化学元素の豊富さ

化学元素の存在量は、特定の環境における他のすべての元素に対する化学元素の出現頻度の尺度です。存在量は、質量分率（商業的には重量分率と呼ばれることが多い）、モル分率（原子の数による割合、または気体中の分子の割合）、または体積分率の3つの方法のいずれかで測定されます。体積分率は、惑星大気などの混合ガスにおける一般的な存在量の尺度であり、比較的低密度および低圧の気体混合物および理想気体混合物では、分子モル分率とほぼ同じ値になります。この記事で示されている存在量の値のほとんどは、質量分率で表されています。

宇宙における化学元素の豊富さは、ビッグバン核合成時に生成された大量の水素とヘリウムによって支配されている。残りの元素は宇宙の約2%を占めるにすぎず、その大部分は超新星核合成によって生成された。偶数の原子番号を持つ元素は、オッドー・ハーキンスの法則で説明されるように、生成エネルギーが有利なため、周期表の隣の元素よりも一般的に多く存在する。

太陽と外惑星における元素の存在量は、宇宙における存在量とほぼ同じである。太陽の加熱により、地球と太陽系の内側の岩石惑星の元素は、揮発性の水素、ヘリウム、ネオン、窒素、炭素（メタンとして揮発する）がさらに減少している。地球の地殻、マントル、核には、化学的分離と密度による隔離の痕跡が見られる。地殻には軽いケイ酸アルミニウムが、マントルにはより多くのケイ酸マグネシウムが存在し、核は金属鉄とニッケルで構成されている。大気、海洋、人体などの特殊な環境における元素の存在量は、主に存在する媒体との化学的相互作用の結果である。

各元素の存在量は相対値で表されます。天文学では存在量を表すのに対数スケールが用いられます。$\displaystyle \epsilon _{X}}$水素に対する元素Xの相対値として定義される。 $${\displaystyle \epsilon _{X}\equiv \log(N_{X}/N_{H})+12.00}$$ 数密度について${\displaystyle N}$;${\displaystyle \epsilon _{H}=12.00}$ on this scale.^[1] Another scale is mass fraction or, equivalently, percent by mass.^[2]

For example, the abundance of oxygen in pure water can be measured in two ways: the mass fraction is about 89%, because that is the fraction of water's mass which is oxygen. However, the mole fraction is about 33% because only 1 atom of 3 in water, H₂O, is oxygen. As another example, looking at the mass fraction abundance of hydrogen and helium in both the universe as a whole and in the atmospheres of gas-giant planets such as Jupiter, it is 74% for hydrogen and 23–25% for helium; while the (atomic) mole fraction for hydrogen is 92%, and for helium is 8%, in these environments. Changing the given environment to Jupiter's outer atmosphere, where hydrogen is diatomic while helium is not, changes the molecular mole fraction (fraction of total gas molecules), as well as the fraction of atmosphere by volume, of hydrogen to about 86%, and of helium to 13%. Below Jupiter's outer atmosphere, volume fractions are significantly different from mole fractions due to high temperatures (ionization and disproportionation) and high density, where the ideal gas law is inapplicable.

宇宙における化学元素の豊富さは、ビッグバン核合成中に生成された大量の水素とヘリウムによって支配されています。宇宙の約 2% を占める残りの元素は、主に超新星と特定の赤色巨星によって生成されました。リチウム、ベリリウム、ホウ素は、原子番号が小さいにもかかわらず、核融合によって生成されるものの、恒星内の他の反応によって破壊されるため、希少です。^{[ 4 ] [ 5 ]}これらの元素の自然存在は、一種の核分裂反応における炭素、窒素、酸素の宇宙線による核破砕の結果です。炭素から鉄までの元素は、超新星核合成で生成しやすいため、宇宙では比較的豊富です。鉄 (元素 26) よりも原子番号の大きい元素は、生成時に恒星のエネルギーをますます吸収するため、宇宙では次第に希少になります。また、偶数の原子番号を持つ元素は、生成エネルギーが有利なため（オッドー・ハーキンスの法則を参照）、周期表において隣接する元素よりも一般的に多く存在し、最も軽い核種であるヘリウムから硫黄までは、陽子と中性子の数が等しい同位体が最も豊富に存在する。

