Κοσμικές αφθονίες των στοιχείων
Οι σχετικοί αριθμοί ατόμων των διαφόρων στοιχείων συνήθως περιγράφονται ως οι αφθονίες των στοιχείων. Οι κύριες πηγές δεδομένων από τις οποίες λαμβάνονται πληροφορίες σχετικά με τις σημερινές αφθονίες των στοιχείων είναι οι παρατηρήσεις της χημικής σύνθεσης των αστεριών και των σύννεφων αερίων στον Γαλαξία, ο οποίος περιέχει το ηλιακό σύστημα και μέρος του οποίου είναι ορατό με γυμνό μάτι ως Γαλαξίας; γειτονικών γαλαξιών · της Γης, της Σελήνης και των μετεωριτών. και των κοσμικών ακτίνων.
Πότε εφευρέθηκε ο Περιοδικός Πίνακας;
Αστέρια και σύννεφα αερίου
Τα άτομα απορροφούν και εκπέμπουν φως και τα άτομα κάθε στοιχείου το κάνουν σε συγκεκριμένα και χαρακτηριστικά μήκη κύματος. Ένα φασματοσκόπιο απλώνει αυτά τα μήκη κύματος φωτός από οποιαδήποτε πηγή σε ένα φάσμα φωτεινών γραμμών, ένα διαφορετικό μοτίβο που προσδιορίζει κάθε στοιχείο. Όταν το φως από μια άγνωστη πηγή αναλύεται σε ένα φασματοσκόπιο, τα διαφορετικά σχέδια φωτεινών γραμμών στο φάσμα αποκαλύπτουν ποια στοιχεία εκπέμπουν το φως. Ένα τέτοιο σχέδιο ονομάζεται φάσμα εκπομπής ή φωτεινής γραμμής. Όταν το φως περνά μέσα από ένα αέριο ή ένα σύννεφο σε χαμηλότερη θερμοκρασία από την πηγή φωτός, το αέριο απορροφά στα αναγνωρίσιμα μήκη κύματος του και θα σχηματιστεί ένα φάσμα σκοτεινής γραμμής ή απορρόφησης.
Έτσι, οι γραμμές απορρόφησης και εκπομπής στο φάσμα του φωτός από τα αστέρια δίνουν πληροφορίες σχετικά με τη χημική σύνθεση της πηγής φωτός και τη χημική σύνθεση των νεφών μέσω των οποίων έχει ταξιδέψει το φως. Οι γραμμές απορρόφησης μπορεί να σχηματιστούν είτε από διαστρικά σύννεφα είτε από τα δροσερά εξωτερικά στρώματα των αστεριών. Η χημική σύνθεση ενός αστεριού λαμβάνεται από μια μελέτη των γραμμών απορρόφησης που σχηματίζονται στην ατμόσφαιρά του.
Η παρουσία ενός στοιχείου μπορεί, επομένως, να ανιχνευθεί εύκολα, αλλά είναι πιο δύσκολο να προσδιοριστεί πόσο υπάρχει. Η ένταση μιας γραμμής απορρόφησης εξαρτάται όχι μόνο από τον συνολικό αριθμό ατόμων του στοιχείου στην ατμόσφαιρα του αστεριού αλλά και από τον αριθμό αυτών των ατόμων που είναι σε κατάσταση ικανή να απορροφά ακτινοβολία του σχετικού μήκους κύματος και την πιθανότητα απορρόφησης συμβαίνει. Η πιθανότητα απορρόφησης μπορεί, κατ 'αρχήν, να μετρηθεί στο εργαστήριο, αλλά ολόκληρη η φυσική δομή της ατμόσφαιρας πρέπει να υπολογιστεί για να προσδιοριστεί ο αριθμός των ατόμων που απορροφούν. Φυσικά, είναι πιο εύκολο να μελετήσουμε τη χημική σύνθεση του Ήλιου από άλλα αστέρια, αλλά, ακόμη και για τον Ήλιο, μετά από πολλές δεκαετίες μελέτης, εξακολουθούν να υπάρχουν σημαντικές αβεβαιότητες χημικής σύνθεσης. Τα φάσματα των αστεριών διαφέρουν σημαντικά, και αρχικά πιστεύεται ότι αυτό έδειξε μια μεγάλη ποικιλία χημικής σύνθεσης. Στη συνέχεια, συνειδητοποιήθηκε ότι η θερμοκρασία της επιφάνειας ενός αστεριού καθορίζει σε μεγάλο βαθμό ποιες φασματικές γραμμές είναι διεγερμένες και ότι τα περισσότερα αστέρια έχουν παρόμοιες χημικές συνθέσεις.
Υπάρχουν, ωστόσο, διαφορές στη χημική σύνθεση μεταξύ των αστεριών, και αυτές οι διαφορές είναι σημαντικές σε μια μελέτη της προέλευσης των στοιχείων. Μελέτες των διαδικασιών που λειτουργούν κατά τη διάρκεια της αστρικής εξέλιξης επιτρέπουν να γίνονται εκτιμήσεις για τις ηλικίες των αστεριών. Υπάρχει, για παράδειγμα, μια σαφής τάση για πολύ παλιά αστέρια να έχουν μικρότερες ποσότητες στοιχείων βαρύτερα από το ήλιο από ό, τι τα νεότερα αστέρια. Αυτό υποδηλώνει ότι ο Γαλαξίας περιείχε αρχικά λίγα από τα λεγόμενα βαριά στοιχεία (στοιχεία πέρα από το ήλιο στον περιοδικό πίνακα). Και η διακύμανση της χημικής σύνθεσης με την ηλικία υποδηλώνει ότι τα βαριά στοιχεία πρέπει να έχουν παραχθεί πιο γρήγορα στην πρώιμη ιστορία του Γαλαξία από ό, τι τώρα. Οι παρατηρήσεις αρχίζουν επίσης να δείχνουν ότι η χημική σύνθεση εξαρτάται από τη θέση στον Γαλαξία καθώς και από την ηλικία, με υψηλότερη περιεκτικότητα σε βαριά στοιχεία κοντά στο γαλαξιακό κέντρο.
Εκτός από τα αστέρια, ο γαλαξίας περιέχει διαστρικό αέριο και σκόνη. Μερικά από το αέριο είναι πολύ κρύο, αλλά μερικά σχηματίζουν ζεστά σύννεφα, τα αέρια νεφελώματα, η χημική σύνθεση των οποίων μπορεί να μελετηθεί με λεπτομέρεια. Η χημική σύνθεση του αερίου μοιάζει με εκείνη των νέων αστεριών. Αυτό συμφωνεί με τη θεωρία ότι τα νεαρά αστέρια σχηματίζονται από το διαστρικό αέριο.
