解。水星上大部分平坦平原, 都是火山噴發(fā)而不是撞擊熔融形成的(Head et al., 2008; Rothery et al., 2014)。形態(tài)學(xué)證據(jù)來自于平原內(nèi)完全掩埋和部分掩埋的隕石坑(幽靈隕石坑), 這些隕石坑本身占據(jù)著撞擊盆地(圖11)。熔巖下伏隕石坑的存在表明, 撞擊盆地的形成時間更早, 在盆地形成之后被火山熔巖充填掩埋。平坦平原火山性質(zhì)的其他形態(tài)學(xué)證據(jù)有: (1)在這些平原上看到的褶皺脊(圖11a), 這種地形是其他類地行星上的熔巖平原的典型特征; (2)光譜數(shù)據(jù)也支持火山起源, 水星上火山成因的平坦平原在光譜上與周圍較老的地形不同(圖11b); (3)它們廣泛分布(Thomas and Rothery, 2019), 許多廣闊的平坦平原分布的面積遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于形成沖擊盆地所能產(chǎn)生的面積。

水星表面分布著多條流線型的寬闊分支河道(圖11c), 表明大量的熔巖流能夠以流線形式繞過在前進(jìn)道路上的障礙, 或者蝕刻河道(Byrne et al., 2013)。要做到這一點, 熔巖流需要具有低黏度而且是迅速流動的。對北方平原上隕石坑的大小和數(shù)量分析表明, 在相對較短的時間內(nèi)(100 Ma之內(nèi)), 平原上堆積了0.7～1.8 km厚的熔巖, 這個區(qū)域大約占據(jù)了水星表面積的7%。北方平原熔巖成分的實驗和數(shù)值模擬表明, 巨量熔巖流的Al2O3含量很低, Na2O和CaO的含量很高, 它們的黏度較低(10～20 Pa/s)而流量較高(>10000 m3/s), 類似于地球上大型火成巖省, 流動到數(shù)百公里外形成北方平原(Vetere et al., 2017)。

水星熔巖的化學(xué)組成是研究其內(nèi)部的關(guān)鍵因素之一, 它們在一定程度上揭示了水星內(nèi)部的長期演化過程。當(dāng)以標(biāo)準(zhǔn)礦物學(xué)分類時, 水星表面熔巖成分范圍可以從富含堿的科馬提巖到玻鎂安山巖(Kathleen et al., 2017), 嚴(yán)重撞擊區(qū)域的地殼化學(xué)成分上更偏基性; 相對年輕的平坦平原盆地和北方平原具有富斜長石的礦物組成(Namur and Charlier, 2017)。根據(jù)光譜數(shù)據(jù), 卡路里盆地內(nèi)和盆地外的火山平原的化學(xué)成分是截然不同的, 表明平原形成于盆地形成之后或者是同時期形成的(Rothery et al., 2017)。水星?；瘜W(xué)成分在空間和時間上分布不均一和熔融程度的不同, 可以解釋水星表面硅酸鹽化學(xué)組成的廣泛變化。

3.2 水星的爆發(fā)式火山活動

水星平原上的火山?jīng)]有明顯的裂縫或噴口。然而在水星上發(fā)現(xiàn)了許多不規(guī)則的坑洞, 這些坑洞具有細(xì)長或不規(guī)則的平面形態(tài)和不平整的多層地面, 周圍沒有厚厚的一層噴出物; 沒有凸起的邊緣, 被解釋為爆發(fā)式火山口而非隕石坑(圖12; Jozwizk et al., 2018)。大多數(shù)凹坑被高反射率物質(zhì)所包圍, 其外邊緣被稱為光斑(圖12; Rothery et al., 2014; Jozwizk et al., 2018), 光斑的光譜特征支持火山成因, 而缺乏流動相關(guān)的特征和其外邊緣的擴散性質(zhì)表明火山沉積物以顆粒為主, 說明這是一個爆發(fā)式火山口(Jozwizk et al., 2018)。

水星上的火山口常以單個或者群體形式出現(xiàn), 并帶有中央凹陷的火山碎屑沉積物, 平均直徑為30 km(Goudge et al., 2014), 平均深度為4 km(Thomas et al., 2014)。典型的碎屑沉積物直徑一般為20 km, 具有相對高的反射率, 有一個偏紅色的光譜斜率(Kerber et al., 2009, 2011), 一些火山口具有隆起的邊緣并且周圍具有數(shù)十米厚的沉積物, 這與噴發(fā)式火山碎屑巖毯狀侵位特征相符合(Thomas et al., 2014)。

