综述：地球的组成：起源、能量平衡以及来自地球中微子的启示

《Geochimica et Cosmochimica Acta》：Earth’s composition: Origin, energy budget, and insights from geoneutrinos

氧同位素揭示类地行星非太阳原生特征，地球动力学由原始与核素生热驱动，中微子实验证实地球硅酸盐地壳氧/铁比达2.7倍太阳值。行星形成模型基于非碳质陨石记录，行星体在1千万年内通过快速吸积构建，并呈现氧同位素与硅酸盐元素分异特征。

　　

威廉·F·麦克唐纳（William F. McDonough）

日本宫城县仙台市东北大学地球科学系及中微子科学研究中心，高级海洋生态系统变化研究所（WPI-AIMEC）

摘要

地球、火星和月球上每两个原子中就有一个是氧原子；氧是太阳系中第三大丰富的元素。类地行星的氧同位素组成与太阳不同，这表明这些行星并非太阳光球的直接成分对应物。同样，太阳的O/Fe、Fe/Mg和Mg/Si比值也与内太阳系球粒陨石和类地行星的比值不同。这四种元素（O、Fe、Mg、Si）占岩石行星质量的90%到94%，其丰度是通过地球物理学、地球化学和宇宙化学方法确定的。

类地行星很可能在非常短的时间内（${\tau }_{acreon?age}$ ≤ 1000万年）从大量行星胚体中快速形成，这些行星胚体在吸积前已经分化出核心和地幔。原行星盘早期阶段的行星形成过程非常迅速，但这一过程仅通过陨石记录得到了部分反映。非碳质陨石（NC）为我们提供了内太阳系早期历史的线索，并有助于构建类地行星形成的框架。NC球粒陨石中的球粒年龄比$t_z$（钙铝包体CAI的年龄）年轻两到三百万年，这表明NC球粒陨石是太阳系演化的中后期产物。

地球的组成、其当前的地幔对流形式以及驱动其内部过程的放射能总量仍然存在争议。地球的动力来源包括原始热量和放射能。通过对地球地中微子通量的测量，可以确定其放射能总量，并限制其整体成分。根据KamLAND和Borexino地中微子实验的最新数据，地球的放射能约为20太瓦（TW），并且地球中难熔亲石元素的含量是CI球粒陨石的约2.7倍。地球和火星的整体成分中难熔元素含量都比CI球粒陨石高约1.9倍。地球的挥发性物质较少，氧化程度也低于火星。

引言

与来自外太阳系的气态巨行星相比，地球和其他类地行星经历了独特的物理、化学和同位素演化过程。目前尚不清楚我们的太阳系历史是否具有普遍性，因此是否可以直接应用于理解系外行星系统的起源、增长和演化。然而，这有助于我们了解内太阳系类地行星的主要演化阶段，尤其是在理解内太阳系与外太阳系（特别是类地行星与气态巨行星）不同生长环境的原因和后果方面。

陨石包括石质陨石（球粒陨石和无球粒陨石）、石铁陨石和铁陨石，而行星胚体则是原行星盘中形成的千米级或更大的固体物体。这些物体的内部强度主要由自身引力决定，其轨道运动受气体阻力的影响较小。球粒陨石是由硅酸盐（球粒、基质和钙铝包体）和金属组成的未分化混合物，因此被认为是最原始的陨石类型，它们最接近类地行星，因为它们同时含有金属和硅酸盐成分。这些陨石为确定行星和太阳系的形成年龄、起源及相关过程提供了基础。某些陨石还含有丰富的有机化合物，这些化合物可能为生命起源提供线索（Pizzarello, 2006）。无球粒陨石来源于已分化的行星和行星胚体，主要由硅酸盐组成。铁陨石则是主要由行星胚体核心形成的铁镍合金。

主小行星带位于火星和木星之间，是内太阳系与外太阳系之间的一个分界线。外小行星带主要由富含有机化合物的C型小行星组成，这些小行星在化学和同位素上可能与碳质球粒陨石（CC）相似（Kurokawa等人，2022）。相比之下，内小行星带则主要由S型小行星组成，这些小行星与非碳质球粒陨石（NC）相关，尤其是普通球粒陨石（OC）（de Micas等人，2022；Burkhardt等人，2021；Kleine等人，2020）。[详见第2节。]

然而，没有任何一种球粒陨石的成分与地球或其他类地行星完全相同，也无法简单地调整其成分使其与地球匹配（Javoy等人，2010；Dauphas，2017）。关于这些陨石的母体信息并不完整，且大部分样本是在过去600万年内坠落到地球的。此外，小行星带中的柯克伍德空隙（Kirkwood gaps）、缺乏能与铁陨石母体基因联系的无球粒陨石、普通球粒陨石的数量远多于碳质和橄榄石球粒陨石（普通球粒陨石的数量是前者的15到30倍），以及大多数普通球粒陨石中的球粒形成时间较太阳系形成晚两到三百万年等因素，都影响了我们对这些陨石的理解。

