Kelimpahan unsur-unsur kosmik
Jumlah relatif atom dari berbagai unsur biasanya digambarkan sebagai kelimpahan unsur tersebut. Sumber utama data dari mana informasi diperoleh tentang kelimpahan unsur saat ini adalah pengamatan komposisi kimia bintang dan awan gas di Galaksi, yang berisi tata surya dan bagian yang terlihat dengan mata telanjang sebagai Bima Sakti; galaksi tetangga; Bumi, Bulan, dan meteorit; dan sinar kosmik.
Kapan Tabel Periodik Diciptakan?
Bintang dan awan gas
Atom menyerap dan memancarkan cahaya, dan atom masing-masing unsur melakukannya pada panjang gelombang spesifik dan karakteristik. Sebuah spektroskopi menyebarkan panjang gelombang cahaya ini dari sumber apa pun ke dalam spektrum garis-garis berwarna cerah, sebuah pola berbeda yang mengidentifikasi setiap elemen. Ketika cahaya dari sumber yang tidak diketahui dianalisis dalam spektroskop, pola garis-garis cerah yang berbeda dalam spektrum mengungkapkan elemen mana yang memancarkan cahaya. Pola semacam itu disebut spektrum emisi, atau garis terang. Ketika cahaya melewati gas atau awan pada suhu yang lebih rendah dari sumber cahaya, gas menyerap pada panjang gelombang pengidentifikasiannya, dan spektrum garis-gelap, atau penyerapan, akan terbentuk.
Dengan demikian, garis penyerapan dan emisi dalam spektrum cahaya dari bintang menghasilkan informasi mengenai komposisi kimia sumber cahaya dan komposisi kimia awan yang dilalui cahaya. Garis absorpsi dapat dibentuk oleh awan antar bintang atau oleh lapisan luar bintang yang dingin. Komposisi kimia dari bintang diperoleh dengan mempelajari garis absorpsi yang terbentuk di atmosfernya.
Keberadaan elemen dapat dideteksi dengan mudah, tetapi lebih sulit untuk menentukan berapa banyak elemen yang ada. Intensitas garis serapan tidak hanya bergantung pada jumlah total atom unsur di atmosfer bintang tetapi juga pada jumlah atom-atom ini yang berada dalam keadaan mampu menyerap radiasi dari panjang gelombang yang relevan dan probabilitas penyerapan. terjadi. Probabilitas penyerapan dapat, pada prinsipnya, diukur di laboratorium, tetapi seluruh struktur fisik atmosfer harus dihitung untuk menentukan jumlah atom penyerap. Secara alami, lebih mudah untuk mempelajari komposisi kimiawi Matahari daripada bintang-bintang lain, tetapi, bahkan bagi Matahari, setelah beberapa dekade penelitian, masih ada ketidakpastian signifikan komposisi kimia. Spektrum bintang sangat berbeda, dan pada awalnya diyakini bahwa ini menunjukkan berbagai komposisi kimia. Selanjutnya, disadari bahwa suhu permukaan bintanglah yang menentukan garis spektrum mana yang tereksitasi dan sebagian besar bintang memiliki komposisi kimia yang serupa.
Namun, ada perbedaan dalam komposisi kimia antara bintang-bintang, dan perbedaan ini penting dalam studi tentang asal usul unsur-unsur. Studi tentang proses yang beroperasi selama evolusi bintang memungkinkan perkiraan dibuat dari usia bintang. Sebagai contoh, ada kecenderungan yang jelas bahwa bintang yang sangat tua memiliki jumlah unsur yang lebih kecil lebih berat daripada helium daripada bintang yang lebih muda. Ini menunjukkan bahwa Galaksi awalnya mengandung sedikit dari apa yang disebut elemen berat (elemen di luar helium dalam tabel periodik); dan variasi komposisi kimia dengan usia menunjukkan bahwa unsur-unsur berat pasti telah diproduksi lebih cepat dalam sejarah awal Galaxy daripada sekarang. Pengamatan juga mulai menunjukkan bahwa komposisi kimiawi tergantung pada posisi di Galaksi serta usia, dengan kandungan unsur berat yang lebih tinggi di dekat pusat galaksi.
Selain bintang, Galaxy mengandung gas dan debu antarbintang. Beberapa gas sangat dingin, tetapi beberapa membentuk awan panas, gas nebula, komposisi kimianya yang dapat dipelajari secara rinci. Komposisi kimiawi gas tampaknya menyerupai bintang muda. Ini sesuai dengan teori bahwa bintang-bintang muda terbentuk dari gas antarbintang.
