Elementtien kosminen runsaus
Eri elementtien atomien suhteelliset lukumäärät kuvataan yleensä alkuaineiden runsauksina. Tärkeimmät tietolähteet, joista saadaan tietoa elementtien nykypäivän runsaudesta, ovat tähtien ja kaasupilvien kemiallisen koostumuksen havainnot galaksissa, joka sisältää aurinkokunnan ja josta osa on paljain silmin näkyvä Linnunrata; naapurimaiden galakseista; maan, kuun ja meteoriittien; ja kosmisista säteistä.
Milloin jaksollinen taulukko keksittiin?
Tähdet ja kaasupilvet
Atomit absorboivat ja lähettävät valoa, ja kunkin elementin atomit tekevät sen tietyillä ja ominaisilla aallonpituuksilla. Spektroskooppi levittää nämä valon aallonpituudet mistä tahansa lähteestä kirkkaan väristen viivojen spektriin, erilainen kuvio tunnistaa jokaisen elementin. Kun analysoidaan tuntemattoman lähteen valoa spektroskoopilla, spektrin kirkkaiden viivojen erilaiset kuviot paljastavat, mitkä elementit valoa emittoivat. Tällaista kuviota kutsutaan emissio- tai kirkasviiva-spektriksi. Kun valo kulkee kaasun tai pilven läpi matalammassa lämpötilassa kuin valonlähde, kaasu imeytyy tunnistettavilla aallonpituuksillaan ja muodostuu tummaviivainen tai absorptiospektri.
Täten absorbointi- ja emissioviivat tähtien valonspektrissä antavat tietoa valonlähteen kemiallisesta koostumuksesta ja pilvien kemiallisesta koostumuksesta, jonka läpi valo on kulkenut. Imeytymisviivat voivat muodostua joko tähtienväliset pilvet tai tähteiden viileät ulkokerrokset. Tähteen kemiallinen koostumus saadaan tutkimalla sen ilmakehään muodostuneita absorptiolinjoja.
Elementin läsnäolo voidaan siksi havaita helposti, mutta on vaikeampaa määrittää, kuinka paljon siitä on. Absorptiolinjan intensiteetti ei riipu pelkästään elementin atomien kokonaismäärästä ilmakehän ilmakehässä, vaan myös näiden atomien lukumäärästä, jotka ovat tilassa, joka kykenee absorboimaan kyseisen aallonpituuden säteilyä, ja absorptiomenetelmästä esiintyy. Imeytymisen todennäköisyys voidaan periaatteessa mitata laboratoriossa, mutta ilmakehän koko fysikaalinen rakenne on laskettava absorboivien atomien lukumäärän määrittämiseksi. Auringon kemiallista koostumusta on luonnollisesti helpompaa tutkia kuin muilla tähdellä, mutta jopa aurinkoon liittyy kymmenen vuoden mittaisen tutkimuksen jälkeen kemiallisesta koostumuksesta vielä huomattavia epävarmuustekijöitä. Tähtien spektrit eroavat huomattavasti, ja alun perin uskottiin, että tämä osoitti monenlaista kemiallista koostumusta. Myöhemmin ymmärrettiin, että tähden pintalämpötila määrää suurelta osin, mitkä spektriviivat ovat kiihtyneitä ja että useimmilla tähtiillä on samanlaiset kemialliset koostumukset.
Tähteiden kemiallisessa koostumuksessa on kuitenkin eroja, ja nämä erot ovat tärkeitä tutkittaessa elementtien alkuperää. Tähtien evoluutiossa toimivien prosessien tutkimukset mahdollistavat arvioiden tähtien ikästä. Esimerkiksi on olemassa selvä taipumus, että hyvin vanhoilla tähtiä on pienempiä määriä heliumia raskaampia elementtejä kuin nuoremmilla tähtiillä. Tämä viittaa siihen, että Galaxy sisälsi alun perin vähän niin kutsuttuja raskaita elementtejä (jaksotaulukon heeliumin ulkopuolella olevat elementit); ja kemiallisen koostumuksen vaihtelu iän mukaan viittaa siihen, että raskaita elementtejä on pitänyt tuottaa nopeammin Galaksian varhaisessa historiassa kuin nyt. Havainnot alkavat myös osoittaa, että kemiallinen koostumus on riippuvainen asemasta galaksissa sekä iästä, koska raskaan alkuaineen pitoisuus on korkeampi lähellä galaktisen keskustaa.
Tähteiden lisäksi Galaxy sisältää tähtienvälistä kaasua ja pölyä. Osa kaasusta on erittäin kylmää, mutta osa muodostaa kuumia pilviä, kaasumaisia sumuja, joiden kemiallista koostumusta voidaan tutkia yksityiskohtaisesti. Kaasun kemiallinen koostumus näyttää muistuttavan nuorten tähtiä. Tämä on sopusoinnussa sen teorian kanssa, että nuoret tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasusta.
