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同学们好！
地球上的物质资源和材料，说白了，也就是在地球上我们能方便找到的各种元素及其化合物。那么，它们是从哪里来的呢？为什么有些元素如此之少，而有些元素又如此丰富呢？那么，我们现在就来看看自然资源的前世今生。
地球上的元素是从哪里来的，这是一个古老的话题，但也许我现在问这个问题的时候，大家还是觉得有些新鲜，对不对。我们现在已经深刻地认识到，地球只是茫茫宇宙中的一员，在化学元素的形成上毫无特殊性可言。也就是说，有关地球元素哪里来的问题，其实就是宇宙中化学元素的起源问题。
从1889年，克拉克发表了有关地壳中各种化学元素的平均含量，人们就开始注意积累有关陨石、太阳、恒星、星云等各种天体中化学元素及其同位素分布的资料。我们通常用这样的作图法来表示不同元素随原子量大小变化的丰度，横轴是原子量大小的变化，纵轴是相对丰度的变化，并用对数坐标轴。一般把硅的丰度值取为106，其它元素的丰度按相对比例确定。
从1937年开始，人类首次绘制出了太阳系各种元素相对丰度曲线。40年代，人们只知道大多数恒星的化学组成与太阳相似，因而就认为整个宇宙的元素丰度可能是一样的。后来发现，不同类型恒星的元素分布差别很大。1956年，科学家根据地球、陨石和太阳的资料，绘制出更为详细、更为准确的元素丰度曲线。1973年，科学家又综合了更多的资料，绘制了一个更广泛的太阳系元素丰度分布图，也就是我们现在见到的这个样子。
从太阳系元素丰度来看，氢最多，为1010，其次是氦，为109，以下是氧、碳、氖、为107，氮、镁、硅为106。丰度最小的化学元素，是核能的原料铀，仅为10-2。
也许，我们马上会意识到一个问题，那就是，地球上元素的丰度与太阳系相比，有很多相似性，但似乎也有很大差别。我们来举个例子，在地球上，氦的含量很小，几乎找不到可以标定的位置，而在太阳系中，氦的丰度名列第二位。那么，紧接着，锂、铍、硼的含量很少，不管是地球还是太阳系，都很少，看来这是一个普遍规律了。我们还可以看到，总体上，轻元素的含量要多一些，重元素的含量相对少，这似乎也是一个普遍规律。为什么会是这样呢？
我们前说的1889年，克拉克对地壳中各种化学元素的平均含量进行了研究，他当年还同时提出了元素起源于原始的“不可分原质”的设想，1949年，伽莫夫等提出宇宙起源大爆炸模型。另一个设想是通过恒星核反应过程建造宇宙元素，开创了恒星核反应逐步合成重元素研究的现代历史。还有许多有关化学元素的起源假说，比如平衡过程、中子俘获、聚中子裂变等，这些早期的假说，都是试图用单一的某个过程，来解释全部元素的形成原因，结果发现是顾此失彼，不能自圆其说。1957年，伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔以宇宙的元素丰度为基础，综合了前人的研究成果，推出了元素在恒星中合成的元素起源假说。
也就是著名的B2FH理论，这是取的四位科学家姓名的英文字头，B2，代表伯比奇夫妇，F代表福勒，H代表霍伊尔。该理论是以一篇论文《恒星中元素合成》展示出来的，文章计算了各种核素合成过程，初步解释了元素宇宙丰度的基本特征，奠定了元素起源现代理论的基础。这篇论文我下载翻看了一下，有108页。目前仍然是现代物理学中的经典论文。我们后面的说法，也就是基于这个理论的。
要说清该理论，我们要回到138亿年前，宇宙刚诞生的时候，也就是宇宙大爆炸big bang。根据化学元素形成的B2FH理论，各种化学元素都是由氢逐步形成的，氢当然是最丰的元素，氢聚变可以生成稳定的氦，我们的太阳就正在发生这种变化。所以，大爆炸之初，氢和氦是最常见的两个元素，也是形成其他一切元素的初始材料。
之后，恒星成为元素合成的主战场。当宇宙形成大量氢和氦后，气态物质由于引力收缩形成恒星和星系，又因为自转加速，恒星的温度逐渐升高，发生了一系列由轻元素转变为重元素的核反应。三个氦原子聚合，形成碳；氦原子与碳原子聚合，形成氧；两个碳原子聚合，形成镁。在氦燃烧阶段，3个氦-4跨越锂、铍、硼直接生成碳-12和氧-16，因此恒星内的核过程不能生成锂、铍、硼，这样导致整个宇宙中锂、铍、硼的含量都很少。那么，锂、铍、硼是如何产生的呢？我们后面再讲。
具体来说，B2FH理论认为，所有的化学元素并非通过单一过程一次形成的，而是由氢通过与恒星不同演经阶段相应的8个过程逐步合成的，然后由恒星抛到宇宙空间。最简单的元素氢，是形成其他元素的基本单位，越到后面的重元素，需要的步骤越多，所以总体上轻元素的丰度相对多一些。如果某个元素容易形成，且能成为比较稳定的元素，丰度就大；形成比较困难，形成量比较少，而又不稳定的重元素，丰度很小。