最大的火山口是位于拉赫曼尼諾夫盆地東北方向的Nathair光斑(Nathair Facula), 該火山口碎屑沉積物分布的最大直徑為130 km(圖12a; Thomas et al., 2014)。水星上的火山碎屑沉積物比月球上的火山碎屑沉積物面積更大, 盡管水星的重力比月球大, 會導(dǎo)致噴射出的顆粒更接近噴口。但沉積物分布范圍上的差異表明, 水星的爆發(fā)式火山活動是由比月球上更高比例的揮發(fā)物推動的, 可能與地球上的噴發(fā)動力相當(dāng)(Thomas et al., 2014)。當(dāng)富含C、S等揮發(fā)性元素的成分從噴發(fā)的巖漿中出溶或遇到噴發(fā)的巖漿時, 就會驅(qū)動爆發(fā)式火山活動。在水星缺乏大氣的條件下, 這些揮發(fā)物以氣態(tài)(CO、CS2、COS和S2)的形式(Zolotov et al., 2011)劇烈膨脹, 從一個類似點狀的噴口以發(fā)散的方式噴出火山碎屑, 形成類似木衛(wèi)一上火山活動形成的傘狀羽狀沉積物。這些沉積物通常很少表現(xiàn)出地形特征, 也很少掩蓋其下伏的地形, 表明它們并不形成大量的火山構(gòu)造, 而是一種大而薄的覆蓋層(Thomas et al., 2014)。

(a) 北方平原埋藏的撞擊坑“幽靈隕石坑”(標(biāo)記為G)和褶皺脊(白色箭頭指向位置); (b) 托爾斯泰撞擊盆地(Tolstoj impact basin)的大部分地面(被一條白色虛線所劃分)都被光譜特征鮮明的平坦平原所占據(jù), 這些平原被認(rèn)為是火山成因的; (c) 一個靠近北方平原的熔巖流河道例子, 河道內(nèi)的“島嶼”呈流線型, 形成“淚滴狀”, 白色箭頭指向位置。

3.3 火山活動的歷史

隕石坑內(nèi)部平原上重疊的隕石坑的區(qū)域密度表明, 該平原的形成時間可追溯到嚴(yán)重撞擊時期, 同時這是一個具有廣泛的火山活動時期。平坦平原上的隕石坑密度指出火山平原侵位時間大約在3.9～3.5 Ga之間(Byrne et al., 2016), 大規(guī)模的火山活動在更早的時期就停止了, 在嚴(yán)重撞擊過程之后火山活動規(guī)模變得更小。

火山噴發(fā)規(guī)模的下降可能是由于水星的金屬核冷卻導(dǎo)致的。當(dāng)放射性同位素衰變結(jié)束, 水星金屬核經(jīng)歷持續(xù)的冷卻并開始固化, 水星幔的熔融程度隨時間增加而降低(Peplowski et al., 2011)。同時這種冷卻會導(dǎo)致水星全球收縮(Phillips et al., 2018), 并最終形成以水平收縮為主的巖石圈應(yīng)力狀態(tài), 抑制巖漿上升到地表。那些更年輕、規(guī)模更小的火山, 通常出現(xiàn)在隕石坑的底部(Prockter et al., 2010), 火山口位于這些位置是因為裂隙和斷層的存在有利于巖漿上升。在更多數(shù)情況下, 爆炸式火山口出現(xiàn)在發(fā)生斷裂的地方, 因為該位置有利于巖漿的上升(Melosh and Dzurisin, 1978; Jozwiak et al., 2018)。火山口內(nèi)部的噴口位置支撐著與噴口形成的結(jié)構(gòu)連接: 噴口通常向火山口邊緣延伸(圖12b), 或者出現(xiàn)在火山口中央隆起的地方(圖12c)。噴口也經(jīng)常位于葉狀陡坡的前緣(圖12c), 這是逆沖斷層的表面形態(tài), 是巖漿向地表遷移時相對有利的構(gòu)造位置。

