원소의 우주 풍부
다양한 원소의 상대적 원자 수는 일반적으로 원소의 존재 비로 기술된다. 현재의 풍부한 원소에 관한 정보를 얻는 주요 데이터 소스는 태양계를 포함하고 일부는 육안으로 육안으로 볼 수있는 은하계의 별과 가스 구름의 화학적 조성에 대한 관찰입니다. 은하수; 이웃 은하의; 지구, 달 및 운석; 그리고 우주 광선의.
주기율표는 언제 발명 되었습니까?
별과 가스 구름
원자는 빛을 흡수하고 방출하며 각 원소의 원자는 특정 및 특성 파장에서 그렇게합니다. 분광기는 모든 광원에서 이러한 파장의 파장을 밝은 색상의 선으로 확산시킵니다. 각 패턴은 각 요소를 식별하는 다른 패턴입니다. 알려지지 않은 광원의 빛이 분광기에서 분석 될 때, 스펙트럼에있는 여러 가지 밝은 선 패턴이 빛을 방출하는 요소를 나타냅니다. 이러한 패턴을 방출 또는 밝은 선 스펙트럼이라고합니다. 빛이 광원보다 낮은 온도에서 가스 또는 구름을 통과 할 때, 가스는 식별 파장에서 흡수되고 다크 라인 또는 흡수 스펙트럼이 형성됩니다.
따라서, 별들로부터의 빛의 스펙트럼에서 흡수 및 방출 라인은 빛의 원천의 화학적 조성 및 빛이 통과 한 구름의 화학적 조성에 관한 정보를 산출한다. 흡수선은 성간 구름 또는 별의 차가운 외층에 의해 형성 될 수있다. 별의 화학적 조성은 대기 중에 형성된 흡수선에 대한 연구에 의해 얻어진다.
따라서 요소의 존재를 쉽게 감지 할 수 있지만 요소의 양을 결정하는 것이 더 어렵습니다. 흡수선의 강도는 별의 대기에서 원소의 총 원자 수뿐만 아니라 관련 파장의 방사선을 흡수 할 수있는 상태에있는 원자의 수와 흡수 확률에 달려 있습니다 발생합니다. 원칙적으로 실험실에서 흡수 확률을 측정 할 수 있지만 대기의 전체 물리적 구조를 계산하여 흡수 원자 수를 결정해야합니다. 당연히 다른 별보다 태양의 화학 성분을 연구하는 것이 더 쉽지만 수십 년의 연구 후에도 태양의 경우에도 화학 성분에 대한 상당한 불확실성이 있습니다. 별의 스펙트럼은 상당히 다르며 원래는 이것이 다양한 화학 성분을 나타내는 것으로 여겨졌습니다. 결과적으로, 어떤 스펙트럼 선이 여기되고 대부분의 별들이 유사한 화학적 조성을 갖는지를 결정하는 것은 별의 표면 온도라는 것이 깨달았다.
그러나 별들 사이의 화학적 조성에는 차이가 있으며, 이러한 차이는 원소의 기원에 대한 연구에서 중요합니다. 항성 진화 동안 작동하는 과정에 대한 연구를 통해 별의 나이를 추정 할 수 있습니다. 예를 들어, 아주 오래된 별들이 어린 별들보다 헬륨보다 더 적은 양의 원소들을 갖는 경향이 분명합니다. 이것은 은하가 원래 소위 무거운 원소 (주기율표에서 헬륨을 초월한 원소)를 거의 포함하지 않았 음을 시사한다. 그리고 나이가 들어감에 따라 화학 성분의 변화는 갤럭시 초기 역사에서 지금보다 더 무거운 원소가 더 빠르게 생산되어야 함을 시사합니다. 관측 결과는 화학 성분이 은하 중심 근처에서 더 높은 무거운 원소 함량으로 나이뿐만 아니라 은하에서의 위치에 의존한다는 것을 나타 내기 시작했다.
별 외에도 은하계에는 성간 가스와 먼지가 포함되어 있습니다. 가스 중 일부는 매우 차갑지 만 일부는 뜨거운 구름, 가스 성운을 형성하며 화학 성분은 세부적으로 연구 할 수 있습니다. 가스의 화학 성분은 어린 별의 화학 성분과 비슷합니다. 이것은 어린 별들이 성간 가스에서 형성된다는 이론과 일치합니다.
