元素 - 元素の種類

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元素

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/06 21:52 UTC 版)

元素の種類

「元素の一覧」および「周期表」を参照

凡例
金属						半金属	非金属
アルカリ金属	アルカリ土類金属	ランタノイド	アクチノイド	遷移金属	ポスト遷移金属		多原子非金属（英語版）	反応性非金属（英語版）		貴ガス
								水素	ハロゲン

表記法

元素を表すには元素記号が使われ、これは原子や分子を表すためにも用いられる。例えば、水は元素は酸素Oと水素Hから作られH₂Oと表記される。これら元素の表示方法はラヴォアジエが命名法を提議した。元素記号はドルトンから始まり、多くの原子量決定にも貢献したイェンス・ベルセリウス（1779年 - 1844年）によって定められた^[33]。

中国語の表記については「元素の中国語名称」を参照

日本語表記

様々な元素と不正確な日本語表記

元素名の日本語表記については『学術用語集化学編』に定められている。原則としてIUPAC名を「化合物名日本語表記の原則」の「化合物名の字訳標準表」の規則に従いアルファベットの綴り字を機械的にカタカナと置き換えて日本語化する（訳字）。それ故、必ずしも発音に忠実なカタカナ表記にはならない。また、学術用語集の初版制定時にすでに日本語化しているものと、すでに英語以外の言語を基に訳字された用語はそのまま固定するように定めたので、英語以外の言語を語源とする日本語表記も存在する。次に示す。なお、日本語表記されている元素の中にはフッ素（弗素）などのように漢字表記はあるものの、使用している漢字が当用漢字（現在の常用漢字）に含まれていなかったために学術用語上ではカタカナ表記にしているものもある。

表記例

日本語表記	元素記号	英語（IUPAC名）	ドイツ語	ラテン語	中国語
水素	H	Hydrogen	Wasserstoff	Hydrogenium	氫
ヘリウム	He	Helium	Helium	Helium	氦
リチウム	Li	Lithium	Lithium	Lithium	鋰
ベリリウム	Be	Beryllium	Beryllium	Beryllium	鈹
ホウ素	B	Boron	Bor	Borium	硼
炭素	C	Carbon	Kohlenstoff	Carbonium	碳
窒素	N	Nitrogen	Stickstoff	Nitrogenium	氮
酸素	O	Oxygen	Sauerstoff	Oxygenium	氧
フッ素	F	Fluorine	Fluor	Fluorum	氟
ケイ素	Si	Silicon	Silicium	Silicium	硅
リン	P	Phosphorus	Phosphor	Phosphorus	磷
硫黄	S	Sulfur	Schwefel	Sulphur	硫
塩素	Cl	Chlorine	Chlor	Chlorum	氯
ナトリウム	Na	Sodium	Natrium	Natrium	鈉
カリウム	K	Potassium	Kalium	Kalium	鉀
チタン	Ti	Titanium	Titan	Titanium	鈦
クロム	Cr	Chromium	Chrom	Chromium	鉻
マンガン	Mn	Manganese	Mangan	Manganum	錳
鉄	Fe	Iron	Eisen	Ferrum	鐵
銅	Cu	Copper	Kupfer	Cuprum	銅
亜鉛	Zn	Zinc	Zink	Zincum	鋅
ヒ素	As	Arsenic	Arsen	Arsenicum	砷
セレン	Se	Selenium	Selen	Selenium	硒
臭素	Br	Bromine	Brom	Bromum	溴
ニオブ	Nb	Niobium	Niob	Niobium	鈮
モリブデン	Mo	Molybdenum	Molybdän	Molybdenum	鉬
銀	Ag	Silver	Silber	Argentum	銀
スズ	Sn	Tin	Zinn	Stannum	錫
アンチモン	Sb	Antimony	Antimon	Stibium	銻
テルル	Te	Tellurium	Tellur	Tellurium	碲
ヨウ素	I	Iodine	Iod	Iodum	碘
ランタン	La	Lanthanum	Lanthan	Lanthanum	鑭
プラセオジム	Pr	Praseodymium	Praseodym	Praseodymium	鐠
ネオジム	Nd	Neodymium	Neodym	Neodymium	釹
タンタル	Ta	Tantalum	Tantal	Tantalum	鉭
白金	Pt	Platinum	Platin	Platinum	鉑
金	Au	Gold	Gold	Aurum	金
水銀	Hg	Mercury	Quecksilber	Hydrargentum	汞
鉛	Pb	Lead	Blei	Plumbum	鉛
ウラン	U	Uranium	Uran	Uranium	鈾
アルミニウム	Al	Aluminium（米：Aluminum）	Aluminium	Aluminium	鋁