在一些有隕石坑的例子中, 熔巖通過隕石坑底部的火山口噴發(fā)出來。例如在卡路里盆地的邊緣向內(nèi)幾十公里處, 分布有大量火山口和火山相關(guān)的沉積物(Head et al., 2008; Rothery et al., 2014)。這種空間關(guān)系表明大型盆地首先被體積龐大的熔巖填滿, 然后熔巖填滿最薄的邊緣部分, 后期通過小規(guī)模噴發(fā)形成小型火山噴口和火山碎屑沉積。根據(jù)疊加關(guān)系確定這些火山噴口和沉積物的年代包括水星所有歷史時期, 其中有一些不到10億年(Thomas et al., 2014; Jozwiak et al., 2018)。這表明, 在大規(guī)模的火山噴發(fā)停止后的很長一段時間內(nèi), 水星上的爆發(fā)式火山活動仍在繼續(xù)。

3.4 揮發(fā)物及其來源

從信使號的圖像中發(fā)現(xiàn)水星上的爆發(fā)式火山口是意料之外的。在信使號任務(wù)之前, 大部分水星的形成模型都預(yù)測水星的揮發(fā)性物質(zhì)將會耗盡, 爆發(fā)式的火山活動不太可能在水星上發(fā)生。然而來自信使號的數(shù)據(jù)為水星表面富集揮發(fā)分提供了大量的證據(jù)(Nittler and Weider, 2019), 指出揮發(fā)性元素C、Cl和S大量存在于水星表面, 形成易揮發(fā)的氣體相, 為爆發(fā)式火山噴發(fā)提供動力(Weider et al., 2016)。

水星上的凹坑和周圍的光斑(亮點區(qū)域和相對亮的區(qū)域), 被認(rèn)為是爆發(fā)式火山活動口和周圍的碎屑沉積物。(a) 拉赫瑪尼諾夫撞擊盆地東北部Nathair光斑中心的復(fù)合火山口; (b) 拉赫瑪尼諾夫撞擊盆地東北的Nathair光斑最亮的部分, 中心復(fù)合火山口的特寫; (c) 在畢加索隕石坑(Picasso impact crater)邊緣的一個具有光斑的小坑。值得注意的是, 火山口底部的葉狀結(jié)構(gòu)被認(rèn)為是構(gòu)造成因的, 而不是火山成因的。

與其他類地行星相比, 水星表面的S和C豐度較高(Nittler and Weider, 2019), 極有可能參與到水星上的噴發(fā)過程中。在強還原性條件下, S和C在硅酸鹽熔體中具有高的溶解度, 因此巖漿需要通過某種方式被氧化才能使這些揮發(fā)性物質(zhì)溶出。這種溶出可能是由于含氧化物質(zhì)的圍巖同化作用, 或是含氧化物質(zhì)的巖漿對含S、含C圍巖的同化作用所致。有研究表明, 水星的下地殼富含石墨(Vander Kaaden and McCubbin, 2015), 爆發(fā)式的火山活動在有石墨等低反射率物質(zhì)存在的區(qū)域很常見(Thomas et al., 2014), 含氧化物質(zhì)的巖漿在地下遇到還原的石墨可能是造成爆發(fā)式火山活動的原因。Nathair光斑附近有一些揮發(fā)性元素虧損的證據(jù)(圖12a; Weider et al., 2016)。在太陽耀斑條件下獲得的X射線光譜儀數(shù)據(jù)(此時X射線通量更高)顯示, Nathair光斑與周圍物質(zhì)相比, 與Si和Ca相關(guān)的S明顯減少。此外, 在低空獲得的中子譜數(shù)據(jù)表明, C的虧損為1%～2% (Weider et al., 2016)。觀測表明, 含S和含C的揮發(fā)性物質(zhì)可能為火山噴發(fā)提供了動力, 使火山碎屑沉積物中虧損這些元素。

盡管水星的全球收縮結(jié)構(gòu)會抑制火山活動, 但巖漿中的大量揮發(fā)性氣體提供的動力使爆發(fā)式火山活動在水星表面廣泛分布。水星表面是經(jīng)歷過漫長的火山活動歷史的產(chǎn)物, 大部分火山活動發(fā)生在太陽系歷史的第一階段。由于水星表面的強還原環(huán)境, 以及其具有Fe含量低, Mg含量和堿含量高的特征,水星爆發(fā)式火山活動的揮發(fā)性物質(zhì)可能不同于地球(導(dǎo)致此類噴發(fā)的H2O、CO2和SO2等), 具體揮發(fā)性物質(zhì)種類及其來源有待深入研究。

