Kosmické hojnosti prvků
Relativní počty atomů různých prvků jsou obvykle popisovány jako hojnost prvků. Hlavními zdroji dat, z nichž se získávají informace o současném množství prvků, jsou pozorování chemického složení hvězd a plynných mraků v Galaxii, která obsahuje sluneční soustavu a její část je viditelná pouhým okem jako Mléčná dráha; sousedních galaxií; Země, Měsíc a meteority; a kosmických paprsků.
Kdy byla vynalezena periodická tabulka?
Hvězdy a plynové mraky
Atomy absorbují a emitují světlo a atomy každého prvku tak činí při specifických a charakteristických vlnových délkách. Spektroskop rozděluje tyto vlnové délky světla z jakéhokoli zdroje do spektra jasně zbarvených linií, přičemž každý prvek identifikuje odlišný vzor. Když je analyzováno světlo z neznámého zdroje ve spektroskopu, různé vzorce jasných čar ve spektru odhalí, které prvky emitovaly světlo. Takový vzorec se nazývá emisní nebo jasné linie spektra. Když světlo prochází plynem nebo mrakem při nižší teplotě než světelný zdroj, plyn absorbuje při svých identifikujících vlnových délkách a vytvoří se tmavé čáry nebo absorpce, spektrum.
Absorpční a emisní čáry ve spektru světla z hvězd tak poskytují informaci týkající se chemického složení zdroje světla a chemického složení mraků, kterými světlo prošlo. Absorpční linie mohou být vytvořeny buď mezihvězdnými mraky nebo chladnými vnějšími vrstvami hvězd. Chemické složení hvězdy se získá studiem absorpčních linií vytvořených v její atmosféře.
Přítomnost prvku může být proto snadno detekována, ale je obtížnější určit, kolik z toho je. Intenzita absorpční linie závisí nejen na celkovém počtu atomů prvku v atmosféře hvězdy, ale také na počtu těchto atomů, které jsou ve stavu schopném absorbovat záření příslušné vlnové délky a pravděpodobnosti absorpce dochází. Pravděpodobnost absorpce může být v zásadě měřena v laboratoři, ale pro stanovení počtu absorbujících atomů musí být vypočtena celá fyzická struktura atmosféry. Samozřejmě je snazší studovat chemické složení Slunce než jiných hvězd, ale i po Slunci po mnoha desetiletích studia stále existují značné nejistoty chemického složení. Spektra hvězd se značně liší a původně se předpokládalo, že to naznačuje širokou škálu chemického složení. Následně bylo zjištěno, že právě povrchová teplota hvězdy určuje, které spektrální linie jsou vzrušeny a že většina hvězd má podobné chemické složení.
Mezi hvězdami jsou však rozdíly v chemickém složení a tyto rozdíly jsou důležité ve studii původu prvků. Studie procesů, které fungují během hvězdného vývoje, umožňují odhadovat věky hvězd. Existuje například jasná tendence, aby velmi staré hvězdy měly menší množství prvků těžší než hélium než mladší hvězdy. To naznačuje, že Galaxie původně obsahovala jen málo z tzv. Těžkých prvků (prvků mimo helium v periodické tabulce); a změna chemického složení s věkem naznačuje, že těžké prvky musely být produkovány rychleji v rané historii Galaxie než nyní. Pozorování také začínají naznačovat, že chemické složení závisí na poloze v galaxii i na věku, s vyšším obsahem těžkých prvků v blízkosti galaktického centra.
Kromě hvězd obsahuje galaxie mezihvězdný plyn a prach. Část plynu je velmi chladná, ale některé tvoří horké mraky, plynné mlhoviny, jejichž chemické složení lze podrobně prozkoumat. Zdá se, že chemické složení plynu připomíná složení mladých hvězd. To je v souladu s teorií, že mladé hvězdy jsou tvořeny z mezihvězdného plynu.
