太阳系的元素丰度及元素的起源

在宇宙元素丰度研究方面的工作包括:实验室精细分析与广泛测定地球、月球、陨石、宇宙尘埃样品;太阳、恒星、星际介质和星系元素丰度的光谱与射电测定;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。

对陨石的大量研究表明,Ⅰ型碳质球粒陨石中难挥发元素的丰度与太阳一致(图1.1)。对此,Cameron(1968)认为:Ⅰ型碳质球粒陨石未经受热变质作用影响、形成于远离太阳的较低温区域,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丰度。

1.1.6.1 太阳系的元素丰度及其规律

在陨石、太阳和行星物质化学成分研究资料的基础上,戈尔德施密特(1937)首次计算和汇编了元素和同位素的“宇宙”丰度,即太阳系的元素丰度:H、He和其他挥发组分主要依据太阳和其他恒星光谱分析资料,其余元素的丰度多数依据陨石物质的测定数据。分布广的非挥发性元素(例如Si)在两类数据间的部分重叠被用来将两种来源资料进行对比。此后休斯和尤里(1956)以及卡麦隆(1959)又分别发表了“宇宙”元素丰度表。休斯和尤里的丰度值是半经验性的,一部分是实际测定的数值,另一部分根据核稳定性推算确定。卡麦隆(1968、1973)根据Ⅰ型碳质球粒陨石中元素丰度编制了更可靠的元素“宇宙”丰度表。

GERM(1998)的元素“宇宙”丰度列于表1.8中,同时表示于图1.3中。如将新的丰度数据与早期的丰度数据进行对比,发现它们存在明显的相似性。它们为判断太阳系元素丰度值的可靠性提供了较好的标准。

表1.8 太阳系丰度数据

(据因特网上国际地球化学参考模型数据,1998)

图1.3 太阳系元素丰度图(据因特网上国际地球化学参考模型数据,1998)

从表1.8可以看出,某些元素的丰度较之原子序数相近的其他元素的丰度可以相差上百或上千倍,说明太阳系中元素的分布是极不均匀的,然而,太阳系元素丰度也存在一些明显的规律,可简单归纳为:

(1)原子序数较低的范围内,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范围内(Z>45)各元素丰度值很相近。

(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元素。具有偶数质子数(A)或偶数中子数(N)的核素丰度总是高于具有奇数A或N的核素。这一规律称为奥多-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。这两种元素的原子几乎占了太阳中全部原子数目的98%。

(4)与He相邻近的Li、Be和B具有很低的丰度,属于强亏损的元素。

(5)在元素丰度曲线上O和Fe呈现明显的峰,它们是过剩元素。

(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“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。

通过对上述规律的分析,人们认识到在元素丰度与原子结构之间存在着某种固定的关系。原子核壳层模型研究的进展,使元素或同位素的丰度规律已获得了理论上的初步阐明。

1.1.6.2 太阳系元素的起源

天体物理学、天文学、宇宙化学和核子物理学的迅速发展,使人们了解到:①不同年龄的恒星具有不同的表面温度和光谱;②恒星主要能源由恒星中的核反应(核聚变)所提供;③恒星演化到超新星阶段会产生大规模爆炸,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。正是这些广泛的科学实践,加上前述关于太阳系元素丰度的认识(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),才使得比较完整的“恒星合成元素”的假说得以形成。

按照这一假说,元素的形成是由于伴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物质中占统治地位的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、²³M、g²⁴Mg;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之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较稀少富质子的同位素的机制。