Yhteenveto
Kemiallinen alkuaine, jota kutsutaan myös alkuaineeksi, mikä tahansa aine, jota ei voida hajottaa yksinkertaisemmiksi aineiksi tavallisilla kemiallisilla prosesseilla. Alkuaineet ovat perusmateriaaleja, joista kaikki aine koostuu.
Tässä artikkelissa tarkastellaan alkuaineiden alkuperää ja niiden runsautta kaikkialla universumissa. Näiden alkuaineaineiden geokemiallista jakautumista maankuoressa ja maan sisäosissa käsitellään melko yksityiskohtaisesti, samoin kuin niiden esiintymistä hydrosfäärissä ja ilmakehässä. Artikkelissa käsitellään myös jaksollista lakia ja siihen perustuvaa elementtien taulukkojärjestelyä. Tarkempia tietoja alkuaineiden yhdisteistä on kohdassa Kemiallinen yhdiste.
Yleiset havainnot
Tällä hetkellä tunnetaan 118 kemiallista alkuainetta. Noin 20 prosenttia niistä ei esiinny luonnossa (tai niitä on vain pieniä määriä) ja ne tunnetaan vain siksi, että ne on valmistettu synteettisesti laboratoriossa. Tunnetuista alkuaineista 11 (vety, typpi, happi, fluori, kloori ja kuusi jalokaasua) ovat kaasuja normaaleissa olosuhteissa, kaksi (bromi ja elohopea) ovat nesteitä (kaksi muuta, cesium ja gallium, sulavat noin tai juuri huoneenlämpötilan yläpuolella), ja loput ovat kiinteitä aineita. Elementit voivat yhdistyä keskenään muodostaen laajan valikoiman monimutkaisempia aineita, joita kutsutaan yhdisteiksi. Mahdollisten yhdisteiden määrä on lähes ääretön; ehkä miljoona tunnetaan, ja lisää löydetään joka päivä. Kun kaksi tai useampi alkuaine yhdistyy yhdisteeksi, ne menettävät erillisen identiteettinsä ja tuotteella on aivan erilaiset ominaisuudet kuin ainesosien ominaisuudet. Esimerkiksi kaasumaiset alkuaineet vety ja happi, joilla on varsin erilaiset ominaisuudet, voivat yhdistyä muodostamaan yhdisteeksi vettä, jolla on täysin erilaisia ominaisuuksia kuin hapella tai vedyllä. Vesi ei selvästikään ole alkuaine, koska se koostuu ja itse asiassa voidaan hajottaa kemiallisesti kahdesta aineesta vedystä ja hapesta; nämä kaksi ainetta ovat kuitenkin alkuaineita, koska niitä ei voida hajottaa yksinkertaisemmiksi aineiksi millään tunnetulla kemiallisella prosessilla. Suurin osa luonnossa esiintyvistä aineista on fysikaalisia yhdisteiden seoksia. Merivesi on esimerkiksi veden ja useiden muiden yhdisteiden seos, joista yleisin on natriumkloridi eli ruokasuola. Seokset eroavat yhdisteistä siinä, että ne voidaan erottaa osiin fysikaalisilla prosesseilla; Esimerkiksi yksinkertainen haihdutusprosessi erottaa veden muista meriveden yhdisteistä.
