Ķīmiskais elements

Elementu kosmiskais pārpilnība

Dažādu elementu atomu relatīvo skaitu parasti raksturo kā elementu pārpilnību. Galvenie datu avoti, no kuriem iegūst informāciju par mūsdienu elementu pārpilnību, ir zvaigžņu un gāzes mākoņu ķīmiskā sastāva novērojumi Galaktikā, kas satur Saules sistēmu un kura daļa ir redzama ar neapbruņotu aci kā Piena ceļš; kaimiņu galaktikām; no Zemes, Mēness un meteorītiem; un kosmisko staru.

Kad tika izgudrota periodiskā tabula?

Zvaigznes un gāzes mākoņi

Atomi absorbē un izstaro gaismu, un katra elementa atomi to izdara noteiktos un raksturīgajos viļņu garumos. Spektroskops šos gaismas viļņu garumus no jebkura avota izkliedē spilgtas krāsas līniju spektrā, atšķirīgu modeli identificējot katru elementu. Kad spektroskopā tiek analizēta gaisma no nezināma avota, dažādi spilgtu līniju spektri atklāj, kuri elementi izstaro gaismu. Šādu modeli sauc par emisijas jeb gaišās līnijas spektru. Kad gaisma iet caur gāzi vai mākoņu zemākā temperatūrā nekā gaismas avots, gāze absorbējas pie tā identificējošajiem viļņu garumiem, un veidojas tumšās līnijas jeb absorbcijas spektrs.

Tādējādi absorbcijas un emisijas līnijas zvaigžņu gaismas spektrā sniedz informāciju par gaismas avota ķīmisko sastāvu un mākoņu ķīmisko sastāvu, caur kuriem gaisma ir gājusi. Absorbcijas līnijas var veidot vai nu starpzvaigžņu mākoņi, vai arī vēsi zvaigžņu ārējie slāņi. Zvaigznes ķīmisko sastāvu iegūst, izpētot absorbcijas līnijas, kas veidojas tās atmosfērā.

Tāpēc elementa klātbūtni var viegli noteikt, bet grūtāk noteikt, cik daudz no tā ir. Absorbcijas līnijas intensitāte ir atkarīga ne tikai no kopējā elementa atomu skaita zvaigznes atmosfērā, bet arī no šo atomu skaita, kuri atrodas stāvoklī, kas spēj absorbēt attiecīgā viļņa garuma starojumu, un absorbcijas varbūtību. notiek. Absorbcijas varbūtību principā var izmērīt laboratorijā, bet, lai noteiktu absorbējošo atomu skaitu, jāaprēķina visa atmosfēras fiziskā struktūra. Protams, Saules ķīmisko sastāvu ir vieglāk izpētīt nekā citām zvaigznēm, taču pat Saulei pēc daudzu gadu desmitu ilgas izpētes joprojām pastāv ievērojamas neskaidrības par ķīmisko sastāvu. Zvaigžņu spektri ievērojami atšķiras, un sākotnēji tika uzskatīts, ka tas norāda uz ļoti daudzveidīgu ķīmisko sastāvu. Pēc tam tika saprasts, ka tieši zvaigznes virsmas temperatūra lielā mērā nosaka, kuras spektrālās līnijas ir satrauktas, un ka lielākajai daļai zvaigžņu ir līdzīgs ķīmiskais sastāvs.

Zvaigžņu ķīmiskajā sastāvā tomēr ir atšķirības, un šīs atšķirības ir svarīgas, izpētot elementu izcelsmi. Zvaigžņu evolūcijas laikā notiekošo procesu izpēte ļauj novērtēt zvaigžņu vecumu. Piemēram, ir acīmredzama tendence, ka ļoti vecām zvaigznēm ir mazāks elementu daudzums, kas ir smagāks par hēliju nekā jaunākām zvaigznēm. Tas liek domāt, ka Galaktikā sākotnēji bija maz tā saukto smago elementu (elementi, kas atrodas ārpus hēlija periodiskajā tabulā); un ķīmiskā sastāva atšķirības atkarībā no vecuma liek domāt, ka smagie elementi Galaktikas agrīnajā vēsturē ir jāražo ātrāk nekā tagad. Novērojumi sāk arī norādīt, ka ķīmiskais sastāvs ir atkarīgs no atrašanās vietas Galaktikā, kā arī no vecuma, jo galaktikas centra tuvumā ir lielāks smago elementu saturs.

Papildus zvaigznēm, Galaktikā ir starpzvaigžņu gāze un putekļi. Daļa gāzu ir ļoti auksta, bet daži veido karstus mākoņus, gāzveida miglājus, kuru ķīmisko sastāvu var izpētīt sīkāk. Šķiet, ka gāzes ķīmiskais sastāvs atgādina jauno zvaigžņu ķīmisko sastāvu. Tas ir saskaņā ar teoriju, ka no zvaigznīšu gāzes veidojas jaunas zvaigznes.