中等挥发性元素在行星的演化中扮演着至关重要的角色。就目前所知，球粒陨石以及内太阳系分异的行星相较于太阳系整体组成均亏损中等挥发性元素。然而，各行星中挥发分的含量以及在太阳系演化过程中不同行星天体挥发分亏损的机理和过程尚不明确。
锌作为中等挥发性元素，在星云压力10-4 bar下其半冷凝温度（50% Tc）为706K。锌具有五个稳定同位素，分别为64Zn（49.2%）、66Zn（27.8%）、67Zn（4.0%）、68Zn（18.4%）和70Zn（0.6%）。
陨石中的锌主要赋存于硅酸盐相，其次也赋存于硫化物相和金属相中。这些物理化学特性为研究星子、行星胚胎和原始行星等太阳系物质行星分异过程、星子吸积过程以及岩浆洋去气过程中的锌同位素行为提供了基础。
已有研究表明锌在行星岩石的高温蒸发过程中表现出强烈的同位素分馏，但在地球岩浆演化过程中几乎没有发生分馏，因此锌同位素能有效地指示行星天体以及一些陨石的高温冲击过程。近年来，锌同位素逐渐展现出其研究星云和行星演化过程中挥发性元素亏损起源的巨大潜力。
研究太阳系内物质的锌同位素组成和分馏机制有助于加深对行星吸积、陨石冲击、陨石母体热变质以及行星分异等过程的理解，有助于理解太阳系内不同天体包括原始陨石或分异型陨石、小行星、类地行星的形成和演化过程。本文主要回顾了近年来行星科学领域中锌同位素的研究进展，梳理了目前仍存在的问题，并展望了锌同位素未来的发展趋势。
锌同位素测试方法及国际标准
Blix等（1957）最早使用质谱仪测试了自然样品中的锌同位素组成，但限于当时的分析精度（误差1‰～2‰），并没有发现地球样品锌同位素组成存在差异。之后Filby（1964）使用中子活化法测试了一些岩石和矿物的锌同位素值。
二十世纪末，热电离质谱仪（Thermal Ionization Mass Spectrometer，TIMS）开始应用于锌同位素测试。在校正了仪器误差并使用了双稀释剂法后，其精度比起之前的方法有一定提升（约1‰/amu）。目前最新的TIMS设备能达到 0.1‰/amu～0.2‰/amu的精度。1999年，Maréchal最早利用多接收电感耦合离子体质谱仪（Multicollector-Inductively Coupled Plasma Mass Spectrometry，MC-ICPMS）得到了岩石样品中高精度的锌同位素组成。
此后，MC-ICPMS被广泛使用于Zn同位素的测试（校正方法：主要有样品-标样间差法或双稀释剂法）。另外，结合使用铜滴法和样品-标样间差法可以大幅度校正锌同位素测试中的质量歧视效应。锌同位素的国际通用标准物质通常选用JMC-Lyon溶液。锌同位素组成的测试结果常采用相对标样的千分偏差表示：
[δX/64Zn/‰=[(XZn/64Zn)样品/(XZn/64Zn)标准-1]×1000
式中，X为质量数，可以表示66，67，68 和70。样品的δ66Zn值越高代表越重的同位素组成。但由于上述物质停产，国际上不同研究团队又重新标定了锌同位素的参考标准，如IRMM-3702和NIST SRM 683。作为新的参考标准：Δ66Zn IRMM-3702–JMC Lyon = 0.27‰±0.03‰ ；Δ66Zn NIST SRM 683–JMC Lyon = 0.12‰±0.04‰。
不同陨石和天体中锌同位素的组成
锌同位素作为天体化学领域中一个新兴的研究方向，其对于理解太阳系的形成和演化有着重要的意义。前人已经对各类陨石和月球Apollo返回样品开展了系列研究，包括碳质球粒陨石（CC）、普通球粒陨石（OC）、顽火辉石球粒陨石（EC）、橄辉无球粒陨石（Ureilite）、铁陨石、石铁陨石、月球陨石和Apollo样品、火星陨石（SNC陨石）、灶神星陨石（HED陨石）等。
球粒陨石中锌的宇宙化学性质
球粒陨石是一种富含球粒的陨石，主要包括碳质球粒陨石（CC）、普通球粒陨石（OC）、顽火辉石球粒陨石（EC），也包括Rumuruti（R）型球粒陨石和Kakangari（K）型球粒陨石。球粒陨石被认为是构建行星的基石，是研究陨石早期演化和行星过程的重要样品。
碳质球粒陨石
