地壳的同位素丰度

文中指出了现有地壳同位素丰度资料存在的问题,并说明了需要重新计算地壳同位素丰度的原因。然后笔者根据新近采用区域地球化学方法算出的地壳元素丰度资料,通过地壳原子丰度的换算,求得地壳同位素丰度的最新计算值。     

地壳元素丰度的反偶数规则

一、地壳丰度中偶数规则的破坏偶数规则(或偶一奇规则)是元素丰度的基本规律.它表述偶原子序数元素的丰度,比其相邻的奇原子序数元素的丰度高.这一规律在同位素丰度中表现为质量数的偶一奇性,称为Oddo-Harkins 定律.偶数规则普遍地存在于宇宙、地球和地壳的元素丰度中.其中以宇宙丰度表现得最完整.除H、He、Li 和Be 四种元素外,无一例外地都遵从着偶数规则(图1).     

从元素的宇宙丰度研究地球的元素丰度

对地球化学元素分布的研究,已有一百多年的历史。通过取样分析和陨石推测得到地球结构各部分的平均化学成分,是一项十分艰巨的工作,付出了大量的劳动。但是,由这种方法确定的地球元素丰度值(见表1第四、五列),仍有很大的推测性,而且尚有三分之二的地球元素丰度,仍然是一片空白。 1956年H.Suess和H.Urey积元素丰度研究之大成,得出了元素的宇宙丰度,1957年在此基础上建立了恒星元素合成理论(即B~2FH理论),至此元素起源的研究建立在可靠的理论基础上。1973年Cameron得到的太阳系元素丰度,与元素的宇宙丰度值是非常相近的。不少人认为,现在得到的元素宇宙丰度主要仍是太阳系的元素丰度。     

外赋AGB星s-元素丰度与金属丰度的关系

以内禀AGB星重元素丰度的演化和外赋AGB星重元素超丰的计算为基础,计算了外赋AGB星较重s-元素丰度、较轻s-元素丰度、重s-元素和s-元素丰度的比与平均中子辐照量的关系,从理论上定量解释了外赋AGB星s-元素与金属丰度的逆相关性.     

关于元素丰度问题

基于元素自然存在的量和质的两种属性提出了“元素状态丰度”的新词，并由此而赋予了化控异常新的含义。划分了内生作用中元素可能的存在状态。论述了元素丰度重要的地质和应用意义。     

AGB星表面重元素丰度:初始丰度的影响

采用新的s-过程核合成模型和分叉s-过程反应通道,分别取太阳系重元素丰度,太阳系纯r和s-main分量的重元素丰度作初值,计算了太阳金属丰度3MTP－AGB星表面重元素丰度,结果表明,不同初值得到不同的表面元素丰度分布。     

离心级联供料扰动过程中丰度分布的数值模拟

为了得到离心级联流体状态变化时同位素丰度分布情况,建立了丰度变化下的动态数学模型,与水力学数值模拟进行耦合,利用Q迭代算法求解了动态丰度方程。Xe分离数值模拟结果表明,该模型和算法可以有效求解离心级联动态丰度分布。在扰动幅度和持续时间都相同的情况下,丰度的变化与该组分在同位素中的位置、距离扰动级的位置、机器滞留量以及稳态下丰度的分布情况都密切相关。研究结果可供实际同位素生产中参数分析和调整时参考。     

离心级联供料扰动过程中丰度分布的数值模拟

为了得到离心级联流体状态变化时同位素丰度分布情况,建立了丰度变化下的动态数学模型,与水力学数值模拟进行耦合,利用Q迭代算法求解了动态丰度方程。Xe分离数值模拟结果表明,该模型和算法可以有效求解离心级联动态丰度分布。在扰动幅度和持续时间都相同的情况下,丰度的变化与该组分在同位素中的位置、距离扰动级的位置、机器滞留量以及稳态下丰度的分布情况都密切相关。研究结果对于实际同位素生产中参数分析和调整具有参考价值。     

质谱法测定氢同位素丰度的计算问题

目前,文献中采用粒子纯几率结合原理建立的计算氢同位素丰度的质谱学公式中,平衡常数的理论值为4,高于实测值14％。本文提出了修正粒子纯几率结合原理的初步理论,建立了新的计算氢同位素丰度的质谱学公式,其平衡常数的理论值为3.555,与实测值相符,可能对测定同位素丰度和原子量有实用价值。     

近太阳金属丰度恒星的中子俘获元素丰度

在我们提出的利用３种中子俘获过程的典型元素丰度观测值研究不同金属度下不同核合成过程对重元素丰度的贡献的方法的基础上,计算了近太阳金属丰度恒星的重元素的平均丰度,并将计算结果与观测结果进行了比较 。     

