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。