Alkuaineen käsitteen historiallinen kehitys
Nykyaikainen alkuainekäsite on yksiselitteinen, riippuu kemiallisten ja fysikaalisten prosessien käytöstä keinona erottaa alkuaineet yhdisteistä ja seoksista. Perusaineiden olemassaolo, joista kaikki aine on tehty, on kuitenkin ollut monien teoreettisten spekulaatioiden perusta historian alusta lähtien. Muinaiset kreikkalaiset filosofit Thales, Anaximenes ja Herakleitus ehdottivat kumpikin, että kaikki aine koostuu yhdestä olennaisesta periaatteesta tai elementistä. Thales uskoi tämän alkuaineen olevan vettä; Anaximenes ehdotti ilmaa; ja Herakleitus, tuli. Toinen kreikkalainen filosofi, Empedokles, ilmaisi toisenlaisen uskomuksen – että kaikki aineet koostuvat neljästä alkuaineesta: ilmasta, maasta, tulesta ja vedestä. Aristoteles oli samaa mieltä ja korosti, että nämä neljä elementtiä kantavat perusominaisuuksia: kuivuus ja lämpö liittyvät tuleen, lämpö ja kosteus ilmaan, kosteus ja kylmä veteen ja kylmä ja kuivuus maahan. Näiden filosofien ajattelussa kaikkien muiden aineiden oletettiin olevan neljän alkuaineen yhdistelmiä, ja aineiden ominaisuuksien uskottiin heijastavan niiden alkuainekoostumuksia. Siten kreikkalainen ajattelu sisälsi ajatuksen, että kaikki aine voidaan ymmärtää alkuaineominaisuuksin; tässä mielessä itse elementtejä pidettiin ei-aineellisina. Kreikkalainen alkuainekäsite, joka oli hyväksytty lähes 2000 vuotta, sisälsi vain yhden puolen nykyaikaisesta määritelmästä – nimittäin sen, että elementeillä on tunnusomaisia ominaisuuksia.
Keskiajan loppupuolella alkemistina kemiallisten prosessien tuntemuksensa kehittyivät entistä kehittyneemmiksi, kreikkalaiset käsitykset aineen koostumuksesta muuttuivat vähemmän tyydyttäviksi. Muita alkuaineominaisuuksia otettiin käyttöön vasta löydettyjen kemiallisten muutosten mukauttamiseksi. Siten rikki tuli edustamaan palavuuden laatua, elohopea haihtuvuutta tai juoksevuutta ja suola tulessa pysyvyyttä (tai palamattomuutta). Nämä kolme alkemiallista elementtiä tai periaatetta edustivat myös aineen luonnetta heijastavien ominaisuuksien abstraktioita, eivät fysikaalisia aineita.
Seoksen ja kemiallisen yhdisteen välinen tärkeä ero lopulta ymmärrettiin, ja vuonna 1661 englantilainen kemisti Robert Boyle tunnusti kemiallisen alkuaineen perusluonteen. Hän väitti, että neljä kreikkalaista alkuainetta eivät voineet olla todellisia kemiallisia alkuaineita, koska ne eivät voi yhdistyä muodostamaan muita aineita eikä niitä voida erottaa muista aineista. Boyle korosti alkuaineiden fysikaalista luonnetta ja suhteutti ne niiden muodostamiin yhdisteisiin nykyaikaisella toiminnallisella tavalla.
Vuonna 1789 ranskalainen kemisti Antoine-Laurent Lavoisier julkaisi luettelon, jota voidaan pitää ensimmäisenä alkuaineluettelon pohjalta. Boylen määritelmä. Lavoisierin alkuaineluettelo laadittiin hajoamis- ja rekombinaatioreaktioiden huolellisen kvantitatiivisen tutkimuksen perusteella. Koska hän ei kyennyt suunnittelemaan kokeita tiettyjen aineiden hajottamiseksi tai muodostamiseksi tunnetuista alkuaineista, Lavoisier sisällytti alkuaineluetteloonsa sellaisia aineita kuin kalkki, alumiinioksidi ja piidioksidi, joiden tiedetään nykyään olevan erittäin pysyviä yhdisteitä. Se, että Lavoisier säilytti edelleen jonkin verran vaikutusta antiikin kreikkalaiseen alkuainekäsitteeseen, osoittaa, että hän sisällytti alkuaineiden joukkoon valon ja lämmön (kalorin).