参考画像

元素の対角線関係を描いた図。

元素の誕生

ガモフの理論とホイルの理論

20世紀前半、「宇宙には始まりがなく、宇宙の大きさは無限だ」とほとんどの科学者によって信じられていた時に、ジョルジュ・ルメートルが、「宇宙は原始的原子（primeval atom）の“爆発”で始まった」とするモデルを提唱した。ジョージ・ガモフがその理論を発展させるが（ビッグバン理論）^[34]、この理論が提唱された当初、この理論はほとんど誰からも信じられなかった^[34]。1950年代でも支持者は少なく、フレッド・ホイルからも激しい反論がされ議論が起きたが、どちらの理論が正しいか判定しようにも、天文観測の世界で最先端施設であり理論を塗り替える役割を果たしていたウィルソン山天文台ですら、判定に必要な観測データは1920〜1930年代に集められた精度の低いものしか持っておらず^[34]、本当のところ一体どちらの理論に分があるのか、観測データに基づいて判定できるような状態ではなかった。将来観測を行うことで得られるであろう、より精度の高いデータにこの議論の行方がかかっているような状況だった^[34]。

ところで、同理論でジョージ・ガモフは、初期の宇宙は全てが圧縮され高密度だったうえに、超高温度だったとし、宇宙の膨張の始まりを一種の熱核爆弾の火の玉だと捉え、創造の材料が爆発の場で連鎖的に起きる核反応によって、現在の宇宙に見られる様々な元素に転移したのだ、と説明した^[34]（これらの材料のことをガモフは「アイレム（英語版）」と呼び、それらは陽子、中性子、電子、ガンマ線の高密度ガスなどだ、とした^[34]）。従来どおりの定常宇宙論を支持するフレッド・ホイルのほうは、ライバル理論であるビッグバン・モデルと競うためには、自分の理論のほうも炭素・酸素・金・鉄・窒素・ウラン・鉛などの元素が存在するに至った起源を説明しなければならない、ということを意識するようになり、ビッグバンが無くても元素が創生されたと説明することができることを示そうと、「星（天体）ではありとあらゆる核種変換が起こっている」とする考え方を提唱した^[34]。ホイルはこの考え方を支持する証拠を得るために1953年にカリフォルニア工科大学ケロッグ放射線研究所（Kellogg Radiation Lab^[35]）に赴いて、所長のウィリー・ファウラーの協力で、泡箱を用いて3個のヘリウム原子核の衝突による実験を成功させたのであった^[34]。

だが、1965年に宇宙マイクロ波背景放射が発見され、その解釈や説明のための議論が科学者らの間で進められるようになると、徐々にビッグバン理論のほうを支持する科学者の割合が増えてゆくことになり、定常宇宙論のほうは徐々に支持を失ってゆくことになった（その後も様々な観測データが出されるたびに、ビッグバン理論のほうはますます支持者を増やし、ほとんどの科学者から支持されるようになった）。

ビッグバンにおける元素生成

詳細は「ビッグバン原子核合成」を参照

「元素合成」も参照

ビッグバン理論では、すべての根元物質はビッグバン開始から約10分間で創造された、とされる。

（現在、ほとんどの科学者から支持されていると言ってもいい）ビッグバン理論では、宇宙開闢では非常に高いエネルギーの解放が起こり、ビッグバンと呼ばれる大爆発とともに急速な膨張を起こしながら温度を下げ、エネルギーが転移してすべての物質が生まれた、というのである^[36]。

