差别内行星比较缺乏原始星云中的气体组分HHe等而外行星则富Word格式.docx

1、0.0150.0025类地行星和陨石痕木星0.90.1土星0.70.3天王星、海王星、彗星0.850.15根据平衡凝聚模型，距太阳愈远温度愈低，各行星区凝聚物的成分和含量均不相同。随着行星空间探测技术的发展，目前对各行星及卫星已经提出了多种化学组成模式。如：水星：主要由难熔金属矿物、铁镍合金和少量辉石组成；金星：除上述成分外，还含有钾（钠）铝硅酸盐，但是不含水；地球：除上述成分外，还含有透闪石等一些含水硅酸盐和三种形式的铁（金属铁，FeO和FeS），金属铁和FeO形成低熔点混合物，在放射性加热下熔化、分异，形成早期地核；火星：含有更多的含水硅酸盐，金属铁已经完全氧化为FeO或与S结合形成FeS

2、，没有金属铁的核；最新火星探测器“勇气号”“机遇号”发回的火星全景图像表明，火星上的土壤中可能含有很高成分的赤铁矿，即Fe2O3，找到它就能证明火星上曾经有水存在过。而探测器所传回的火星岩层图像中，一些火星岩层有细微的层次，并且岩层不象笔记本那样平行，岩层有时相互交错，可能是因火山活动、风和水的作用而成。如果真能在火星上找到水的迹象，将会有力支持关于火星曾经有生命存在的设想。根据表1.7，类地行星与远离太阳的外部行星的大气层，其成分存在明显的差别，内行星比较缺乏原始星云中的气体组分（H、He等），而外行星则富集这种组分。类地行星由于距太阳近，早期太阳风的驱赶作用很强烈，行星表面捕获的气体难以保

3、存，因而地球和类地行星的大气层是次生的，即主要通过行星内部物表1.7 行星大气层的特征（韩吟文和马振东,2003）质的熔融、去气过程形成。计算表明，地球由内部物质的熔融去气作用，大约已排出1.74331024g的挥发组分，其中CO为1.2181023g。月球表面的大气中主要是He和Ar，白天和黑夜大气浓度分别为3103和6104原子/cm3，几乎是真空状态。（月球的土壤中蕴藏着极其丰富3He资源，初步估算，月球上的3He资源量大约有100万吨到500万吨，氦3是可控核聚变的主要原料之一，地球上的氦3储量非常稀少。若可控核聚变发电成为现实，目前我国一年的发电总量只需要10吨左右的氦3，而全世界一

4、年能源消耗的需求量也大约只要100吨。这样计算下来，月球上的氦3储量完全可以为人类社会提供上万年的能源需求）水星的大气层极稀薄（10O Si Fe1.0 10Ca Mg Al Ti10-1 1.0S Na K Cr Mn10-210-1C N P Cl Sr Y Zr Ba10-310-2F Sc V Co Ni Zn Nb La Ce Pr Nd Sm Gd Dy Er Yb Hf10-410-3Li Be B Cu Ga Rb Ge Tb Ho Tm In Ta以发现月岩中碱金属和许多挥发性元素（Bi、Hg、Zn、Cd、Tl、Pb、Ge、Cl和Br）较贫，然而却富含耐熔元素，诸如Ti、V、

5、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Sc、Zr、的一部分物质所形成的假说，同时支持了月球原是太阳系中一个小行星或其它物体，后来被地球所捕获的观点。对月球表面岩石年龄的研究表明，月球应形成于45108a以前，接着于39108a前开始发生角砾岩化和后来的强烈变质作用。月球高原区的岩石常常具有39和40108a的年龄，并且月球多处被大的陨石撞击。其历史可以追溯到39108a以前。从地层关系看“月海”区玄武岩常较高原岩石年青些，同位素年龄资料亦证实了这一点。然而整个“月海”区的岩石均是形成于3910831108a这一时期内。因此月球表层均由十分古老的岩石形成。由于月球缺少大气圈和水圈，所以在月球表明没有地球

6、上的那种风化作用。月球表层岩石的破碎和角砾岩化，均主要系陨石的撞击和较大的昼夜温差（150）所致。所以月球表层很少受到以后作用的干扰，而基本保留了其古老的面貌。这使得月球表层的研究能为了解地球早期的历史提供有意义的线索。1.1.3 太阳的化学成分太阳是炽热气态物质的球体，其直径为1,391,000km，质量等于1.9831033g，相当于地球质量的333,434倍。太阳的平均密度为1.41g/cm3，表面温度达6000K。由于太阳上存在着热核反应，每分钟从一平方厘米太阳表面辐射出375859.48J能量。根据太阳具有那样高的温度，可以推断它的物质具有通过热运动而强烈均匀化的条件，从而认为太阳大

7、气圈的化学成分可能同太阳中心部分的成分相差不大。由于太阳表面温度极高，各种元素的原子都处于激发状态，并不断地辐射出各自的特征光谱。太阳光谱的谱线数目和它们的波长主要取决于太阳表层中所存在的元素，而这些谱线的亮度（它们的相对强度）则取决于以下几种因素：元素的相对丰度、温度、压力和其它条件。在温度和压力固定的条件下，元素的丰度愈大，则谱线的亮度愈强。因此，通过测定太阳光中不同波长谱线强度，就可以得到太阳中元素的丰度。截止目前，在太阳中已经发现了85种元素。有些元素未被发现的原因，可能是那些元素在太阳表层中的丰度过低，现有的光谱分析技术还不能检出它们所致。太阳表层的元素丰度通常表示为相当于106个硅

