Elementide kosmiline arvukus
Erinevate elementide aatomite suhtelist arvu kirjeldatakse tavaliselt elementide arvukusena. Peamised teabeallikad, millest saadakse teavet elementide tänapäevase arvukuse kohta, on tähtede ja gaasipilvede keemilise koostise vaatlused galaktikas, mis sisaldab Päikesesüsteemi ja mille osa on palja silmaga nähtav kui Linnutee; naabergalaktikatest; Maa, Kuu ja meteoriitide; ja kosmilistest kiirtest.
Millal leiutati perioodiline tabel?
Tähed ja gaasipilved
Aatomid neelavad ja eraldavad valgust ning iga elemendi aatomid teevad seda kindlatel ja iseloomulikel lainepikkustel. Spektroskoop jaotab need valguse lainepikkused mis tahes allikast erksavärviliste joonte spektrisse, iga element on erinev. Kui spektroskoobis analüüsitakse tundmatust allikast pärit valgust, näitavad spektri heledate joonte erinevad mustrid, millised elemendid valgust kiirgavad. Sellist mustrit nimetatakse emissiooni või heleda joone spektriks. Kui valgus läbib gaasi või pilve madalamal temperatuuril kui valgusallikas, neelab gaas selle identifitseerivatel lainepikkustel ja moodustub tume joon või neeldumisspekter.
Seega annavad tähtede valguse spektris neeldumis- ja emissioonijooned teavet valgusallika keemilise koostise ja pilvede keemilise koostise kohta, mille kaudu valgus on liikunud. Neeldumisjooned võivad moodustada tähtedevahelised pilved või tähtede jahedad väliskihid. Tähe keemiline koostis saadakse selle atmosfääris moodustunud neeldumisjoonte uurimisel.
Elemendi olemasolu saab seetõttu hõlpsalt tuvastada, kuid selle osa suurust on keerulisem kindlaks teha. Neeldumisjoone intensiivsus ei sõltu ainult tähe atmosfääris oleva elemendi aatomite koguarvust, vaid ka nende aatomite arvust, mis on olekus võimelised neelama vastava lainepikkuse kiirgust, ja neeldumise tõenäosusest esinevad. Neeldumise tõenäosust saab põhimõtteliselt mõõta laboris, kuid neelavate aatomite arvu määramiseks tuleb arvutada kogu atmosfääri füüsiline struktuur. Päikese keemilist koostist on loomulikult lihtsam uurida kui teiste tähtede puhul, kuid isegi Päikese jaoks on pärast mitmekümneaastast uurimist keemilise koostise osas endiselt märkimisväärne ebakindlus. Tähtede spektrid erinevad märkimisväärselt ja algselt usuti, et see viitab suurele hulgale keemilisele koostisele. Hiljem saadi aru, et just tähe pinnatemperatuur määrab suuresti selle, millised spektraaljooned erutuvad, ja et enamikul tähtedel on sarnane keemiline koostis.
Tähtede keemilises koostises on siiski erinevusi ja need erinevused on olulised elementide päritolu uurimisel. Tähe evolutsiooni ajal toimuvate protsesside uurimine võimaldab hinnata tähtede vanust. Näiteks on ilmne tendents, et väga vanadel tähtedel on heeliumist raskemad elemendid väiksemates kogustes kui noorematel tähtedel. See viitab sellele, et galaktika sisaldas algselt vähe nn raskeid elemente (perioodilise tabeli heeliumist kaugemal olevad elemendid); ning keemilise koostise varieerumine vastavalt vanusele viitab sellele, et galaktikate varases ajaloos tuli raskeid elemente toota kiiremini kui praegu. Vaatlused on hakanud näitama ka seda, et keemiline koostis sõltub nii asukohast galaktikas kui ka vanusest, kuna galaktikakeskuse lähedal on suurem raskete elementide sisaldus.
Lisaks tähtedele sisaldab galaktika tähtedevahelist gaasi ja tolmu. Osa gaasist on väga külm, kuid osa moodustab gaasilisi udusid, mille keemilist koostist saab lähemalt uurida, kuumadest pilvedest. Tundub, et gaasi keemiline koostis sarnaneb noorte tähtede omaga. See on kooskõlas teooriaga, et noored tähed moodustuvad tähtedevahelisest gaasist.
