太阳系的化学元素化学元素的丰度与起源是自然科学的重要问题。

太阳系的元素丰度与起源是研究太阳系天体以及宇宙起源演化的基础，在地球科学及很多应用领域都有重要的科学意义和实用意义。

随着科学技术的发展，太阳系的元素丰度数据不断地更新，新发现的元素同位素核素“异常”挑战太阳系天体起源学说。

自1869年门捷列夫提出化学元素周期表以来，元素的性质分布规律和起源演化一直是自然科学探讨的重要课题太阳系的元素丰度与起源是研究太阳系天体以及宇宙起源演化的基础，在地球科学及很多应用领域都有重要的科学意义和实用意义。

2 0世纪初,利用地壳和陨石的成分资料，尝试确定宇宙物质的平均成分。

基于20世纪20〜30年代地球岩石和陨石的丰富化学资料，Goldschmidt在1938年编制了宇宙的元素丰度表。

他认为没有经历地壳岩石那样熔融和结晶的陨石能提供宇宙物质的平均成分。

同一时期，天文学家开始由太阳的光谱来测定太阳的元素丰度并很快认识到，除了氢和其它挥发性的元素外，地球和太阳的元素丰度类似。

1956年,Suess和Urey综合陨石和太阳光谱的资料，并引用元素的核合成论据，编制了新的元素表。

随着陨石分析资料的改进和从太阳（光球）光谱的资料更准确地测定元素丰度，AnderS和GreVeSSe 等先后发表了改进的元素丰度表。

随着科学技术的发展，十多年来，太阳系的元素丰度数据又有很多更新，各种新编制的元素丰度表趋于一致，大多元素的丰度符合精度好于10%而新发现的元素同位素核素“异常”挑战太阳系天体起源学说。

下面简要介绍太阳系元素奇缘问题。

1.太阳光球的元素丰度通常观测的太阳吸收线光谱是在太阳低层大气-—光球层产生的。

虽然太阳中央区在进行氢聚变为氦的热核反应，但主要是由辐射转移过程向外传输能量,而不会影响光球层的元素丰度，因此,太阳光球的元素丰度基本上可以代表太阳和太阳系的原始丰度。

由于太阳光谱的优越观测条件和相应的天体光谱分析理论进展，可以测定很多太阳元素的准确丰度。

在由太阳光球的高分辨吸收线光谱推求元素丰度中，很重要的因子是由实验室测定的原子的相应能级跃迁概率，正是更准确的跃迁概率改善了太阳的元素丰度数据。

Pal me和JoneS在2003年编制新的太阳光球元素丰度表，归化到天文学常用的元素丰度，即取氢原子数目为1012时各元素相对数目。

跟以前的元素丰度表比较，太阳的氧丰度l OgN从(8.93 ±0.35 ) 减到(8.69 ±0.05), C/O丰度比从(0 .43 ±0. 06 )增大到(0.50 ± 0.07 )。

太阳光谱缺乏稀有气体谱线，He的丰度从标准的太阳模型导出，Ne和A r的丰度从太阳高能粒子测量得到，Kr和Xe的丰度由核反应计算得到。

2 陨石的元素丰度陨石可以分为未分异和分异两大类。

未分异陨石是未加热到融融分异的星子碎块，他们的化学成分应代表星子的，在一定程度上也代表太阳系的原始成分。

分异陨石的物质则经过熔融分异，不能代表太阳系原始成分，而显示演化线索。

未分异陨石普遍含有球粒状硅酸盐集合体，故通常称为球粒陨石，按化学组成分为碳质球粒陨石，普通球粒陨石，顽辉石球粒陨石等。

碳质球粒陨石再分为Cl，CM等化学群。

按照凝结温度,元素的宇宙化学分类为:难熔的,主要的，中等挥发的和高挥发的。

陨石的元素相对含量(归化到各种元素与Si的质量比)测定结果表明，碳质球粒陨石不仅大多数难熔元素甚至很多高挥发元素都在测定精度范围内，尤其是Cl陨石的符合程度更好，而主要是陨石匮乏H, He等元素。

