かがく‐そせい〔クワガク‐〕【化学組成】
化学式
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化学において、化学式（かがくしき、chemical formula）は、特定の化合物や分子を構成する原子の化学的比率に関する情報を表す方法で、化学元素記号や数字に加え、丸括弧、ダッシュ、角括弧、コンマ、プラス (+) やマイナス (−) 記号などの他の記号も併用される。これらは、印刷上の1行に収まるよう制限されているが、下付き文字や上付き文字を含むこともできる。ただし化学式は、単語を含まないため、化学名ではない。また、化学式が単純な化学構造を示唆することもあるが、完全な化学構造式とは異なる。化学式は、最も単純な分子や化学物質の構造のみを完全に特定できるが、一般的に化学名や構造式よりも表現力は制限されている。
注記
出典
- ^ “Law of Constant Composition”. Everything Math and Science. SIYAVULA. 2016年3月31日閲覧。
This material is available under a Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 license. - ^ Burrows, Andrew. (2013-03-21). Chemistry³ : introducing inorganic, organic and physical chemistry (Second ed.). Oxford. ISBN 978-0-19-969185-2. OCLC 818450212
- ^ Chai, Yan; Guo, Ting; Jin, Changming; Haufler, Robert E.; Chibante, L. P. Felipe; Fure, Jan; Wang, Lihong; Alford, J. Michael et al. (1991). “Fullerenes wlth Metals Inside”. Journal of Physical Chemistry 95 (20): 7564–7568. doi:10.1021/j100173a002.
- ^ Edwin A. Hill (1900). “On a system of indexing chemical literature; Adopted by the Classification Division of the U.S. Patent Office”. J. Am. Chem. Soc. 22 (8): 478–494. doi:10.1021/ja02046a005. hdl:2027/uiug.30112063986233.
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化学組成
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「アルカリマンガン乾電池」の記事における「化学組成」の解説
充電式とそうでないアルカリ電池の組成の主な違いは材料の組成と充電に適した構造であるか否かである。化学組成の改良なくしては複数回の充電を維持できない。電池はこれまでのアルカリ電池や充電式電池以上の液漏れ対策が施されている。
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化学組成
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「HE 1327-2326」の記事における「化学組成」の解説
HE 1327-2326は、2005年の時点で知られている中で金属量が最も少ない恒星であった。金属量の指標としてよく使われる[Fe/H]の値は-5.4で、これは鉄原子が太陽の25万分の1の割合しか含まれていないことを意味する。これまで知られていた中で最も金属量の少ない恒星は[Fe/H] = -5.3のHE 0107-5240だったが、この星はその1.5分の1しかない。2019年の研究ではさらに低い[Fe/H] = -5.71 という値が示されている。未発見の種族IIIの恒星は、理論上は[Fe/H] = -6.0という値を持つが、この恒星はそれに迫る値である。このように極めて金属量の少ない恒星は極超金属欠乏星 (HMP, hyper-metal-poor star) と呼ばれている。 初期の宇宙の元素組成は、ビッグバン時の元素合成で生成された水素とヘリウム、痕跡量のリチウムとベリリウムのみで構成されていたと考えられている。それ以上の重元素は、恒星内部での核融合によって生成されたと考えられている。そのため、金属量の少ない恒星は、それだけ初期に近い時代で生成された恒星であると考えることができる。このような初期宇宙の恒星は、現在では見られないような、太陽の数百倍もの質量を持つ超大質量星であったと考えられているが、質量が大きい恒星は、寿命が数百万年と極めて短い時間で寿命を迎え、超新星爆発を起こしてしまうため、種族IIIと呼ばれるこのような恒星は未だ発見されていない。