1太阳系和地球系统元素的丰度.docx

资源描述

1太阳系和地球系统元素的丰度.docx

《1太阳系和地球系统元素的丰度.docx》由会员分享，可在线阅读，更多相关《1太阳系和地球系统元素的丰度.docx（31页珍藏版）》请在冰点文库上搜索。

1太阳系和地球系统元素的丰度.docx

1太阳系和地球系统元素的丰度

第一章太阳系和地球系统的元素丰度

元素丰度是每一个地球化学体系的基本数据，可在同一或不同体系中用元素的含量值来进行比较，通过纵向（时间）、横向（空间）上的比较，了解元素动态情况，从而建立起元素集中、分散、迁移活动等一系列地球化学概念。

从某种意义上来说，也就是在探索和了解丰度这一课题的过程中，逐渐建立起近代地球化学。

研究元素丰度是研究地球化学基础理论问题的重要素材之一。

宇宙天体是怎样起源的？

地球又是如何形成的？

地壳中主要元素为什么与地幔中的不一样？

生命是怎么产生和演化的？

这些研究都离不开地球化学体系中元素丰度分布特征和规律。

1.1基本概念

1.地球化学体系

按照地球化学的观点，我们把所要研究的对象看作是一个地球化学体系。

每个地球化学体系都有一定的空间，都处于特定的物理化学状态（C、T、P等），并且有一定的时间连续。

这个体系可大可小。

某个矿物包裹体，某矿物、某岩石可看作一个地球化学体系，某个地层、岩体、矿床（某个流域、某个城市）也是一个地球化学体系，从更大范围来讲,某一个区域、地壳、地球直至太阳系、整个宇宙都可看作为一个地球化学体系。

不同尺度的地球化学体系实例：

太阳系、地球、自然金矿物

地球化学的基本问题之一就是研究元素在地球化学体系中的分布（丰度）、分配问题，也就是地球化学体系中元素“量”的研究。

2.分布与丰度

所谓元素在体系中的分布，一般认为是元素在这个体系中的相对含量（以元素的平均含量表示），即元素的“丰度”。

其实“分布”比“丰度”具有更广泛的涵义：

体系中元素的丰度值实际上只是对这个体系里元素真实含量的一种估计，它只反映了元素分布特征的一个方面，即元素在一个体系中分布的一种集中（平均）倾向。

但是，元素在一个体系中，特别是在较大体系中的分布决不是均一的，还包含着元素在体系中的离散（不均一）特征，因此，元素的分布包括:

①元素的相对含量（平均含量=元素的“丰度”）；②元素含量的不均一性（分布离散特征数、分布所服从的统计模型）。

需要指出的是，从目前的情况来看，地球化学对元素特征所积累的资料（包括太阳系、地球、地壳）都仅限于丰度的资料，关于元素分布的离散程度及元素分布统计特征研究，仅限于在少量范围不大的地球化学体系内做了一些工作。

3.分布与分配

元素的分布指的是元素在一个化学体系中（太阳、陨石、地球、地壳、某地区等）的整体总含量；

元素的分配指的是元素在各地球化学体系内各个区域或区段中的含量；

分布是整体，分配是局部，两者是一个相对的概念，既有联系又有区别。

例如，地球作为整体，元素在地壳中的分布，也就是元素在地球中分配的表现，把某岩石作为一个整体，元素在某组成矿物中的分布，也就是元素在岩石中分配的表现。

4.绝对含量和相对含量

各地球体系中常用的含量单位有两类，绝对含量和相对含量。

绝对含量单位

相对含量单位

吨

％

百分之

×10-2

千克

‰

千分之

×10-3

克

毫克

ppm、μg/g、g/T

百万分之

×10-6

μg

微克

ppb、μg/kg

十亿分之

×10-9

毫微克

ppt、pg/g

万亿分之

×10-12

微微克

1.2太阳系的组成和元素丰度

陨石的化学组成

获得太阳系丰度资料的主要途径

太阳系元素丰度规律

大家都知道，我们地球所在的太阳系是由太阳、行星、行星物体（宇宙尘、彗星、小行星）组成的，其中太阳的质量占太阳系总质量的99.8%，其他成员的总和仅为0.2%，所以太阳的成分是研究太阳系成分的关键。