因此,Cl陨石的大多数元素的相对含量代表太阳系的原始含量但迄今只有5个CI陨石,主要是其中最大的Ogueil陨石成分测定资料很充分，但它的不同部位也有一定化学不均匀性,有些元素含量测定精度较差,参考其他陨石资料,编辑出C陨石的元素平均相对含量。

用太阳光球标准误差S D小于0.1的44种元素丰度，除以陨石相对含量归化的丰度，比值的平均值(1.546 ±0. 045)作为归化因子，即logN天文)=l OgN陨石)+ 1.546,可把陨石丰度归化到天文丰度。

3 太阳系的元素丰度太阳光球与CI陨石的丰度比，按原子序数绘于图1,多数元素在一定误差范围内符合得很好的，可以代表太阳系的原始丰度。

太阳的碳(C),氮(N),氧(O)丰度比CI陨石的大,这是因为这些元素没有完全凝结在陨石中太阳光球比CI陨石匮乏锂(Li),铍(Be),硼(B),虽然锂的严重匮乏可以用太阳内部的核聚变过程解释，但铍硼匮乏仍 是未解之谜。

太阳与陨石的硫(S),锰(Mn)、钪(SC),锶(Sr)丰度差别也较大,需要更精确地再测定■ aα IK Ba ■ r n ■! it. ~ r ■ ■■・ r・N ≡ B ⅛ -- . *⅛,⅛~~ r - - ■- ■ r* ■ a ≠ H ⅛ ■ - ■ j * ≡ ≡ * - ■ ⅛fc⅛j ∙-≡⅛P ∙f S -≡≡z ≡-≡ .v ∙∙Nb SIn **Gd ∙Zr j a p <t ∙Nd.Bi 亠■亠-——-⅛ _ L ■ h - B. H ，— S Λ Λ »■< B a — - - : K B k ∙ ΛJ Λ . ■ L ⅞ ,ι 14 Λ J B ・■ Hi F . -JI W rr ■ - ⅛ I - ~ ■• Mn40 50 60 70原子序数Z图1太阳光球与Cl 陨石的丰度比O 2() 40 60 XO 1∞ 120 140 160 IKO 20(} 220 240A ----- *■很多元素有同位素,Anders 和GreVeSS e PaIme 和Beer 编制了同位素(核 素)丰度表,从同种元素的同位素已有(相对)丰度和元素新定丰度不难归算出新 的核素丰度表。

一般地,每种元素有一种主要核素,其余同位素都比主要核素的 丰度小M 艮多,仅少数同位素核素的丰度大些。

图2按核素的质量数A (=质子 数Z+中子数n ）绘出元素（核素）丰度分布,它显示以下特1.41.2•Ti•OsLO CU^Zn^Ce Ba∙ βp r0.6 Lι({),006)庖 I It⅛HΓ(∞⅛uI)征:①所有元素中,丰度最大的是氢,其次是氦,而所有其它元素的丰度小得多;②元素丰度大致随质量数增加而减小至烦量数大于100之后,减小趋缓,但锂、铍、硼比。

其邻近元素的丰度小得多；③在质量数50〜70,有Fe 丰度最大的“铁峰” ;（4）质量数为偶数的核素比邻近奇数的核素的丰度大,这种奇偶特征称为Oddo2Harkins 规贝H ,奇偶质量数的两种核素丰度分布大致都是平滑的（图2）,前者（奇数的）平滑程度更好些，但又都有间断问题;⑤含α粒子（2个中子加2个质子组成）核素（12 C 6 Q 20Ne、40Ca等）比临近核素的丰度大;⑥在某些质量数（80 和90 130和138 196和208）的核素丰度比邻近核素的大，称为幻数效应；⑦比铁重的核素中，富中子核素比富质子核素的丰度大。