しかし質量が小さな恒星ならば、宇宙の開闢から約138億年が経過した現在でも観測可能なほどの長い寿命を持つことができる。これまでの理論では、宇宙の初期には太陽質量程度の軽い恒星は形成されないと考えられてきたが、2002年のHE 0107-5240と2005年のHE 1327-2326の発見により、このような軽い恒星も形成されていることが判明した。 HE 1327-2326は、HE 0107-5240と共に、他の低金属量の恒星とは違う特徴がある。それは、炭素や窒素の量が多いことである。2019年の研究では、HE 1327-2326の[Fe/H]は-5.71に対して[C/Fe]は4.18だった。この数字は、鉄原子は太陽に比べて10-5.71 = 約50万分の1の割合でしか含まれていない一方で、炭素：鉄の比率は太陽と比べて104.18 = 1万5000倍に達することを意味する。このような特徴を持つ恒星は炭素過剰金属欠乏星 (CEMP) と呼ばれる。 HE 1327-2326からは、ニッケルの弱い吸収線が認められている。また、検出可能なリチウムの吸収線は発見されていない。これは、HE 1327-2326の表面で、リチウムを消費するような元素の枯渇が見られるためと考えられている。[O/Fe]OHの値から推定される[O/Fe]の値は2.5か2.8であるが、これは準巨星の値である[O/Fe] < 3.0と矛盾しない値である。また、似た恒星であるHE 0107-5240と比較すると、鉄と炭素以外の元素組成比に無視できない違いがあり、特にMg/Feと、Sr/FeがHE 0107-5240と比べると高い。これは、初期の恒星の形成理論に強い制限を加えるものである。
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化学組成
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果実には炭水化物、5～7%の糖分(グルコースとフルクトース)、1～2%のクエン酸、リンゴ酸、ビタミンC、タンニン、精油が含まれており、パイナップルの風味をもたらしている。
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化学組成
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星間雲の組成を分析するため、星間雲が発する電磁波の研究が進められている。星間雲を研究する方法のひとつは、ある物質のスペクトルからこの物質を特定しやすい 波長を選び、大型の電波望遠鏡や光学望遠鏡で全天を走査することである。低温の分子雲では長波長の電磁波が観察できる。さまざまな種類の分子の分布図を作成すると、分子雲の組成がわかる。高温雲ではいろいろな元素のイオンがみられ、そのスペクトルは可視光線や紫外線で観測できる。 もうひとつの方法は電波望遠鏡や光学望遠鏡である一点をいろいろな波長を観測し、電磁波（光や電波）の強度を記録することである。スペクトル中に現れる数々のピークは星間雲中に各種物質が分子や原子やイオンの状態で豊富に存在することを意味する。ピークの高さでそれぞれの構成比がわかる。
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化学組成
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乾隆ガラスはソーダガラスであり、ナトリウムを初めアルカリ分に富んだ化学組成をしている。中国では乾隆ガラスが作られるようになった清代以前にも、ガラスが漢代の頃から作られている。ガラスの中国における起源に対する明確な説はないものの戦国時代の遺跡からガラス器具が出土している。ローマガラスは乾隆ガラスの含まれるソーダガラスの一種であるナトロンガラスと古代中国で作られたガラスは異なる化学組成である。このために、中国でのガラスは独自の起源をもち、紀元前に起源があるとの考えの説も提唱されている。また、ヨーロッパからの技術移入で乾隆ガラスが作られるようになった17世紀のガラスはソーダガラスであったのに対して、1世紀前の16世紀の明代の中国では鉛を用いた鉛ガラスが作られていた。乾隆ガラスがソーダガラスから作られているのに対して古代中国で作られてにたガラスは主に鉛ガラスであり、歴史的に中国で使われた鉛ガラスと乾隆ガラスとには製法に断絶がある。中国でのガラスの化学組成の変化からも、ヨーロッパから伝わったガラス製法により乾隆ガラスが作られるようになったと考えられる。
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化学組成
