太阳系元素丰度及其变化规律 据太阳大气光谱确定太阳表层元素丰度，据球粒陨石化学组成确定太阳系非挥发组分元素的组成和丰度。其中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结合起来。按照此模式，1937年戈尔德施密特编制了第一个适用的元素及同位素在太阳系中的丰度表，以后又不断有新的丰度表问世。表1-20为2004年Palme&Jones编制的丰度表，表1-21为 Wasson(1985)的CI球粒陨石和太阳大气圈元素丰度对比表。卡麦隆(1959，1968，1973)认为，Ⅰ型碳质球粒陨石未经受热变质作用的影响，形成于远离太阳的较低温的区域，是最原始的太阳星云凝聚物质。因而它能保持太阳星云中非挥发性元素的初始浓度。根据表1-20 及图1-9，可以看出一种元素的丰度可以较之直接相邻元素的丰度高或低上百或上千倍，即元素在太阳系中的分布是极不均匀的。然而，在太阳系元素丰度方面却存在一些明显的特征规律：1)丰度最高的元素是H和He，它们的丰度是其他任何元素丰度的几个数量级。He的丰度是H丰度的1/10，二者共同组成了太阳系质量的98%。2)丰度递减规律。随原子序数增加，原子序数Z的元素丰度呈指数迅速递减，而较重元素(Z>；50)不仅丰度低，且丰度值几乎不变，即丰度曲线近乎水平。重核元素丰度低。3)奇偶规则(偶数。
稀土元素为什么要用球粒陨石标准化 稀土元素的分配型式主要依据稀土元素总量，轻，重稀土的相对含量和特征元素的异常丰度来划分.分为5种：1 以稀土元素总量划分2 以Ce/Yb 或La/Yb 比值划分3 以δEu的异常划分4 以δCe的异常划分5以各稀土元素的分馏程度来划分稀土分配型式可用于消除岩石样品丰度曲线因奇偶效应而产生的“锯齿”状，并可根据标准化值曲线是否平滑反推样品测试丰度的精度.在火成岩成因研究中，可以显示：1 表示岩浆分异的程度 2 区分相似的岩石 3判别岩石的不同成因 4 反映部分熔融和分离结晶的程度 5 指示洋中脊的扩张速度 6 确定岩浆来源（举例见课件：典型地壳的稀土元素配分型式，典型岛弧火山岩的稀土元素配分型式，活动大陆边缘岩浆岩的稀土元素配分型式，大陆碱性岩浆岩的稀土元素配分型式）不同样品应选取不同标准化：玄武岩—球粒陨石；花岗岩—MoRB；地幔岩—C1球粒陨石
质谱图中的离子峰主要有哪几种？ 质谱中离子的主要类型 质谱中的离子类型主要有：分子离子、同位素离子、碎片离子、亚稳离子、重排离子等。下面我为大家介绍下亚稳离子峰和碎片离子峰等。亚稳离子峰 1、亚稳离子的产生在整个过程中，离子的类型有三种。(1)稳定的离子m1，在离子源生成之后一直稳定存在，直到被检测；(2)不稳定的离子m1，在离子源内即已破裂成了别的离子；(3)亚稳离子m2，是从离子源出口到检测器之间产生的离子。如下图所示，亚稳离子在2FER处产生亚稳离子，在谱图中被记录在m2的平方/m1的位置上。2、亚稳离子的判别方法(1)亚稳离子峰钝而小，其丰度一般为基峰的0.01~0.1%(2)峰形横跨2~5个质量单位(3)m/q值一般为非整数碎片离子峰1、化学键的开裂方式和表示方法2、开裂类型与离子的奇偶数阳离子的开裂类型：(1)简单开裂：一个键开裂、并脱去一个游离基，失去奇数个电子(这样才能成为游离基)(2)重排开裂：一个以上的键开裂、脱去一个含有偶数个电子的中性碎片，同时发生重排，失去偶数个电子，H原子从一个原子转移到另一个原子上。生成的碎片离子奇偶数不变。(3)复杂开裂：在含有脂环或芳环的离子中发生一个以上键的开裂，并同时脱去中性碎片和游离基（简单开裂和重排开裂的组合）(4)双重排开裂。
