💡这项突破是什么?
Ureilites可能形成于约2.8 AU附近。但由于灶神星最初形成位置尚存较大不确定性，只基于地球与火星两个数据点建立的线性趋势并不稳健。
本研究开展了系统且高精度的镁（Mg）和硅（Si）同位素分析，结果显示Ureilites的Mg同位素显著重于球粒陨石（图1），而Si同位素则系统偏轻（图2）。研究排除了岩浆分异Mg-Si同位素的影响，认为Mg同位素偏重主要源自挥发过程。然而，Ureilites中显著的氧同位素不均一性说明其后期并未经历大规模熔融，不支持在此阶段发生有效挥发。
考虑到基于26Al的星子加热熔融模型表明：在太阳系形成后1 Ma内吸积、质量超过地球1%的星子可实现完全熔融（Young et al., 2019），而Ureilites被普遍认为在CAI形成后＜1 Myr便已吸积成形；尽管Budde等（2015）基于Hf–W核幔分异年龄推测其吸积时间为CAI之后1.4-1.7 Myr，但该模型未考虑Ureilites母体发生熔融抽离导致的26Al衰变产热减少，因而年龄可能偏年轻（Goodrich et al., 2021）。据此，本研究推断：Ureilites的前体物质在吸积前便已经历熔融–挥发过程。
基于此，本研究构建了接近平衡条件下的挥发分馏模型，对不同球粒陨石组分（CI、OC、EC）物质的挥发演化过程中Mg、Si同位素变化进行了模拟，结果如图3所示。
由于Mg与Si的半凝聚温度相近（Mg：1336 ℃；Si：1310 ℃；Lodders, 2003），Ureilites中Mg-Si同位素的解耦表明，其前体物质在挥发前应具有更轻的Si同位素组成。轻Si通常被视为极端还原环境的指示（如顽火辉石球粒陨石及其无球粒陨石：Enstatite chondrites、Aubrites），因此Ureilites的最初形成环境亦可能极为还原。
结合前人研究与本研究证据，本研究对Ureilites可能的形成演化路径进行了总结，见图4。
图1 Ureilites Mg同位素组成
图2 Ureilites硅同位素组成
图3 不同球粒陨石组分物质挥发过程中δ30Si与δ26Mg的演化关系
图4 Ureilites形成与演化示意图
该成果近期发表于国际权威期刊《Earth and Planetary Science Letters》（自然指数期刊）。论文第一作者为中国地质大学（北京）科学研究院博士生王萃平，通讯作者为刘金高教授（中国地质大学，北京）与汤浩岚教授（中国科学技术大学）。其余合作者包括：桂林理工大学缪秉魁教授、中国科学技术大学于慧敏副教授、中国地质大学（北京）何永胜教授、中国科学院地质地球物理研究所刘焕欣博士后、中国科学技术大学黄方教授、于慧敏研究员，以及巴黎地球物理研究所Frederic Moynier教授。本研究得到国家自然科学基金杰青（42425302）、面上基金（42373039）、国家重点研发计划（2020YFA0714800，2019YFA0708400）及中央高校基本科研业务费（2652023001）等项目的支持。
论文信息：
Wang, C.（王萃平）, Tang, H.*（汤浩岚）, Miao, B.（缪秉魁）, Yu, H.（于慧敏）, He, Y.（何永胜）, Liu, H.（刘焕欣）, Huang, F.（黄方）, Moynier, F., Liu, J.*（刘金高）, 2026. Magnesium and silicon isotopic evidence revealing a non-chondritic inner solar system origin for the ureilite parent body. Earth Planet. Sci. Lett. 674, 119747.
论文链接：https://doi.org/10.1016/j.epsl.2025.119747.
