Question

彗星的化学成分有哪些？

Answer 1

综合可见光、紫外、红外和射电观测。在彗星中已发现的化学成分列于下：
彗头：氢(H)、碳(C)、氧(O)、硫(S)、碳氢基(CH)、氨基(NH)、羟基(OH)、C2、氰基(CN)、一氧化碳(CO)、氨基(NH2)、水(H2O)、氰化氢(HCN)、C3、甲基氰(CH3CN)。
彗尾：C+、CH+、OH+、CO+、CN+、Na+、H2O+、CO2+。(以上为各元素的离子状态)接近太阳时：钠(Na)。
掠日彗星：硅(Si)、钙飞Ca)、钾(K)、钒(V)、铬(Cr)、锰(Mn)，铁(Pe)、钴(Co)、镍(Ni)、铜(Cu)。
有一些掠日彗星：钙离子(Ca+)。
尘埃：硅酸盐。
以上成分并不是全部，随着观测仪器的不断进展。将来会观测到更多数目的化学成分。如1910年只观测到哈雷彗星中有7种成分，即CH、C2(两个碳原子组成的中性碳分子)、C3(3个碳原子组成的中性碳分子)、CN、Na、CO+、N2+，别的成分没有被发现。以后，观测到的彗星成分不断增加，到1963年证认出了近20种化学成分。近一、二年已达到37种。
上面列出的37种成分，并不是每颗彗星都完全有，每颗彗星只能含有其中的一部分。对同一颗彗星来说，随着与太阳距离的不同，显现出来的化学成分也不同。一般说来，多数彗星在离太阳35至25天文单位时开始出现CN分子发射带，距离2个天文单位时，开始出现C3和NH2，分子发射带，在18天文单位以内，出现C2、CH、NH分子发射带，在07天文单位以内(接近太阳的彗星)出现原子钠(Na)的谱线，只有离太阳更近的彗星能出现更多种原子谱线。
有两点值得注意：第一，彗星含有很多“基”分子或原子团，如羟基(OH)、氰基(CN)、氨基(NH)等，以及分子离子，如H2O+、N2+、OH+等，它们在地球上是不稳定的，不能存在较长的时间，然而在彗星中它们却能长时间的、大量的存在，相反地，在地球上稳定的分子，如氨(NH3)、甲烷(CH4)等，却没有在彗星中观测到，其原因何在呢?至今仍是个谜。第二，彗星中含有许多“有机分子”，如，氨基(NH)、氰基(CN)、氰化氢(HCN)、甲基氰(CH3CN)等，同时含有大量冰物质及挥发性物质，显然是由于它们长期处在低温的太阳系以外区域而没有经历太阳内部的重大演变的缘故。因此，自然认为在那里的宇宙条件(不是地球条件)下，乃至彗星形成之前在宇宙中就已形成了有机分子。恒星际存在大量的有机分子的事实对此看法给予有力的支持。有机分子是生命形成的第一步，有人认为，彗星的有机物质落到地球上，在地球条件下演化出生命来。是否如此呢?尚待研究，这确是个大问题，即生命起源问题，是自然科学的重大难题之一。
彗星中会发生怎样的化学过程?显然，这是个很重要的问题，已有过一些探讨。大致地说，已观测到的彗星分子中只有少数(如，H2O、HCN、CH3CN)可能是直接从彗核表面升华出来的“母分子”，而大多数分子、原子和离子是母分子受太阳辐射或其他物理化学过程而产生的“子分子”，甚至是第二代(子分子所产生的子分子)，乃至第三代子分子。休布诺曾讨论过上百种化学过程，在假定适当的初始成分条件下，他讨论的物理化学过程可分为几类，举例如下：
(1)光致离解：在太阳辐射的光量子作用下，使母分子离解为子分子。例如，水分子光致电离为氢原子和羟基，H2OH+OH。
(2)光致电离：太阳辐射的光量子作用；使母分子变为离子，例如，一氧化碳分子被为一氧化碳离子和电子，COCO++e。
(3)光致离解电离：上述两种过程同时发生，例如，CO2O+CO++e。
(4)电子碰撞离解：电子与分子碰撞，使母分子离解，如e+N2N+N。
(5)电子碰撞电离：电子碰分子，使分子变为离子，如，e+COCO++2e。
