Kjemisk element

Kosmiske overflod av elementene

Det relative antallet atomer i de forskjellige elementene blir vanligvis beskrevet som overflodene av elementene. De viktigste kildene til data som man får informasjon om dagens overflod av elementene er observasjoner av den kjemiske sammensetningen av stjerner og gassskyer i Galaxy, som inneholder solsystemet, og en del av dette er synlig med det blotte øye som Melkeveien; av nærliggende galakser; av jorden, månen og meteoritter; og av de kosmiske strålene.

Når ble den periodiske tabellen oppfunnet?

Stjerner og gassskyer

Atomer absorberer og avgir lys, og atomene i hvert element gjør det med spesifikke og karakteristiske bølgelengder. Et spektroskop sprer disse bølgelengdene av lys fra hvilken som helst kilde til et spekter av lyse farger, et annet mønster som identifiserer hvert element. Når lys fra en ukjent kilde analyseres i et spektroskop, avslører de forskjellige mønstrene av lyse linjer i spekteret hvilke elementer som sendte ut lyset. Et slikt mønster kalles et emisjons- eller lyslinjespektrum. Når lys passerer gjennom en gass eller sky på en lavere temperatur enn lyskilden, absorberer gassen ved sin identifiserende bølgelengde, og det vil dannes et mørkelinje, eller absorpsjon, spektrum.

Dermed gir absorpsjons- og utslippslinjer i lysspekteret fra stjerner informasjon om den kjemiske sammensetningen av lyskilden og den kjemiske sammensetningen av skyer som lyset har beveget seg gjennom. Absorpsjonslinjene kan dannes enten av interstellare skyer eller av de kule ytre lag av stjernene. Den kjemiske sammensetningen av en stjerne oppnås ved en undersøkelse av absorpsjonslinjer dannet i atmosfæren.

Tilstedeværelsen av et element kan derfor oppdages enkelt, men det er vanskeligere å bestemme hvor mye av det det er. Intensjonslinjens intensitet avhenger ikke bare av det totale antall atomer av elementet i atmosfæren til stjernen, men også av antallet av disse atomene som er i en tilstand som er i stand til å absorbere stråling med den aktuelle bølgelengden og sannsynligheten for absorpsjon oppstår. Absorpsjonssannsynligheten kan i prinsippet måles i laboratoriet, men hele den fysiske strukturen i atmosfæren må beregnes for å bestemme antall absorberende atomer. Naturligvis er det lettere å studere den kjemiske sammensetningen av solen enn av andre stjerner, men selv for solen er det fortsatt mange usikkerheter rundt kjemisk sammensetning etter mange tiår med studier. Stjernes spektre er forskjellige, og opprinnelig ble det antatt at dette indikerte en lang rekke kjemiske sammensetninger. Deretter ble det innsett at det er overflatetemperaturen til en stjerne som i stor grad bestemmer hvilke spektrallinjer som er begeistret, og at de fleste stjerner har lignende kjemiske sammensetninger.

Det er imidlertid forskjeller i kjemisk sammensetning blant stjerner, og disse forskjellene er viktige i en undersøkelse av opprinnelsen til elementene. Studier av prosessene som opererer under den stjerneutviklingen gjør det mulig å estimere stjerners aldre. Det er for eksempel en klar tendens til at veldig gamle stjerner har mindre mengder elementer som er tyngre enn helium enn yngre stjerner. Dette antyder at Galaxy opprinnelig inneholdt lite av de såkalte tunge elementene (elementer utover helium i det periodiske systemet); og variasjonen av kjemisk sammensetning med alderen antyder at tunge elementer må ha blitt produsert raskere i Galaxys tidlige historie enn nå. Observasjoner begynner også å indikere at kjemisk sammensetning er avhengig av posisjon i Galaxy så vel som alder, med et høyere innhold av tungt element nær det galaktiske sentrum.

I tillegg til stjerner, inneholder Galaxy interstellar gass og støv. Noe av gassen er veldig kald, men noen danner varme skyer, med gassformede tåler, hvis kjemiske sammensetning kan studeres i detalj. Den kjemiske sammensetningen av gassen ser ut til å ligne den for unge stjerner. Dette er i samsvar med teorien om at unge stjerner dannes fra den interstellare gassen.