Seitsemän nykyään alkuaineiksi tunnustettua ainetta – kultaa, hopeaa, kupari, rauta, lyijy, tina ja elohopea – muinaiset tiesivät, koska niitä esiintyy luonnossa suhteellisen puhtaassa muodossa. Ne mainitaan Raamatussa ja varhaisessa hindulaisessa lääketieteellisessä tutkielmassa, Caraka-samhitassa. Kuusitoista muuta alkuainetta löydettiin 1700-luvun jälkipuoliskolla, jolloin menetelmiä alkuaineiden erottamiseksi yhdisteistä tuli paremmin ymmärretty. Kvantitatiivisten analyyttisten menetelmien käyttöönoton jälkeen seurasi 82 muuta.
Alkuaineiden atomiluonne
Alkuaineiden käsitteen kehittymisen rinnalla oli luonteen ymmärtäminen. aineesta. Historian eri aikoina ainetta on pidetty joko jatkuvana tai epäjatkuvana. Jatkuvan aineen oletetaan olevan homogeeninen ja rajoituksetta jakautuva, ja jokaisella osalla on samat ominaisuudet koosta riippumatta. Tämä oli pohjimmiltaan Aristoteles näkemys, kun hän liitti elementaaliset ominaisuudet jatkuvaan aineeseen. Epäjatkuva aine sen sijaan ajatellaan hiukkasmaisena – toisin sanoen jaettavissa olevana vain tiettyyn pisteeseen saakka, pisteeseen, jossa tietyt perusyksiköt, joita kutsutaan atomeiksi, saavutetaan. Tämän käsitteen, joka tunnetaan myös nimellä atomihypoteesi, mukaan perusyksikön (atomin) alajako saattoi synnyttää vain hiukkasia, joilla on hyvin erilaiset ominaisuudet. Atomit olisivat siis bulkkiaineeseen liittyvien ominaisuuksien perimmäisiä kantajia.
Atomihypoteesi luetaan yleensä kreikkalaisen filosofin Demokritoksen ansioksi, joka katsoi kaiken aineen koostuvan neljän alkuaineen atomeista. maa, ilma, tuli ja vesi. Mutta Aristoteleen käsitys jatkuvasta aineesta vallitsi yleensä ja vaikutti ajatteluun, kunnes 1500-luvun kokeelliset löydökset pakottivat palaamaan atomiteoriaan. Kahdentyyppiset kokeelliset todisteet tukivat atomihypoteesia: ensinnäkin kaasumaisten aineiden yksityiskohtainen käyttäytyminen ja toiseksi useiden kemiallisten reaktioiden yhteydessä havaitut kvantitatiiviset painosuhteet. Englantilainen kemisti John Dalton oli ensimmäinen, joka selitti empiirisesti johdetut kemiallisten yhdistelmien lait olettamalla atomien olemassaolon ainutlaatuisilla ominaisuuksilla. Tuolloin kemiallinen yhdistämisvoima (valenssi) ja suhteelliset atomipainot olivat mielenkiintoisimpia ominaisuuksia. Myöhemmin atomihypoteesille suoritettiin lukuisia riippumattomia kokeellisia todistuksia, ja nykyään se on yleisesti hyväksytty. Itse asiassa vuonna 1969 yksittäisiä uraani- ja toriumatomeja tarkkailtiin elektronimikroskoopilla.