碳质球粒陨石是一种富含水与有机化合物的球粒陨石。Luck等（2005）使用MC-ICPMS首次测得了一些碳质球粒陨石（CC）、普通球粒陨石（OC）的高精度锌同位素组成。他们发现不同的碳质球粒陨石群（CI、CV、CO、CM等）有着明显的锌同位素组成差异（ 0.16‰ < δ66Zn < 0.52‰）。
锌同位素组成随陨石类型的改变而发生规律性的变化，锌同位素的值按CI-CM-CV-CO的顺序逐渐减小，且与挥发性元素含量呈正相关。由此说明，CI型陨石主要富集重的锌同位素，而其它贫挥发分的碳质球粒陨石主要富集轻的锌同位素。
Barrat等2012年测试了更多的球粒陨石样品，得到了更可靠的CI型球粒陨石的锌同位素值：δ66Zn = 0.46‰±0.08‰，这一结果也显示出CI型球粒陨石相较于其它碳质球粒陨石群（CM、CV、CO等）富集重的锌同位素。Luck等（2005）认为这一规律发生的原因是星云中不同锌同位素储库的混合而非冲击熔融所造成的挥发分丢失。
碳质球粒陨石中含有大量的富钙富铝难熔包体（calcium-aluminium-rich inclusion，CAI）。CAIs是原始行星盘中最先冷却凝结出来的固体。Kato等（2017）测试了CAIs的锌同位素（δ66Zn = -1.23‰～-0.19‰）和锌元素含量（91 ppm～702 ppm）。
它们相对于碳质球粒陨石全岩更富集轻的锌同位素，这与Allende CAI（δ66Zn = -2.65‰）和Murchison CAI（δ66Zn = -0.64‰）的测试结果一致。此外，前人还发现CAIs富集的锌聚集在边缘位置。因此，CAIs富集轻的锌同位素的特征被认为是星云内中等挥发性元素冷凝过程中轻的同位素优先冷凝的结果。
不同的碳质球粒陨石群显示出明显的锌同位素组成差异（ 0.16‰ < δ66Zn < 0.52‰），这可能是星云中不同储库混合造成的。CAIs中轻的锌同位素特征可能是CAIs形成之后星云中轻的锌蒸汽冷凝造成的。普通球粒陨石中的锌同位素可能记录了早期原始星云凝聚物的特征、陨石母体的氧化还原状态以及后期冲击过程和水的蚀变过程的改造。顽火球粒陨石中的锌同位素组成变化范围极大被认为是母体热变质程度不同导致锌发生挥发丢失造成的；
普通球粒陨石
普通球粒陨石（δ66Zn = -1.30‰～ 0.76‰）按照金属铁含量依次减少的顺序分为：H型、L型、LL型。不同类型所对应的锌同位素组成逐渐变轻（ 0.19‰， 0.06‰，-0.07‰），然而前人并未解释这个现象。直到2019年，Creech和Moynier 比较了普通球粒陨石的锡同位素和锌同位素，发现按照H型、L型、LL型的顺序，这两种同位素均表现出一致的变轻趋势。
介于两种元素的地球化学性质差异，锌具有中等挥发性，亲石性和亲铜性，锡具有中等挥发性，亲铜性和亲铁性，最终认为两种元素的同位素变化受控于挥发性。对于普通球粒陨石中高温条件如何影响到锌同位素组成的问题一直存在许多争议。
Wolf和Lipschutz（1998）报道了受冲击的H型球粒陨石Charsonville（H6, S4）和未受冲击的H型球粒陨石Kernouvé（H6, S1）具有相似的锌同位素组成；Luck等（2005）也发现普通球粒陨石中的δ66Zn值与撞击强度无明显相关性。然而，Schaefer和Fegley Jr（2010）却发现普通球粒陨石中的锌同位素组成与其热变质温度条件有关。
前人还对普通球粒陨石的锌同位素和镍同位素进行对比研究，发现普通球粒陨石中二者呈正相关，他们认为这种关系是由于球粒陨石形成过程中固相和气相的物质互相交换所导致的。其中固相主要是金属相和硅酸盐相，气相则是在吸积过程中矿物分选之后的残余蒸汽。
星云冷凝过程的研究表明优先冷凝的硅酸盐球粒和更晚的阶段凝聚出的硫化物有着不同的锌同位素组成。Pringle等（2017）通过连续酸溶实验分离出未平衡普通球粒陨石中锌的几种赋存相（硅酸盐相、硫化物相和金属相）并对其进行了锌同位素分析，发现硫化物相中的锌同位素组成总是比硅酸盐相中的锌同位素组成更重，这与Luck等（2005）测试的结果一致。
其原因可能是未平衡普通球粒陨石中的硫化物相和硅酸盐相没有发生锌同位素的交换而是反映了不同相形成时的初始锌同位素组成特征。
顽火辉石球粒陨石
