Unsur kimia

Kelimpahan kosmik unsur

Bilangan atom relatif dari pelbagai unsur biasanya digambarkan sebagai banyaknya unsur. Sumber utama data dari mana maklumat diperoleh mengenai kelimpahan elemen masa kini adalah pemerhatian komposisi kimia bintang dan awan gas di Galaksi, yang mengandungi sistem suria dan sebahagiannya dapat dilihat oleh mata kasar sebagai Bima Sakti; galaksi jiran; Bumi, Bulan, dan meteorit; dan sinar kosmik.

Bilakah Jadual Berkala dicipta?

Bintang dan awan gas

Atom menyerap dan memancarkan cahaya, dan atom setiap elemen melakukannya pada panjang gelombang yang spesifik dan khas. Spektroskop menyebarkan panjang gelombang cahaya ini dari mana-mana sumber ke dalam spektrum garis berwarna terang, corak berbeza yang mengenal pasti setiap elemen. Apabila cahaya dari sumber yang tidak diketahui dianalisis dalam spektroskop, corak garis terang dalam spektrum menunjukkan elemen mana yang memancarkan cahaya. Corak seperti itu disebut spektrum pelepasan, atau garis terang. Apabila cahaya melewati gas atau awan pada suhu yang lebih rendah daripada sumber cahaya, gas menyerap pada panjang gelombang yang dikenal pasti, dan garis gelap, atau penyerapan, spektrum akan terbentuk.

Oleh itu, garis penyerapan dan pelepasan dalam spektrum cahaya dari bintang menghasilkan maklumat mengenai komposisi kimia sumber cahaya dan komposisi kimia awan yang melaluinya cahaya. Garis penyerapan boleh dibentuk sama ada oleh awan antara bintang atau oleh lapisan luar bintang yang sejuk. Komposisi kimia bintang diperoleh dengan kajian garis penyerapan yang terbentuk di atmosferanya.

Oleh itu, kehadiran unsur dapat dikesan dengan mudah, tetapi lebih sukar untuk menentukan berapa banyak unsur tersebut. Keamatan garis penyerapan tidak hanya bergantung pada jumlah atom unsur dalam atmosfer bintang tetapi juga pada bilangan atom ini yang berada dalam keadaan yang mampu menyerap sinaran panjang gelombang yang relevan dan kebarangkalian penyerapan berlaku. Kebarangkalian penyerapan dapat, pada prinsipnya, diukur di makmal, tetapi keseluruhan struktur fizikal atmosfera mesti dikira untuk menentukan jumlah atom yang menyerap. Secara semula jadi, lebih mudah untuk mengkaji komposisi kimia Matahari daripada bintang lain, tetapi, walaupun untuk Matahari, setelah beberapa dekad kajian, masih terdapat ketidakpastian ketara mengenai komposisi kimia. Spektrum bintang berbeza jauh, dan pada asalnya dipercayai bahawa ini menunjukkan pelbagai komposisi kimia. Selepas itu, disedari bahawa suhu permukaan bintang yang menentukan garis spektral mana yang teruja dan kebanyakan bintang mempunyai komposisi kimia yang serupa.

Terdapat, bagaimanapun, perbezaan komposisi kimia di antara bintang, dan perbezaan ini penting dalam kajian asal unsur. Kajian mengenai proses yang berlaku semasa evolusi bintang membolehkan anggaran dibuat berdasarkan usia bintang. Sebagai contoh, terdapat kecenderungan yang jelas bagi bintang yang sangat tua untuk mempunyai unsur yang lebih kecil daripada helium daripada bintang yang lebih muda. Ini menunjukkan bahawa Galaxy pada awalnya mengandungi sedikit unsur berat yang disebut (elemen di luar helium dalam jadual berkala); dan variasi komposisi kimia dengan usia menunjukkan bahawa unsur-unsur berat pasti dihasilkan dengan lebih pantas dalam sejarah awal Galaxy daripada sekarang. Pemerhatian juga mula menunjukkan bahawa komposisi kimia bergantung pada kedudukan di Galaksi dan juga usia, dengan kandungan unsur berat yang lebih tinggi berhampiran pusat galaksi.

Selain bintang, Galaxy mengandungi gas dan habuk antara bintang. Sebilangan gasnya sangat sejuk, tetapi ada yang membentuk awan panas, nebula gas, komposisi kimia yang dapat dikaji secara terperinci. Komposisi kimia gas nampaknya menyerupai bintang muda. Ini sesuai dengan teori bahawa bintang muda terbentuk dari gas antara bintang.