那么，太阳系的成分是如何获得的呢？

一、获得太阳系丰度资料的主要途径

1.光谱分析

对太阳和其它星体的辐射光谱进行定性和定量分析以获得元素组成资料。

但这些资料有两个局限性：

一是有些元素产生的波长小于2900Å，这部分谱线在通过地球大气圈时被吸收而观察不到；二是这些光谱只产生于表面，它只能反映表面成分，如太阳光谱是太阳气产生的，只能说明太阳气的组成。

光谱测试仪

太阳光谱

2.直接分析

如直接测定地壳岩石、各类陨石和月岩、火星岩石的样品。

上个世纪七十年代美国“阿波罗”飞船登月，采集了月岩、月壤样品，1997年美国“探路者”号，2004年美国的“勇气”、“机遇”号火星探测器测定了火星岩石的成分。

宇航员

月亮车

火星车

3.利用宇宙飞行器分析测定星云和星际物质及研究宇宙射线。

除了太阳成分外，陨石的成分是人类研究太阳系成分的重要地外物质。

二、陨石的化学组成

陨石是从星际空间降落到地球表面上来的行星物体的碎片。

陨石撞击过程Flash1

陨石是空间化学研究的重要对象，具有重要的研究意义：

①它是认识宇宙天体、行星的成分、性质及其演化最易获取、数量最大的地外物质；

②它是认识地球的组成、内部构造和起源的主要资料来源；

③陨石中的60多种有机化合物是非生物合成的“前生物物质”，对探索生命前期的化学演化开拓了新的途径；

④可作为某些元素和同位素的标准样品（如稀土元素，铅、硫同位素等）。

1.陨石类型

陨石主要是由镍-铁合金、结晶硅酸盐或两者的混合物所组成，按成分分类：

1）铁陨石（siderite）：

主要由金属Ni、Fe（占98%）和少量其他元素组成（Co、S、P、Cu、Cr、C等）。

2）石陨石（aerolite）：

主要由硅酸盐矿物（橄榄石、辉石）组成。

这类陨石可以分为两类，按它们是否含有球粒硅酸盐结构，分为球粒陨石和无球粒陨石。

这些陨石大都是石质的，但也有少部分是碳质的。

碳质球粒陨石是球粒陨石中的一个特殊类型，由碳的有机化合分子和主体含水硅酸盐组成。

它对探讨生命起源和太阳系元素丰度等各方面具有特殊的意义。

由于阿伦德（Allende）碳质球粒陨石（1969年陨落于墨西哥）的元素丰度几乎与太阳气中观察到的非挥发性元素丰度完全一致，因此碳质球粒陨石的化学成分已被用来估计太阳系中非挥发性元素的丰度。

