שפע קוסמי של האלמנטים
המספרים היחסיים של האטומים של היסודות השונים מתוארים בדרך כלל כשפע האלמנטים. המקורות העיקריים לנתונים מהם מתקבל מידע על שפע ימי היסודות של ימינו הם תצפיות על ההרכב הכימי של כוכבים וענני גז בגלקסי, המכיל את מערכת השמש שחלקה גלוי לעין בלתי מזוינת כ שביל החלב; של גלקסיות שכנות; של כדור הארץ, ירח ומטאוריטים; ושל הקרניים הקוסמיות.
מתי הומצא הטבלה המחזורית?
כוכבים וענני גז
האטומים קולטים ופולטים אור, והאטומים של כל יסוד עושים זאת באורכי גל ספציפיים ומאפיינים. ספקטרוסקופ מפזר את אורכי הגל הללו של אור מכל מקור לספקטרום של קווים בצבעים בהירים, דפוס שונה המזהה כל אחד מהרכיבים. כאשר מנתחים אור ממקור לא ידוע בספקטרוסקופ, התבניות השונות של קווים בהירים בספקטרום חושפים אילו אלמנטים פלטו את האור. דפוס כזה נקרא ספקטרום פליטה, או קו בהיר. כאשר האור עובר בגז או בענן בטמפרטורה נמוכה יותר ממקור האור, הגז קולט באורכי הגל המזהים שלו, ויווצר ספקטרום בקו כהה או בספיגה.
לפיכך, קווי ספיגה ופליטה בספקטרום האור מכוכבים מניבים מידע על ההרכב הכימי של מקור האור וההרכב הכימי של העננים שדרכם נסע האור. קווי הקליטה עשויים להיווצר על ידי עננים בין כוכבים או על ידי שכבות חיצוניות קרירות של הכוכבים. ההרכב הכימי של כוכב מתקבל על ידי מחקר על קווי ספיגה הנוצרים באטמוספרה שלו.
נוכחותו של אלמנט ניתנת, אפוא, לגלות בקלות, אך קשה יותר לקבוע כמה ממנו יש. עוצמת קו ספיגה אינה תלויה רק במספר הכולל של האטומים של היסוד באטמוספירה של הכוכב, אלא גם במספר האטומים הנמצאים במצב המסוגל לקלוט קרינה באורך הגל הרלוונטי וההסתברות לקליטה. מתרחש. באופן בסיסי, ניתן למדוד את הסתברות הקליטה במעבדה, אך יש לחשב את כל המבנה הפיזי של האטמוספרה כדי לקבוע את מספר האטומים הקולטים. באופן טבעי, קל יותר ללמוד את ההרכב הכימי של השמש מאשר של כוכבים אחרים, אך אפילו עבור השמש, לאחר עשרות שנים רבות של מחקר, עדיין קיימים אי וודאות משמעותיים בהרכב הכימי. ספקטרום הכוכבים נבדל מאוד, ובמקור היה האמין כי הדבר מעיד על מגוון רחב של הרכב כימי. בהמשך, נוכח כי טמפרטורת פני השטח של כוכב היא שקובעת ברובה אילו קווים ספקטרליים נרגשים וכי לרוב הכוכבים יש קומפוזיציות כימיות דומות.
עם זאת ישנם הבדלים בהרכב הכימי בין כוכבים, והבדלים אלה חשובים במחקר על מקור היסודות. מחקרים על התהליכים הפועלים במהלך האבולוציה של הכוכבים מאפשרים לבצע הערכות לגילאי הכוכבים. יש, למשל, נטייה ברורה שלכוכבים ותיקים מאוד יהיו כמויות קטנות יותר של יסודות כבדים יותר מהליום מאשר כוכבים צעירים יותר. זה מצביע על כך שהגלקסיה במקור הכילה מעט מהאלמנטים הכבדים שנקראו (יסודות מעבר להליום בטבלה המחזורית); והשונות של ההרכב הכימי עם הגיל מרמזת על כך שיסודות כבדים כנראה הופקו במהירות רבה יותר בהיסטוריה המוקדמת של הגלקסיה מאשר עכשיו. תצפיות מתחילות גם להצביע על כך שההרכב הכימי תלוי במיקום בגלקסיה כמו גם בגיל, עם תכולת יסודות כבדים גבוהה יותר בסמוך למרכז הגלקטי.
בנוסף לכוכבים, הגלקסיה מכילה גז ואבק בין-כוכבי. חלק מהגז קר מאוד, אך חלקם יוצרים עננים חמים, הערפיליות הגזים, אשר ניתן ללמוד על ההרכב הכימי שלהן לפרטי פרטים. נראה כי ההרכב הכימי של הגז דומה לזה של כוכבים צעירים. זה תואם את התיאוריה לפיה נוצרים כוכבים צעירים מהגז הבין-כוכבי.