8、原子的各该元素的原子数（表1.10）。选择硅作为标准是因为硅在太阳表面分布广含量稳定且挥发性又小。但地球化学参考模型中以H的原子个数为对比标准。由表中数据可见，太阳中元素丰度方面的最显著特征是氢和氦具有极大的丰度值，这两种元素的原子几乎占了太阳全部原子数目的98。表1.10 太阳系中元素的丰度（以106Si原子数为标准）（陈俊和王鹤年2004）续表1.10 太阳系中元素的丰度（以106Si原子数为标准）（陈俊和王鹤年2004）1.1.4 星际物质和宇宙射线的化学成分星际物质为分布于星际空间中的极稀薄的气体和极少量的尘埃，并被视为形成新星的物质。它代表着宇宙中最少遭受分馏的物质，本应成为确定元素

9、宇宙丰度的最有前景的基础。然而遗憾的是，这种物质的总成分是不可能进行定量分析的。在地球轨道附近的行星空间中，1cm3约含有五个正离子（绝大部分为质子）和五个电子核以及电子、中微子和高能光子（X射线和射线）所组成。其中氢原子核质子约占87，氦原子核粒子约12，其余为Li、Be、B和C、N、O的原子核及少量的重原子核。宇宙射线粒子的平均能量为1010eV，已探测的最高能量为1020Ev。大气层边缘处宇宙射线约为1粒子每平方厘米。宇宙射线进入地球大气层后，同大气中的原子发生作用，能量逐渐损失。一般把同大气作用前的宇宙射线称为初级宇宙线。把作用后的粒子及作用中产生的各种粒子称为次级宇宙线。因此，宇宙射

10、线随着与大气中原子的作用，而不断改变其能量与成分、一般在大气层上部表层，主要成分是核子；在高度为517km的大气中，主要是正、负电子和光子；大气层下部至地下，主要是次级粒子衰变所产生的高能介子。在海平面附近，次级宇宙射线的强度约为1个粒子每平方厘米。研究表明，太阳、陨石、地球和月球样品中的同位素组成是一致的，太阳系诸天体都是同位素组成均一的太阳星云的凝聚产物。近十年来的研究表明，陨石中同位素组成有时出现异常，可能与太阳星云凝聚时有超新星爆发的外来物质加入有关。1.1.5 太阳系的元素丰度及元素的起源1. 太阳系的元素丰度及其规律卡麦隆（1959，1968，1973）认为，型碳质球粒陨石未经受热

11、变质作用的影响，形成于远离太阳的较低温的区域，是最原始的太阳星云凝聚物质。因而它能保持着太阳星云中非挥发性元素的初始浓度。根据型碳质球粒陨石中元素的浓度编制了元素“宇宙”丰度表,可以看出一种元素的丰度可以较之直接相邻元素的丰度高或低上百或上千倍，即元素在太阳系中的分布是极不均匀的。然而，在太阳系元素丰度方面却存在一些明显的特征规律：（1） 原子序数较低的元素，元素丰度随原子序数增大呈指数迅速递减，而在原子序数较大的范围内（Z45），各元素丰度值很接近。（2） 原子序数为偶数的元素其丰度大大高于相邻原子序数为奇数的相邻元素。具有偶数质子数（A）或偶数中子数（N）的同位素或核类的丰度总是高于具有奇

12、数A或N的同位素或核素。这一规律称之为奥多哈根斯法则，亦即奇偶规律。（3） H和He是丰度最高的两种元素。（4） 与He相邻近的元素，Li、Be和B具有很低的丰度。属于强亏损元素。（5） 在元素丰度曲线上，O和Fe呈明显的峰，说明它们是过剩的元素。（6） 质量数为4的倍数（即粒子质量的倍数）的核素或同位素具有较高丰度。此外，还有人指出原子序数（Z）或中子数（N）为“约数”（2、8、20、50、82和126等）的核素或同位素分布最广，丰度最大。例如4He（Z=2,N=2）、16O（Z=8,N=8）、40Ca（Z=20,N=20）和140Ce（Z=58,N=82）等都具有较高的丰度。通过对以上规律

13、的分析，人们逐渐得出了如下的认识，在元素丰度同原子结构之间必定存在着固定的关系。后来，由于原子核壳层模型研究的进展，元素或同位素丰度方面的规律获得了理论上的初步阐明。2. 太阳系元素的起源由于天体物理学、天文学、宇宙化学和核子物理学的迅速发展，人们已经了解到：（1） 不同年龄的恒星具有不同的表面温度和光谱；（2） 恒星主要能源系由恒星中的核反应所提供；（3） 恒星演化到超新星阶段就会产生大规模爆炸，将大量物质抛入宇宙空间，成为后一世代星系的物质来源；（4） 在人工核反应实验和核爆炸过程中可以产生数以千计的各种放射性和稳定同位素等等。正是这种广泛的科学实践，加上前述关于太阳系元素丰度的知识（特别

14、重要的是关于H和He共占宇宙全部原子数目的98的结论），才使比较完整的“恒星合成元素”的假说得以形成。根据这一假说，元素的合成是由于随着恒星的演化过程发生了热核反应的结果，而构成所有元素的原始物质或原料则是过去和现在都在宇宙中占据统治地位的H。元素合成可能通过以下的过程和步骤：（1） 在最初某一时刻H“燃烧”形成He；（2） He“燃烧”过程产生了C和O；（3） 过程或C和O“燃烧”过程产生20Ne、23Na、23Mg、24Mg、28Si、31P、31S、32S、Cl、Ar；（4） Si“燃烧”或平衡过程（e-过程）合成Fe峰附近A28到A57间丰度最大的核素过程；（5） 中子捕获过程（S-过程）可能是合成重于Fe的元素的主要机制；（6） 快中子捕获过程或p过程，一般被认为形成重元素稀少富质子的同位素的机制。