4 水星的地貌與構(gòu)造特征

水星表面地貌包括各種收縮和拉伸構(gòu)造、火山、盆地和隕石坑等地質(zhì)構(gòu)造單元, 這些地貌記錄了其演化歷史中所經(jīng)歷的長期而復(fù)雜的構(gòu)造變形作用。水星上最主要的構(gòu)造變形形式是金屬核長期冷卻導(dǎo)致水星表面產(chǎn)生的大規(guī)模收縮變形結(jié)構(gòu); 拉伸構(gòu)造幾乎完全分布在平坦火山平原的隕石坑和盆地內(nèi)部。在前五億年歷史中, 水星的原始地貌被隨后的隕石撞擊和大面積的溢流火山活動破壞, 大量隕石撞擊形成的盆地、火山平原和構(gòu)造侵位等共同塑造了水星的表面特征。

4.1 水星表面的收縮和拉伸構(gòu)造

水星表面地貌的構(gòu)造形式包括收縮和拉伸構(gòu)造。巖石圈收縮是水星構(gòu)造變形最重要的形式。信使號圖像表明, 北部火山平原占據(jù)了水星表面積的6%, 擁有大量的收縮地貌(占累計長度的19%), 水星北半球最長的斷層系統(tǒng)延伸了1700 km。大量觀測表明, 收縮結(jié)構(gòu)在水星表面并非均勻分布的, 收縮地貌大多分布在0°E、90°E、180°E和270°E等準(zhǔn)縱向地帶。Williams et al. (2011)認(rèn)為巖石圈強度和厚度的差異導(dǎo)致了水星構(gòu)造變形的部位、方向和深度的不同。

水星收縮構(gòu)造的種類包括褶皺脊、高起伏脊和葉狀陡坡等(Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978; Watters et al., 2004, 2009a, 2015; Watters and Nimmo, 2010; Egea-Gonzalez et al., 2012)。褶皺脊的特征是沿走向的大量形態(tài)變化, 經(jīng)常觀察到寬度、高度和邊數(shù)的變化(圖13a; Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978)。高起伏脊比褶皺脊具有更大的起伏, 但高起伏脊在橫斷面上通常是對稱的(圖13b; Watters et al., 2001)。葉狀陡坡的特征是在橫斷面上高度不對稱, 這種地形通常顯示一個大致葉狀的輪廓(圖13c)。Beagle斷層是葉狀陡坡, 具有強烈的弓形(圖13d; Rothery and Massironi, 2010)。盡管這些地貌類型在形態(tài)上存在差異, 但所有這些特征都被解釋為巖石圈收縮的表現(xiàn), 代表逆沖斷層和褶皺的組合(Strom et al., 1975; Melosh and Dzurisin, 1978; Watters et al., 2004)。

Byrne et al. (2013)利用斷層位移和長度數(shù)據(jù), 對水星全球斷層結(jié)構(gòu)進(jìn)行了研究, 并對水星半徑的收縮量做出了修正估算。研究采用最佳線性回歸擴展統(tǒng)計計算了最大斷層位移(max)和斷層長度()之比max, 從斷層映射的長度計算出整個斷層群所承受的應(yīng)變, 得出水星半徑最大收縮距離為7.1 km (Watters and Nimmo, 2010)。

水星表面也存在大量的拉伸結(jié)構(gòu)。例如卡路里盆地中心的“萬神殿”, 代表徑向分布的網(wǎng)狀地塹結(jié)構(gòu)(Murchie et al., 2008; Watters et al., 2009b); 在倫勃朗盆地內(nèi)部的火山平原上記錄了徑向地塹和同心地塹(Watters et al., 2009c; Ferrari et al., 2015); 在一些中型盆地中有更小規(guī)模的地塹群, 如莫扎特盆地, 拉赫曼尼諾夫盆地和拉德特拉迪盆地(Prockter et al., 2009, 2010; Blair et al., 2013); 在大量火山熔巖填充的隕石坑, 發(fā)現(xiàn)了多方向的地塹群(Freed et al., 2012; Klimczak et al., 2012)。水星全球收縮的初始狀態(tài)是以表面的拉伸為幾何特征, 拉伸結(jié)構(gòu)將由表面延伸到深部,這個深度隨時間增加, 就像熔巖冷卻過程一樣(Blair et al., 2013)。此外一些水星的熱演化模型預(yù)測早期全球拉伸規(guī)模是核幔分異的函數(shù)(Tosi et al., 2013), 但是這一預(yù)測尚未被證實。比皮科倫坡號將提供更精細(xì)的水星重力場數(shù)據(jù), 幫助我們認(rèn)識水星深部的結(jié)構(gòu)特征。

