1、地壳元素丰度的确定。克拉克最早开始计算地壳的平均化学成分。他采用包括岩石圈、水圈和大气圈的广义地壳。它们的质量比分别是93％、7％、0.03％。因而他得到的地壳平均化学成分，实际上是这三个地圈化学组成的综合。

自从克拉克首次发表了地壳元素丰度值后，许多学者相继进行了比较简便的计算，并将结果与克拉克计算的结果进行对比，以论证其方法的可靠性。

2、戈尔德施密特采用了一种很有趣的简洁办法来检验克拉克的数据。在挪威南部古老片麻岩地区，有一种分布很广的冰川泥。他认为，这种冰川粘土可作为大面积分布的结晶岩石的平均化学成分。他选取了77个样品进行分析，所得结果与克拉克的5159个样品结果除了CaO和Na2O偏低外，其余都很接近。Na2O和CaO含量偏低是因水合作用和溶解作用导致Na和Ca的淋失。

维诺格拉多夫于1949年发表了地壳元素丰度数据。他是根据粘土和页岩的平均化学成分求得的。他发现，这种平均化学成分与克拉克的丰度值很相似。1962年，维诺格拉多夫又发表了他用两份酸性岩和一份基性岩的平均化学组成算得的地壳元素丰度值。这些丰度值对他1949年发表的丰度数据，已作了较大的修改。从现代地壳结构模型来看，维诺格拉多夫取酸性岩和基性岩的质量比为2∶1，大体上相当于这两类岩石在大陆地壳内的质量比，而不包括大洋壳。

泰勒（S.R.Taylor）于1964年发表了大陆地壳的元素丰度。他采用花岗岩和玄武岩的质量比为1∶1进行计算。并简单地用花岗岩和玄武岩的标样来代替。泰勒取花岗岩和玄武岩质量比为1∶1，大体上接近这两类岩石在包括大洋壳在内的整个地壳质量比值。因此，他的大陆地壳丰度实际上应为全球地壳的元素丰度。

综观以上地壳元素丰度计算，可以发现存在以下几个主要问题。如地壳概念不统一，未能按现代地壳结构模型进行计算；地壳深度的确定是人为的，未考虑莫霍面在大洋和大陆的不同；大多数计算忽略了海洋地壳，而它占整个地壳质量的1/3以上；未考虑地壳物质成分随深度变化的因素等等。

针对上面提出的问题，波德瓦尔特（A.Poldervaart，1955）和罗诺夫（A.b.PoHob，1957）等在计算地壳元素丰度时，均采用了符合现代地壳结构的全球地壳模型。计算过程中，波德瓦尔特把整个地壳分成四个区域：①深洋区——大洋盆地地壳；②浅洋区（近海区）——大陆坡和大陆架，以及边缘海槽地壳；③台盾区——前寒武纪地盾和地台的地壳；④褶皱区——显生宙褶皱带的地壳。以各自的莫霍面作为计算深度的下限。用各区质量比例加权平均，求出整个地球的平均化学成分。罗诺夫等则把地壳分成大陆型、次大陆型和大洋型三种类型，于1957年和1976年二次提出地壳元素丰度值。

黎彤在计算中国岩浆岩平均化学成分的基础上，采用波德瓦尔特的全球地壳模型，将全球划分成地盾区、褶皱区、浅洋区和深洋区四个构造单元。在计算各类岩石元素平均含量时，综合考虑了Turekian，Wedepohl及维诺格拉多夫的最新资料，并结合中国各类岩浆岩主要元素数据，首先计算出各构造单元的元素丰度，然后由质量加权求算全球地壳元素丰度值。为了检验丰度结果的可靠性，黎彤等还分别求出整个地壳中结晶岩和沉积岩的元素平均含量，再按结晶岩和沉积岩的质量比例（92.1％和7.1％），加权平均算出整个地壳的元素丰度。以资对照。

各主要学者所得地壳元素丰度值列入表2.13和表2.14。比较表中数据可以看出，尽管采用的计算方法不同，但所得到的元素丰度互相还是比较接近的。因此，我们可以有一定根据地说，现在已经有了较可靠的有关地壳化学元素组成的估计值。特别是对主要元素。
说了一大堆，就是全世界各地抽取样本，各个地层也最样本，加起来慢慢分析，最后根据数据计算得到结果。