近年の物理学者の説明によると、ビッグバン発生直後は高エネルギーのみで宇宙は満たされていたが、1秒経過後には温度が1000億度程度まで下がり、陽子と中性子が生成され、この時点では電子やニュートリノと反応を起こして陽子と中性子は双方向に変化しつつ平衡状態にあったとされる。しかしこの環境下では、陽子と電子が反応するにはエネルギーを要するのに対し、中性子は電子と反電子ニュートリノを放出して容易に陽子へと変化した^[37]。そのため、膨張による温度低下とともに相対的に陽子の数が多くなってゆく^[36]。

100秒程が経ち温度が100億度前後まで下がると、陽子と中性子が結びつき始め、重水素の原子核が生成され始め、さらに質量数4のヘリウム⁴Heへ原子核反応を起こす。ヘリウム原子核を構成すると中性子は安定し崩壊は起こらなくなる。この合成が進行した頃、陽子と中性子の個数比は7対1であったため陽子が大量に残り、これが水素となった。宇宙がさらに冷えて電子を取り込み元素となった際、この陽子と中性子の差から、水素とヘリウムの個数比はほぼ12対1となった。これらビッグバンにおける元素生成は約10分間で終了したと言われる^[36]。

ただし、ビッグバンで生成された元素には、微量のリチウムも存在したと考えられる。高エネルギー下で元素が生成される際、若干ながら三重水素³Hやヘリウム3 ³Heが生じ、これが⁴Heと核融合することがあり、これが質量数7のリチウムの同位体となった可能性が指摘された。宇宙誕生直後に生まれた非常に古い第一世代の星を観測すると、恒星内での核融合や外部からの元素取り込みが無いため重元素はほとんど観測されないが、有意なリチウムの含有が確認された例があり、これはビッグバンで生成された元素だと考えられている。ただし、理論と観測ではその量に差があり、ビッグバン理論には修正が求められる可能性がある^[36]。

恒星内での核融合

陽子-陽子連鎖反応模式図。合計4つの陽子（赤玉-Proton）が3段階の衝突を繰り返し、陽子2と中性子（黒玉-Neutron）2によるヘリウム原子核となる。その過程で2個の電子（白玉-Positron）と各2度のニュートリノ（ν-Neutrino）とガンマ線（γ-Gamma Ray）を発する。

詳細は「恒星内元素合成」を参照

ほとんどが水素かヘリウムであったビッグバンで生成された元素は、そのままでは宇宙の中に散ってしまっていたが、やがて密度が高い領域で集まり、高温高圧となった部分が第一世代の恒星となり核融合反応が始まった。最初の恒星は、ビッグバンから2億年後に生まれたと考えられている^[38]。恒星の中では陽子-陽子連鎖反応によって水素（陽子）がヘリウムへ核融合を起こし、これによって生じるエネルギーで輝く星を主系列星という^[39]。なお、恒星内で炭素・窒素・酸素を媒介に陽子がヘリウムへ変化するCNOサイクルもエネルギー発生のメカニズムであるが、この反応では炭素などの元素は基本的に増加しない^[38]。

恒星は水素を消費しながらエネルギーを生じるが、それが進むと中心核にはヘリウムが溜まり、水素の核融合反応は核の周辺部で行われるようになる。そしてある程度のヘリウムが蓄積され温度が1億度に達すると中心核でヘリウム3個の核融合^[39]であるトリプルアルファ反応が起こり、炭素が生成される（ヘリウム燃焼過程^[39]）。比較的軽い星では膨張し赤色巨星となり、やがて星間ガスとして元素を放出しながら白色矮星となる^[38]。