除太阳光球光谱和Cl 陨石之外，侧太阳系元素丰度还有别的途径。

从太阳风资料可得到一些元素丰度和稀有气体的同位素组成。

从日冕的发射光谱也可得出一些元素的丰度，但显示相对于光球有分馏（第一电离势高的元素比其它元素匮乏）。

彗星可以作为太阳系外区来的“未分异星子（陨石）”。

飞船探测了哈雷彗星的尘粒成分，除了氢碳氮之外,有17种元素的丰度在误差范围内跟CI陨石符合。

大多数微米大小的行星际尘也大致有球粒陨石的元素丰度，还显示比陨石富集挥发元素。

总之，太阳光球和Cl陨石元素丰度都可以作为太阳系的元素丰度。

4.太阳系元素丰度起源元素丰度为元素起源提供了重要线索，Harkins提出重元素由轻元素合成，他又注意到原子质量数为偶数的比奇数丰富，表明元素的丰度取决于原子核 （核素）的性 质,而不是化学性质。

Eddin gt on 提 出,氢转变为氦，其质量差按爱因斯坦的质能关系供给恒星能源。

随后,Bethe 等先后开始研究恒星的核合成反应。

1956年,Burbi dge 夫妇F ow ∣er 、Hoyle 提出恒星内部的元素核合成（B2FF ）理论解释 元 素丰度2原子质量数的分布。

几乎同时,Cameron 也讨论同样课题，着 重于超新星爆发的核燃烧产生某些重 元素。

观测研究表明，在宇宙从热大爆炸开始后5秒钟,质子（氢核）和中子开始结合而形成氘,氦,锂铍等少数轻 的核素。

随着宇宙膨胀， 物质变稀，不再合成重的核素，到大爆炸后约亿年后，才开始星系和 恒星的形成。

显然,宇宙早期形成的第一代恒星仅由轻的元素组成。

在恒星内部的高温、高密度和高压力条件，依次发生以下的核合成过IO 1 •話数用 <-⅛κBe140 150 160 170 IBo 190 20()A -------- ►（1）氢燃烧（氢聚变为氦），温度＞107K持续约1010年。

（2）氦燃烧（氦变为碳、氧等），温度≥108K ,续约10年。

（3）碳燃烧（温度≥6×108K）,氧燃烧（温度≥10 9 K）,持续约105年,生成质量数A=16〜28的核素;若核合成是爆炸性的，则仅持续几秒钟。

（4）硅燃烧，生成质量数A=28〜60的核素，温度＞3（或4）×109K, 对于准平衡和e（统计平衡）过程约持续1秒钟。

（5）s（慢中子俘获）过程,产生A≥60的核素，温度＞108K）持续约103〜104年。

（6）r （快中子俘获）过程,产生A≥60的核素，温度＞ 10 10K,持续约10〜100s（不肯定）。

（7）p（俘获质子）过程,产生丰度小的重的富质子核素，温度＞2（或3）×109K持续10〜100s。

不同质量和化学组成的恒星发生的核合成进程不同。

质量较小的恒星只发生前几种核合成，而质量大的恒星则发生更多核过程,恒星不仅以星风形式抛出物基本上跟太阳系的元素丰度符合。

太阳系的原始丰度是继承其前宇宙丰度。

从这一意义上说，太阳系的元素丰度就代表宇宙的元素丰度。

太阳兀素氦：氦是地球上最轻的元素之一，仅次于氢。

氦也被称为"太阳元素"O 1868年有人利用分光镜观察太阳表面，发现一条新的黄色谱线，并认为是属于太阳上的某个未知元素，这就是氦。

后有人用无机酸处理沥青铀矿时得到一种不活泼气体，1895年英国科学家用光谱证明就是氦。

以后又陆续从其他矿石、空气和天然气中发现了氦。

氦在地壳中的含量极少，在整个宇宙中按质量计占23%仅次于氢。

氦在空气中的含量为0.0005%。

氦有两种天然同位素:氦3、氦4,自然界中存在的氦基本上是氦4。

特性：氦在通常情况下为无色、无味的气体；熔点-272.2 ° C（25个大气压），沸点-268.9 ° C;密度0.1785克/升，临界温度-267.8 ° C,临界压力2.26大气压；水中溶解度8.61立方厘米/ 千克水。