让我们来看看这8个过程。首先，在温度高于700万度条件下，每4个氢核聚变为1个氦核；然后，在温度高于1000万度条件下，由氦-4核聚变为碳-12和氧-16等；之后是α过程，α粒子与氖-20相继反应生成镁、硅、硫、氩等；此时在温度高、密度高的条件下，生成了平均结合能最大的铁系元素，例如钒、铬、锰、铁、钴、镍等元素，进入一个平衡过程；恒星内部温度继续升高，甚至发生爆炸而产生大量中子，经过慢中子俘获和快中子俘获过程，已合成的各种核素进一步俘获中子而形成比铁系更重的重核元素。如果发生质子俘获过程，就会生成一些低丰度、质子多的同位素。还有一些目前并不甚清楚的X过程，用来解释生成重氢、锂、铍、硼等低丰度轻元素。
在宇宙大爆炸的核合成事件中，主要产物是氦4，但也合成极少量的2个原子量的H、氦3和7个原子量的锂。然而，分析表明，宇宙中这些元素的含量比大爆炸所产生的至少要高出一个数量级，显然宇宙中还有一种未被我们认识的核过程可以产生这些轻元素，还有9个原子量的铍、10个和11个原子量的硼，它们的核合成途径也不清楚，因此这一核合成过程被称为X过程，即来历不明的意思。研究表明，Li、Be和B等轻元素是由宇宙线中的高能质子和α粒子与星际气体中丰度较高的重元素，如碳-12、氮-14、氧-16、氖-20等，相互作用而形成的，作用的方式是散裂反应，高能粒子将重元素母核打碎，形成一批质量数比母核少几个到一二十个的子核，从而形成这些轻元素。
我们再来看这副太阳系的元素丰度图，你有没有发现，随着原子序数的变化，丰度是交替上下波动的？具体来说，原子序数为偶数的核的丰度比其邻近的奇数核的高。具有偶数质子数（P）或偶数中子数（N）的核素其丰度总是高于具有奇数的核素。这个被称为奥多-哈根斯法则。因为质子具有核自旋的能力，都有一种俘获另外一个质子配对而抵消自旋的趋势，这样才有比较高的稳定性。奇数质子的核一定存在质子没有配对。所以，原子序数为偶数的核稳定性高，增加了该元素的丰度。中子呢，也有核自旋的能力，因此也有类似的性质。
说了这么多，现在回到我们前面的那个问题，为什么在太阳系中第二丰富的氦，在地球上很少呢？氦是惰性气体，不与其他元素结合，所以只能以单质气体方式存在于地球上，而地球的质量太小，其引力不足于将这么轻的氦拉住。你也许会问，为什么氢那么多呢？其实呀，大气中单质的氢也是非常少的，地球上的氢只是被结合在水和其他化合物中而部分保留下来而已。所以，现在地球上氦元素就成为了非常稀有元素了，但是在恒星或大质量的行星上，都富含氢和氦两种元素。
如果我们再将地球和太阳系、地壳中元素的成分进行对比，就会发现这些差异也非常大。这里将地球和太阳系、地壳三者中含量最高的十个元素进行排序，可以看出它们的相似性和相异性。我们前面的课程中介绍了地球物质的分异，也就是说，地球不同区域在物理性质和化学组成上都是不均一的，这种不均一性在垂向上的最突出表现是物质的物理性质和化学组成随深度变化。而我们目前主要能获得的物质资源，还是取自于地壳。
不过，作为资源来说，即使是同样的元素，如果形成的条件不同，最后这些物质作为资源的用途也有很大的差别。比如，碳的同素异形体，金刚石、石墨、足球烯，都是由碳原子构成的，但它们的物理性质却差别很大。我们知道，金刚石是自然界最硬的物质，石墨却非常润滑，由60个碳原子构成的足球烯分子，其独特的结构和化学物理性质，已对化学、物理、材料科学产生了深远的影响，在应用方面显示了诱人的前景。而同样受到关注的还有另外一个碳的同素异形体——石墨烯，它是只有一层原子厚度的二维晶体，是目前发现的最薄、强度最大、导电导热性能最强的一种新型纳米材料，所以，石墨烯被称为“黑金”，是“新材料之王”，科学家甚至预言石墨烯将“彻底改变21世纪”，极有可能掀起一场席卷全球的颠覆性新技术、新产业革命。
另外一个例子是铝元素。铝元素在地球上的含量位列第三，但铝太容易被氧化了，所以在自然界里，铝都是以氧化铝的状态存在的。但是，氧化铝的熔点非常高，大约是2000多摄氏度，用传统的冶炼方法，很难达到这个熔点。因此，虽然铝在自然界中含量十分丰富，人们却无法把它冶炼出来。在理论上，这样的金属可以采用电解法提炼出来。对于铝来说，提炼一吨铝大约要消耗1.6万度的电能。这在电力还没有大量使用的时代，炼铝是多么的不容易。物以稀为贵，当时铝被认为是极其稀有的贵重金属，价格远远高于黄金。
到了19世纪，人们开始慢慢摸索出一些冶炼铝的方法。1807年，英国人戴维用电解法分离出了矾土中的钾和钠，但却没有用同样的方法分解氧化铝。在其他人采用了多种方法失败后，霍尔打算继续沿用戴维的思路：把电流通到熔融的金属盐中，使金属的离子在阴极上沉积下来而分离。我们前面说过，氧化铝的熔点很高，怎么办？他经过反复尝试，发现向氧化铝中添加冰晶石，可以将纯氧化铝的熔点降低到950℃。方法的改进，突然之间，让世界上的每个人都有可能大量获得这种廉价的、轻便的、柔韧性极好的金属材料了。
类似的故事，在人类历史上其实是非常多见的，原本非常稀有的某种资源，一旦找到了某种革新的方法，就变得十分丰富了。道理其实非常简单，事物的稀缺性依赖于环境。技术是一种解放资源的机制，它可以把过去相当稀缺的资源变得十分充裕。有关资源更多的思考，我将用另外一节课专门讲授。今天的课就到这里，同学们，再见！
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