(a) 水星北部平原-平坦平原結(jié)構(gòu)(其中大部分是“褶皺脊”), 被掩埋的是隕石坑邊緣的褶皺脊(白色箭頭所示); (b) Antoniadi斷層: 高起伏脊; (c) Carnegie斷層: 葉狀陡坡; (d) Beagle斷層: 弓形葉狀陡坡。

水星上控制構(gòu)造變形的主要機制是收縮構(gòu)造。磁場穩(wěn)定存在證明水星具有一個熔融的、強對流的、處在冷卻狀態(tài)的液態(tài)金屬外核。探索水星半徑的收縮速率隨時間的變化關(guān)系, 將改善對水星內(nèi)部演化熱模型的約束。水星內(nèi)部冷卻導(dǎo)致的全球收縮和火山活動在構(gòu)造演化中起到了控制作用, 只有當(dāng)我們充分認(rèn)識了水星全球收縮的歷史, 才能完整的認(rèn)識這一過程。到目前為止, 我們對水星全球收縮過程的認(rèn)知仍極為有限。

4.2 水星上的隕石坑和盆地

隕石撞擊是影響水星地殼和表面的主要地質(zhì)過程之一。水星上的隕石坑是由無數(shù)的小天體撞擊形成的。與月球相比, 由于水星具有更大的重力加速度, 隕石撞擊的速度更快, 次生隕石坑在水星上特別明顯。隨著時間的推移, 隕石坑的地形特征將會被風(fēng)化。水星上還有其他類似于隕石坑的地質(zhì)單元(火山口、凹陷), 但這些地質(zhì)單元通常可以從形態(tài)特征上與隕石坑區(qū)分開來。

新形成的初級隕石坑通常很容易辨認(rèn), 特別是較大的爆炸式隕石坑。隨著隕石坑的直徑擴大, 表面形態(tài)發(fā)生規(guī)律性變化, 隕石坑內(nèi)部逐漸出現(xiàn)中心峰和峰環(huán), 簡單隕石坑(1～14 km)逐漸演變位為復(fù)雜隕石坑(10～168 km)、原始盆地(50～195 km)、峰環(huán)盆地(85～320 km)和多環(huán)盆地(300～1550 km)。信使號更新了水星隕石坑和盆地的直徑和形態(tài)參數(shù)的測量結(jié)果(Fassett et al., 2011, 2012)。從信使號的圖像數(shù)據(jù)可以識別出, 水星有46個“可能確定”的盆地, 直徑范圍為300～1550 km。還有41個“未經(jīng)證實”的盆地, 直徑為320～2000 km(Fassett et al., 2012)。

信使號觀察到水星東半球的盆地數(shù)量不到西半球的一半。如果盆地的形成和消除過程是均勻并隨機的, 這種二分法造成東西半球盆地數(shù)量的差異僅約為1%。盆地分布的不對稱性可能主要反映了地表重塑過程強度的差異, 平坦平原上的火山作用的空間分布是不均勻的(Denevi et al., 2013), 因此盆地的消除作用也不是均勻分布的; 此外半球到全球尺度的目標(biāo)特性差異也可能起了作用。Miljkovi? et al. (2013)的研究表明, 溫度變化強烈影響著月球上大型盆地的最終直徑, 從而解釋了月球盆地分布在近、遠(yuǎn)兩側(cè)的不對稱性。如果水星也經(jīng)歷了大規(guī)模的橫向溫度變化, 盆地分布也可能受到類似的影響。

5 水星形成過程和機制討論

水星具有異常高的金屬/硅酸鹽比例(水星的金屬核/水星半徑之比約為0.83, 類地行星的金屬核/行星半徑之比約為0.55), 說明相比于其他類地行星, 水星具有一個超大的金屬核(Lewis, 1972; Solomon, 2003)。前人提出一些水星的吸積和早期演化模型來解釋水星異常高的金屬/硅酸鹽比例(Clark, 2015; Ebel and Stewart, 2018)。