Atomien rakenne
Alkuaineaineiden atomit ovat itse monimutkaisia rakenteita, jotka koostuvat perustavanlaatuisempia hiukkasia, joita kutsutaan protoneiksi, neutroneiksi ja elektroneiksi. Kokeelliset todisteet osoittavat, että atomissa pientä ydintä, joka yleensä sisältää sekä protoneja että neutroneja, ympäröi elektroniparvi tai -pilvi. Näiden subatomisten hiukkasten perusominaisuudet ovat niiden paino ja sähkövaraus. Kun protoneilla on positiivinen varaus ja elektronilla negatiivinen varaus, neutronit ovat sähköisesti neutraaleja. Atomin halkaisija (noin 10–8 senttimetriä) on 10 000 kertaa suurempi kuin sen ytimen halkaisija. Neutroneilla ja protoneilla, joita kutsutaan yhteisesti nukleoneiksi, suhteellinen paino on noin yksi atomimassayksikkö, kun taas elektronin paino on vain noin 1/2000. Koska ytimessä esiintyy neutroneja ja protoneja, lähes kaikki atomin massa on keskittynyt sinne. Protonien lukumäärä ytimessä on yhtä suuri kuin alkuaineen atomiluku. Protonien ja neutronien kokonaismäärää kutsutaan massaluvuksi, koska se on sama kuin kyseisen atomin suhteellinen paino muihin atomeihin verrattuna. Koska atomi itsessään on sähköisesti neutraali, atomiluku ei edusta vain protonien tai positiivisten varausten määrää ytimessä, vaan myös elektronien tai negatiivisten varausten lukumäärää atomin ytimen ulkopuolisella alueella.
< p>Alkuaineiden kemialliset ominaisuudet liittyvät läheisesti elektronien lukumäärään ja järjestykseen niiden atomeissa. Siten alkuaineet ovat täysin erotettavissa toisistaan niiden atominumeroiden perusteella. Ymmärtäminen, että näin on, johtaa toiseen alkuaineen määritelmään, nimittäin aineeseen, jonka kaikilla atomeilla on sama atominumero.
Isotooppien olemassaolo
> Monien puhtaiden alkuaineiden luonnossa esiintyvien näytteiden huolellinen kokeellinen tutkimus osoittaa, että kaikilla läsnä olevilla atomeilla ei ole sama atomipaino, vaikka niillä kaikilla on sama atominumero. Tällainen tilanne voi syntyä vain, jos atomien ytimissä on eri määrä neutroneja. Tällaisia atomiryhmiä – joilla on sama atominumero mutta eri suhteellinen paino – kutsutaan isotoopeiksi. Luonnossa esiintyvän alkuaineen isotooppisten muotojen lukumäärä vaihtelee yhdestä (esim. fluori) jopa kymmeneen (esim. tina); useimmissa alkuaineissa on vähintään kaksi isotooppia. Alkuaineen atomipaino määritetään yleensä suuresta atomimäärästä, jotka sisältävät isotooppien luonnollisen jakauman, ja siksi se edustaa näytteen muodostavien atomien keskimääräistä isotooppipainoa. Viime aikoina tarkkuusmassaspektrometrisiä menetelmiä on käytetty isotooppien jakautumisen ja painojen määrittämiseen erilaisissa luonnossa esiintyvissä alkuainenäytteissä.
Alkuaineiden alkuperä
reaktio, joka tuottaa valtavia määriä auringon ja useimpien muiden tähtien säteilemää energiaa, on kevyimmän alkuaineen, vedyn, jonka ytimessä on yksi protoni, fuusio heliumiksi, joka on toiseksi kevyin ja toiseksi runsain, ja jonka ydin koostuu kahdesta protonit ja kaksi neutronia. Monissa tähdissä heliumin tuotantoa seuraa heliumin fuusio raskaammiksi alkuaineiksi, aina raudaksi asti. Vielä raskaampia alkuaineita ei voida valmistaa energiaa vapauttavissa fuusioreaktioissa; Niiden tuottamiseen tarvitaan energiaa.
Tähden eri alkuaineiden osuutta eli sen kemiallista koostumusta muuttavat vähitellen ydinfuusioreaktiot. Tämä muutos keskittyy alun perin tähden keskialueille, joissa sitä ei voida suoraan havaita, mutta se muuttaa joitain tähden havaittavia ominaisuuksia, kuten kirkkautta ja pintalämpötilaa, ja näitä muutoksia pidetään todisteina siitä, mitä tähtialueella tapahtuu. sisätilat. Jotkut tähdet muuttuvat epävakaiksi ja purkavat osan transmutoituneesta aineesta tähtienväliseen avaruuteen; tämä johtaa muutokseen tähtienvälisen väliaineen ja mahdollisesti myöhemmin muodostuneiden tähtien kemiallisessa koostumuksessa. Kemiallisten alkuaineiden alkuperään liittyvä suurin ongelma on päättää, missä määrin nykyään nähtävien tähtien kemiallinen koostumus eroaa maailmankaikkeuden alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta, ja selvittää, missä kemiallisen koostumuksen muutos on syntynyt. Tässä artikkelissa viitataan maailmankaikkeuden kemialliseen koostumukseen, mutta suurin osa havainnoista koskee omia ja naapurigalakseja.
