Abundâncias cósmicas dos elementos
O número relativo de átomos dos vários elementos é geralmente descrito como a abundância dos elementos. As principais fontes de dados das quais as informações são obtidas sobre a abundância atual dos elementos são observações da composição química de estrelas e nuvens de gás na galáxia, que contém o sistema solar e parte do qual é visível a olho nu como o Via Láctea; galáxias vizinhas; da Terra, Lua e meteoritos; e dos raios cósmicos.
Quando a tabela periódica foi inventada?
Estrelas e nuvens de gás
Os átomos absorvem e emitem luz, e os átomos de cada elemento o fazem em comprimentos de onda específicos e característicos. Um espectroscópio espalha esses comprimentos de onda da luz de qualquer fonte para um espectro de linhas coloridas, um padrão diferente que identifica cada elemento. Quando a luz de uma fonte desconhecida é analisada em um espectroscópio, os diferentes padrões de linhas brilhantes no espectro revelam quais elementos emitiram a luz. Esse padrão é chamado de emissão, ou espectro de linhas brilhantes. Quando a luz passa através de um gás ou nuvem a uma temperatura mais baixa que a fonte de luz, o gás absorve nos comprimentos de onda identificáveis e um espectro de linha escura ou absorção será formado.
Assim, as linhas de absorção e emissão no espectro da luz das estrelas produzem informações sobre a composição química da fonte de luz e a composição química das nuvens através das quais a luz viajou. As linhas de absorção podem ser formadas por nuvens interestelares ou pelas camadas externas frias das estrelas. A composição química de uma estrela é obtida por um estudo de linhas de absorção formadas em sua atmosfera.
A presença de um elemento pode, portanto, ser detectada facilmente, mas é mais difícil determinar quanto dele existe. A intensidade de uma linha de absorção depende não apenas do número total de átomos do elemento na atmosfera da estrela, mas também do número desses átomos que estão em um estado capaz de absorver radiação do comprimento de onda relevante e da probabilidade de absorção ocorrendo. A probabilidade de absorção pode, em princípio, ser medida em laboratório, mas toda a estrutura física da atmosfera deve ser calculada para determinar o número de átomos absorventes. Naturalmente, é mais fácil estudar a composição química do Sol do que outras estrelas, mas, mesmo para o Sol, após muitas décadas de estudo, ainda existem incertezas significativas da composição química. Os espectros das estrelas diferem consideravelmente e, originalmente, acreditava-se que isso indicava uma grande variedade de composição química. Posteriormente, percebeu-se que é a temperatura da superfície de uma estrela que determina em grande parte quais linhas espectrais são excitadas e que a maioria das estrelas possui composições químicas semelhantes.
No entanto, existem diferenças na composição química entre estrelas, e essas diferenças são importantes em um estudo da origem dos elementos. Estudos dos processos que operam durante a evolução estelar permitem fazer estimativas das idades das estrelas. Existe, por exemplo, uma clara tendência de estrelas muito antigas terem quantidades menores de elementos mais pesadas que o hélio do que as estrelas mais jovens. Isso sugere que a galáxia originalmente continha pouco dos chamados elementos pesados (elementos além do hélio na tabela periódica); e a variação da composição química com a idade sugere que elementos pesados devem ter sido produzidos mais rapidamente no início da história da galáxia do que agora. Observações também estão começando a indicar que a composição química depende da posição na galáxia e da idade, com um maior teor de elementos pesados próximo ao centro galáctico.
Além das estrelas, a galáxia contém gás e poeira interestelar. Parte do gás é muito frio, mas algumas formam nuvens quentes, as nebulosas gasosas, cuja composição química pode ser estudada com mais detalhes. A composição química do gás parece se assemelhar à das estrelas jovens. Isso está de acordo com a teoria de que estrelas jovens são formadas a partir do gás interestelar.
