地球的水从哪里来，关系到我们如何理解一颗岩石行星成为宜居世界的过程。含水小天体向早期地球输送水，是这一问题的重要可能路径（即所谓“外源说”）；而原行星从太阳星云中捕获氢气，或在生长过程中通过化学反应生成水，则提供了另一种可能（“内源说”）。今天的海洋和深部水储库，是这些过程中的物质经历反应、分异和损失之后留下的结果。
近年来，“内源说”备受关注。我们此前在《Nature：地球与行星的水，或源自早期内部的反应》中，曾介绍过这方面的研究：Young等（2023）通过热力学模型，讨论了原始氢气包层与岩浆洋、金属核的反应，尝试同时解释地球的水、地幔氧化还原状态和地核轻元素；随后，Horn等（2025）和Miozzi等（2025）利用激光加热金刚石压腔，为高温高压下氢与硅酸盐熔体反应造水提供了实验依据。显然，不同的温压环境和氢的供给方式，会使这些问题有不同的答案。
最近，Garai等（2026）发表于Nature Geoscience的工作，聚焦于另一种较低压力下的反应场景: 卵石吸积模型。这里的“卵石”指原行星盘中毫米至厘米级的固体颗粒，包括硅酸盐球粒和金属颗粒。如图1a所示，它们受到气体阻力，在盘中漂移并被原行星吸积。原行星也从周围星云捕获富含氢和氦的气体。颗粒下落释放的引力能直接加热大气，内部放射性衰变和金属-硅酸盐分异释放的热量维持岩浆洋，大气则减慢热量散失。原行星足够大时，大气深部可以热到使硅酸盐颗粒熔融；颗粒在抵达岩浆洋以前，便有机会与周围氢气反应。
作者引用Olson等（2026）的模型作为实验的行星背景：在质量为地球0.7倍的原行星上，直径1毫米的硅酸盐颗粒约在3 bar处开始熔融，此后将经历约9天的高温沉降（图1b）。细小颗粒受到气体阻力，落得较慢，因此能在热的大气中停留较长时间。作者据此用持续数小时的实验，测量氢气还原硅酸盐的程度及其随时间的变化，为这段模型中的下落过程提供反应数据。
图1 左图为富氢大气中卵石雨及颗粒热历程的示意图，右图为0.7地球质量原行星上直径1毫米硅酸盐颗粒的温度与沉降速度模型；黄色区域对应约9天的高温熔融阶段。原图为Garai等（2026）图1
作者设想如下反应“造水”，即硅酸盐中的二价铁被氢还原为金属铁，原先与铁结合的氧转而与氢结合，形成水：
为检验这一反应，作者选择天然洋中脊玄武岩、不含磷和硫的合成玄武岩，以及玄武岩与橄榄石的混合物作为初始材料。样品先在氦气流中加热，去除原有水，再切换为氢气流，在1200~1450 ℃下反应15分钟至3小时（图2）。氦气预处理后没有观察到明显的铁还原，通入氢气后则出现了金属铁和水。先去除原有水，再测量反应生成的水，有助于区分样品脱水与反应造水。
图2 开放气流中的加热反应装置。左为电阻炉，右为感应炉。氦气用于预处理，氢气用于还原；气体流量约200 mL/min。小样品以FeO变化估算产水，较大样品捕集水并测定氢同位素。原图为Garai等（2026）补充图S3
实验采用两种测量方式：电阻炉中的小样品用于比较反应前后硅酸盐的FeO含量，并按化学计量关系估算产水量；感应炉中的较大样品则让气流将水蒸气带出，用液氮冷阱捕集、称重，再测定氢同位素。前者测量硅酸盐失去了多少FeO，后者直接测量收集到的水。两类实验从岩石和气体两个方面支持了反应造水的判断。
在1300 ℃或更高温度下，实验中FeO被还原的比例最高可达约70~80%；1200 ℃时则约为20%的量级，且还原速率随时间减慢。几小时的反应已经能够显著改变硅酸盐成分，反应程度又对温度十分敏感。作者还测得，1300 ℃下生成水相对于氢气的氢同位素分馏系数为1.105 ± 0.01，与理论平衡值1.094接近。这意味着水中的氘氢比约为反应气体的1.1倍，较重的氘稍偏向进入水，为后续讨论星云氢的同位素演化提供了实验依据。
实验过程中，作者观察到金属产物具有不同的形态：天然玄武岩中析出圆润的金属颗粒，不含磷和硫的合成样品中则出现有棱角的铁晶体（图3）。结合金属成分分析，作者将前者解释为磷进入铁合金、降低熔点后形成的液滴。磷在这些实验中明显富集于金属相，硅酸盐失铁的同时也失去部分磷。若这些金属液滴能够与硅酸盐分离并进入地核，地幔中的铁和磷含量就会同时降低。
图3 淬火样品表面的金属相。左为天然玄武岩在1300 ℃反应3小时后的球状金属颗粒；右为不含磷和硫的合成玄武岩在1250 ℃反应1小时后的固态铁晶体。原图为Garai等（2026）图3