尽管存在上述限制，球粒陨石仍记录了原行星盘、母体以及球粒形成和储存过程中的化学和岩石学变化。非球粒陨石也提供了关于母体过程的见解，综合这些样本可以揭示类地行星的起源、吸积和演化过程。为了模拟类地行星的起源，我使用了Lodders（2003）提出的半质量凝聚温度尺度（T₅₀，在10帕斯卡压力下H和C/O比约为0.5），以及Goldschmidt（1937）定义的亲石元素、亲铁元素和/或亲硫元素的行为（Fischer和McDonough，2025）。难熔元素（如Ca、Al、Mo、W）的行为在1350 K时已基本明确；主要元素（如Mg、Si、Fe-Ni）在1290 K时也已基本明确；中等挥发性元素（如碱金属、S和Pb）在600 K时也基本明确。然而，挥发性元素（如冰和惰性气体）的行为仍不够清楚。

理解类地行星的起源和演化仍然是研究的重点。本文试图解释地球及其它类地行星的起源和早期演化过程。陨石为我们提供了内太阳系早期历史的线索，并有助于构建类地行星形成过程的框架。自本文早期版本发表以来（McDonough和Sun，1995），许多新发现被认识到，大量化学和同位素数据也被发表，地中微子研究也已经开始，这些都对我们重新解读地球的历史提供了指导。

小节片段

陨石记录中的偏差

陨石可分为非碳质（NC）和碳质球粒陨石（CC）两大类。这两类都包含球粒陨石和非球粒陨石（Trinquier等人，2007；Trinquier等人，2009；Warren，2011；Kruijer等人，2017）。NC球粒陨石通常比CC球粒陨石更具还原性，但R型球粒陨石除外（Amano等人，2025）。具有还原性的Kakangari（K）球粒陨石被归类为NC球粒陨石，尽管它们与CC球粒陨石有一些共同特征。

原行星盘（PPD）：寿命和演化

原行星盘是行星的诞生地，其寿命从100万到3000万年不等，具体取决于恒星质量、金属丰度和外部光蒸发作用（Li和Xiao，2016）。原行星盘是由气体和尘埃组成的旋转云团，其成分与其恒星相似，通过分子云的引力坍缩形成。它们的演化受到引力、磁场、气体压力等多种因素的调节。

内太阳系类地行星的生长和演化

类地行星的形成始于原行星盘演化的早期阶段，与气态巨行星的形成机制有所不同，这从NC和CC陨石的同位素差异中可见一斑（Warren，2011；Kruijer等人，2017）。NC和CC铁陨石的母体形成并分化得很快，不过CC陨石的分化过程稍慢（Hilton等人，2022）。

假设行星整体成分与太阳相似的误区

V.M. Goldschmidt（1938）首次观察到太阳光球与CI球粒陨石之间的成分匹配。如今人们认识到，这种1:1的对应关系在所有元素中都成立，除了高度挥发性元素和惰性气体（图5）。

这种成分匹配是一个重要的发现，因为太阳是太阳系的主要质量来源（见表1），而类地行星的整体质量仅占太阳质量的很小一部分。

地球及其硅酸盐整体的成分

像地球这样的类地行星的成分可以通过对地幔样本进行化学和同位素分析，并与球粒陨石进行比较来估算。这些宇宙岩石中超过90%（按原子和/或重量计）由O、Fe、Si和Mg组成，其中Fe的成分变化最大（McDonough和Yoshizaki，2021）。加入Ca、Al、Ni和S后，可以解释大部分成分。

地球整体的成分

为了确定地球的整体成分，我们使用了表4中BSE的数据以及Fischer和McDonough（2025）关于地核的数据。因此，地球的整体成分模型（表10）由BSE的0.676部分和地核的0.324部分组成（即2/3和1/3）。

驱动地球内部过程的能量

地球形成后，拥有了驱动其内部过程的完整能量来源。一旦这些能量耗尽，地球将无法再产生磁场、板块构造活动、火山作用或地幔对流。

地球的能源来自两个方面：原始能量（行星形成过程中的动能）和核能（自然放射性衰变产生的能量）。当前地表的热流强度为46 ± 3太瓦（Jaupart等人，2015）。关于这一能量的模型存在很大差异。

地球的吸积年龄和热历史

确定地球的年龄并不容易，因为没有一个明确的“诞生”时刻；例如，至今每年仍有约10⁷公斤的天体物质不断坠落到地球上（Love和Brownlee，1993）。因此，我们使用时间常数${\tau }_{acreon?ag}$作为参考，该时间代表行星质量增长到最终质量的约62%的时刻（${\tau }_{acreo?ag}$ = 1-(1/e)）。NC铁陨石的母体年龄可追溯到CAI的形成时期（$t_C$）。

未来对氢含量的研究前景

未来有望通过中微子研究对地球中的氢含量做出更精确的估计，特别是在中微子振荡（Rott等人，2015；Winter，2016）和中微子吸收（Kumar和Agarwalla，2021；Upadhyay等人，2023）等领域。

声明利益冲突

作者声明他们没有可能影响本文研究的已知财务利益或个人关系。

致谢

本文献给我的导师、同事兼好友沈苏（Shen-su Sun）。感谢Francis Albarede、Yuri Amelin、Rick Arevalo、Paul Frossard、Micha?l Marsset、Bernard Marty、Daisuke Nakashima、Eiji Ohtani、Rita Parai、Sean Raymond、Fang-Zhen Teng、Ming Tang、Rich Walker、Bill White、Qing-zhu Yin和Xu Zhihao的评论和讨论。其中一些人的宝贵意见极大地改进了本文的质量。