質量が太陽の3倍程度までの恒星では、核融合反応で生成される元素は炭素止まりだが、より大きな星では核に溜まった炭素や酸素を使う反応（炭素燃焼過程や酸素燃焼過程）へ進み^[39]、ネオンやケイ素等を経て最終的に鉄までが生成される。安定した鉄の原子核は電気反発力が強く^[40]核融合を起こさないため、恒星の中心部ではエネルギー発生が止まる。この段階で恒星は鉄を中心に外側に段々と軽い元素が多層を成し、たまねぎのような構造となる。これが超新星爆発を経て放出される^[38]。

中性子捕獲による元素合成

キセノンを起点にした中性子捕獲（s過程及びr過程）の例。

詳細は「中性子捕獲」および「超新星元素合成」を参照

恒星内の核融合反応では、鉄より重い元素はほとんど生成されず、ごくわずか生じてもすぐに分解してしまう。これらは、原子核が電気反発力を生じない中性子を獲得するという全く別の方法で生じるが、そのような反応が可能となる場所は限られる。ひとつは、既に鉄などの重い元素を含む第二世代の恒星内であり、もうひとつは超新星爆発の瞬間である^[40]。

太陽よりやや重い程度の恒星（中質量星）では、中心部の核融合で生成される元素は炭素までに止まる。このような星の晩年には、メカニズムははっきり分かっていないが剥き出しの中性子が生じ、第二世代星が元々含んでいた重元素がこれを捕獲する。すると、同じ陽子の数ながら中性子数が多い同位体となる。これが不安定な同位体となると、中性子がベータ崩壊を起こして陽子に変化し、原子番号がひとつ多い元素へ変化する。この反応が繰り返され、鉄よりも重い元素が生成される。中質量星の内部では比較的中性子の数が少なく、捕獲とベータ崩壊が順次繰り返される。これは「遅い過程・s過程」（s-プロセス、sはslowの略）と呼ばれる^[40]。この過程において、中性子捕獲は数万年から数十万年に1個であり、ビスマスまでの重元素を生成すると考えられる^[39]。

「遅い過程」に対し、中性子数が多くベータ崩壊の機会を与えない環境が、超新星爆発である。太陽の10倍以上の質量を持つ恒星では、その末期になると中心部に中性子のかたまりが形成され、やがて重力崩壊による大規模な爆発を起こして終焉を迎える。このII型に分類される超新星爆発の際も中性子が発生し、恒星内の元素に中性子捕獲を起こす。しかもこれは数秒間という短い時間に大量の中性子を供給し、不安定な同位体にベータ崩壊を起こす暇を与えず、質量数をどんどん増やす合成を行う。そのため、高質量数となった同位体は宇宙空間へ放出された後に、崩壊すると原子番号が高い元素へ変換される。これは「早い過程・r過程」（r-プロセス、rはrapidの略）と呼ばれる^[40]。この過程では、観測からウランより重いカリフォルニウムの生成が確認されている^[39]。しかしこのメカニズムも不明な点が多い^[40]。

その他の元素合成

過程の詳細は判明していないが、他にも元素合成を起こす宇宙の現象がある。質量が太陽程度の恒星が中性子星と連星になっている場合、その質量が太陽の約1.4倍になるとIa型超新星爆発を起こし、重い元素が生成される可能性が指摘されている^[41]。

また、中性子星同士が衝突した際にも元素合成が生じるとの指摘もある。恒星を舞台に元素合成する理論だけでは説明できなかった地球上に存在する金や白金などの量について、イギリスのレスター大学とスイスのバーゼル大学の協同チームはスーパーコンピュータを用いて試算し、中性子星同士が衝突することで生成・放出される説を発表した^[42]。

脚注

注釈

^ 例えば、「図解入門よくわかる最新元素の基本と仕組み」。「四元素論」をアリストテレスに帰着させ、アリストテレスを批判している。
^ 「科学者」という用語が造語され、概念が用いられるようになったのはあくまで1833年のことである。
^ ただしボイルの定義は、元素と単体の区分が不明瞭であった^[28]。
^ 酸化物しか作らない元素のこと^[30]。

出典

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