45.67亿年前，太阳系从一片原始星云中逐渐形成。在这段漫长的历史中，星际尘埃和气体逐渐凝聚，形成了行星、卫星、小行星和彗星等各种天体。这些天体在形成过程中经历了频繁的碰撞和合并，逐渐演变成我们今天所看到的太阳系。因此，天体碰撞在太阳系演化中扮演了重要角色。
由于时间久远，研究这些天体的碰撞历史并不是一件容易的事。不过，我们可以在陨石中找到太阳系撞击事件的地质“证人”——熔长石，它是天体间撞击过程产生的冲击玻璃，记录了天体间激烈碰撞的瞬间，是大自然暴力美学的直接证明。
本文将带你了解熔长石的奥秘，告诉你它如何成为科学家探索太阳系天体撞击历史的宝贵线索。
陨石起源于天体之间猛烈撞击产生的岩石碎片（图片来源：veer图库）
熔长石原来就是玻璃？
熔长石（Maskelynite）一词最早在1872年被G. Tschermak提出，用来描述火星陨石中的一种具有斜长石化学成分的各向同性玻璃。
早期研究认为熔长石是在冲击作用下，斜长石内部晶体结构被破坏，直接在固体状态下变成的玻璃，这种玻璃称为击变玻璃（Diaplectic glass）。中国学者陈鸣等提出熔长石不是击变玻璃，而是高压条件下产生的致密熔体骤冷形成的玻璃。总的来说，长石在高能撞击下形成熔长石，虽然化学成分没变，但已经失去了长石的晶体结构，转变成了一种无序的、各向同性的玻璃。
火星陨石GRV 020090的背散射电子图像。熔长石（深灰色）表面光滑（对比橄榄石和辉石具有丰富的裂纹），周围分布着放射状或龙爪状裂隙。（图片来源：蒋云）
熔长石的形成条件，在火星陨石和月球陨石上不一样
在地球岩石中，长石通常是由钙长石（简称An）、钠长石（Ab）和钾长石（Or）三种端元矿物组成的类质同象固溶体。然而在陨石中，特别是月海玄武岩中，长石主要是由钙长石和钠长石端元组成的斜长石，钾长石端元相对较少，因此成分通常用An端元的百分数表示。
根据长石中An牌号（即钙含量）不同，形成熔长石所需的压力也会有所变化。An牌号越高，形成熔长石所需的压力越低。这可能是由于更多的钙长石包含更多的Al-O键，Al-O键比Si-O键更弱，能承受的压力更低，因此熔长石化所需的冲击压力更小。一般认为，火星玄武岩中的斜长石（An50）在29 GPa冲击压力下转变成熔长石，月球玄武岩中的斜长石（An75-95）在20-24 GPa下转变成熔长石，灶神星和Angrite玄武岩中的斜长石（An90-100）在20 GPa下转变成熔长石。总之，熔长石是长石在冲击压力20-30 GPa下形成的。
月球陨石NWA 14992薄片同一区域对比，熔长石在单偏光（上）下显示光滑，在正交偏光（下）下显示全消光（全黑）。（图片来源：蒋云）
如何鉴别熔长石？
在岩相学研究中，可以通过显微镜观察和拉曼光谱分析来鉴别熔长石。
熔长石在单偏光下表面光滑，在正交偏光下，由于其光学各向同性的玻璃性质，显示全消光，很容易与未受冲击的斜长石晶体区分开。
长石和熔长石在拉曼光谱上的主要区别在于晶体结构的有序性与非晶体结构的无序性，以及由此引起的谱峰的宽化、位移、强度和形状的变化。长石具有尖锐的特征峰，熔长石的谱峰更宽更弱，并且可能发生位移。当球粒陨石中75%的斜长石转变成熔长石时，冲击变质等级被定义为S5，此时橄榄石已经显示出强烈的马赛克化现象。
月球角砾岩NWA 4884中斜长石和熔长石的拉曼光谱特征对比，前者峰较窄较强，后者峰变宽较弱 （图片来源：改编自参考文献2)
如何成为撞击事件的“证人”？
首先我们复习一个概念：逃逸速度。它是指一个物体摆脱天体引力束缚所需的最小速度，与天体直径和质量有关。例如，灶神星（平均直径525 km）的逃逸速度为0.36 km/s，月球（3476 km）为2.38 km/s，火星（6792 km）则高达5.03 km/s。
加州大学洛杉矶分校Alan E. Rubin统计了不同玄武岩陨石中富熔长石样品的比例，发现与它们母体的逃逸速度有着密切关系。他发现，来自灶神星的Eucrite玄武岩中富熔长石样品比例为5%，月球陨石中这一比例约为30%，而火星陨石中则高达93%。这种比例上的显著差异揭示了一个重要的事实：更大的天体需要更多的能量才能将物质抛射到太空中，而这些更大规模的撞击事件往往伴随着更高的冲击压力，从而更有可能在陨石中形成熔长石。
