元素 元素の種類

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

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、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]

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
ヘリウム He Helium Helium Helium
リチウム Li Lithium Lithium Lithium
ベリリウム Be Beryllium Beryllium Beryllium
ホウ素 B Boron Bor Borium
炭素 C Carbon Kohlenstoff Carbonium
窒素 N Nitrogen Stickstoff Nitrogenium
酸素 O Oxygen Sauerstoff Oxygenium
フッ素 F Fluorine Fluor Fluorum
ケイ素 Si Silicon Silicium Silicium
リン P Phosphorus Phosphor Phosphorus
硫黄 S Sulfur Schwefel Sulphur
塩素 Cl Chlorine Chlor Chlorum
ナトリウム Na Sodium Natrium Natrium
カリウム K Potassium Kalium Kalium
チタン Ti Titanium Titan Titanium
クロム Cr Chromium Chrom Chromium
マンガン Mn Manganese Mangan Manganum
Fe Iron Eisen Ferrum
Cu Copper Kupfer Cuprum
亜鉛 Zn Zinc Zink Zincum
ヒ素 As Arsenic Arsen Arsenicum
セレン Se Selenium Selen Selenium
臭素 Br Bromine Brom Bromum
ニオブ Nb Niobium Niob Niobium
モリブデン Mo Molybdenum Molybdän Molybdenum
Ag Silver Silber Argentum
スズ Sn Tin Zinn Stannum
アンチモン Sb Antimony Antimon Stibium
テルル Te Tellurium Tellur Tellurium
ヨウ素 I Iodine Iod Iodum
ランタン La Lanthanum Lanthan Lanthanum
プラセオジム Pr Praseodymium Praseodym Praseodymium
ネオジム Nd Neodymium Neodym Neodymium
タンタル Ta Tantalum Tantal Tantalum
白金 Pt Platinum Platin Platinum
Au Gold Gold Aurum
水銀 Hg Mercury Quecksilber Hydrargentum
Pb Lead Blei Plumbum
ウラン U Uranium Uran Uranium
アルミニウム Al Aluminium(米:Aluminum) Aluminium Aluminium

参考画像

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

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。

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。

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]


注釈

  1. ^ 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。
  2. ^ 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。
  3. ^ 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]
  4. ^ 酸化物しか作らない元素のこと[30]

