Sự phong phú của các yếu tố
Số lượng nguyên tử tương đối của các nguyên tố khác nhau thường được mô tả là sự phong phú của các nguyên tố. Các nguồn dữ liệu chính thu được thông tin về sự phong phú của các nguyên tố ngày nay là các quan sát về thành phần hóa học của các ngôi sao và các đám mây khí trong Thiên hà, chứa hệ mặt trời và một phần có thể nhìn thấy bằng mắt thường như Dải Ngân Hà; của các thiên hà lân cận; của Trái đất, Mặt trăng và thiên thạch; và của các tia vũ trụ.
Khi bảng tuần hoàn được phát minh?
Sao và mây khí
Các nguyên tử hấp thụ và phát ra ánh sáng, và các nguyên tử của mỗi nguyên tố làm như vậy ở các bước sóng cụ thể và đặc trưng. Một máy quang phổ trải ra các bước sóng ánh sáng này từ bất kỳ nguồn nào thành một dải các vạch sáng màu, một mẫu khác nhau xác định từng yếu tố. Khi ánh sáng từ một nguồn không xác định được phân tích trong kính quang phổ, các kiểu khác nhau của các vạch sáng trong quang phổ cho thấy các phần tử nào phát ra ánh sáng. Một mô hình như vậy được gọi là phổ phát xạ, hoặc vạch sáng,. Khi ánh sáng đi qua một chất khí hoặc đám mây ở nhiệt độ thấp hơn nguồn sáng, khí sẽ hấp thụ ở bước sóng xác định của nó, và một vạch tối, hoặc sự hấp thụ, phổ sẽ được hình thành.
Do đó, các vạch hấp thụ và phát xạ trong phổ ánh sáng từ các ngôi sao mang lại thông tin liên quan đến thành phần hóa học của nguồn sáng và thành phần hóa học của các đám mây mà ánh sáng truyền qua. Các đường hấp thụ có thể được hình thành bởi các đám mây liên sao hoặc bởi các lớp bên ngoài mát mẻ của các ngôi sao. Thành phần hóa học của một ngôi sao có được nhờ một nghiên cứu về các vạch hấp thụ hình thành trong bầu khí quyển của nó.
Do đó, sự hiện diện của một yếu tố có thể được phát hiện dễ dàng, nhưng khó khăn hơn để xác định mức độ của nó. Cường độ của một vạch hấp thụ không chỉ phụ thuộc vào tổng số nguyên tử của nguyên tố trong bầu khí quyển của ngôi sao mà còn phụ thuộc vào số lượng các nguyên tử này ở trạng thái có khả năng hấp thụ bức xạ của bước sóng liên quan và xác suất hấp thụ xảy ra Về nguyên tắc, xác suất hấp thụ có thể được đo trong phòng thí nghiệm, nhưng toàn bộ cấu trúc vật lý của khí quyển phải được tính toán để xác định số lượng nguyên tử hấp thụ. Đương nhiên, việc nghiên cứu thành phần hóa học của Mặt trời dễ dàng hơn so với các ngôi sao khác, nhưng, ngay cả đối với Mặt trời, sau nhiều thập kỷ nghiên cứu, vẫn có những bất ổn đáng kể về thành phần hóa học. Quang phổ của các ngôi sao khác nhau đáng kể, và ban đầu người ta tin rằng điều này cho thấy rất nhiều thành phần hóa học. Sau đó, người ta nhận ra rằng chính nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao quyết định phần lớn các vạch quang phổ bị kích thích và hầu hết các ngôi sao có thành phần hóa học tương tự.
Tuy nhiên, có sự khác biệt về thành phần hóa học giữa các ngôi sao và những khác biệt này rất quan trọng trong một nghiên cứu về nguồn gốc của các nguyên tố. Các nghiên cứu về các quá trình hoạt động trong quá trình tiến hóa của sao cho phép ước tính được tạo ra từ các thời đại của các ngôi sao. Chẳng hạn, có một xu hướng rõ ràng là các ngôi sao rất già có số lượng nguyên tố nhỏ hơn nặng hơn helium so với các ngôi sao trẻ hơn. Điều này cho thấy rằng Galaxy ban đầu chứa rất ít các nguyên tố nặng gọi là (các nguyên tố nằm ngoài helium trong bảng tuần hoàn); và sự biến đổi thành phần hóa học theo tuổi cho thấy các nguyên tố nặng phải được sản xuất nhanh hơn trong lịch sử ban đầu của Galaxy so với bây giờ. Các quan sát cũng bắt đầu chỉ ra rằng thành phần hóa học phụ thuộc vào vị trí trong Thiên hà cũng như tuổi tác, với hàm lượng nguyên tố nặng cao hơn gần trung tâm thiên hà.
Ngoài các ngôi sao, Galaxy còn chứa khí và bụi liên sao. Một số khí rất lạnh, nhưng một số dạng mây nóng, tinh vân khí, thành phần hóa học có thể được nghiên cứu một số chi tiết. Thành phần hóa học của khí dường như giống với các ngôi sao trẻ. Điều này phù hợp với lý thuyết rằng các ngôi sao trẻ được hình thành từ khí liên sao.
