《第一章 元素的丰度与分布.doc》由会员分享，可在线阅读，更多相关《第一章 元素的丰度与分布.doc（33页珍藏版）》请在金锄头文库上搜索。
1、第一章 元素的丰度与分布第一节 元素的宇宙丰度 我们常说的元素宇宙丰度，实际上是太阳系的元素丰度，元素的宇宙丰度是研究元素起源的理论依据，是解释各类天体演化过程的基础。 由太阳、行星及其卫星、小行星、营星、流星体和星际物质构成的天体系统称为太阳系。太阳的质量占整个太阳系总质量的998，而其它成员总合仅占o2。 按成分特点，九大行星可以划分为三种类型： 类地行星：顾名思义，它指与地球类似的行星，包括水星、金星、地球和火星。其特点是质量小、密度大、体积小、卫星少。成分特点是以岩石物质为主，富含Mg、Si、Fe等，含亲气元素少； 巨行星：木星和土星。它们的体积大、质量大、密度小、卫星多。如果以地球质
2、量和体积分别为1，则土星分别为9518和745，木星分别为31794和1316。其成分特点是主要含H、He，亲石和亲铁元素少； 远日行星：天王星、海王星、具王星。其成分特点是以冰物质为主。H含量估计为10，He、Ne平均为12。上述三类行星中岩石物质：冰物质：气物质的比值分别为1：10：10ylo“；O02：o07：o9120195：068：012。以上三类行星主要元素的原子相对丰度如表11所示：随着行星际空间探测的发展，地球和月球成分的大量精细研究，各类陨石元素组成数据的积累，雪星、流星体成分的测定，“使之对太阳系化学组成的研究获得了比较满意的结果，对各行星及卫星也提出了多种化学组成模式。
3、如前所述，太阳系的行星成分可分三大类：岩石质的；岩石质和冰物质的；气物质的。根据平衡凝聚模型，由于太阳星云凝聚过程中温度的差异，距太阳愈远温度愈低，因而各行星区凝聚物的成分和含量均不相同。水星：主要由难熔金属矿物，铁镍合金和少量顽辉石组成； 金星：除上述成分外，还含有钾(钠)铝硅酸盐，但不含水； 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，FeS)，其中金属钦和FeS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，金属铁已完全氧化成FeO或FeS，没有金属铁的核。 小行星含有各种岩石、矿物，但其冰物质尚未凝聚。小行星区
4、外，各种冰物质依次凝聚，因而木星和木星以外的行星有岩石和冰物质混合物的固态核。木星和土星固态核质量大，引力强，能够吸积气体(主要是氢和氦)，形成它们的金属氢中间层和液态分子氢外层。 近些年来各种探测器对行星大气的探测结果，使人们对各行星大气化学物质特征有所了解，主要结果列于表12中。类地行星由于距太阳较近、质量小，早期太阳风的驱赶作用很强烈，行星形成时表面所捕获的气体难以存在，因而地球和类地行星的大气层是次生的，即主要是通过行星内部物质的熔融、去气过程逐渐形成的。计算表明，地球通过内部物质的熔融去气过程，大约共排出1743310。g的挥发份物质，其中Co约121810go月球表面的大气主要是H
5、e和Ar，白天和黑夜大气浓度分别约310和610原子cmz，几乎是真空状态。水星的大气层极稀薄，O0003atm，主要含有Ar、Kr、xe、He、H、O、C、Ne等；火星大气层也稀薄，质量只有地球的l10，体积为地球的l6，约00050o07atm，主要由COz(95)、He(3)、N(2一3)及Ar、02等组成。金星和地球则有稠密的大气层，金星大气层达100atm，主要为COz和Nz。 类木行星大，距太阳较远，温度低，早期太阳风的驱赶作用不强烈，大气层的主要来源是行星形成时捕获星云中的气体，并保持了星云气体的成分和同位素比值。木星大气层约(O1一o5)10l 325Pa，主要成分为NH：、C