不同银心距分子云的氧同位素18O/17O丰度比的观测研究

星际介质中同位素丰度比18O/17O可以很好地示踪星际介质中元素增丰来自大质量恒星与中小质量恒星的相对抛射量.为了确定银河系不同区域星际介质中的该同位素丰度比,笔者利用JCMT-15 m望远镜,对17个不同银心距(1～16 kpc)恒星形成区的C18O和C17O分子的J=2-1跃迁谱线进行了观测.在其中的11个源,同时探测到了C18O和C17O分子谱线.分析得到了该样本的同位素丰度比18O/17O,发现该丰度比存在一个明显的径向梯度,即该丰度比随着银心距增加而增加,这和之前C18O和C17O J=1-0谱线的观测结果是一致的.但是,由J=2-1谱线得到的同位素比值普遍低于J=1-0的比值.这应该是由于C18O J=2-1谱线比其J=1-0谱线的光厚效应更严重导致的.这也意味着在确定样本的丰度比时,光深效应是不可忽视的.后续对大样本的多条跃迁谱线观测,对准确确定丰度比及其梯度分布非常重要.由观测得到的丰度比梯度越准确,就越能在理论模型研究中对CNO同位素的合成进行更好的限定.     

任意分子同位素丰度的计算及其在飞行时间质谱归属中的应用

提出了一个计算任意 分子的同位素丰度的算法，并用ＱＢＡＳＩＣ语言编写了计算程序。根据飞行时间质谱的飞行时间方程和单一质量离子峰的峰型，以及计算得到的同位素丰度，建立了一个基于比较实验和计算的同位素峰型和位置。     

元素丰度与原子结构的关系

本文以元素周期为基础对地球地壳元素丰度进行研究，探讨了地壳元素丰度与元素在周期表中的位置，原子序数（大小、奇偶）、原子结构、原子核结构的关系。     

氮同位素丰度及其比值的准确测定

本文提出一种在氮的质谱分析时鉴定质谱峰被污染的方法,即质谱峰平衡法。它是利用质谱的峰值来鉴定它们是否被污染和计算出其被污染的量。从而可以进行必要的和适当的校正。而且选用适当的公式可以计算出正确的同位素丰度、同位素比和德耳塔值。 从产生质谱峰的几率推导出三个鉴定质谱峰有无污染的基本公式。给出八个计算丰度公式和两个计算同位素比公式。 本文最后用实验结果证实各式的正确性。     

S-过程元素丰度分布规律的研究

利用指数辐照理论的解析解研究了AGB星S过程元素的丰度分布规律 .结果表明 ,在低金属丰度下 ,AGB星核合成产量强烈依赖于金属丰度 ,但如果将Sm( 88相似文献   

贫金属星HD 122956的中子俘获元素丰度

根据贫金属星ＨＤ１２２９５６的中子俘获元素的观测丰度,利用贫金属星中子俘获元素丰度的计算模型,采用最小二乘法精确地确定了三种不同的中子俘获过程对该贫金属星中子俘获元素丰度的贡献,从理论上预言了贫金属星ＨＤ１２２９５６的中子俘获元素的丰度,并给出了计算结果与预测结果的比较。     

地球和太阳的元素丰度对比及其对太阳系起源和演化的意义

一、对比的资料和处理(一)地球的元素丰度值用来对比的地球元素丰度,是笔者(1976)按照地球层壳模型,采用地球物理类比法重新计算的数据。这些数据包括83种铀前元素的地球丰度值,其中12种元素的丰度占了地球质量的99.12%,其余71种元素的丰度不足1%。这12种主要元素的地球丰度如下:(重量%) Fe 32.49, O 29.06, Mg 16.23, Si 13.39; S 3.79, Ni 1.63; C2 0.92, Al 0.91, Na 0.49, Cr 0.15, Mn 0.12, P 0.10. (二)太阳的元素丰度值用来对比的太阳元素丰度,是引用Green 1969年发表的数据。这些数据是根据Aller、Suess和Urey、Biswas等人的资料综合求得的,因为太阳的元素丰度资料是根据太阳光谱测定的,所以它实际上反映的只是太阳大气层的元素丰度,而不是代表整个太阳的化学组成。     

有机质谱仪测量同位素峰丰度的精密度和准确度

本文探讨了利用带光点记录器的有机质谱仪同时测量有机分子全部同位素峰丰度的可能性,并对测量的准确度和精密度进行了讨论.     

充气量和供料对脉冲级联稳态丰度分布的影响

脉冲级联是新提出的同位素分离级联的概念,了解脉冲稳态丰度分布是开发脉冲级联应用中的一个重要方面。为了明白稳态丰度分布的影响因素并加以利用,以提高脉冲级联的分离性能,利用一种结合了Q迭代法的时间推进方法求解脉冲级联的稳态丰度分布,并将分离效果用平均分离系数来整体描述。通过对矩形脉冲级联分离钨同位素的讨论,分析了充气量和供料对稳态丰度分布的影响。结果表明:级联的平均分离系数不随级联各级离心机充气量的变化而变化,但随着管道充气量与供料量之比的增加而增大;在级联中部存在一个最佳供料位置,使得平均分离系数最大。     

用丰度关系法估计岩浆分离结晶过程的物理化学参数

该文简要介绍了岩浆分离结晶过程中微量元素丰度关系式。讨论了用丰度关系法估计岩浆分离结晶过程中的主要物理化学参数,如元素总分配系数、元素在原始岩浆中的初始含量、分离结晶度等的方法和实际应用。