Lewis (1972)提出的“化學(xué)平衡模型”中, 太陽系行星是原始太陽星云凝結(jié)而形成的。星云的溫度、壓力和密度的日心梯度導(dǎo)致了原始太陽星云中的凝聚態(tài)物質(zhì)形成了化學(xué)成分梯度, 而這些梯度被保存在今天的行星整體成分中(Cameron, 1969)。原始太陽星云在水星位置的壓力(1～100 Pa)會使金屬鐵的凝結(jié)溫度比富鎂硅酸鹽更高(Ebel and Grossman, 2000), 這個溫度差會導(dǎo)致水星位置凝結(jié)更多的Fe。該模型同樣預(yù)測了水星具有大質(zhì)量的Fe-Ni金屬核(不含S、Si和O)被富鎂硅酸鹽所包圍, 其成分主要是頑火輝石和難熔組分(例如: Al2O3、CaO和TiO2), 缺乏FeO和揮發(fā)分。

Weidenschilling (1978)提出了“空氣動力損耗模型”, 原始?xì)怏w星云中硅酸鹽和金屬顆粒的物理性質(zhì)差異, 導(dǎo)致在星云中發(fā)生了空氣動力分選作用。Wurm et al. (2013)認(rèn)為, 相比金屬微粒, 光致漂移可以優(yōu)先將硅酸鹽粉塵推離太陽, 因為這種粉塵的導(dǎo)熱系數(shù)較低。該模型的水星總體成分與化學(xué)平衡模型預(yù)測的相似, 但金屬含量更高。該模型估算的星云氣體冷凝和移除硅酸鹽粉塵的溫度波動范圍是10～50 K, 極其狹窄。

在現(xiàn)有的隕石的基礎(chǔ)上, Wasson (1988)認(rèn)為水星的高密度是由于水星是高度還原的球粒隕石吸積形成的。這些水星吸積的原始物質(zhì)可能與已知的還原度最高的球粒隕石(高頑火輝石球粒隕石, EH)相似, 但這一過程形成的Fe/Si比值是水星的4～7倍。一些富金屬、貧FeO的球粒隕石(例如: CR、CH和CB組)被認(rèn)為可能是水星的原始物質(zhì)(Taylor and Scott, 2003), 因為它們的金屬Fe豐度高, 揮發(fā)分含量低, 這與水星在太陽系內(nèi)部熱區(qū)形成的邏輯相符合。

Lewis, Weidenschilling和Wasson建立的模型中, 水星的高金屬/硅酸鹽比是吸積過程結(jié)束之前產(chǎn)生的。然而在另一組理論中, 水星的高密度被認(rèn)為是吸積之后的結(jié)果。有人提出, 原始的水星具有一個典型的(近似球粒的)體積密度, 但它的硅酸鹽部分在水星整體成分發(fā)生核幔分異之后發(fā)生了丟失。根據(jù)“蒸發(fā)模型”, 在水星位置的硅酸鹽部分在太陽星云中經(jīng)歷了非常熱的后期階段(約2500～3500 K), 導(dǎo)致硅酸鹽蒸發(fā)(Carmeron, 1985; Fegley and Cameron, 1987)。該模型預(yù)測, 如果高溫階段保持3萬年, 隨著時間的推移, 原水星的70%～80%硅酸鹽地幔(假設(shè)主要由頑火輝石組成)可能會被蒸發(fā)。由此產(chǎn)生的富Fe水星的未壓縮密度等于目前水星的測量值。該模型還預(yù)測, 水星上的剩余硅酸鹽貧堿、FeO、SiO2和揮發(fā)分, 同時富集CaO、MgO、Al2O3和TiO2等難熔組分。