6、H和Hz等，天王星和海王星的大气层了解较少，主要成分为CH、NH：和Hz等。 看来，行星大气层的厚度与密度与行星质量有关，质量大的行星，容易捕获内部排出的气体，形成较稠密的大气层。 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，火星和水星质量又小，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。金星则是由于比地球距太阳近，表面温度高(约650一700K)，因而没有水圈存在。 已有研究成果表明，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，可能是在太阳星云凝
7、聚时有外来物质加入(超新星爆发)。 对太阳、恒星和星际介质和星系的元素丰度测定主要是通过光谱和射电分析获得。从陨石的大量研究表明，CI型碳质球粒陨石中难挥发元素的丰度与太阳一致(图11)。Cameron(1968)认为，I型碳质球粒陨石是未经热变质作用影响并形成于远离太阳的较低温区域，因而是最为原始的太阳星云凝聚物质，它保持着太阳星云中非挥发性元素的韧始丰度，因此，目前公认I型碳质球粒陨石的元素丰度，可以作为太阳系非挥发性元素的初始丰度。 在元素宇宙丰度研究方面，在观测、测试方面主要进行如下工作：地球、月球、陨石、宇宙尘埃样品的实验室精细分析与广泛测定；太阳、恒星、星际介质和星系元素丰度的光谱
8、与射电测定；各种空间探测器对行星大气、表面土壤与岩石成分的分析；太阳风、宇宙线成分测定等。 关于类地行星，目前是根据一些理论模式进行其丰度的计算。应用较多的是Ganapathy和Anders(1974)的行星化学成分的计算模式。根据均一太阳星云的平衡凝聚模型假说，太阳星云中的分馏凝聚过程依次为：早期富钙铝和其它难熔元素的分馏；铁镍金属与含镁硅酸盐的分馏；碱金属硅酸盐的凝聚和金属与H2S和H 20的反应形成FeS和FeO等阶段。挥发性相近的元素在这些过程中具有相似的性质。可以选择和确定4个具有代表性的元素的丰度。如U、Fe、K、T1，计算出83种元素在星云不同区域内凝聚而形成的行星的化学成分。根
9、据Ganapathy和Anders的模式，计算出水星、金星、地球和火星的元素丰度如表Suess和Urey(1956)综台丁当时大怀物理和于百化字的价gt瓜呆，促田J似系出于宙丰度表(表14)。Suess和Urey的宇宙丰度较合理地反映了太阳系的核素丰度，并成为“恒星中合成元素”假说(BzFH假说)的理论基础。Cameron(1968)根据I型碳质球粒陨石研究，提出J太阳系核泵手段。具挥及任冗素丰度主要根据太阳的光谱成分，而非挥发性元素丰度主要根据I型碳质球粒陨石的分析数据c Trimble(1975)综合厂已有的观测与分析数据，提出了陨石、太阳光球、日冕和宇宙射线源的元素丰度(表15)。H。P
10、alme、HESuess和HDzeh(1981)根据I型碳质球粒陨石Orgueil和太阳光球的元素丰度，计算了初始太阳星云的元素丰度(表16)和初始太阳星云的核素丰度(表17)。这是建立元素起源理论的事实依据，也是检验元素起源理论的重要尺度。太阳系元素丰度的规律 19l 7年，WDHarkins将318个铁陨石和125个石陨石中7种主要元素的丰度排列为O、Fe、Ni、S5、MglS和Ca，全为原子序数为偶数的元素，总丰度达986。Oddo(1914)指出，元素的丰度与原子核的结构呈明显周期性，原子序数为偶数的元素丰度比相邻的两个奇数元素的丰度值高，这种规律称为OddoHarkins规律，即偶数
