Kozmičko obilje elemenata
Relativni broj atoma različitih elemenata obično se opisuje kao obilje elemenata. Glavni izvori podataka iz kojih se dobivaju informacije o današnjem obilju elemenata jesu promatranja kemijskog sastava zvijezda i plinskih oblaka u Galaksiji, koja sadrži Sunčev sustav i čiji je dio vidljiv golim okom kao Mliječna staza; susjednih galaksija; Zemlje, Mjeseca i meteorita; i kozmičkih zraka.
Kada je izumljen periodični stol?
Zvijezde i plinski oblaci
Atomi apsorbiraju i emitiraju svjetlost, a atomi svakog elementa to čine na specifičnim i karakterističnim valnim duljinama. Spektroskop širi te valne duljine svjetlosti iz bilo kojeg izvora u spektar linija jarke boje, različitog uzorka koji identificira svaki element. Kada se svjetlost iz nepoznatog izvora analizira spektroskopom, različiti obrasci svijetlih linija u spektru otkrivaju koji elementi su emitirali svjetlost. Takav se obrazac naziva spektar emisije ili sjajne linije. Kad svjetlost prođe kroz plin ili oblak na nižoj temperaturi od izvora svjetlosti, plin se apsorbira u identificirajućim valnim duljinama, a formirat će se tamna linija ili apsorpcija spektar.
Stoga linije apsorpcije i emisije u svjetlosnom spektru dobivaju informacije o kemijskom sastavu izvora svjetlosti i kemijskom sastavu oblaka kroz koje je svjetlost proputovala. Linija apsorpcije mogu biti formirana ili međuzvjezdanim oblacima ili hladnim vanjskim slojevima zvijezda. Kemijski sastav zvijezde dobiva se istraživanjem apsorpcijskih linija formiranih u njenoj atmosferi.
Prisutnost nekog elementa može se, dakle, lako otkriti, ali teže je odrediti koliko ga ima. Intenzitet apsorpcijske linije ovisi ne samo o ukupnom broju atoma elementa u atmosferi zvijezde, već i o broju tih atoma koji su u stanju koji mogu apsorbirati zračenje odgovarajuće valne duljine i vjerojatnosti apsorpcije pojavio. Vjerojatnost apsorpcije se u načelu može mjeriti u laboratoriju, ali za određivanje broja atoma apsorpcije mora se izračunati cijela fizička struktura atmosfere. Naravno, lakše je proučavati kemijski sastav Sunca nego druge zvijezde, ali čak i za Sunce, nakon mnogih desetljeća proučavanja, još uvijek postoje značajne nesigurnosti kemijskog sastava. Spektri zvijezda znatno se razlikuju i izvorno se vjerovalo da to ukazuje na širok izbor kemijskog sastava. Nakon toga, shvatilo se da je površinska temperatura zvijezde u velikoj mjeri koja određuje koje su spektralne linije pobuđene i da većina zvijezda ima slične kemijske sastave.
Postoje, međutim, razlike u kemijskom sastavu zvijezda, a te su razlike važne u studiji podrijetla elemenata. Studije procesa koji djeluju za vrijeme evolucije zvijezda omogućuju izradu procjena starosti zvijezda. Na primjer, postoji jasna tendencija da stare zvijezde imaju manje količine elemenata teže od helija nego mlađe zvijezde. To sugerira da je Galaksija izvorno sadržavala malo takozvanih teških elemenata (elementi izvan helija u periodičnoj tablici); a varijacije kemijskog sastava s godinama sugeriraju da su se teški elementi morali stvarati brže u ranoj povijesti Galaksije nego sada. Opažanja također počinju ukazivati da kemijski sastav ovisi o položaju u Galaksiji kao i starosti, s većim sadržajem teških elemenata u blizini galaktičkog središta.
Osim zvijezda, Galaxy sadrži međuzvjezdani plin i prašinu. Neki su od plina vrlo hladni, ali neki stvaraju vruće oblake, plinovite maglice, čiji se kemijski sastav može detaljno proučiti. Čini se da kemijski sastav plina nalikuje onom mladih zvijezda. To je u skladu s teorijom da iz zvijezda iz plina nastaju mlade zvijezde.