太阳上氢和氦两种元素的含量在98%以上，其余的碳、氮、氧。。。。等元素的含量极少。
所以，太阳上含量在前两位的元素依次是：氢、氦。

组成太阳的物质大多是些普通的气体，其中氢约占71.3%、 氦约占27%， 其它元素占2%。太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区和对流区、太阳大气。太阳的大气层，像地球的大气层一样，可按不同的高度和不同的性质分成各个圈层，即从内向外分为光球、色球和日冕三层。我们平常看到的太阳表面，是太阳大气的最底层，温度约是6000开。它是不透明的，因此我们不能直接看见太阳内部的结构。但是，天文学家根据物理理论和对太阳表面各种现象的研究，建立了太阳内部结构和物理状态的P汀U一腜鸵惨丫?欢杂谄渌?a href="#">恒星的研究所证实，至少在大的方面是可信的。近日，美国宇航局在2006年发射的两颗太阳探测卫星STEREO运动到了太阳两侧相反的位置上，首次从前后两面拍摄下了完整的太阳立体图。STEREO团队成员Angelos-Vourlidas表示，这是太阳物理学的重要时刻，STEREO第一次确认了太阳是一个球形。

氢第一，氦第二

H

因为根据宇宙大爆炸理论，宇宙诞生之初的原初核合成只持续了20分钟，导致只有1.2号元素有条件合成，之后随着宇宙膨胀温度急剧降低，导致后续的元素没有条件合成出来。

早期宇宙中，每产生一亿零一个质子，对应会产生一亿个反质子。到了宇宙大爆炸之后100微秒，空间持续快速膨胀，宇宙的温度下降到了大约10万亿度，反质子都被湮灭掉，最终只有质子残留下来。同样地，还有中子、电子保留下来。一个氢核只有一个质子，一个氦核包含两个质子和两个中子，而且质子和中子的质量非常接近，所以氢与氦的质量比为3:1。因此，宇宙中最初的物质组成为75%的氢和25%的氦。

在地球大气中，最丰富的元素是氮，其次是氧气。大气中氢气的比例仅为0.000055％，氦气的比例仅为0.00524％。在地壳中，氧是最丰富的元素，其次是硅和铝，其次是铁，钙和钠。地壳中的氢含量仅为0.76％，氦气的含量为十亿分之八。

“太阳元素”的发现

1842年7月8日，欧洲南部发生了一次日全食。当时，来自英国、法国、德国和俄国的许多天文学家聚集在南欧，观测这次难得的日全食。

当月球慢慢地遮住太阳，耀眼的日面变黑后，呈现出明亮的日轮。这时，人们发现，日轮的边缘喷射着非常壮丽的玫瑰色的光晕。同时人们还惊奇地发现，在日轮边缘有几团巨大的深红色的火焰。对此，人们提出了不少疑问：这是月亮上的火山还是太阳的光斑？或是由于眼睛疲劳而引起的幻觉？

1860年初，欧洲又发生了日全食。在观测中人们确认，日轮边缘这种“突出物”是太阳喷出的火舌。有的天文学家为这一现象照了像。有的天文学家甚至还把日轮边缘的突出物画了下来。突出物常出现在日轮边缘，好像太阳长了耳朵一样。为此，天文学家把它称为“日珥”。“珥”在汉语里的意思是女子的珠玉耳饰。

1868年8月18日，印度发生日全食，赶去观测的很多天文学家已装备了基尔霍夫发明的那种分光镜。当时，一位名叫詹逊的法国天文学家，决定借这次日全食的机会，用分光镜研究一下太阳上的突出物——日珥的光谱。与此同时，英国也组织了观测日全食的远征队，其中一名叫洛基尔的天文爱好者，也带着分光镜参加了这次观测。

在这次日全食时，詹逊成功地拍摄了太阳色球的光谱。凑巧的是，他把一个日珥的光谱也拍到了。结果，他发现在日珥的D1、D2钠线旁边，还有一条黄色的发射线。“它会不会是钠的另一条谱线——D3线呢？如果不是，那又是什么呢？”詹逊这样想。为了证实这条新发现的谱线是否确实存在，他决定做进一步的观测研究。可是这次日全食已经结束了。怎么才能够在没有日全食时再观测到这条谱线呢？第二天拂晓，詹逊登上了一座高高的塔顶，做好观测日出的准备。当太阳刚从地平线钻出来，詹逊就把分光镜的细缝对准了太阳的最边缘。他做得既小心，又很巧妙，进入分光细缝的只是太阳突出物的光线。结果，昨天他在日全食时所观测到的那条谱线又出现了。这时他才确信昨天的观测结果是真实的。詹逊高兴极了，他立即写了一封信，向法国科学院报告这一重要发现。由于当时交通不方便，信从印度到法国用了两个多月的时间。

有趣的是，设在巴黎的法国科学院在同一天收到了两封信，一封来自詹逊，另一封来自英国的天文爱好者洛基尔。两封信谈的是同一发现。洛基尔的信发自英国，他是在不知道詹逊的观测结果的情况下得出了同一发现的。1868年10月26日，在巴黎科学院会议上同时宣读了这两封信。科学家们对这一重要的发现很感兴趣。后来，为了纪念这一重要的历史发现，法国科学院铸造了金质奖章。奖章正面刻着詹逊和洛基尔的头像，下面写着：“1868年8月18日珥光谱分析”，背面是驾着四匹马战车的“阿波罗”太阳神像。

