Kozmična obilje elementov
Relativno število atomov različnih elementov običajno opisujemo kot številčnost elementov. Glavni viri podatkov, iz katerih so pridobljene informacije o številnih elementih, so opažanja kemične sestave zvezd in plinskih oblakov v Galaksiji, ki vsebuje osončje in del katerega je s prostim očesom viden kot Mlečna cesta; sosednjih galaksij; Zemlje, Lune in meteoritov; in kozmičnih žarkov.
Kdaj je bila izumljena periodična tabela?
Zvezde in plinski oblaki
Atomi absorbirajo in oddajajo svetlobo, atomi vsakega elementa pa na določenih in značilnih valovnih dolžinah. Spektroskop razširi te valovne dolžine svetlobe iz katerega koli vira v spekter svetlih barv, drugačen vzorec pa identificira vsak element. Ko se v spektroskopu analizira svetloba iz neznanega vira, različni vzorci svetlih linij v spektru razkrijejo, kateri elementi oddajajo svetlobo. Takšen vzorec se imenuje spekter emisije ali svetle črte. Ko svetloba prehaja skozi plin ali oblak pri nižji temperaturi kot svetlobni vir, se plin absorbira pri prepoznavnih valovnih dolžinah in nastane temen črta ali absorpcija.
Tako absorbcijske in emisijske črte v svetlobnem spektru zvezd oddajajo informacije o kemični sestavi vira svetlobe in o kemični sestavi oblakov, skozi katere je svetloba potovala. Absorpcijske črte lahko tvorijo bodisi medzvezdni oblaki bodisi hladne zunanje plasti zvezd. Kemična sestava zvezde je pridobljena s študijo absorpcijskih vodov, ki nastajajo v njeni atmosferi.
Prisotnost elementa je torej mogoče zaznati zlahka, vendar je težje določiti, koliko tega je. Intenzivnost absorpcijske črte ni odvisna samo od skupnega števila atomov elementa v atmosferi zvezde, temveč tudi od števila teh atomov, ki so sposobni absorbirati sevanje ustrezne valovne dolžine in verjetnosti absorpcije se pojavljajo. Verjetnost absorpcije je načeloma mogoče izmeriti v laboratoriju, vendar je treba za določitev števila absorpcijskih atomov izračunati celotno fizično strukturo ozračja. Seveda je lažje preučevati kemijsko sestavo Sonca kot druge zvezde, vendar tudi za Sonce po mnogih desetletjih študija še vedno obstajajo velike negotovosti glede kemične sestave. Spektri zvezd se precej razlikujejo in prvotno je veljalo, da to kaže na najrazličnejše kemično sestavo. Kasneje je bilo ugotovljeno, da je površinska temperatura zvezde tista, ki v veliki meri določa, katere spektralne črte so vzburjene in da ima večina zvezd podobne kemične sestave.
Vendar pa obstajajo razlike v kemični sestavi med zvezdami in te razlike so pomembne pri študiji izvora elementov. Študije procesov, ki delujejo med evolucijo zvezd, omogočajo, da se pripravijo ocene starosti zvezd. Obstaja na primer jasna težnja, da imajo zelo stare zvezde manjše količine elementov, težje od helija, kot mlajše zvezde. To kaže na to, da je prvotno galaksija vsebovala malo tako imenovanih težkih elementov (elementi zunaj helija v periodični tabeli); in spreminjanje kemične sestave s starostjo kaže na to, da so morali težki elementi nastajati hitreje v zgodnji zgodovini Galaksije kot zdaj. Opažanja tudi začnejo kazati, da je kemična sestava odvisna od položaja v Galaksiji, pa tudi od starosti, z večjo vsebnostjo težkih elementov v bližini galaktičnega središča.
Galaksija poleg zvezd vsebuje medzvezdni plin in prah. Nekateri plini so zelo hladni, nekateri pa tvorijo vroče oblake, plinaste meglice, katerih kemično sestavo je mogoče podrobno preučiti. Kemična sestava plina je videti kot mlada zvezda. To je v skladu s teorijo, da se iz medzvezdnega plina oblikujejo mlade zvezde.
