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

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0.015

0.0025

类地行星和陨石

痕

木星

0.9

0.1

土星

0.7

0.3

天王星、海王星、彗星

0.85

0.15

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，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1.7433×

1024g的挥发组分，其中CO为1.218×

1023g。

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3×

103和6×

104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（<

0.0003×

105Pa），主要含Ar、Kr、Xe、He、H、O、C、Ne等；

火星大气层也稀薄，质量只有地球的1/10，体积为地球的1/6，约（0.005~0.007）×

105Pa，主要由CO2（95%）、He（3%）、N2（2%~3%）以及Ar、O2等组成。

金星和地球有稠密的大气层，金星大气层达100×

105Pa，主要为CO2和N2。

类木行星距太阳较远，温度低，早期太阳风的驱赶作用不强烈，大气层物质主要是行星形成时从星云中捕获的气体，它保持了星云气体的成分和同位素比值。

木星大气层约（0.1~0.5）×

105Pa，主要成分为H2，He，NH3和C2H2。

土星大气层约（0.05~0.5）×

105Pa，主要成分为NH3，CH4和H2等。

天王星和海王星的大气层的主要成分为CH4，NH3，H2和He。

由表可见，类地行星与远离太阳的外部行星除在大气层成分上存在明显差别外，行星大气层的厚度与密度与行星质量有关，质量大的行星，容易形成较为稠密的大气层。

由于水星和火星表面气压低，液态水在行星表面沸腾成气态，火星和水星质量也小，对气体捕获能力小，因此火星和水星不可能产生水圈，只能形成极稀薄的大气层。

金星比地球表面温度高（约650~700K），因此也没有水圈。

根据宇宙大爆炸假说，太阳系中太阳的作用如同一台大吹风机，靠近太阳的各区域内如氢和氦那样的易消失的轻元素已被吹除干净。

首先因为靠近太阳的类地行星直接受到酷热之苦，转变为大气中大量的原子运动。

其次，由于类地行星的质量相对较小，引力不强，不足以包容原子的活动，这些原子就逃脱到空间中去，留下来的只有那些比氢和氦重的元素，它们在太阳火热的作用下不会自行汽化，这些元素就是耐热元素，就形成了金星、地球和火星的硅酸盐。

而在水星这个离太阳最近的行星上，甚至硅酸盐也耐受不住太阳太强烈的热，挥发为气体自行离去，因此水星上大部分是更能耐受太阳热的亲铁元素构成的物质，而它的原始大气在太阳炎热下全部被吹走。

金星、地球和火星也都失去了全部的原始大气，现在它们周围的大气是由组成星体后释放出来的内部气体（其中有水）组成的。

类地行星失去了98％的原始物质，而位于太阳系外部区域的大型“类木行星”，如木星、土星、天王星和海王星的情况正好相反，它们回收了太阳从内部驱赶出来的易消失的轻气体，如木星的质量超过了所有的行星。

对于行星内部结构和化学成分，目前仅能根据间接方法获得的某些资料进行理论推测。

首先，根据天体力学定律进行计算，可以得出各个行星的质量，然后借助望远镜观察和宇宙飞船摄像可以知道各个行星直径的大小。

在已知质量和直径为基础，就可以精确地计算出行星的平均密度（表1.5）。

如果假定陨石为小行星碎块，并设想行星是由类似铁陨石和石陨石的镍铁相和硅酸盐相所组成，那么我们就可依据行星体积和平均密度的资料，估计出各个行星内镍铁相与硅酸盐相的比例。