另外一種可能的機制是早期隕石或者小天體撞擊剝離了水星的大部分硅酸鹽, 這種碰撞導(dǎo)致了大量的水星殼幔物質(zhì)從硅酸鹽部分濺射出去, 大多數(shù)物質(zhì)不能再重新聚合, 因此只留下水星的金屬核和小部分的硅酸鹽部分。這種動力學(xué)撞擊模型包括3種: (1)單次大的撞擊事件。Wetherill (1986)認(rèn)為, 在水星的吸積區(qū)內(nèi)可能存在大的高速撞擊體, 原始水星(是目前水星質(zhì)量的2.25倍)在核幔分異之后被一個大的(質(zhì)量至少為原水星質(zhì)量的1/6)高速撞擊體所撞擊(Benz et al., 1988; Cameron et al., 1988)。模擬結(jié)果表明, 這種撞擊會濺射出水星大部分的殼和幔并留下一個相對大的富鐵的金屬核, 水星的濺射物質(zhì)很可能會被吸積進(jìn)入太陽(Benz et al., 2007)。(2)單次撞擊逃逸事件。大約有1/3的行星胚胎撞擊事件是兩個天體傾斜撞擊然后互相逃離。在這個模型中, 低速的撞擊剝蝕了水星的硅酸鹽部分, 大量的濺射物被吸積到更大的天體上, 但目前這種理論需要更多碰撞模擬來證實。(3)多次高速的小的撞擊體連續(xù)撞擊剝蝕水星的硅酸鹽部分。這些小的撞擊體撞擊速度超過25 km/s, 這樣的撞擊可以濺射出比撞擊體本身更重的濺射物, 但高速撞擊模型在行星形成過程中的作用目前尚未被證實。數(shù)據(jù)模擬指出小規(guī)模撞擊產(chǎn)生的殘片持續(xù)循環(huán), 而且在行星胚胎生長過程中可能被重新吸積。因此撞擊并不意味著被撞星體的硅酸鹽部分會被徹底移除。

在太陽系外行星中有很多類似水星的星體存在。一些系外行星現(xiàn)在被認(rèn)為是由巖石和金屬構(gòu)成的, 根據(jù)它們的質(zhì)量半徑關(guān)系歸類為亞水星、類水星或超水星行星。除了上述關(guān)于水星起源的模型外, 水星也被認(rèn)為可能是氣態(tài)巨行星的殘余核心(Mocquet et al., 2014)。因此, 對系外行星的研究有助于人類更好地了解水星的形成過程和機制。目前觀測到水星高的Fe/Si比值、還原的表面環(huán)境、表面高豐度的C和S等特征, 可能是水星形成過程中多個不同過程所導(dǎo)致的。但由于缺乏對原始星云盤內(nèi)邊緣的化學(xué)成分, 熱力學(xué)和動力學(xué)過程的信息, 目前尚未有任何一個模型可以完美解釋水星的觀測結(jié)果。更多的關(guān)于原始星云盤和其他星系的觀測將有助于建立更加完整的行星形成模型, 從這些模型中, 或許可以獲得水星的具體形成過程和機制。

6 結(jié)論和展望

在信使號任務(wù)之前, 對于水星的研究數(shù)據(jù)大都來源于水手10號的一些模糊的圖像數(shù)據(jù)、低精度的磁場數(shù)據(jù)以及地基雷達(dá)對水星的觀測。信使號提供了大量與水星的表面形貌的圖像數(shù)據(jù), 化學(xué)組成、礦物組成的光譜數(shù)據(jù), 以及磁場和重力場有關(guān)的數(shù)據(jù), 極大地促進(jìn)了我們對太陽系最內(nèi)側(cè)的行星的認(rèn)知。

太陽風(fēng)與水星磁場相互作用形成的感應(yīng)電流穿過水星內(nèi)部, 形成一系列變化的磁場結(jié)構(gòu), 對水星內(nèi)部結(jié)構(gòu)和電導(dǎo)率有一定的指示意義。磁場的存在說明了水星內(nèi)部具有一層導(dǎo)電的液態(tài)金屬外核, 其厚度需要同時滿足導(dǎo)電流體層的對流需求和水星內(nèi)部磁場強度需求, 這對水星的液態(tài)金屬外核的厚度和電導(dǎo)率提出了一定的限制。雖然已知水星地殼的剩余磁場來自于地殼中部, 但目前尚未對水星的磁性礦物進(jìn)行很好的限制。

信使號的光譜數(shù)據(jù)表明, 水星是一個富含揮發(fā)性元素、表面還原的行星。水星表面的暗色物質(zhì)主要是細(xì)粒石墨, 極地隕石坑具有明亮的雷達(dá)信號是由于極地表面或附近存在相對純凈的水冰造成的。水星表面高S含量與低FeO含量證明水星具有一個非常還原的表面環(huán)境。在水星表面的氧逸度條件下, 常見的親石元素Ca、Mg、Ti、Cr可以和S結(jié)合形成硫化物。在極度還原并且富C和S的條件下, 微量元素在不同熔體/礦物相之間的分配行為將被極大地改變。高溫高壓實驗?zāi)M提升了我們對于元素在水星內(nèi)部不同圈層之間分布的認(rèn)知。