由于FeO的还原量与产水量之间存在明确的化学计量关系，作者进一步利用地幔铁镁比，估算这一过程能够生成多少水（图4）。作者此前提出的两套卵石成分配方A和B，能够较好地匹配地球整体的主要元素组成，却可能使硅酸盐保留过多FeO，得到高于地球原始地幔的铁镁比（Garai等，2025）；如果依据本研究的结果，其中一部分FeO被氢气还原，生成的金属铁随后进入地核，就可以降低地幔铁镁比。作者据此反推，在不同的初始金属铁比例和地核氧含量下，需要还原多少FeO，才能得到与地球原始地幔相符的组成。
图4 用地幔铁镁比约束FeO还原程度及对应产水量。上排为配方A，下排为配方B；左列为还原百分比，右列为生成水的现今海洋质量当量。横轴为球粒中铁的金属比例，纵轴为地核氧含量。橙色线表示地幔铁镁比观测估计的不确定度范围。原图为Garai等（2026）图5
计算结果显示，在所考察的参数范围内，配方A和B所需的FeO还原程度分别最高约为79%和48%，对应的累计产水量分别可达约两百个和数十个现今海洋质量。在这一计算中，球粒中的初始金属铁比例越高，或地核中的氧含量越高，所需额外还原的FeO就越少，相应产水量也越低。因此，产水规模不仅取决于反应能进行多充分，也取决于原料中铁的初始形态及其最终在核、幔之间的分配。地幔成分还限制了还原程度的上限：若过多的铁被还原并进入地核，剩余地幔的铁镁比就会低于观测估计。
Garai等（2026）工作的巧妙之处，是将造水与地幔失铁、失磷联系在同一个还原过程中，并借助地幔成分估算产水规模。原始大气既供应氢，也为下落颗粒提供高温反应环境，使基本无水的固体原料在进入岩浆洋之前便能参与造水。行星质量对大气温度的影响，还为地球与火星的地幔成分差异提供了一种解释。与此前的高压岩浆洋实验相联系，这项研究提示，星云氢与岩石的反应可能发生在行星生长的多个阶段，水的形成也因此与吸积、核幔分异紧密相连。
当然，作者提出的“卵石雨造水”机制对地球水的实际贡献，仍取决于有多少物质经历了反应，以及生成的水能够保留多少。值得注意的是，实验中的持续氢气流不断补充氢并带走水，真实大气中的水蒸气积累其实会抑制进一步还原；生成的水还可能返回星云、在岩浆洋中重新反应，或在后续演化中损失。除此以外，未来的研究还需要将不同造水机制与外源供水过程统筹考虑，并结合地幔成分和氢同位素等约束，从而综合判断各种机制对现今地球水储量的贡献。
主要参考文献
Garai S, Olson P L, Sharp Z D. Building Earth with pebbles made of chondritic components[J]. Geochimica et Cosmochimica Acta, 2025, 390: 86-104.
Garai S, Sharp Z D, Olson P L, et al. Experimental simulation of water formation on Earth from dry pebble rain[J]. Nature Geoscience, 2026: 1-7.（原文链接）
Horn H W, Vazan A, Chariton S, et al. Building wet planets through high-pressure magma–hydrogen reactions[J]. Nature, 2025, 646(8087): 1069-1074.
Miozzi F, Shahar A, Young E D, et al. Experiments reveal extreme water generation during planet formation[J]. Nature, 2025, 648(8094): 551-555.
Olson P L, Sharp Z D, Garai S. Depletion of moderately volatile elements by pebble accretion in Earth-like planets[J]. Icarus, 2026: 117110.
Young E D, Shahar A, Schlichting H E. Earth shaped by primordial H2 atmospheres[J]. Nature, 2023, 616(7956): 306-311.
（撰稿：张志刚，黄圣轩，何雨旸/地球与行星物理学科中心）