(6)电子碰撞离解电离：前两过程同时进行，如e+CO2O+CO++2e。
(7)正离子-原子交换反应：如，CO++H2OHCO++OH(8)正离子电荷转移：如，CO+H2OH2O+CO(9)电子离解复合：如C2H2+eC2+H然而，各种过程的效率多大，则涉及到许多参数的复杂计算，各人所用参数不同，结果也不一样。因此，彗星的化学过程问题仍是个未揭开的谜。
上面谈到的是彗星化学的定性分析结果，而各种元素的相对含量(或称丰度)则需定量分析，这又涉及到观测资料、实验数据及理论方面的许多复杂因素，所以定量分析至今还是没有满意的结果。粗糙地说，彗星的成分有尘埃和气体两大类，但尘埃与气体的质量比率是多少，也仅仅对少数彗星作了测量计算，结果表明：不仅各彗星的尘埃与气体比率不同，甚至同一颗彗星在不同时间的观测值也有改变，而且所用方法也不准确。例如，阿伦德-罗兰彗星是颗“新彗星”，它在发生亮度爆发的前后，尘埃与气体的比率有变化。在爆发前的3天尘埃与气体的比率约为62，爆发后3天则减为14。它在过近日点前尘埃与气体的比率为14到20(平均为17)，过近日点后9天，尘埃与气体的比率为10到08。贝内特彗星过近日点前的尘埃与气体的比率平均值约为05。另外，在尘埃与气体中，各元素的分配比例也很难测定出来，而复杂的且未能很好解决的化学过程更给元素丰度的定量分析带来了麻烦。虽然曾试图从光谱分析推求某些元素的数目比率，但各彗星的结果又不同，例如，威斯特彗星的碳与氧的数目比为C／O=028，而科胡特克彗星为C／O=023(误差为±01)。尽管如此，德尔塞姆还是从一些观测资料和一些较合理的讨论中，提出了“惭彗星”的平均的元素丰度(相对数目)的“探索”模型。结果如下：
新彗星的无素丰度
元素
名称元素
符号宇宙
丰度彗星丰度尘埃气体总计占宇宙丰度%氢H266000002000240002600001碳C117007004200490042氮N2130501100115050氧O1840050001340018400100硫S500350150500100镁Mg10601060-10601100硅Si10001000-1000100铁Fe900900-900100镍+铬Ni+Cr6060-60100*尘埃／气体的质量比为070在这模型中，他取尘埃与气体比率为027。根据贝内特、科胡特克和威斯特3颗彗星的光谱资料，取平均值H／0=18，C／O；031，5I／O=008。他还认为，尘埃的元素组成跟CI型碳质球粒陨石相同。事实上，这一点有以下几个依据：(1)从掠日彗星(池谷-关)的中性金属原子钛(Ti)、钒(V)、铬(Cr)、锰(Mn)、铁(Pe)、钴(Co)、镍(Ni)、铜(Cu)的光谱，得出金属的丰度基本上与碳质球粒陨石相同；(2)行星际尘粒很可能来自彗星。从高空飞机和气球取回了行星际尘样品，分析出它的元素组成也基本上与碳质球粒陨石相同，同时行星际尘粒高速闯入地球大气而产生流星现象，从流星光谱分析也大致得出尘粒有类似于有碳质球粒陨石的丰度；(3)彗星红外光谱中的硅酸盐特征。
上表也列出了综合太阳、恒星、星际物质和陨石分析而得出的元素“宇宙”丰度，作为对比。从表中可见，彗星中挥发元素的丰度比宇宙丰度小，(如，氢丰度小1000倍)，但陨石和行星中挥发元素的丰度又比彗星小得多。彗星的绝大部分物质集中在彗核中，而且各种元素是存在于化合物中，但我们至今只有彗发和彗尾的观测资料，而没有彗核物质的直接观测资料。德尔塞姆考虑到化学过程，又提出跟上表及彗星光谱观测较符合的彗星化学“探索”模型。这里所谓“探索”模型，就是还缺乏更多的证据，只是初步的、萌芽的阶段，因而德尔塞姆本人也认为，他的“表”不能过分信任地使用。

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