詹逊和洛基尔在日珥光谱中发现的那条橙黄色明线（D3）是从哪儿来的呢？或者说，这条黄线表示了什么呢？当时的化学家们所具有的物质表中，没有一种物质的光谱里有这样的黄线。1869年，洛基尔在实验中再次作了仔细的检查，发现这条明线确实与当时地球上已知的任何元素的谱线不相对应。因此他认为，这是属于地球上所没有的太阳物质产生的谱线。洛基尔把这种元素命名为“Helium”，原意为“太阳”。这就是后来人们常提到的“氦”。历史上有一段时间，把氦称为“太阳元素”。

地球上真的没有氦吗？在日珥D3线发现后的27年，一位名叫雷姆塞的英国化学家终于在地球上也找到了氦。当时，他正在分析一种叫钇铀矿的矿石，发现它与硫酸作用时可放出一种气体。雷姆塞很想知道这是什么气体，就委托一位物理工作者用分光镜观察，结果发现，它在黄区发出的一条明亮的谱线，正是1868年日全食观测时发现的D3线。就这样，以往认为高不可攀的“太阳元素”，总算在地球上也找到了。

科学家的研究表明，不仅仅是太阳，任何一个天体，只要它发出的光有足够的强度，能产生可以测量的光谱，人们就能够知道它的化学成分和含量。

1929年，美国天文学家罗素（1877—1957），在仔细地研究了太阳光谱之后，证明太阳上氢的含量多得惊人。他断定氢占了太阳总体积的五分之三。美国天文学家门泽尔曾估计，太阳总体积的81.76％是氢，18.17％是氦，其他元素只占0.07％。

人们经过多年来对数以万计的夫琅和费线进行精细的“普查”，已经在太阳大气中发现了60多种化学元素。这些元素在地球上都能找到。

“化验”太阳

看了这个题目，少年朋友一定会感到奇怪，太阳离我们那么遥远，怎么进行化验呢？我说的可不是“天方夜谭”，早在1859年，就有科学家对太阳“化验”过了。

1859年的一天夜里，本生和基尔霍夫在实验室窗前向外眺望，发现16千米外的曼海姆城发生了大火灾。两位科学家好奇地用分光镜观察这片火光，竟在大火的光谱中找到了钡和锶的光谱线。由此，本生突然想到，既然可以用分光镜分析曼海姆城的火光，为什么不能用它“化验”太阳呢？

他们首先遇到的就是30多年前夫琅和费留下的太阳光谱中的暗线之谜。基尔霍夫对暗线中的D线最感兴趣，因为那是太阳光谱里最明显的暗线之一。1859年10月，基尔霍夫用自己的试验证明了D线是在钠的光谱位置上。实验是怎样进行的呢？他首先用分光镜看太阳的光谱，记下了D线的位置，然后遮住阳光，点燃了本生灯，在灯上燃起钠盐。果然，钠的粗亮的黄线正好出现在D线的位置上。

在进一步的实验中，基尔霍夫注意到，一团较冷的物质蒸气所吸收的波长，恰恰等于这种物质炽热发光时所发射的波长，也就是“吸收光谱”。例如冷的钠蒸气吸收的暗线与炽热的钠蒸气发出的亮线位置丝毫不差。所以吸收光谱的暗线与发射光谱的亮线一样，都可以作为鉴别元素的标志。基尔霍夫由此证明了太阳上存在着钠。

夫琅和费“暗线之谜”终于被解开。原来是太阳表面发出的白光，能产生连续光谱。当白光通过太阳外围的大气时，太阳外围大气中的某些元素，会把连续光谱中相应的谱线吸收掉。正是由于这个原因，当初夫琅和费接收的太阳光谱中才出现了暗黑的谱线。

在解开夫琅和费“暗线之谜”以后，基尔霍夫和本生又用铁作了实验。铁的光谱有60多条亮线，而在太阳光谱中60多条亮线的位置上，正好有60多条夫琅和费暗线。由此说明太阳上有铁。不久，基尔霍夫用同样的方法，又证明了太阳光谱中H和K这两条暗线是由钙产生的，说明太阳大气里存在着钙。

两位科学家竟然在离太阳1.5亿千米之遥的地球上，测出了太阳的化学成分！真是了不起的成就。1862年，瑞典的化学家昂格斯特罗姆又证明了太阳上存在着氢元素。从那以后，天文学家们开始以光谱分析作为一种强有力的天文研究手段，“化验”太阳的工作不断地取得新的成果。

还有氦