一般情况下，当行星的大小可以互相比较时，平均密度较大的行星应较之密度较小的行星具有更大的镍铁对硅酸盐的比值，即行星的镍铁内核愈大（图1.6）。

利诺利兹（Р.Рейнолдс）和萨麦尔斯（А.Саммерс）曾按这种原则计算出各内行星和月球的金属内核半径同各该星体整体半径的比值：

0.8，金星：

0.53，地球：

0.55，火星：

0.4。

对比表1.5和图1.6可以看出：

（1）在内行星成分同其与太阳的距离之间存在着某种粗略的规律，即行星愈靠近太阳，它的金属铁含量愈高，这是有待于从理论上阐明的一条宇宙化学规律。

（2）地球和金星的化学成分可能是十分相

图1.6内行星中硅酸盐相与金属相的比例（示意）（赵伦山和张本仁1988）

近的，因为它们具有很相似的直径和平均密度。

（3）由火星和月球的平均密度看来，它们应该在化学成分上属于同一类型的天体。

外行星的平均密度（大约在0.7－2.47范围内）要比内行星的小的多。

根据这一事实，人们推测在这些巨大行星中气体应占较大比例。

根据各种资料判断，氢及其化合物应是主要成分。

1.1.2.2月球的化学成分

近几十年来，由于美国的宇宙登月舱《阿波罗－11、12、14、15、16和17》

和前苏联的宇宙自动站《月球－16、20和24》的飞行，人类已成功地自月球采集到380多公斤月球表面物质的样品。

其中包括结晶岩石（具岩浆岩结构）、未胶结的微粒物质（亦称月壤）以及角砾岩和显微角砾岩。

通过对月球物质的精确分析测定以及宇宙飞行所取得的其它大量资料，人们对月球的认识已深入的多了。

其后，1994年和1998年美国国防部和航空航天局（NASA）相继发射了Klementine号月球勘探者号探测器。

前者绕月飞行了71天，获得了光谱可见光区和近红外区11个波长的完整月球表面全景图，根据激光测距仪绘制了月球地形图，在月球南极附近的一些永久阴暗区存在水冰。

后者利用伽玛射线和中子光谱仪绘制了月球表面成分图，证实了月球南极存在水冰，同时探出月球北极也蕴藏着水冰。

整体来说，月球是由硅酸盐组成的固态球体，它不存在大气圈。

月球的平均密度为3.33g/cm3，而其表面岩石的密度为3.1－3.2g/cm3。

平均密度与表面岩石密度之间差异不大，这说明月球物质的分异是相当弱的。

月球正面主要由两类地形构成：

明亮而起伏不平的高地，上面密布着撞击坑；

黑暗的洼地－“月海”，上面的撞击坑较为稀疏。

正面以黑暗的月海为主，而背面却以明亮的高地为主。

尽管这种两面地形截然相反的现象很罕见，科学家还未能最终解答这个问题，但是可能的原因是：

正面月壳较薄，上涌岩浆更易到达月面，喷发而出。

“月海”区的岩浆岩大多是玄武岩或显微辉长岩，它们主要由钙质斜长石、单斜辉石和钛铁矿三种矿物组成，此外还常含有少量橄榄石（特别在较细粒的岩石中出现）。

在月球凹地还见一种地球上未见到的特殊岩石，叫克里普岩（KREEP），是一种富含K、REE和P的岩石。

其中月球正面最大的凹地风暴洋是克里普岩丰度最高的地方。

形成的原因目前还未查明。

月球高地的成分以斜长岩为主。

这些岩石是在月球历史的早期形成的，当时月球外层还处于熔融状态，低密度的斜长岩就浮在岩浆洋的表面上。

能使月球熔化的热量，除了来自微小星体的及其迅速的聚集之外别无它途。

因此大量斜长岩存在于月球外壳中就成了月球由一次行星撞击产生的碎屑快速聚集而成理论的有力证据。

此外，“阿波罗11号”首次登月收集到的月海玄武岩Ti含量异常高，对此科学家曾费尽气力去弄清楚，密度这么高的富钛岩浆怎么能够穿过月球的低密度外壳浮上来。

“克莱门丁号”和“月球勘探者号”证明，“阿波罗11号”发现的高钛熔岩其实在月球上非常罕见。

月海玄武岩的钛含量参差不齐，但“阿波罗”飞船首次着陆点探测到的高含量只有很少一部分玄武岩能达到。

因此获得结论是：

单从月球一个地方取回的样品不一定能代表大片区域的情况。

月球岩石样品的分析结果见表1.8。

根据现有资料，已经大致估计了月岩中元素丰度的级次（表1.9）。

将上述数据同地球和陨石的相应资料相比较，就可

表1.8月球不同岩石类型的常量元素含量（%）（陈俊和王鹤年,2004）

续表1.8月球不同岩石类型的常量元素含量（%）（陈俊和王鹤年,2004）

Nb、Mo、Y及稀土元素。

这种成分特征反映了月岩形成于高温条件下，并且说明月球同地球在化学成分上不属于同一类。

这一事实动摇了月球是地球抛出

表1.9月岩中元素的丰度（赵伦山和张本仁,1988）

丰度级次％

元素

>

10

OSiFe

1.0—10

CaMgAlTi

10-1—1.0

SNaKCrMn

10-2—10-1

CNPClSrYZrBa

10-3—10-2

FScVCoNiZnNbLaCePrNdSmGdDyErYbHf

10-4—10-3

LiBeBCuGaRbGeTbHoTmInTa

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、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45×

108a以前，接着于39×

108a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40×

108a的年龄，并且月球多处被大的陨石撞击。

其历史可以追溯到39×

108a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39×

108－31×

108a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1.983×

1033g，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γ射线）所组成。

其中氢原子核－质子约占87％，氦原子核－α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5－17km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μ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，Ⅰ型碳质球粒陨石未经受热变质作用的

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Ⅰ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（Z>

45），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α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）α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A＝28到A＝57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。