Element químic

Abundàncies còsmiques dels elements

Els nombres relatius d'àtoms dels diferents elements se solen descriure com a abundàncies dels elements. Les principals fonts de dades a partir de les quals s’obté informació sobre les abundàncies dels elements actuals són observacions de la composició química d’estrelles i núvols de gas a la Galàxia, que conté el sistema solar i una part de la qual és visible a simple vista com a Via Làctea; de galàxies veïnes; de la Terra, la Lluna i els meteorits; i dels raigs còsmics.

Quan es va inventar la taula periòdica?

Estrelles i núvols de gas

Els àtoms absorbeixen i emeten llum, i els àtoms de cada element ho fan a longituds d'ona específiques i característiques. Un espectroscopi estén aquestes longituds d'ona de la llum des de qualsevol font a un espectre de línies de colors vius, un patró diferent que identifica cada element. Quan la llum d’una font desconeguda s’analitza en un espectroscopi, els diferents patrons de línies brillants de l’espectre revelen quins elements emetien la llum. Aquest patró s'anomena espectre d'emissió o de línia brillant. Quan la llum passa a través d’un gas o núvol a una temperatura inferior a la font de llum, el gas s’absorbeix a les seves longituds d’ona identificatives, i es formarà una línia fosca o d’absorció.

Així, les línies d’absorció i emissió en l’espectre de la llum de les estrelles produeixen informació sobre la composició química de la font de llum i de la composició química dels núvols per on ha viatjat la llum. Les línies d'absorció poden estar formades per núvols interestel·lars o per les capes exteriors fredes de les estrelles. La composició química d’una estrella s’obté mitjançant un estudi de les línies d’absorció formades a la seva atmosfera.

Per tant, es pot detectar fàcilment la presència d’un element, però és més difícil determinar quant n’hi ha. La intensitat d’una línia d’absorció no depèn només del nombre total d’àtoms de l’element a l’atmosfera de l’estrella, sinó també del nombre d’aquests àtoms que es troben en un estat capaç d’absorbir la radiació de la longitud d’ona pertinent i la probabilitat d’absorció. ocorrent. En principi, la probabilitat d’absorció es pot mesurar al laboratori, però s’ha de calcular tota l’estructura física de l’atmosfera per determinar el nombre d’àtoms absorbents. Naturalment, és més fàcil estudiar la composició química del Sol que d'altres estrelles, però, fins i tot per al Sol, després de moltes dècades d'estudi, encara hi ha incerteses importants sobre la composició química. Els espectres de les estrelles difereixen considerablement, i originalment es creia que això indicava una gran varietat de composició química. Posteriorment, es va adonar que és la temperatura superficial d’una estrella la que determina en gran mesura quines línies espectrals estan excitades i que la majoria d’estrelles tenen composicions químiques similars.

Hi ha, però, diferències en la composició química entre les estrelles, i aquestes diferències són importants en un estudi de l’origen dels elements. Els estudis sobre els processos que operen durant l'evolució estel·lar permeten fer estimacions de l'edat de les estrelles. Hi ha, per exemple, una clara tendència a que les estrelles molt antigues tinguin quantitats menors d’elements més pesats que l’heli que les estrelles més joves. Això suggereix que la Galàxia originalment contenia poc dels anomenats elements pesats (elements més enllà de l’heli a la taula periòdica); i la variació de la composició química amb l’edat suggereix que els elements pesats s’han d’haver produït amb més rapidesa en la història primerenca de la Galàxia que ara. Les observacions també comencen a indicar que la composició química depèn de la posició a la galàxia i de l'edat, amb un contingut d'elements pesats més propers al centre galàctic.

A més d’estrelles, la Galàxia conté gas i pols interestel·lar. Una part del gas fa molt fred, però algunes formen núvols calents, les nebuloses gasoses, la composició química de les quals es pot estudiar amb detall. La composició química del gas sembla semblar-se a la de les estrelles joves. Això està d’acord amb la teoria que les estrelles joves es formen a partir del gas interestelar.