Kosmische Fülle der Elemente
Die relative Anzahl der Atome der verschiedenen Elemente wird üblicherweise als Häufigkeit der Elemente beschrieben. Die Hauptdatenquellen, aus denen Informationen über die heutige Häufigkeit der Elemente gewonnen werden, sind Beobachtungen der chemischen Zusammensetzung von Sternen und Gaswolken in der Galaxie, die das Sonnensystem enthält und von der ein Teil mit bloßem Auge als die sichtbar ist Milchstraße; benachbarter Galaxien; von der Erde, dem Mond und den Meteoriten; und der kosmischen Strahlung.
Wann wurde das Periodensystem erfunden?
Sterne und Gaswolken
Atome absorbieren und emittieren Licht, und die Atome jedes Elements tun dies bei spezifischen und charakteristischen Wellenlängen. Ein Spektroskop breitet diese Wellenlängen des Lichts von jeder Quelle in ein Spektrum heller Linien aus, wobei jedes Element durch ein anderes Muster identifiziert wird. Wenn Licht von einer unbekannten Quelle in einem Spektroskop analysiert wird, zeigen die verschiedenen Muster heller Linien im Spektrum, welche Elemente das Licht emittieren. Ein solches Muster wird als Emissions- oder Helllinienspektrum bezeichnet. Wenn Licht mit einer niedrigeren Temperatur als die Lichtquelle durch ein Gas oder eine Wolke tritt, absorbiert das Gas bei seinen identifizierenden Wellenlängen und es wird ein Spektrum mit dunkler Linie oder Absorption gebildet.
Absorptions- und Emissionslinien im Lichtspektrum von Sternen liefern somit Informationen über die chemische Zusammensetzung der Lichtquelle und die chemische Zusammensetzung der Wolken, durch die sich das Licht bewegt hat. Die Absorptionslinien können entweder durch interstellare Wolken oder durch die kühlen äußeren Schichten der Sterne gebildet werden. Die chemische Zusammensetzung eines Sterns wird durch Untersuchung der in seiner Atmosphäre gebildeten Absorptionslinien erhalten.
Das Vorhandensein eines Elements kann daher leicht erkannt werden, es ist jedoch schwieriger zu bestimmen, wie viel davon vorhanden ist. Die Intensität einer Absorptionslinie hängt nicht nur von der Gesamtzahl der Atome des Elements in der Atmosphäre des Sterns ab, sondern auch von der Anzahl dieser Atome, die sich in einem Zustand befinden, der Strahlung der relevanten Wellenlänge absorbieren kann, und von der Wahrscheinlichkeit der Absorption auftreten. Die Absorptionswahrscheinlichkeit kann im Prinzip im Labor gemessen werden, aber die gesamte physikalische Struktur der Atmosphäre muss berechnet werden, um die Anzahl der absorbierenden Atome zu bestimmen. Natürlich ist es einfacher, die chemische Zusammensetzung der Sonne als anderer Sterne zu untersuchen, aber selbst für die Sonne gibt es nach vielen Jahrzehnten des Studiums immer noch erhebliche Unsicherheiten hinsichtlich der chemischen Zusammensetzung. Die Spektren der Sterne unterscheiden sich erheblich, und ursprünglich wurde angenommen, dass dies auf eine Vielzahl chemischer Zusammensetzungen hinweist. Anschließend wurde festgestellt, dass es die Oberflächentemperatur eines Sterns ist, die weitgehend bestimmt, welche Spektrallinien angeregt werden, und dass die meisten Sterne ähnliche chemische Zusammensetzungen aufweisen.
Es gibt jedoch Unterschiede in der chemischen Zusammensetzung zwischen Sternen, und diese Unterschiede sind wichtig für eine Untersuchung der Herkunft der Elemente. Studien der Prozesse, die während der Sternentwicklung ablaufen, ermöglichen Schätzungen des Alters von Sternen. Es gibt zum Beispiel eine klare Tendenz, dass sehr alte Sterne geringere Mengen an Elementen aufweisen, die schwerer als Helium sind als jüngere Sterne. Dies deutet darauf hin, dass die Galaxie ursprünglich nur wenige der sogenannten schweren Elemente enthielt (Elemente jenseits von Helium im Periodensystem); und die Variation der chemischen Zusammensetzung mit dem Alter legt nahe, dass schwere Elemente in der frühen Geschichte der Galaxie schneller als jetzt produziert worden sein müssen. Beobachtungen deuten auch darauf hin, dass die chemische Zusammensetzung sowohl von der Position in der Galaxie als auch vom Alter abhängt, wobei der Gehalt an schweren Elementen in der Nähe des galaktischen Zentrums höher ist.
Neben Sternen enthält die Galaxie interstellares Gas und Staub. Ein Teil des Gases ist sehr kalt, aber ein Teil bildet heiße Wolken, deren gasförmige Nebel, deren chemische Zusammensetzung detailliert untersucht werden kann. Die chemische Zusammensetzung des Gases scheint der junger Sterne zu ähneln. Dies stimmt mit der Theorie überein, dass junge Sterne aus dem interstellaren Gas gebildet werden.