3）铁石陨石（sidrolite）：

由数量上大体相等的Fe－Ni和硅酸盐矿物组成，是上述两类陨石的过渡类型。

铁陨石

石陨石

2.陨石的平均化学成分

要计算陨石的平均化学成分必须要解决两个问题：

首先要了解各种陨石的化学成分；其次要统计各类陨石所占的比例。

不同学者采用的方法不一致，如V.M.Goldschmidt采用硅酸盐∶镍-铁∶陨硫铁=10∶2∶1，其陨石的平均化学成分计算结果如下：

元素

32.30

28.80

16.30

12.30

2.12

1.57

1.38

1.33

0.60

0.34

0.21

0.15

0.13

0.12

0.11

3.几点共识

从表中我们可以看到O、Fe、Si、Mg、S、Ni、Al、Ca是陨石的主要化学成分。

根据对世界上众多各类陨石的研究，虽然对陨石成分的看法还不甚一致，但以下一些基本认识是趋于公认的：

①它们都来自某种曾经分异成一个富金属核和硅酸盐包裹层的行星体，这种天体的破裂导致各类陨石的形成；

②石陨石与地球上的基性、超基性火山岩矿物组成和化学成分相似，铁陨石与地核的化学成分相似。

因此，陨石的母体在组成上和结构上与地球极为相似；

③各种陨石分别形成于不同的行星母体，这是因为各类陨石具有不同的年龄、成分差异和氧同位素比值；

④陨石的年龄与地球的年龄相近（利用陨石铅同位素测得的年龄是45.5±0.7亿年）；

⑤陨石等地外物体撞击地球，会突然改变地表的生态环境并可能诱发大量的生物灭绝，构成了地球演化史中频繁而影响深远的突变事件。

为此研究陨石对探讨生态环境变化、古生物演化和地层划分均具有重要意义。

三、太阳系元素丰度规律

对太阳系元素的丰度估算各类学者选取太阳系的物体是不同的。

有的是根据太阳和其它行星光谱资料及陨石化学成分，有的根据I型球粒陨石。

再加上估算方法不同，得出的结果也不尽相同，下表列出了GERM（1998）的太阳系元素丰度（单位：

原子数/106Si原子）。

太阳系元素丰度

序号

元素

推荐值

相对误差（±1sigma）

序号

元素

推荐值

相对误差（±1sigma）

2.79E+10

0.486

2.9%

2.72E+09

1.61

6.5%

57.1

9.2%

0.184

6.4%

0.73

9.5%

3.82

9.4%

21.2

10.0%

0.309

18.0%

1.01E+07

4.81

10.0%

3.13E+06

0.9

21.0%

2.38E+07

10.0%

4.7

20.0%

843

15.0%

0.372

5.6%

3.44E+06

14.0%

4.49

6.3%

5.74E+04

7.1%

0.446

2.0%

1.07E+06

3.8%

1.136

1.7%

8.49E+04

3.6%

0.1669

2.4%

1.00E+06

0.0%

0.8279

1.3%

1.04E+04

10.0%

（Pm）

5.15E+05

13.0%

0.2582

1.3%

5240

15.0%

0.0973

1.6%

1.01E+05

6.0%

0.33

1.4%

3770

7.7%

0.0603

2.2%

6.11E+04

7.1%

0.3942

1.4%

34.2

8.6%

0.0889

2.4%

2400

5.0%

0.253

1.3%

293

5.1%

0.0386

2.3%

1.35E+04

7.6%

0.243

1.6%

9550

9.6%

0.0369

1.3%

9.00E+05

2.7%

0.176

1.9%

2250

6.6%

0.0226

1.8%

4.93E+04

5.1%

0.137

5.1%

522

11.0%

0.0507

9.4%

1260

4.4%

0.717

6.3%

37.8

6.9%

0.66

6.1%

119

9.6%

1.37

7.4%

6.56

12.0%

0.186

15.0%

62.1

6.4%

0.52

12.0%

11.8

19.0%

0.184

9.4%

18.0%

3.15

7.8%

7.09

6.6%

0.144

8.2%

23.5

8.1%

（Po）

4.64

6.0%

（At）

11.4

6.4%

（Rn）

0.698

1.4%

（Fr）

2.55

5.5%

（Ra）

（Tc）

（Ac）

1.86

5.4%

0.0335

5.7%

0.344

8.0%

（Pa）

1.39

6.6%

0.009

8.4%

对于这样的数据我们应给予一个正确的的评价：

这是一种估计值，反映的是目前人类对太阳系的认识水平，因此这个估计值不可能是准确的，随着人们对太阳系以至于宇宙体系探索的不断深入，这个估计值会不断的修正。

同时，从总的方面来看，虽然还是很粗略的，但它反映了元素在太阳系分布的总体规律。

三、太阳系元素丰度规律

我们把太阳系元素丰度的各种数值先取对数，随后对应其原子序数作曲线图（如上图），就会发现太阳系元素丰度具有以下规律：

1.H和He是丰度最高的两种元素，这两种元素几乎占了太阳中全部原子数目的98％；

2.原子序数较低的元素区间，元素丰度随原子序数增大呈指数递减，而在原子序数较大的区间（Z＞45）各元素丰度值很相近；

3.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元素。

具有偶数质子数（P）或偶数中子数（N）的核素丰度总是高于具有奇数P或N的核素，这一规律称为Oddo－Harkins（奥多--哈根斯）法则，亦即奇偶规律；

4.质量数为4的倍数（即α粒子质量的倍数）的元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“幻数”（2、8、20、50、82和126等）的核素或同位素丰度最大。