Alkuaineiden kosmiset runsaat
eri alkuaineiden atomien suhteelliset määrät kuvataan yleensä alkuaineiden runsaudeksi. Pääasialliset tietolähteet, joista saadaan tietoa alkuaineiden nykyisestä runsaudesta, ovat havainnot tähtien ja kaasupilvien kemiallisesta koostumuksesta galaksissa, joka sisältää aurinkokunnan ja josta osa näkyy paljaalla silmällä. Linnunrata; naapurigalakseista; maasta, kuusta ja meteoriitteista; ja kosmisista säteistä.
Tähdet ja kaasupilvet
Atomit absorboivat ja säteilevät valoa, ja kunkin alkuaineen atomit tekevät sen tietyillä ja tunnusomaisilla aallonpituuksilla. Spektroskooppi levittää nämä valon aallonpituudet mistä tahansa lähteestä kirkkaiden viivojen spektriksi, jossa jokainen elementti tunnistaa eri kuvion. Kun tuntemattomasta lähteestä tulevaa valoa analysoidaan spektroskoopilla, spektrin kirkkaiden viivojen erilaiset kuviot paljastavat, mitkä elementit säteilevät valoa. Tällaista kuviota kutsutaan emissio- tai kirkasviiva-spektriksi. Kun valo kulkee kaasun tai pilven läpi valonlähdettä alemmassa lämpötilassa, kaasu absorboi sen tunnistavilla aallonpituuksilla ja muodostuu tumma viiva eli absorptiospektri.
Siksi absorptio ja absorptiospektri muodostuvat. tähtien valon spektrin emissioviivat antavat tietoa valonlähteen kemiallisesta koostumuksesta ja pilvien kemiallisesta koostumuksesta, joiden läpi valo on kulkenut. Absorptioviivat voivat muodostua joko tähtienvälisistä pilvistä tai tähtien viileistä ulkokerroksista. Tähden kemiallinen koostumus saadaan tutkimalla sen ilmakehään muodostuneita absorptioviivoja.
Alkuaineen läsnäolo on siis helposti havaittavissa, mutta sen määrää on vaikeampi määrittää. on. Absorptioviivan intensiteetti ei riipu vain alkuaineen atomien kokonaismäärästä tähden ilmakehässä, vaan myös näiden atomien määrästä, jotka ovat tilassa, joka kykenee absorboimaan asiaankuuluvan aallonpituuden säteilyä, ja absorption todennäköisyydestä. esiintyy. Absorption todennäköisyys voidaan periaatteessa mitata laboratoriossa, mutta absorboivien atomien lukumäärän määrittämiseksi on laskettava koko ilmakehän fysikaalinen rakenne. Auringon kemiallista koostumusta on luonnollisesti helpompi tutkia kuin muiden tähtien, mutta jopa Auringon kohdalla on vuosikymmenien tutkimuksen jälkeen edelleen merkittäviä kemiallisen koostumuksen epävarmuustekijöitä. Tähtien spektrit vaihtelevat huomattavasti, ja alun perin uskottiin, että tämä osoitti monenlaista kemiallista koostumusta. Myöhemmin huomattiin, että tähtien pintalämpötila määrää suurelta osin, mitkä spektriviivat ovat virittyneet ja että useimpien tähtien kemiallinen koostumus on samanlainen.