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一不飽和脂肪酸が大部分を占めるため、非常に安定している。脂肪酸組成は以下のとおりである。 一不飽和脂肪酸: オレイン酸 (70-78%) 多不飽和脂肪酸: リノール酸 (4.0-7.0%) α-リノレン酸 (0.1-0.7%) 飽和脂肪酸: パルミチン酸 (9-12%) ステアリン酸 (5.0-8.0%) アラキドン酸 (0.3-0.7%) トコフェロール、ステロール、フラボノイド、プロシアニジン、ガロタンニン、カテキンも含まれている。
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化学組成
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「シアン化アンモニウム」の記事における「化学組成」の解説
元素組成: 水素 9.15%、炭素 27.23%、窒素 63.55% シアン化アンモニウムは、塩を加熱して分解生成物を補足することにより分析することができる。水溶液においては、シアン化物イオンは、硝酸銀滴定法またはイオン選択電極法、アンモニアは滴定法または電極法で分析する。
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化学組成
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二硫化セレンは大体SeS2の組成を有し、硫化セレンと呼ばれることもある。 しかし、純粋な化合物ではなく、全体的なSe：S比が1：2である混合物である。この化合物はSenS8−nと原子の数が変動し、SおよびSe原子を含むSe-S環を形成する 多くの硫化セレンは、77Se-NMRで検出できることが知られている。
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化学組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/12/18 07:37 UTC 版)
マカダミア油は、約60%のオレイン酸、約19%のパルミトレイン酸、1-3%のリノレン酸、1-2%のα-リノレン酸を含む。ほぼ等量のω-6脂肪酸とω-3脂肪酸を含むものもある。マカダミアは、世界中の様々な場所で栽培されているが、その油の脂肪酸組成は、環境要因にはほとんど影響されない。マカダミア油は、植物のトリグリセリド油に典型的な性質を持つ。また、多価不飽和脂肪の含有割合が低いため、非常に安定である。
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化学組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/25 20:59 UTC 版)
カピラリシン クロロゲン酸ブチルエステル 6,7-ジメチルエスクレチン イソサバンジン マグノリオシド 7-メトキシクマリン 7-メチルエスクレチン サバンジンA サバンジンB スコパロン スコポレチン β-シトステロール この項目は、植物に関連した書きかけの項目です。この項目を加筆・訂正などしてくださる協力者を求めています（プロジェクト:植物／Portal:植物）。
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化学組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/07/03 02:40 UTC 版)
ブリストルガラスの深く明るい青色を構成している成分は酸化コバルト(II)を含有しており、さらに一酸化鉛 (PbO) が約24%混入している。
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化学組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/18 06:20 UTC 版)
水素と比較した元素の存在量 木星と太陽元素 太陽 木星/太陽 He/H 0.0975 0.807 ± 0.02 Ne/H 1.23 × 10-4 0.10 ± 0.01 Ar/H 3.62 × 10-6 2.5 ± 0.5 Kr/H 1.61 × 10-9 2.7 ± 0.5 Xe/H 1.68 × 10-10 2.6 ± 0.5 C/H 3.62 × 10-4 2.9 ± 0.5 N/H 1.12 × 10-4 3.6 ± 0.5 (8 bar)3.2 ± 1.4 (9-12 bar) O/H 8.51 × 10-4 0.033 ± 0.015 (12 bar)0.19-0.58 (19 bar) P/H 3.73 × 10-7 0.82 {S/H 1.62 × 10-5 2.5 ± 0.15 木星と太陽の同位体存在比比 太陽 木星 13C/12C 0.011 0.0108 ± 0.0005 15N/14N <2.8 × 10-3 2.3 ± 0.3 × 10-3(0.08-2.8 bar) 36Ar/38Ar 5.77 ± 0.08 5.6 ± 0.25 20Ne/22Ne 13.81 ± 0.08 13 ± 2 3He/4He 1.5 ± 0.3 × 10-4 1.66 ± 0.05 × 10-4 D/H 3.0 ± 0.17 × 10-5 2.25 ± 0.35 × 10-5 木星の大気の化学組成は、木星全体の組成と似ている。