行星和月球的化学成分

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太阳系共有九大行星,它们的基本特征如表1.3所示。

表1.3 九大行星有关参数

注:1天文单位=1.496×108km,地球质量=5.976×1027g。

(据涂光炽等,1984)

1.1.3.1 行星的化学成分

按行星的成分特点,太阳系的九大行星可以划分为三种类型:

(1)地球和类地行星,包括地球、水星、金星和火星。其特点是质量小、密度大、体积小、卫星少。物质成分是以岩石为主,富含Mg、Si、Fe等,亲气元素含量低。

(2)巨行星,包括木星和土星。它们的体积大、质量大、密度小、卫星多。如果以地球质量和体积为基本单位,则土星分别为95.18和745,木星分别为317.94和1316。其主要成分为H和He,亲石和亲铁元素含量低。

(3)远日行星,即天王星、海王星、冥王星。其成分是以冰物质为主。H质量分数估计为10%,He、Ne平均为12%。

上述三类行星中岩石物质、冰态物质和气态物质的比值分别为1:10-4:(10-7~10-12);0.02:0.07:0.91和0.195:0.68:0.12。

以上三类行星主要元素的原子相对丰度如表1.4所示。

表1.4 太阳系中某些主要元素的原子相对丰度

(据黎彤等,1990)

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。随着行星际空间探测的技术发展,目前对各行星及卫星已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或与S结合形成FeS,没有金属铁的核。

行星表层温度较低,缺乏原子光谱的激发条件,不可能用光谱测定其成分。早期只能通过间接方法进行对比研究,现代已用各种宇宙探测器对行星大气进行探测,对行星大气成分的了解已有了明显的进展(表1.5)。

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的挥发分,其中CO约1.218×1023g。月球表面的大气主要是He和rA,白天和黑夜大气浓度分别约3×103和6×104原子/cm3,几乎是真空状态。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)×051Pa,主要由CO2(95%)、He(3%)、N2(2%~3%)及Ar、O2等组成。金星和地球有稠密的大气层,金星大气层达100×051Pa,主要为CO2和N2(据中国科学院地球化学研究所,1998)。

表1.5 行星大气层的特点

(据涂光炽等资料汇编,1984)

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NH、3CH4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1.5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,行星大气层的厚度和密度与行星质量有关,质量大的行星,容易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),因而也没有水圈。

对于行星的内部结构和化学成分,目前只能根据间接方法获得的资料进行理论推测。例如,根据天体力学定律,可以计算出各个行星的质量,同时借助于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,用行星质量和直径为基础,可精确计算行星的平均密度(表1.3)。

如果陨石为小行星碎块,并设想行星是由类似铁陨石和石陨石的镍-铁相和硅酸盐相组成,那就可以据行星体积和平均密度来估计行星中镍-铁相与硅酸盐相的比例。一般在行星的大小相近时,“平均密度较大的行星较密度较小的行星具有更大的镍铁相比例,即行星的镍铁核愈大”(表1.3)。列诺利兹(Р.Рейноисл)和萨麦尔斯(А.Саммерс)曾按这一原则计算了各内行星和月球的金属内核半径与整个星体半径的比值,它们分别是:水星0.8,金星0.53,地球0.55和火星0.4(图1.2)。

图1.2 内行星中硅酸盐相与金属相的比例(示意)(据赵伦山等,1988)

对比表1.3和图1.2可以看出:①内行星成分与其和太阳的距离之间存在着某种联系,即行星愈靠近太阳,它的金属铁含量愈高,这是有待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十分相近,因为它们有很相似的直径和平均密度;③由火星和月球的平均密度来看,它们在化学成分上应该属于同一类天体。

外行星的平均密度(0.7~2.47)要比内行星小得多,人们推测在这些巨大行星中气体占较大比例,氢及其化合物是其中的主要成分。

1.1.3.2月球的化学成分

20世纪60~70年代美国的登月“阿波罗-11、12、14、15、16和17”行动和前苏联的宇宙自动站“月球-16、20和24”飞行,已成功地采集回380多公斤的月球表面物质样品。其中包括结晶岩石、未胶结的微粒物质(月壤)以及角砾岩和显微角砾岩。通过对月球物质的精确测定以及宇宙飞行获取的大量其他资料,目前对月球的认识已比较深入。

月球整体是硅酸盐固态球体,没有大气圈。月球总体平均密度为3.33/gcm3,表面岩石的密度为3.1~3.2g/cm3,两者的差异不大,说明月球物质的分异是相当弱的。“月海”区大多是玄武岩或显微辉长岩,主要由钙质斜长石、单斜辉石和钛铁矿组成,还常含有少量橄榄石(特别在较细粒的岩石中)。月球高原的岩石比“月海”岩石斜长石含量高得多,一般是斜长岩、橄长岩、苏长岩或富斜长石的辉长岩。除上述两大岩类外,月球表面还存在一种特殊岩石——克里普(Kreep)岩,它是一种富含钾、稀土元素和磷的岩石。

根据现有资料,已经大致估计了月岩中元素丰度的级次(表1.6)。

表1.6 月岩中元素丰度的级次

(转引自赵伦山,1988)

将上述数据与地球和陨石的相应资料对比,发现月岩中碱金属和许多挥发性元素(Bi、Hg、Zn、Cd、Tl、Pb、Ge、C和Br)较贫,相对富含耐熔元素Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Sc、Zr、Nb、Mo、Y及稀土元素。反映月岩形成于高温条件,并且与地球在化学成分上不属于同一类行星物质。这一事实动摇了月球是由地球抛出的物质形成的假说,支持月球原是太阳系中的一个小行星或其他物体,后来被地球捕获的观点。