Tähtien kemiallisessa koostumuksessa on kuitenkin eroja, ja nämä erot ovat tärkeitä elementtien alkuperää tutkittaessa. Tähtien evoluution aikana toimivien prosessien tutkimukset mahdollistavat arvioiden tekemisen tähtien iästä. Esimerkiksi hyvin vanhoissa tähdissä on selvä taipumus sisältää pienempiä määriä heliumia raskaampia alkuaineita kuin nuoremmissa tähdissä. Tämä viittaa siihen, että galaksi sisälsi alun perin vähän niin sanottuja raskaita alkuaineita (jaksollisessa taulukossa heliumin ulkopuolella olevia elementtejä); ja kemiallisen koostumuksen vaihtelu iän myötä viittaa siihen, että raskaita alkuaineita on täytynyt tuottaa nopeammin galaksin varhaisessa historiassa kuin nyt. Havainnot alkavat myös osoittaa, että kemiallinen koostumus riippuu sijainnista galaksissa sekä iästä, ja raskaselementtien pitoisuus on korkeampi lähellä galaktista keskustaa.
Tähtien lisäksi galaksissa on tähtienvälistä kaasua ja pölyä. Osa kaasusta on hyvin kylmää, mutta osa muodostaa kuumia pilviä, kaasumaisia sumuja, joiden kemiallista koostumusta voidaan tutkia yksityiskohtaisesti. Kaasun kemiallinen koostumus näyttää muistuttavan nuorten tähtien koostumusta. Tämä on sopusoinnussa teorian kanssa, jonka mukaan nuoret tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasusta.
Kosmiset säteet
Suurienergiset elektronit ja atomiytimet, joita kutsutaan kosmisiksi säteiksi, saavuttavat maan. Galaxyn kaikista suunnista. Niiden kemiallinen koostumus on havaittavissa vain rajoitetusti, mutta tämä voi antaa tietoa niiden alkuperästä ja mahdollisesti alkuaineiden alkuperästä.
Kosmiset säteet ovat suhteellisesti rikkaampia raskaita alkuaineita kuin tähdet, ja ne sisältävät myös enemmän kevyitä alkuaineita litiumia, berylliumia ja booria, jotka ovat tähdissä erittäin harvinaisia. Yksi erityisen mielenkiintoinen ehdotus on, että transuraaniytimiä on saatettu havaita kosmisista säteistä. Uraani on alkuaine 92, massiivinen luonnossa esiintyvä maapallolla; 20 uraanin ulkopuolista elementtiä (kutsutaan transuraanisarjaksi) on luotu keinotekoisesti. Kaikki transuraaniytimet ovat erittäin epävakaita, mikä näyttäisi viittaavan siihen, että kosmiset säteet on täytynyt muodostua ei liian kaukaisessa menneisyydessä.
Tähtien kemiallisessa koostumuksessa on kuitenkin eroja, ja nämä erot ovat tärkeä alkuaineiden alkuperän tutkimuksessa. Tähtien evoluution aikana toimivien prosessien tutkimukset mahdollistavat arvioiden tekemisen tähtien iästä. Esimerkiksi hyvin vanhoissa tähdissä on selvä taipumus sisältää pienempiä määriä heliumia raskaampia alkuaineita kuin nuoremmissa tähdissä. Tämä viittaa siihen, että galaksi sisälsi alun perin vähän niin kutsuttuja raskaita alkuaineita (jaksollisessa taulukossa heliumin ulkopuolella olevia elementtejä); ja kemiallisen koostumuksen vaihtelu iän myötä viittaa siihen, että raskaita alkuaineita on täytynyt tuottaa nopeammin galaksin varhaisessa historiassa kuin nyt. Havainnot alkavat myös osoittaa, että kemiallinen koostumus riippuu sijainnista galaksissa sekä iästä, ja raskaselementtien pitoisuus on korkeampi lähellä galaktista keskustaa.