地球的直径更大，约为火星的1.88倍。可以合理推测，如果在月球或火星表面发现来自地球岩石（由于剧烈碰撞而被撞飞出地球的岩石）的话，那么它极有可能完全熔长石化甚至全岩完全熔融。
玄武质陨石中富熔长石样品比例与其母体（近似等比例显示）逃逸速度相关性（图片来源：参考文献6）
除了对玄武岩陨石的研究外，科学家还对球粒陨石进行了研究，也“发现”了一次远古的撞击事件。
球粒陨石（Chondrite）是一种更为原始的陨石，它们代表了太阳系最早期的物质。普通球粒陨石有三个群：H群（高全岩铁）、L群（低全岩铁）和LL群（低全岩铁和低金属铁），它们来自三个不同的小行星母体，共同构成了普通球粒陨石族（Clan）。H和LL群陨石中含熔长石样品的比例较低，分别为1%和4%，这与同为小行星的灶神星（5%）相当。但L群是个例外，它的母体肯定比灶神星小，但是富熔长石样品的比例高达11%，位于灶神星陨石（5%）和月球陨石（30%）之间。
这表明L群具有完全不同的冲击历史。瑞典隆德大学的Schmitz教授在瑞典的一个奥陶系石灰岩采石场中，发现异常富集的L群球粒陨石和微陨石化石。结合L群球粒陨石的Ar-Ar年龄峰值，确认L群小行星在大约4.7亿年前经历了一次规模巨大的母体撞击裂解事件。异常富熔长石的L群就是在这次惊天动地的灾难中形成的。
瑞典采石场奥陶系石灰岩中保存的鹦鹉螺化石（左）和L群球粒陨石化石（右）（图片来源：B. Schmitz提供）
关于熔长石，这些问题可能你会关心
1. 月球上采回的样品中也有熔长石吗？
有，但较少。
迄今，美国Apollo任务从月球返回样品381.7 kg，苏联Luna返回0.326 kg，中国嫦娥五号返回1.731 kg，嫦娥六号返回1.9353kg。这些返回样品虽然不同于月球陨石经历了猛烈的撞击挖掘和逃逸过程，但也是在月表直接或间接撞击破碎形成的。嫦娥五号玄武岩中也有熔长石报道，角砾岩中相对更常见一些。Apollo月海玄武岩或岩屑研究结果表明，只有1%玄武岩样品经历了足够高的冲击压力形成了熔长石。
2. 地球玄武岩为什么缺乏熔长石？
这主要是因为地球大气层的屏蔽效应，使得进入地球的流星体减速，海洋又对大洋玄武岩进行了额外的“缓冲”，大大地削弱了小尺度流星体撞击地球玄武岩的威力。此外，地球玄武岩大多比较年轻（小于2亿年），它们暴露在高能撞击事件中的概率很小（据估计，直径1万米的流星体平均每1.5亿年撞击地球一次），因此地球玄武岩中缺乏熔长石。
3. 熔长石对其他陨石母体有什么指示意义？
小行星玄武质陨石中，Angrite是数量仅次于Eucrite、第二大的类型。在矿物学和全岩化学成分上，Angrite与Eucrite存在明显差异。截至2024年7月，根据国际陨石学公告的数据，已确认有53个Angrite陨石（包括成对样本）。这些陨石均未角砾化，且不含熔长石，表明它们仅遭受了低至中等程度的冲击变质（小于20 GPa）。所有Angrite陨石中缺失熔长石，暗示它们可能源自一个比灶神星更小的小行星母体。
结语
每一次撞击，是毁灭，也是重生。
透过熔长石，我们得以窥见太阳系历史上无数激烈碰撞的瞬间，更好地理解太阳系的诞生、形成和演变。这又何尝不是另一种“以史为鉴”？
参考文献：
[1] 谢先德等,2006. 岩石学报.
[2] Cao et al. 2019. J Raman Spectrosc 51: 1652–1666.
[3] Che et al. 2021. Science.
[4] Chen and Goresy,2000. EPSL 179: 489–502.
[5] Liao et al. 2020. EPSL 547,116442.
[6] Rubin A. E. 2015. Icarus 257: 221–229.
[7] Schmitz et al. 1997. Science 278,88–90.
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