稀土元素的基本性质 稀土元素2113包括元素周期表中原子序数为57到526171的镧系15个元素，它4102们属第六周期第三1653副族。由于同族第五周期的钇（Y）的晶体化学性质及地球化学性质与镧系元素相似且密切伴生，因此把钇也归入此类而通称为稀土元素（REE或TR）。其中原子序数为61的钷（Pm）在自然界尚未检测出来。由于镧系元素特殊的电子层结构，导致从La到Lu的离子半径随原子序数增加而递减，这种反常的现象就是所谓的镧系收缩。镧系收缩使各稀土元素之间的晶体化学性质非常相似，这是它们在自然界共存的主要原因。通常情况下，除铈和铕外，其他稀土元素的离子呈+3价，Eu离子可呈+2和+3价，Ce离子可呈+4和+3价。稀土元素在自然界发生变价的情况是有限的，一旦发生，其分馏效应便具有重要的地球化学意义。由于Ce4+离子半径小、电位高，因此碱性最弱。而由于Eu2+离子半径在稀土元素中最大，离子电位低，具有强碱性，因此，在自然界演化过程中（如岩浆作用和表生作用）将会与其他稀土元素发生分离。稀土元素在自然界分布表现出最明显的奇偶效应，即原子序数为偶数的元素丰度远高于相邻的原子序数为奇数的元素丰度。通常情况下，不同地质体中稀土元素丰度和分布模式是不同的。在岩石中，稀土。
宇宙中第一颗恒星，是在什么时候怎么产生的？ 第一代恒星刚形成时，由于缺乏金属元素.所以刚开始的时候只能通过p-p链进行核反应。此反应的产能率较低，因此恒星继续收缩并导致更高的中心温度，在这样较高的温度下，氦的3α反应过程开始，合成少量的重元素，然后恒星就可以依靠氢的CNO循环反应来维持自己处在稳定的主序阶段，因此，第一代恒星的温度更高，表面有效温度也很高，导致第一代恒星的光谱很硬，也就是相对于含金属的同等质量的恒星来说，其光谱中高能部分占的比重较大。第一代恒星的结局取决于其质量。如果忽略自转影响，大致来说，质量在10到40太阳质量之间的恒星会产生超新星爆发，质量在40太阳质量到140太阳质量之间的会直接坍缩为黑洞.质量大于140太阳质量而小于260太阳质量之间的第一代恒星会以正负电子对不稳定超新星(pair-instabilitysupernovae，PISN)的形式向周围抛射出金属，质量比260太阳质量更大的话又会直接坍缩为黑洞.PISN会产生并抛射出大量的金属，而且只要一个PISN就足以将其附近区域内的气体的金属丰度由0提高到临界丰度以上，因此可能在宇宙的金属增丰和从第一代恒星到第一代星系的转换中起重要作用。然而，PISN产生的金属丰度有明显的电荷奇偶效应－即偶数电荷的核素明显多于奇数电荷的核素。
地球元素丰度
稀土元素配分模式 稀土元素配分模式 稀土元素的分配型式主要依据稀土元素总量，轻，重稀土的相对含量和特征元素的异常丰度来划分。分为5种：1 以稀土元素总量划分 2 以Ce/Yb。
(一)地球元素丰度的研究方法地球元素丰度的研究方法很多，目前应用比较广泛的有三种：①陨石类比法；②地球模型和陨石类比法；③地球物理类比法。1.陨石类比法直接利用陨石的化学成分，经算术平均求出地球的元素丰度。计算时假设：①陨石在太阳系形成；②陨石与小行星带的物质成分相同；③陨石是已破碎了的星体碎片；④产生陨石的星体(母体)，其内部结构和成分与地球相似。2.地球模型和陨石类比法在一定的地球模型基础上求出各圈层的质量及比值，然后选择陨石类型或陨石相的化学成分来代表各圈层的元素丰度，最后用质量加权平均法求整个地球的元素丰度。华盛顿(1925)首先用这一方法计算了地球的元素丰度，求出了与现代估算值相当接近的铁元素的地球丰度值(31.82%)。Mason(1966)根据现代地球模型，认为地球的总体成分应基本取决于地幔和地核的成分和相对质量，因为它们共占地球质量的 99%。关于地核和地幔的成分他作出如下假定：①含有5.3%的陨硫铁的球粒陨石的镍-铁相的平均成分可以代表地核成分；②球粒陨石中硅酸盐相的平均成分能代表地幔和地壳的成分。然后，他根据地幔和地壳总质量的67.6%，用质量加权法计算了地球的平均化学成分。因该方法以陨石的硅酸盐相(silicate phase)、。