Tähtien lisäksi galaksissa on tähtienvälistä kaasua ja pölyä. Osa kaasusta on hyvin kylmää, mutta osa muodostaa kuumia pilviä, kaasumaisia sumuja, joiden kemiallista koostumusta voidaan tutkia yksityiskohtaisesti. Kaasun kemiallinen koostumus näyttää muistuttavan nuorten tähtien koostumusta. Tämä on sopusoinnussa teorian kanssa, jonka mukaan nuoret tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasusta.
Kosmiset säteet
Suurienergiset elektronit ja atomiytimet, joita kutsutaan kosmisiksi säteiksi, saavuttavat maan. Galaxyn kaikista suunnista. Niiden kemiallinen koostumus on havaittavissa vain rajoitetusti, mutta tämä voi antaa tietoa niiden alkuperästä ja mahdollisesti alkuaineiden alkuperästä.
Kosmiset säteet ovat suhteellisesti rikkaampia raskaita alkuaineita kuin tähdet, ja ne sisältävät myös enemmän kevyitä alkuaineita litiumia, berylliumia ja booria, jotka ovat tähdissä erittäin harvinaisia. Yksi erityisen mielenkiintoinen ehdotus on, että transuraaniytimiä on saatettu havaita kosmisista säteistä. Uraani on alkuaine 92, massiivinen luonnossa esiintyvä maapallolla; 20 uraanin ulkopuolista elementtiä (kutsutaan transuraanisarjaksi) on luotu keinotekoisesti. Kaikki transuraaniytimet ovat erittäin epävakaita, mikä näyttäisi viittaavan siihen, että kosmiset säteet on täytynyt muodostua ei liian kaukaisessa menneisyydessä.
Aurinkokunta
Suorat kemialliset havainnot sommittelu voidaan tehdä maata, kuuta ja meteoriiteja varten, vaikka tulkintaongelmia onkin. Maankuoren, valtamerten ja ilmakehän kemiallista koostumusta voidaan tutkia, mutta tämä on vain pieni murto-osa Maan massasta, ja koostumuksessa on monia eroja jopa tämän pienen näytteen sisällä. Jotain tietoa Maan havainnoimattoman sisäosan kemiallisista ominaisuuksista voidaan saada tutkimalla maanjäristysaaltojen liikettä ja maan sisäpuolelta peräisin olevaa magneettikenttää (katso alla Alkuaineiden geokemiallinen jakautuminen).
Viime aikoihin asti tiedettiin enemmän alkuaineiden runsaudesta kaukaisissa tähdissä kuin Maan lähimmässä naapurissa Kuussa. Laskeutumiset kuuhun ovat tuottaneet näytteitä, joita on analysoitu intensiivisesti monissa laboratorioissa ympäri maailmaa. Tiedot Apollo 11 -materiaalista, joka on kerätty Rauhanmerellä (Mare Tranquillitatis), on esitetty taulukossa. Apollo 12 -kokoelmien analyysit ovat samanlaisia useimpien elementtien osalta. Analyyttisten tietojen vertailu hiilipitoisten kondriittien (meteoriittityyppi, joka tarjoaa hyvän keskimääräisen näytteen haihtumattomasta aurinkokunnan materiaalista) tietoihin osoittaa, että kuun materiaali on läpikäynyt huomattavan geokemiallisen fraktioinnin (alkuaineiden erottelu). Meteoriitit kärsivät maapallon ilmakehän kuumenemisesta, joten se, mitä maapallolla on, ei välttämättä ole meteoriittien alkuperäinen kemiallinen koostumus, etenkään haihtuvien, kevyiden kaasujen, jotka häviävät helposti. Kun otetaan huomioon haihtuvien kevytkaasujen häviö ja kemiallisen erottelun vaikutuksista vaikuttaa täysin mahdolliselta, että Maan, Kuun, Auringon ja meteoriittien yleinen kemiallinen koostumus on olennaisesti sama ja niillä on yhteinen alkuperä.