按照水星表面化學(xué)組成的不均一性, 可將水星表面劃分為不同的地球化學(xué)地體。這些地體的性質(zhì)(即地體之間的巖石學(xué)關(guān)系、地幔源區(qū)以及與水星地質(zhì)和構(gòu)造的關(guān)系)仍有待繼續(xù)深入研究。前人根據(jù)水星表面不同地球化學(xué)地體的熔融實驗計算了水星幔的化學(xué)組成, 并與球粒隕石進(jìn)行對比, 認(rèn)為EC和CB球粒隕石最可能是水星吸積的原始物質(zhì)。

信使號的圖像資料表明水星表面具有豐富的構(gòu)造特征, 爆發(fā)式火山口、隕石坑和盆地, 褶皺脊和地塹廣泛分布。這些構(gòu)造特征對水星各地質(zhì)單元的年齡、構(gòu)造形成時間、熱演化過程和金屬核成分進(jìn)行了限制。但對于爆發(fā)式火山活動的揮發(fā)分組成, 水星核開始冷卻的時間, 水星核的化學(xué)組成仍亟待研究。水星的形成過程及其異常高的金屬/硅酸鹽比值的成因仍然是關(guān)于水星的最重要的科學(xué)問題之一, 并將繼續(xù)是一個活躍的前沿研究領(lǐng)域?，F(xiàn)有的水星形成模型無法同時解釋信使號獲得的許多的物理和化學(xué)觀測結(jié)果。

歐洲航天局和日本航天局共同研發(fā)的比皮科倫坡號探測器正在飛往水星的路上。一旦比皮科倫坡號軌道飛行器和水星磁層軌道飛行器的首批數(shù)據(jù)返回地球, 將極大地促進(jìn)人們對水星更加深入的認(rèn)識。未來的最終目標(biāo)之一是在水星上著陸探測器, 收集化學(xué)和礦物數(shù)據(jù), 甚至進(jìn)行水星樣品原位采集。在此之前, 通過進(jìn)一步仔細(xì)研究收集的無球粒隕石(aubrites)和未分類的隕石, 也可能獲得來自水星原始化學(xué)組成的信息。

致謝:中國地質(zhì)大學(xué)(武漢)肖龍教授和另外一名匿名審稿人對本論文提供了大量修改意見, 這些意見極大提高了本文的質(zhì)量, 作者在此表示最誠摯的感謝。本文作者試圖對水星近年研究進(jìn)展做一個全面的綜述, 但由于知識水平和寫作水平有限, 任何不足之處, 敬請讀者批評指正。

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Exploration and research progress of planet Mercury

LI Zeming1, 2, 3*, LI Yuan1, 3

(1. State Key Laboratory of Isotope Geochemistry, Guangzhou Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences, Guangzhou 510640, Guangdong, China; 2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China; 3. CAS Center for Excellence in Deep Earth Science, Guangzhou 510640, Guangdong, China)

Mercury is the innermost terrestrial planet in the solar system. It has the largest uncompressed density among the terrestrial planets, implying that Mercury has a large metallic core and a high metal/silicate ratio and poses a considerable challenge to studying the formation process and mechanism of Mercury. The data obtained from NASA’s MESSENGER mission revealed that Mercury has an Earth-like global dipolar magnetosphere, which provides strong evidence for the existence of a liquid outer core in Mercury. The surface of Mercury is volatile-rich but depleted in iron, implying that Mercury is formed under highly reduced conditions. Impact craters and volcanism are broadly spread on Mercury, and both wrinkle ridges and grabens are common tectonic units found in the basins. These observations reveal some constraints on the formation process, thermal evolution history, elements partitioning behavior, and volcanic processes of Mercury. Considering the uniqueness of Mercury among the terrestrial planets, studying its geology, geochemistry, and geophysics can provide profound insights into the physical and chemical processes of the early solar system and the formation processes of the terrestrial planets. Therefore, we systematically reviewed the most significant achievements based on NASA’s MESSENGER mission and briefly pointed out the unresolved issues.

formation of Mercury; liquid outer core; volatiles; low oxygen fugacity; structural features

P691

A

0379-1726(2022)02-0133-28

10.19700/j.0379-1726.2021.01.013

2020-05-11;

2020-08-28

中組部青年千人項目資助。

李澤明(1991–), 男, 博士研究生, 實驗地球化學(xué)專業(yè)。E-mail: lizeming@gig.ac.cn