Elementlerin kozmik bolluğu
Çeşitli elementlerin nispi atom sayıları genellikle elementlerin bolluğu olarak tanımlanır. Öğelerin günümüzdeki bolluğu hakkında bilgi elde edilen başlıca veri kaynakları, güneş sistemini içeren ve bir kısmı çıplak gözle görülebilen galaksideki yıldızların ve gaz bulutlarının kimyasal bileşiminin gözlemleridir. Samanyolu; komşu galaksilerin; Dünya, Ay ve göktaşlarının; ve kozmik ışınların.
Periyodik Tablo Ne Zaman Buluştu?
Yıldızlar ve gaz bulutları
Atomlar ışığı emer ve yayar ve her elementin atomları bunu belirli ve karakteristik dalga boylarında yapar. Bir spektroskop, bu ışık dalga boylarını herhangi bir kaynaktan, her öğeyi tanımlayan farklı bir desen olan parlak renkli çizgiler spektrumuna yayar. Bilinmeyen bir kaynaktan gelen ışık bir spektroskopta analiz edildiğinde, spektrumdaki farklı parlak çizgiler paterni hangi elementlerin ışık yaydığını ortaya çıkarır. Böyle bir desene emisyon veya parlak çizgi spektrumu denir. Işık bir gaz veya buluttan ışık kaynağından daha düşük bir sıcaklıkta geçtiğinde, gaz, belirleyici dalga boylarında emilir ve karanlık bir çizgi veya soğurma spektrumu oluşur.
Böylece, yıldızlardan gelen ışık spektrumundaki emilim ve emisyon hatları, ışığın kaynağının ve ışığın içinden geçtiği bulutların kimyasal bileşiminin kimyasal bileşimi hakkında bilgi verir. Emilim çizgileri yıldızlararası bulutlar veya yıldızların serin dış katmanları tarafından oluşturulabilir. Bir yıldızın kimyasal bileşimi, atmosferinde oluşan emilim hatlarının incelenmesi ile elde edilir.
Bu nedenle, bir elemanın varlığı kolayca tespit edilebilir, ancak ne kadarının olduğunu belirlemek daha zordur. Bir soğurma hattının yoğunluğu, sadece yıldızın atmosferindeki elementin toplam atom sayısına değil, aynı zamanda ilgili dalga boyunun radyasyonunu ve emilim olasılığını emebilecek durumda olan bu atomların sayısına da bağlıdır. meydana gelen. Emilim olasılığı prensipte laboratuarda ölçülebilir, ancak emici atomların sayısını belirlemek için atmosferin tüm fiziksel yapısı hesaplanmalıdır. Doğal olarak, Güneş'in kimyasal bileşimini incelemek diğer yıldızlardan daha kolaydır, ancak Güneş için bile, onlarca yıllık çalışmadan sonra, kimyasal bileşimin önemli belirsizlikleri vardır. Yıldızların spektrumları önemli ölçüde farklılık gösterir ve başlangıçta bunun çok çeşitli kimyasal bileşimi gösterdiğine inanılıyordu. Daha sonra, hangi spektral çizgilerin heyecanlandığını ve yıldızların çoğunun benzer kimyasal bileşimlere sahip olduğunu büyük ölçüde belirleyen bir yıldızın yüzey sıcaklığı olduğu anlaşıldı.
Bununla birlikte, yıldızlar arasında kimyasal bileşimde farklılıklar vardır ve bu farklılıklar elementlerin kökeninin araştırılmasında önemlidir. Yıldızların evrimi sırasında işleyen süreçlerle ilgili çalışmalar yıldızların yaşları hakkında tahminlerin yapılmasını sağlar. Örneğin, çok eski yıldızların helyumdan daha küçük miktarlarda elemente sahip olmalarına, genç yıldızlardan daha açık bir eğilim vardır. Bu, Galaxy'nin başlangıçta sözde ağır elementlerden (periyodik tablodaki helyumun ötesindeki elementler) çok az içerdiğini göstermektedir; ve kimyasal bileşimin yaşla değişimi, ağır elementlerin Galaxy'nin erken tarihinde şimdiye kadar olduğundan daha hızlı üretilmesi gerektiğini göstermektedir. Gözlemler ayrıca kimyasal bileşimin galaksideki pozisyona ve yaşa bağlı olduğunu ve galaktik merkezin yakınında daha yüksek ağır element içeriğine sahip olduğunu göstermeye başlıyor.
Yıldızlara ek olarak, Galaxy yıldızlararası gaz ve toz içerir. Gazın bir kısmı çok soğuktur, ancak bazıları kimyasal bileşimi ayrıntılı olarak incelenebilen gaz bulutsuları oluşturur. Gazın kimyasal bileşimi genç yıldızların kimyasal bileşimine benziyor gibi görünüyor. Bu, yıldızlararası gazdan genç yıldızların oluştuğu teorisi ile uyumludur.