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；

5.Li、Be和B具有很低的丰度，属于强亏损的元素，而O和Fe呈现明显的峰，为过剩元素。

通过对上述规律的分析，人们认识到太阳系元素丰度与元素原子结构及元素形成的整个过程之间存在着某种关系：

1.与元素原子结构的关系。

原子核由质子和中子组成，其间既有核力又有库仑斥力，但中子数和核子数比例适当时，核最稳定，而具有最稳定原子核的元素一般分布最广。

在原子序数（Z）小于20的轻核中，中子（N）/质子（P）＝1时，核最稳定，为此可以说明4He（Z=2，N＝2）、16O（Z=8，N=8）、40Ca（Z=20，N=20）等元素丰度较大的原因。

又如偶数元素与偶数同位素的原子核内，核子倾向成对，它们的自旋力矩相等，而方向相反，量子力学证明，这种核的稳定性较大，因而偶数元素和偶数同位素在自然界的分布更广；

2.与元素形成的整个过程有关。

H、He的丰度占主导地位和Li、Be、B等元素的亏损可从元素的起源和形成的整个过程等方面来分析。

根据恒星合成元素的假说，在恒星高温条件下（n×106K），可以发生有原子（H原子核）参加的热核反应，最初时刻H的“燃烧”产生He，另外在热核反应过程中Li、Be、B迅速转变为He的同位素42He，因此太阳系中Li、Be、B等元素丰度偏低可能是恒星热核反应过程中被消耗掉了的缘故。

