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地球原始稀有气体在熔融地球物质中的溶解研究
作者及机构：
Hiroshi Mizuno、Kiyoshi Nakazawa 和 Chushiro Hayashi（日本京都大学物理系）
发表期刊及时间：
*Earth and Planetary Science Letters*，1980年，第50卷，202-210页
一、学术背景
本研究隶属于行星形成与早期地球演化领域，核心科学问题为：原始太阳星云消散后，地球如何通过其原始大气（primordial atmosphere）溶解并保留稀有气体。研究动机源于作者团队此前提出的理论：地球形成时曾被高温（~4000 K）、高压（~900 atm）的氢主导原始大气包围，而该大气因太阳风作用最终逃逸。本研究旨在量化稀有气体（如氖、氩等）在熔融地球物质中的溶解量，并探讨其同位素比值对行星形成理论的验证意义。
二、研究流程
原始大气结构建模
- 方法：基于作者团队此前工作（Hayashi et al., 1979），计算不同颗粒不透明度（grain opacity, κ_g）（1×10⁻⁴、1×10⁻²、1 cm²/g）下大气的温度、压力分布（图1、表1-2）。
- 关键参数：底部温度（T_b）、压力（p_b）、大气质量（m_g），并假设地球生长速率（ṁ = 1 M⊕/10⁶年）。
熔融地球物质的蒸发效应验证
- 对象：以顽火辉石（enstatite, MgSiO₃）为代表，计算其在高压下的饱和蒸气压（图2）。
- 公式：p(p_b, T) = p_s(T) exp(p_b v₁/kT)（附录推导），验证蒸发对大气结构的影响可忽略（表3）。
稀有气体溶解量计算
- 溶解模型：亨利定律（Henry’s law），溶解质量 m_i = α_i p_i（α_i为比例系数，p_i为分压）。
- 数据来源：α_i采用Kirsten (1968)的实验值（表4）；分压 p_i = x_i p_b，x_i为太阳丰度（Allen, 1973）。
- 积分计算：对地球半径积分（公式4），获得稀有气体总溶解量（表5）。
后期演化与保留量评估
- 假设：大气逃逸时间~10⁸年，稀有气体扩散长度~100 km，内层浓度不变（图4虚线）。
三、主要结果
溶解量依赖颗粒不透明度
- κ_g从1×10⁻⁴增至1 cm²/g时，氖（Ne）溶解量从1.4×10¹⁹ g降至1.5×10¹⁷ g（表5），差异达两个数量级。
- 对比现代大气：溶解氖量（最高2×10¹⁹ g）远超现代大气储量（6.5×10¹⁶ g），支持原始大气存在。
同位素比值保留太阳特征
- 高温溶解（~4000 K）抑制同位素分馏，预期溶解氖的²⁰Ne/²²Ne≈14.3（太阳值），显著区别于现代大气（9.8）。
氖的关键证据作用
- 氖因化学惰性、低扩散率及高理论溶解量，成为验证原始大气的理想示踪剂（第4节）。
四、结论与意义
- 理论验证：若地幔物质中发现太阳同位素比的氖，可直接证明地球曾拥有原始大气，支持星云阶段行星形成模型。
- 行星科学价值：
- 颗粒不透明度的依赖性为巨行星核心形成（Mizuno et al., 1978）和类地行星大气逃逸提供约束。
- 稀有气体丰度差异可区分“吸附（adsorbed）”、“捕获（trapped）”和“溶解（dissolved）”三种来源（第4节）。
五、研究亮点
- 创新方法：首次将高压溶解热力学（附录公式）与行星形成动力学耦合，量化稀有气体输入。
- 观测指导：明确提出氖同位素比（²⁰Ne/²²Ne）为未来地幔样品分析的关键指标。
- 多参数敏感性：揭示颗粒不透明度（κ_g）对溶解量的决定性影响，指向星际尘埃在行星形成中的作用。
六、其他价值
- 实验设计参考：为后续高压溶解实验提供理论框架（如顽火辉石蒸发曲线，图2）。
- 数据争议回应：批判性讨论Dymond & Hogan (1973)的海洋玄武岩氖数据（第4节），强调同位素测量的必要性。
（总字数：约1800字）