Abundancia cósmica de los elementos.
Los números relativos de átomos de los diversos elementos generalmente se describen como la abundancia de los elementos. Las principales fuentes de datos a partir de las cuales se obtiene información sobre la abundancia actual de los elementos son las observaciones de la composición química de las estrellas y las nubes de gas en la galaxia, que contiene el sistema solar y parte del cual es visible a simple vista como Vía láctea; de galaxias vecinas; de la Tierra, la Luna y los meteoritos; y de los rayos cósmicos.
¿Cuándo se inventó la tabla periódica?
Estrellas y nubes de gas
Los átomos absorben y emiten luz, y los átomos de cada elemento lo hacen en longitudes de onda específicas y características. Un espectroscopio extiende estas longitudes de onda de luz desde cualquier fuente a un espectro de líneas de colores brillantes, un patrón diferente que identifica cada elemento. Cuando la luz de una fuente desconocida se analiza en un espectroscopio, los diferentes patrones de líneas brillantes en el espectro revelan qué elementos emiten la luz. Tal patrón se llama emisión, o espectro de línea brillante. Cuando la luz pasa a través de un gas o una nube a una temperatura más baja que la fuente de luz, el gas absorbe en sus longitudes de onda de identificación, y se formará una línea oscura o espectro de absorción.
Por lo tanto, las líneas de absorción y emisión en el espectro de luz de las estrellas proporcionan información sobre la composición química de la fuente de luz y la composición química de las nubes a través de las cuales ha viajado la luz. Las líneas de absorción pueden estar formadas por nubes interestelares o por las capas exteriores frías de las estrellas. La composición química de una estrella se obtiene mediante un estudio de las líneas de absorción formadas en su atmósfera.
La presencia de un elemento puede, por lo tanto, detectarse fácilmente, pero es más difícil determinar cuánto hay. La intensidad de una línea de absorción depende no solo del número total de átomos del elemento en la atmósfera de la estrella, sino también del número de estos átomos que están en un estado capaz de absorber la radiación de la longitud de onda relevante y la probabilidad de absorción ocurriendo La probabilidad de absorción puede, en principio, medirse en el laboratorio, pero toda la estructura física de la atmósfera debe calcularse para determinar el número de átomos absorbentes. Naturalmente, es más fácil estudiar la composición química del Sol que de otras estrellas, pero, incluso para el Sol, después de muchas décadas de estudio, todavía hay incertidumbres significativas de la composición química. Los espectros de las estrellas difieren considerablemente, y originalmente se creía que esto indicaba una amplia variedad de composición química. Posteriormente, se dio cuenta de que es la temperatura de la superficie de una estrella la que determina en gran medida qué líneas espectrales se excitan y que la mayoría de las estrellas tienen composiciones químicas similares.
Sin embargo, existen diferencias en la composición química entre las estrellas, y estas diferencias son importantes en un estudio del origen de los elementos. Los estudios de los procesos que operan durante la evolución estelar permiten hacer estimaciones de las edades de las estrellas. Hay, por ejemplo, una clara tendencia a que las estrellas muy viejas tengan cantidades más pequeñas de elementos más pesados que el helio que las estrellas más jóvenes. Esto sugiere que la galaxia originalmente contenía poco de los llamados elementos pesados (elementos más allá del helio en la tabla periódica); y la variación de la composición química con la edad sugiere que los elementos pesados deben haberse producido más rápidamente en la historia temprana de la galaxia que ahora. Las observaciones también comienzan a indicar que la composición química depende de la posición en la galaxia y de la edad, con un mayor contenido de elementos pesados cerca del centro galáctico.
Además de las estrellas, la galaxia contiene gas y polvo interestelar. Parte del gas es muy frío, pero parte forma nubes calientes, las nebulosas gaseosas, cuya composición química puede estudiarse con cierto detalle. La composición química del gas parece parecerse a la de las estrellas jóvenes. Esto está de acuerdo con la teoría de que las estrellas jóvenes se forman a partir del gas interestelar.