顽火辉石球粒陨石包括高铁EH型和低铁EL型两个群。2011年Moynier等测试了这一系列陨石以及顽火无球粒陨石的锌同位素。他们从一块EL6型陨石中得到了太阳系内极重的锌同位素组成（δ66Zn = 7.35‰）；从一块顽火无球粒陨石中得到了极轻的锌同位素组成（δ66Zn = -7.04‰）。
同时，他们发现EH型顽火辉石球粒陨石（δ66Zn = 0.15‰～ 0.31‰）与低热变质程度的EL3型陨石（δ66Zn = 0.01‰～ 0.63‰）有着相似的锌同位素组成。然而相比EL3型陨石，EL6型陨石的锌同位素组成更重，这可能是因为EL6型陨石经历了更强烈的热变质作用。而顽火无球粒陨石中极轻的锌同位素组成可能源自蒸汽中轻的锌同位素的凝聚。
分异型陨石中锌的宇宙化学性质
1）橄辉无球粒陨石 橄辉无球粒陨石（Ureilite）是一种超铁镁质的无球粒陨石，通常认为来自于已分异小行星的残余地幔。Moynier等（2011）研究了不同冲击程度的橄辉无球粒陨石，发现锌同位素的值与冲击变质程度呈正相关关系，且锌同位素值的变化达到1‰。
这些陨石中具有最重的锌同位素组成的样品有着最低的锌元素含量，这与地壳受到高速撞击熔融形成的玻陨石（tektite）和核爆炸区域的核融玻璃（trinity）显示出相同的特征。因此，他们认为橄辉无球粒陨石锌同位素组成的变化可能受控于撞击导致的高温蒸发过程。
但是在Moynier等（2011）的研究中，冲击变质程度最高的陨石却并没有表现出最重的锌同位素组成，这与上述的解释略微相悖。直到2019年，Brugier系统性地研究了更多橄辉无球粒陨石中的锌同位素组成变化( 0.40‰～ 2.71‰)，还测量了与它们来自相同母体（UPB）的由幔源原始熔体形成的粗安岩的锌同位素组成（δ66Zn = 0.67‰）。
他们发现这种原始的幔源物质锌同位素值稍微高于常规普通球粒陨石的值，这意味着至少有一部分地幔在撞击解体前就已经显示出较高的锌同位素值。因此他们提出一个更合理的解释：由于早期行星幔的温度足够高，所以蒸发作用可能主要发生在小行星母体的解体过程中，除此之外，之后的冲击加热也会增强蒸发效应，从而加强锌同位素的分馏。橄辉无球粒陨石中变化较大的锌同位素组成可能是蒸发作用的结果。
橄辉无球粒陨石的锌同位素变化对应着由母体解体时小行星幔的热状态以及后期冲击作用加热所造成的挥发性元素丢失。而铁陨石中的锌同位素组成主要受铬铁矿的分离结晶过程控制。石铁陨石的锌同位素改变可能是陨石母体中不同相发生分离的结果；
2）铁陨石 铁陨石又名陨铁，其主要成分为铁、镍合金，被认为是古老行星内核的碎片。Luck等（2005）的研究中所报道的IIIAB型铁陨石的锌同位素组成范围很窄（-0.59‰～ 0.50‰），而含硅酸盐的铁陨石（从IA型到IIICD型）其锌同位素组成变化范围更宽（ 0.56‰～ 3.68‰）。他们还发现IAB-IIICD型的铁陨石锌同位素和铜同位素具有极好的负相关性，并认为这是由于具有高δ66Zn值的冲击熔体与更深处核分离形成的具有高δ65Cu值的液相金属发生了混合。
之后Chen等（2013）也测试了大量铁陨石的锌同位素，发现贫锌的铁陨石群IVA和IVB相比于其它的铁陨石群并不富集更重的锌同位素。因此他们认为这两类陨石中的低挥发性元素含量与它们母体的蒸发历史无关。
2014年Bridgestock等对不同类型铁陨石（IAB型、IIAB型、IIIAB型）中的锌同位素进行了更加系统性的分析，发现几乎所有铁陨石都有着比整体硅酸盐地球和球粒陨石更重的锌同位素组成，且每一类型的铁陨石其δ66Zn值都与锌元素含量呈负相关。又由于铬铁矿十分富集锌元素和轻的锌同位素。因此他们认为δ66Zn值与[Zn]值的关系指示了铁陨石中的铬铁矿从金属相中分离结晶的过程。
3）石铁陨石 石铁陨石（Pallasite）被认为形成于IIIA型小行星核结晶达到75%～80%之后的核幔边界层。前人发现Brenham石铁陨石（δ66Zn = -0.05‰）和IIIA型铁陨石的锌同位素组成相差约1‰，并且它们的铜同位素和锌同位素的值表现出近乎1:1的关系，他们推测这是陨石母体经历了不同相的分离（金属液相和金属固相、硫化物/铬铁矿和金属液相或者硅酸盐相和金属液相）导致的。
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