ガリレオが1995年12月7日に木星の大気圏に突入した際に、大気プローブで直接観測を行っているため、木星の大気は、全ての木星型惑星の大気の中で最も良く理解されている。木星の大気についてのその他の情報源には、地上の天文台や赤外線宇宙天文台、カッシーニ等がある。 木星の大気の2つの主な構成成分は、水素分子とヘリウムである。ヘリウムの存在量は、水素分子と比べて分子数で0.157 ± 0.0036、質量で0.234 ± 0.005であり、原初太陽系の存在比よりも若干小さい。この理由は完全には理解されていないが、ヘリウムの一部が木星の核に凝縮したと考えられている。この凝縮は、ヘリウムの雨の形であったと考えられている。水素が10,000km以上の深さで金属水素の状態に変わると、ヘリウムはそこから分離して小滴を形成し、金属水素よりも濃縮されて核に沈み込む。ネオンはヘリウム小滴に容易に溶け込み、一緒に核に移行するため、木星大気にネオンが存在しないことも説明可能である。 木星の大気には、水、メタン、硫化水素、アンモニア、ホスフィン等の様々な単純な化合物が含まれる。対流圏深く（10バール以下）の存在量は、木星の大気には炭素、窒素、硫黄、そして恐らく酸素の存在量が、太陽と比べて2倍から4倍豊富であることを示唆している。アルゴン、クリプトン、キセノン等の希ガスも太陽より多いと考えられるが、ネオンは少ない。アルシンやゲルマン等の化合物の存在は、痕跡量である。木星の大気の上層には、メタンから形成されるエタン、アセチレン、ジアセチレン等の単純な炭化水素が少量含まれる。上層大気中の二酸化炭素、一酸化炭素、水の存在は、シューメーカー・レヴィ第9彗星のような衝突した彗星によってもたらされたと考えられている。冷たい対流圏界面がコールドトラップとして働くため、この水は、対流圏から上昇してきたものではあり得ない。 地上の天文台や探査機による観測により、木星の大気の同位体存在比についてより詳しいことが分かった。2003年7月時点で、重水素の存在比について受け入れられた値は、2.25 ± 0.35 × 10-5であり、恐らく太陽系を生み出した原始惑星状星雲の存在比を表していると考えられている。窒素の同位体の存在比は窒素15/窒素14が2.3 × 10-3で、地球の大気（3.5 × 10-3）よりも3分の1程度小さい。太陽系の形成と進化のこれまでの理論では、地球型惑星の窒素の同位体存在比を太陽系原初のものとして考えていたため、後者の発見は特に重要である。
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化学組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/26 14:15 UTC 版)
エリオン沸石の化学組成は、おおよそ次の式で表される。 (Na2,K2,Ca)2Al4Si14O36•15H2O 最も主要な成分に基づいて、ソーダエリオン沸石（Erionite (Na)）、カリエリオン沸石（Erionite (K)）、および灰エリオン沸石（Erionite (Ca)）の形態に区別することができる。エリオン沸石は、リンクされた四面体のフレームワークで構成される六角形のケージのような構造を持つ。それは、結晶ファイバーの放射グループの白い角柱状結晶で構成されている。エリオン沸石は、その重量の最大20％を水中で吸収し、比重は2.02〜2.13であり、ガス吸収、イオン交換、および吸収された化合物の分子サイズに依存する選択性の高い触媒特性を備えている。 ゼオライトは、一般に、優れた熱安定性、再水和速度論、および水蒸気吸着能力を備えている。
※この「化学組成」の解説は、「エリオン沸石」の解説の一部です。
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化学 (鉱物) 組成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/07 21:57 UTC 版)
多くの洞窟生成物は石灰洞 (鍾乳洞)内で見られ、その化学組成はおもに炭酸カルシウム CaCO3 (鉱物名は方解石、岩石名は結晶質石灰岩) である。 少数ではあるが生成条件によっては同じ化学組成を有する霰石や、石膏 CaSO4･2H2O、水酸燐灰石 Ca5(PO4)3(OH)、褐鉄鉱 FeO(OH)･nH2O、珪酸 Si(OH)4、 氷 H2O、粘土、珪藻などからなる例もある。 特異な例として、金属鉱床にともなう洞窟や坑道内、熔岩中の空隙などには、針鉄鉱 FeO(OH)、孔雀石 Cu2CO3(OH)2、胆礬 (たんばん) CuSO4･5H2O、岩塩 NaCl、メノウ SiO2、蛋白石 SiO2･nH2O、石英 SiO2などの例が見られることがある。
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