Kosminė elementų gausa
Santykinis įvairių elementų atomų skaičius paprastai apibūdinamas kaip elementų gausa. Pagrindiniai duomenų šaltiniai, iš kurių gaunama informacijos apie šių dienų elementų gausą, yra žvaigždžių ir dujų debesų cheminės sudėties stebėjimai galaktikoje, kurioje yra Saulės sistema ir kurios dalis matoma plika akimi kaip Paukščių takas; kaimyninių galaktikų; Žemės, Mėnulio ir meteoritų; ir kosminių spindulių.
Kada buvo sugalvota periodinė lentelė?
Žvaigždės ir dujų debesys
Atomai sugeria ir skleidžia šviesą, o kiekvieno elemento atomai tai daro esant specifiniams ir būdingiems bangų ilgiams. Spektroskopas paskirsto šiuos šviesos bangas iš bet kurio šaltinio į ryškiaspalvių linijų spektrą, skirtingą modelį identifikuodamas kiekvieną elementą. Kai spektroskopu analizuojama nežinomo šaltinio šviesa, skirtingi ryškių linijų spektrai parodo, kurie elementai skleidžia šviesą. Toks modelis vadinamas emisijos arba ryškių linijų spektru. Kai šviesa praeina pro dujas ar debesį žemesnėje nei šviesos šaltinio temperatūroje, dujos sugeria juos identifikuojančiuose bangos ilgiuose ir susidaro tamsi linija arba absorbcija.
Taigi žvaigždžių šviesos spektro absorbcijos ir emisijos linijos suteikia informacijos apie šviesos šaltinio cheminę sudėtį ir debesų, pro kuriuos šviesa keliavo, cheminę sudėtį. Sugerties linijas gali sudaryti arba tarpžvaigždiniai debesys, arba vėsūs išoriniai žvaigždžių sluoksniai. Žvaigždės cheminė sudėtis gaunama ištyrus absorbcijos linijas, susidariusias jos atmosferoje.
Taigi elemento buvimą galima lengvai nustatyti, tačiau sunkiau nustatyti, kiek jo yra. Sugerties linijos intensyvumas priklauso ne tik nuo bendro elemento atomų skaičiaus žvaigždės atmosferoje, bet ir nuo šių atomų, kurie gali absorbuoti atitinkamo bangos ilgio spinduliuotę, skaičiaus ir sugerties tikimybės. atsirandantis. Absorbcijos tikimybė iš principo gali būti matuojama laboratorijoje, tačiau norint apskaičiuoti absorbuojančių atomų skaičių, reikia apskaičiuoti visą atmosferos fizinę struktūrą. Natūralu, kad lengviau ištirti Saulės cheminę sudėtį nei kitų žvaigždžių, tačiau net ir saulei po daugelio dešimtmečių trukusių tyrimų vis dar yra reikšmingų cheminės sudėties neapibrėžtumų. Žvaigždžių spektrai labai skiriasi, ir iš pradžių buvo manoma, kad tai rodo didelę cheminės sudėties įvairovę. Vėliau buvo suprantama, kad žvaigždės paviršiaus temperatūra daugiausia lemia, kokias spektrines linijas jaudina, ir kad daugumos žvaigždžių cheminė sudėtis yra panaši.
Tačiau yra žvaigždžių cheminės sudėties skirtumų, ir šie skirtumai yra svarbūs tiriant elementų kilmę. Žvaigždžių evoliucijos metu vykstančių procesų tyrimai leidžia įvertinti žvaigždžių amžių. Pavyzdžiui, akivaizdi tendencija, kad labai senos žvaigždės turi mažesnį elementų kiekį, sunkesnį už helį nei jaunesnės žvaigždės. Tai rodo, kad „Galaxy“ iš pradžių turėjo mažai vadinamųjų sunkiųjų elementų (elementų, esančių už helio periodinėje lentelėje); ir cheminės sudėties kitimas atsižvelgiant į amžių rodo, kad ankstyvojoje „Galaxy“ istorijoje sunkieji elementai turėjo būti gaminami greičiau nei dabar. Stebėjimai taip pat pradeda rodyti, kad cheminė sudėtis priklauso nuo padėties galaktikoje, taip pat nuo amžiaus, kai didesnis galaktikų kiekis šalia galaktikos centro.
Be žvaigždžių, „Galaktikoje“ yra tarpžvaigždinės dujos ir dulkės. Kai kurios dujos yra labai šaltos, tačiau kai kurios sudaro karštus debesis, iš kurių susidaro dujiniai ūkai, kurių cheminę sudėtį galima šiek tiek ištirti. Cheminė dujų sudėtis atrodo panaši į jaunų žvaigždžių. Tai atitinka teoriją, kad iš tarpžvaigždinių dujų susidaro jaunos žvaigždės.