月球表面岩石的年龄研究表明,月球形成于4.5Ga以前,于3.9Ga前开始发生角砾岩化和后来的强烈变质作用。月球高原岩石常常具有3.9~4Ga的年龄,月球表面广布的大陨石坑,其历史可追溯到3.9Ga以前。“月海”玄武岩常较高原岩石年青,它们均形成于3.9~3.1Ga间,也就是说,月壳由十分古老的岩石组成。

月球无大气圈和水圈,所以月球表面无风化作用。月球表层岩石的破碎和角砾岩化,主要是陨石撞击和较大的昼夜温差(150℃)所致。由于月球表层很少受到后期地质作用的干扰,基本保留了其古老的面貌,因此对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。

月球上有哪些元素

月球是地球的一个富有神话色彩的近邻。虽然，在本世纪60年代美国“阿波罗”宇宙飞船就登上了月球，但是关于它的谜却是有增无减，其中最大的谜是月球的起源，通常，探讨月球的起源有几个问题是必须考虑的。年龄问题：根据一些元素的同位素的研究，可以证实，月球的年龄与地球相近，它大约也是在46亿年前形成的；质量问题：月球质量约为地球的1/81，平均密度为每立方厘米3.34克，大致相当于地幔的平均密度，因此，月球核心不可能是一个很大的铁质核心；成分问题：月球的化学元素全部可以在地球上发现，但是，月岩中所含的铝、钙和钛等化学元素比地岩中要多6倍，而铁、钠、镁却很少；轨道问题：九大行星的卫星多在行星的赤道面附近去动，而月球的轨道却与地球赤道面差120度，而与黄道面较接近。

对这些问题，众说不一。从而月球的起源问题，就更难得到圆满的解释。目前主要有以下几种说法：

第一，分裂说。认为最初月理只是地球赤道的隆起部分，在太阳的引力和地球的快速自转作用下，月球“飞”了出去，分裂为卫星。但是地球的惯性离心力要达到把月球抛出去的程度是不可能的，而且两者的化学构成也有很大差别。

第二，俘获说。认为月球原先是太阳系里的一颗普通的小行星，在一次偶然的机会中它行近地球时被俘获，而成为地球的卫星。但是轨道问题却无法解释。如果小行星从于球旁经过，它只能略微改变一下其轨道，是不可能被地球俘获过来的。

第三，同源说。认为二者都同时从一个快速施转的尘动作云中产生出来，但为什么它们的化学成分却相差很大呢?

以上假说都有各自的缺陷，于是，有人提出一个新假说，认为是一颗小行星猛烈撞击地球，掳去一大片物质，最后才形成今天的月球。这一撞击使地球轨道面发生倾斜，而被撞击出去的物质却占据了原先地球赤道的位置。当然，这只是又一个假说，还有许多问题有待研究。

通过宇航员从月球采集回来的月岩和月壤样品的分析，发现月球上有O、Si、H、Fe、Ni、Ti、Cr、Al、Mg等多种元素，并且还发现了He-3。另外，美国发射的“月球勘察者”号初步探明月球的两极存在大量的冰态水。月球上部分元素的质量分数如下表：

元素

质量分数％

41.42

18.62

17.37

9.00

6.37

5.83

0.51

元素

质量分数％

0.39

0.34

0.12

0.09

0.05

0.03

0.02

月球元素可分为六大类，即主量元素、不相容微量元素、亲铁元素、挥发性元素和太阳风注入元素，其实月球六大类元素的划分没有绝对的界线，许多的元素是跨类别的。

元素的离子半径对元素的分布起着控制作用。如钡和铷的离子半径类似钾，故钡和铷多富集于钾长石内；稀土元素和钇的离子半径类似钙，因此它们均富集于钙的矿物如磷灰石中；铬、钛、钒、铁具有相似的离子半径，这些元素常常与铁置换。因此，不同地球化学行为的元素在月球中的丰度与分布有不同特征。

月球上不相容微量元素由于它们特殊的地球化学行为，以及极低的相对

宇宙丰度，在月球形成时不可能形成主要矿物，因而常常富集于特有的岩石与矿物中，而在其他岩石、矿物中的丰度极低。例如，在已知的各类月球岩石中，尽管发现一些月表物质中的不相容微量元素丰度比它们在整个月球或陨石中的丰度高出几个数量级，它们的含量仍很低，不相容微量元素主要集中的月表，总体上，月陆区的丰度比月海区的丰度大，而在月壤中的富集程度最高，稀土元素主要富集在克里普岩中。

与主量元素、不相容微量元素相比，无规律性微量元素在月球上的丰度与分布特征的规律性相对较弱，而且在一些岩石中，它们的含量可以达到主量元素的范畴，而在地球化学行为上又常常具有不相容微量元素的特性。其中P、K、Ba主要集中于特殊的岩石、矿物中，如克里普岩中，它们在月壤中的丰度与月壤的颗粒大小成反比关系。Sc,V,Cr和Mn与Fe具有一定的亲和性，所以更富集于月海区域，而Ca,Sr则主要富集于月陆区。

月球上的亲铁元素在月壤中的丰度明显比月球岩石中的丰度高。

尽管月球中的元素F、S、Cl、Zn、As、Se、Br、Ag、In、Te、I、Hg、Tl、Pb、Bi在地球化学行为上不像亲铁元素具有相同或相似的亲和力，但这些元素在相对挥发性和丰度上很相似，即它们都具有一定程度的挥发性，在月岩中的含量极低，而在月壤中的含量很高。

与挥发性元素相似，亲气元素在月球玄武岩和高地角砾岩中含量极低，在月球大气中就更低，但是月壤中亲气元素含量则高得多。

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