11、规则。Oddo还指出上部岩石圈865是由原子量A可被4整除的元素组成，即具有4n质量数的核素，其丰度值f臣高，女口C、lO。Ca、“Ti等。 丰度的另一特点是氢是最丰富的元素，氦次之，它们共占原子总数的99以上，而U、Be、B与邻近元素相比则丰度特别低。 在原子量A为1100的区域，核素丰度大致按指数规律下降；A100，丰度曲线变得平缓，斜率降低；以Fe为中心，丰度曲线出现突出的峰值；在A为80、90、l 30、138、196、208处，丰度曲线出现双峰；某些富含质子的重核素丰度低(图12)。 对核素的偶偶核，偶奇核，奇偶核及奇奇核的丰度分别作图，可以看出：偶偶核的丰度最高，而奇奇核的丰度低。
12、月和丫过程一般形成富含中子的核，俘获截面大的核素丰度值高；尸过程形成丰度低的富含质子的核素；“过程形成一系列丰度高的4为4的倍数的核素(义20一40)；y过程形成的核素，当质子为幻数时(N50，80)，偶A核的丰度比奇A核高。第二节 元素在地球中的分布 研究元素及其同位素在地球中，特别是在地壳中的分布，是地球化学的重要任务之一。地球化学的产生与发展首先就是从研究化学元素在地壳中的分布开始的。一、地壳元素丰度的计算s3 元素地球丰度是指化学元素在地球化学系统中的平均分布量。不同自然体系元素有不同的分布，因而就相应有元素的地球丰度、地壳丰度，元素的地壳丰度又可划分为区域地壳元素丰度，各种岩石的元素
13、丰度；地球的元素丰度又可划分为地壳、上地慢、下地慢和地核等元素丰度。研究得最详细和较准确的是地壳的元素丰度。 1889年，美国地质调查所FWC1arke发表了化学元素的相对丰度一文，根据1091个分析数据，提出了U种元素在固体地壳和大洋中的平均百分含量。此后，经五次修改(1908年、19U年、1916年、1920年、1924年)于1924年发表了地球化学资料第五版，C1arke根据HS，Washingtonl9l 7年汇集的8602个火成岩数据中的5159个上等数据，计算了火成岩的平均组成。并假定火成岩占95，沉积岩占5(其中页岩4，砂岩075，灰岩o25)，计算海平面以下10mile(16k
14、m)厚的“岩石圈”平均组成。1924年，他和华盛顿发表了地球的化学组成一文，首次提出了61种元素的地壳平均含量。 克拉克在计算地壳元素丰度时，为了求得火成岩和沉积岩的质量比值，假设地壳的计算深度为16km，其出发点是世界上最高山脉的海拔高度和最深海洋深度之和接近16km。这个假设为后来的学者所沿用，是因为16km深度的物质状态和成分，属于人们可以直接观测得到的范围。克拉克和费尔斯曼(1922)的地壳元素丰度，除16km深的岩石圈以外，还包括了水圈和气圈的平均化学成分。采用的岩石圈、水圈和大气圈的质量比值为93：7：o03。在计算火成岩平均化学成分时，先按48个地理区求各地区平均值，再归纳为9个
15、包括各大洲和大洋岛屿的平均值，用算术平均值求出整个地壳的平均值。克拉克的地壳元素丰度，实际上只代表陆地区域内岩石圈成分。 戈尔德施密特则采集了冰川成因的沉积物(77个样)，用其成分代表岩石圈平均化学成分，其结果与克拉克的结果相似。他还对微量元素的丰度作了大量补充和修订。 我们常用的维纳格拉多夫(1962)的地壳元素丰度表，是以两份酸性岩加一份基性岩的平均成分计算得出的。 澳大利亚地球化学家SRTaylor(1964，1985)：J c s从稀土元素地球化学的角度计算元素的地壳丰度，他的研究成果表明： 1在沉积过程中稀土元素没有发生显著的分异。 2太古宙和太古宙以后沉积岩稀土组成明显不同；太古宙沉积岩以富集Eu或无EM亏损为特征；太古宙后沉积岩以Eu亏损为特征，不同时代沉积岩稀土组成模式相互平行变化，区别仅在于稀土总含量不同。 3太古宙后沉积岩稀土组成的一致性表明，沉积岩代表了地壳表面大面积平均取样。 基于上述特点，可以用沉积岩平均成分代表上部大陆地壳
