Химически елемент

Космическо изобилие на стихиите

Относителният брой атоми на различните елементи обикновено се описва като изобилие от елементи. Основните източници на данни, от които се получава информация за днешното изобилие от елементи, са наблюденията на химичния състав на звездите и газовите облаци в Галактиката, която съдържа Слънчевата система и част от нея се вижда с просто око като Млечен път; на съседни галактики; на Земята, Луната и метеоритите; и на космическите лъчи.

Кога е измислена периодичната таблица?

Звезди и газови облаци

Атомите поглъщат и излъчват светлина, а атомите на всеки елемент правят това на специфични и характерни дължини на вълната. Спектроскоп разпространява тези дължини на вълната от всеки източник в спектър от ярко оцветени линии, различен модел, идентифициращ всеки елемент. Когато светлината от неизвестен източник се анализира в спектроскоп, различните модели на ярки линии в спектъра разкриват кои елементи излъчват светлината. Такъв модел се нарича спектър на излъчване или светли линии. Когато светлината преминава през газ или облак при по-ниска температура от източника на светлина, газът абсорбира при идентифицирането на дължините на вълната и ще се образува тъмна линия или абсорбция.

По този начин линиите на поглъщане и излъчване в спектъра на светлината от звезди дават информация относно химичния състав на източника на светлина и химичния състав на облаците, през които светлината е преминала. Линиите на абсорбция могат да бъдат образувани или от междузвездни облаци, или от хладните външни слоеве на звездите. Химическият състав на звездата се получава чрез изследване на абсорбционни линии, образувани в нейната атмосфера.

Следователно наличието на елемент може да се открие лесно, но е по-трудно да се определи колко от него има. Интензитетът на абсорбционната линия зависи не само от общия брой атоми на елемента в атмосферата на звездата, но и от броя на тези атоми, които са в състояние, способно да абсорбира излъчване на съответната дължина на вълната и вероятността за поглъщане срещащи се. По принцип вероятността за абсорбция може да бъде измерена в лабораторията, но цялата физическа структура на атмосферата трябва да се изчисли, за да се определи броят на абсорбиращите атоми. Естествено е по-лесно да се изучи химическият състав на Слънцето, отколкото на другите звезди, но дори и за Слънцето, след много десетилетия на проучване, все още има значителни несигурности на химичния състав. Спектрите на звездите се различават значително и първоначално се смяташе, че това показва голямо разнообразие от химичен състав. Впоследствие се разбра, че повърхностната температура на звездата до голяма степен определя кои спектрални линии са възбудени и че повечето звезди имат подобни химически състави.

Има обаче разлики в химичния състав на звездите и тези различия са важни при изследване на произхода на елементите. Проучванията на процесите, които оперират по време на звездна еволюция, позволяват да се правят прогнози за възрастите на звездите. Например има ясна тенденция много стари звезди да имат по-малки количества елементи, по-тежки от хелия, отколкото по-младите звезди. Това предполага, че първоначално Галактиката съдържа малко от така наречените тежки елементи (елементи извън хелия в периодичната таблица); и изменението на химичния състав с възрастта предполага, че тежки елементи трябва да са произведени по-бързо в ранната история на Галактиката, отколкото сега. Наблюденията също започват да сочат, че химичният състав зависи от положението в Галактиката, както и от възрастта, с по-високо съдържание на тежки елементи в близост до галактическия център.

Освен звезди, Галактиката съдържа междузвезден газ и прах. Част от газа е много студен, но някои образуват горещи облаци, газообразните мъглявини, чийто химичен състав може да се изучи подробно. Химическият състав на газа изглежда наподобява този на младите звезди. Това е в съгласие с теорията, че младите звезди се формират от междузвездния газ.