1.3地球的结构和地球的化学成分

Flash2

在浩瀚的宇宙中，在数以亿计的星系中，有一个普通的旋涡星系，我们称之为银河系。

银河系中大约有3000亿颗恒星，其中有一颗不起眼的，有行星环绕的恒星，我们称之为太阳。

地球，是太阳的第三颗行星。

宇宙中的地球，极其渺小，只能用“沧海一粟”来描绘。

但她孕育了生命，孕育了人类，这在我们已知的宇宙范围内，是独一无二的。

一、地球的结构和各圈层的组成

地球由于早期的熔融和分异，形成了由不同物质组成的分层结构。

根据地震压缩波（P波）和剪切波（S波）随地球深度的变化特征，将地球内部分成地壳、地幔和地核三层。

Flash3

1.地壳的结构和化学组成

按照地球物理的概念，地壳是指从地表（包括陆地表面和海洋底面）开始，深达莫霍面（M界面）的层壳，它不包括水圈和大气圈，也不等于岩石圈，仅仅相当于岩石圈的上部。

研究表明，大陆地壳的平均厚度为35km，而大洋地壳厚度仅为7km左右，两者相差很大，主要原因是其岩石类型及其组成不同。

大陆地壳可分为上地壳和下地壳，上地壳厚8—12km，由偏酸性的火成岩和沉积岩组成，下地壳主要由麻粒岩、玄武岩等中酸性或中基性岩石组成，它在组成上比上地壳均一。

相比之下，大洋地壳的岩石就要简单得多，整个洋壳全是玄武岩组成，其中大洋型拉斑玄武岩占99%，仅有1%为大洋玄武岩分异的产物——碱性玄武岩。

Flash4

2.地幔的结构和化学组成

在地球层圈模型中，地幔界于两个一级界面——M界面（莫霍面）和G界面（古登堡界面）之间，其体积占整个地球的83%，其质量占地球总质量的67.8%。

根据次级地震波界面，地幔又可分为三个亚层（B、C和D）,其中B为上地幔，C为转变区，D为下地幔。

从莫霍面往下400km深处为上地幔。

对来自该圈层的超基性岩包体的研究表明，上地幔主要由橄榄石、辉石、石榴子石及少量尖晶石、角闪石和金云母组成。

400-1000km深处称为转变区，由于压力大，该区内Fe、Mg硅酸盐矿物晶体结构均从橄榄石型转变为尖晶石型。

1000-2900km深处为下地幔，该圈层的组成非常均匀且富含Fe矿物（Henderson，1982）。

Flash5

3.地核的结构和化学组成

地核是从2900km深直到地心的整个部分，地核占地球体积的16.2%，占地球总质量的31.5%，地核的平均密度为10.7g/cm3。

地核是由以Ni、Fe为主要成分的Fe-Ni合金组成，相当于铁陨石的化学组成。

地核又分为外核和内核。

根据密度和地震波速推测，地核中可能会有一定数量的S或者Si元素。

Flash6

铁核

铁陨石

二、地球元素丰度研究方法

1.陨石类比法

直接利用陨石的化学成分，经算术平均求出地球的元素丰度。

计算时假设：

1）陨石在太阳系中形成；

2）陨石与行星带的物质成分相同；

3）陨石是已破碎了的星体碎片；

4）产生陨石的星体（母体），其内部结构和成分与地球相似。

华盛顿等（1911）采用此法来研究地球元素的丰度。

2.地球模型和陨石类比法

马逊（1966）根据现代地球模型，认为地球的总体成分应取决于占地球总质量99.3％的地核和地幔，因此他用球粒陨石中的硅酸盐相（silicatephase）代表地幔，用金属相（metalphase）和陨硫化物（torilitephase）代表地核，再用质量加权法计算出地球的平均化学成分，故又称“SMT”法。

3.地球物理类比法

黎彤（1976）首先采用了这种层壳模型的地球物理类比法。

该方法是先求出地壳、上地幔、下地幔和地核4个圈层的平均成分，取各个壳层的质量分数加权平均得到整个地球的平均化学成分。

三、地球元素丰度及其规律

尽管地球元素丰度计算中存在假定性和不确定性，目前所获得的计算值还有待检验和修正，但从已有的数据可以获得以下规律：

地球中最丰富的元素是Fe、O、Si和Mg，如果加上Ni、S、Ca和Al，这8种元素的质量占了地球总质量的98%。

地球中元素的分布规律和太阳系元素丰度特征是很不相同的，从元素分布的角度说明了地球和其他类地行星一样是太阳系中比较特殊的成员。

地球的平均化学成分

元素

华盛顿（1925）

费尔斯曼（1933）

史密斯（1963）

马逊（1966）

黎彤（1976）

27.71

28.56

29.26

29.53

0.39

0.52

0.56

0.57

0.49

8.69

11.03

11.28

12.7

1.79

1.22

1.24

1.09

0.91

14.53

14.47

14.67

15.2

0.11

0.12

0.15

0.1

0.64

1.44

3.29

1.93

3.8

0.11

0.15

0.14

0.07

0.08

2.52

1.38

1.4

1.13

0.92

0.02

0.07

0.05

0.08

0.2

0.26

0.15

0.07

0.18

0.22

0.12

39.76

37.04

34.82

34.63

0.23

0.06

0.17

0.13

0.03

3.16

2.96

2.43

2.39

1.6

0.13

0.03

四、地球的形成和早期分异

目前，关于地球成因较为流行的观点是"星子连续吸积"模型（Murryetal.1981）。

该模型认为：

原始的太阳星云是由气体和尘粒组成，星际尘粒在绕“原太阳”旋转过程中相互碰撞、黏合，进而形成直径为10～106m的星子。

在星云盘中，靠近“原太阳”的星子主要由难熔的金属Fe、Ni及其氧化物所组成，随着与“原太阳”距离的增加，星子的化学组成逐渐被Mg和Fe的硅酸盐以及水、甲烷、氨以及其它挥发性的冰所组成。

在地球形成之初，由金属Fe和Ni的氧化物星子加积而成地核，然后Mg和Fe硅酸盐星子覆盖在之上。

随着地球的“长大”，在星子捕获产生的热和放射性同位素衰变产生的热的作用下，地球发生熔化并在重力作用下发生分层。

地球增生的最后阶段是挥发性星子的加积作用，这些星子由水、甲烷、氨的冰组成，形成于星云盘的外圈。

这类冰状星子增生到地球表面以后，很快蒸发成以水和其它挥发分组成的稠密大气圈。

随着地球的冷却，从4×109年前开始，大气圈中的水汽逐渐凝结为海洋----正是这些海水在地球上引发各种地质作用，并产生了生命。

1.4地壳元素的丰度

地壳（大陆）的化学组成是认识地球总体成分分异演化和地球动力学过程的基本地球化学前提，再加之大陆地壳是人类生活和获取资源的场所

展开阅读全文