出典

  1. ^ a b c 広辞苑 第五版 岩波書店
  2. ^ a b c d e 斉藤 1982, pp. 22-24, 1.3原子と元素.
  3. ^ a b c ニュートン別 2010, pp. 12-13, 原子と元素はどうちがうのか?.
  4. ^ デジタル大辞泉. “【化学元素】” (日本語). goo辞書. 2011年10月1日閲覧。
  5. ^ a b c d e f g h i j 斉藤 1982, pp. 9-22, 1.2近代科学と元素.
  6. ^ ニュートン別 2010, pp. 14-15, 原子は電子を出入りさせイオンとなる.
  7. ^ a b c d e f g 斉藤 1982, pp. 2-9, 1.1昔の物質観.
  8. ^ ニュートン別 2010, pp. 34-35, メンデレーエフの正しさは、原子構造で証明された.
  9. ^ ニュートン別 2010, pp. 70-74loc=周期表の元素が112個にふえた.
  10. ^ a b c d e f g 山口 1996.
  11. ^ 野沢正信. “3.アジタ・ケーサカンバリンの唯物論” (日本語). 沼津高専教養科. 2011年1月8日閲覧。
  12. ^ A・スマナサーラ、編集:杜多千秋. “パーリ仏典を読む 沙門果経(6) 第二章 六師外道の話 (三)アジタ・ケーサカンバラの教え” (日本語). 日本テーラワーダ仏教協会. 2011年1月8日閲覧。
  13. ^ 野沢正信. “4.バクダ・カッチャーヤナの七要素説” (日本語). 沼津高専教養科. 2011年1月8日閲覧。
  14. ^ A・スマナサーラ、編集:杜多千秋. “パーリ仏典を読む 沙門果経(6) 第二章 六師外道の話 (四)パクダ・カッチャーヤナの教え” (日本語). 日本テーラワーダ仏教協会. 2011年1月8日閲覧。
  15. ^ 岩波仏教辞典, p. 361.
  16. ^ 櫻部 1981, p. 66.
  17. ^ 土橋茂樹. “西洋古代・中世哲学史(2004年度)” (日本語). 中央大学文学部哲学専攻. 2011年1月8日閲覧。
  18. ^ アリストテレス形而上学』第1巻第3章
  19. ^ 石村 1998, pp. 167-170, 第6項 本当に実在するものは、ものか、性質か 「もの」と「性質」の無限遡及.
  20. ^ a b 石村 1998, pp. 177-178, 第6項 本当に実在するものは、ものか、性質か 「気」の迷い-「万物は気である」(アナクシメネス).
  21. ^ 石村 1998, pp. 183-186, 第6項 本当に実在するものは、ものか、性質か 4人の偉大な「形而上学」者.
  22. ^ 高橋士郎. “八雲” (日本語). 多摩美術大学. 2011年1月8日閲覧。
  23. ^ 長谷川浩司. “古代〜ギリシャ・ローマの数学” (日本語). 京都大学大学院人間・環境学研究科数理科学講座. 2011年1月22日閲覧。
  24. ^ a b c d 千葉 2001.
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  26. ^ a b c 樫田豪利. “Chapter1 物質の構造 (PDF)” (日本語). 金沢大学教育学部附属高等学校. 2011年3月11日閲覧。
  27. ^ 斉藤 1982, p. 10, 錬金術の3元素.
  28. ^ 斉藤 1982, p. 13, 単体と元素.
  29. ^ a b 斉藤 1982, pp. 32-41, 2.1. 近代科学と元素.
  30. ^ 斉藤 1982, p. 34.
  31. ^ a b 斉藤 1982, pp. 53-62, 2.3. つくられた元素.
  32. ^ 原子力の歴史 黎明期1895年-1952年” (日本語). 長野工業高等専門学校. 2011年3月11日閲覧。
  33. ^ 齋藤軍治. “有機物理化学の基礎 第1章 囲み5” (日本語). 京都大学大学院理学研究科化学専攻. 2011年3月11日閲覧。
  34. ^ a b c d e f g h Dennis Overbye, Lonely Hearts of the Cosmos:The Story of the Scientific Quest for the Secret of the Universe翻訳:デニス・オーヴァバイ 『宇宙はこうしてはじまりこう終わりを告げる』 白揚社、2000年、ISBN 4826900961
  35. ^ KRL Home Page
  36. ^ a b c d 青木 2004, pp. 35-47, 第2章 ビッグバンと元素合成.
  37. ^ 立教大学/原子核・放射線物理学研究室 2011年4月15日閲覧
  38. ^ a b c d 青木 2004, pp. 53-79, 第3章 星の中での元素合成.
  39. ^ a b c d e f 齋藤和男 (2009年). “星の一生と元素合成” (日本語). 山形大学理学部地球環境学科. 2011年3月12日閲覧。
  40. ^ a b c d e f 青木 2004, pp. 82-105, 第4章 鉄より重い元素の合成.
  41. ^ 茂山俊和. “錬金に必要な重力 恒星の成長過程で作られる重い元素” (日本語). 東京大学大学院理学系研究科・理学部. 2011年3月14日閲覧。
  42. ^ 星の錬金術 金などの重元素の生成に関する新説” (日本語). AstroArts (2001年). 2011年3月14日閲覧。
  43. ^ 斉藤 1982, pp. 92-97, 4.1. 宇宙にある元素.
  44. ^ a b c 斉藤 1982, pp. 101-116, 4.3. 地球にある元素.
  45. ^ a b 斉藤 1982, pp. 116-123, 4.4. 生命と元素.
  46. ^ 収蔵資料の紹介” (日本語). 東北大学総合学術博物館. 2011年3月11日閲覧。
  47. ^ 元素鉱” (日本語). 東北大学総合学術博物館. 2011年3月11日閲覧。







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