水素は宇宙で最も豊富な元素であり、ヘリウムはそれに次ぐ。他の元素は、水素に比べて桁違いに少ない。この後、存在量の順位は原子番号と必ずしも一致しなくなる。酸素は存在量順位が3位だが、原子番号は8位である。

既知の安定元素は80 種類あり、最も軽い 16 種類が宇宙の通常の物質の 99.9% を占めています。水素から硫黄までのこれら 16 種類の元素は、核種表(セグレ図とも呼ばれる)の最初の直線部分に位置します。核種表は、通常の物質とエキゾチックな物質の両方の陽子数と中性子数をプロットしたもので、数百の安定同位体と数千の不安定同位体が含まれています。セグレ図が最初は直線になっているのは、(水素を除いて) 通常の物質の大部分 (太陽系では 99.4% ^{[ 6 ]} ) が同数の陽子と中性子 (Z=N) を含んでいるためです。

リチウムまでの元素の存在量は、標準宇宙論モデルによってよく予測されています。これは、それらの元素が主にビッグバン直後（つまり数百秒以内）にビッグバン核合成と呼ばれる過程で生成されたためです。より重い元素は、主にずっと後になって恒星核合成で生成されました。^{[ 6 ]： 275 [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}

一般的に、鉄までの元素は、大型恒星が超新星爆発を起こす過程、あるいは小型恒星が死を迎える過程で生成されます。鉄56は、最も安定な核種（核子あたりの結合エネルギーが最も高い）であり、アルファ粒子から容易に「生成」できるため、特に多く存在します（放射性ニッケル56の崩壊生成物であり、ニッケル56は最終的に14個のヘリウム原子核から構成されます）。鉄より重い元素は、大型恒星におけるエネルギー吸収過程で生成され、宇宙（および地球）における存在量は、一般的に原子番号が増加するにつれて減少します。

この表は、質量比で百万分率で測定した、銀河系で最も一般的な10個の元素（分光法で推定）を示しています。 ^{[ 3 ]} 同様の進化を遂げた近傍の銀河では、水素とヘリウムよりも重い元素が同様に豊富になっています。より遠方の銀河は過去の姿で観測されているため、元素の存在量は原始的な混合物に近いように見えます。しかし、物理法則とプロセスは宇宙全体で均一であるように見えるため、これらの銀河も同様に元素の存在量が似ていると予想されます。

周期表に示されているように、元素の存在量はその起源と一致しています。非常に豊富な水素とヘリウムはビッグバンの産物です。周期表の次の3つの元素（リチウム、ベリリウム、ホウ素）は、原子番号が小さいにもかかわらず希少です。これらはビッグバンで形成される時間が短かったためです。これらは、死にゆく星での核融合、または宇宙線による核破砕によって引き起こされる星間塵中のより重い元素の分解によって少量生成されます。超新星では、核融合によって生成されますが、その後他の反応によって破壊されます。^{[ 4 ]}

各元素の宇宙論的起源を示す周期表

炭素をはじめとするより重い元素は、死にゆく星や超新星において、アルファ粒子（ヘリウム原子核）の蓄積によって生成され、偶数原子番号の元素の存在量が交互に増加する要因となっている（偶数原子番号の元素はより安定している）。奇数原子番号の化学元素が宇宙において一般的に希少であるという効果は、1914年に経験的に発見され、オッドー・ハーキンスの法則として知られている。 以下のグラフ（対数スケール）は、太陽系における元素の存在量を示しています。

太陽系における化学元素の推定存在量（対数スケール）

現代天文学は、宇宙論モデルの一部として太陽中の元素の存在量を理解することに依存している。存在量の値を取得するのは困難である。光球または観測による存在量でさえ、太陽大気と放射結合のモデルに依存する。^{[ 12 ]}これらの天文学的な存在量の値は、水素との比率の対数として報告される。このスケールでは、水素の存在量は12に設定されている。

太陽の光球は主に水素とヘリウムで構成されており、ヘリウムの存在量は太陽活動周期の段階に応じて約 10.3 ～ 10.5 の間で変動します。^{[ 13 ]}炭素は 8.47、ネオンは 8.29、酸素は 7.69 ^{[ 14 ]}、鉄は 7.62 と推定されています。^{[ 15 ]}

地球は太陽を形成したのと同じ物質の雲から形成されたが、惑星は太陽系の形成と進化の過程でそれぞれ異なる組成を獲得した。その結果、地球の歴史の中で、惑星の各部分で元素の濃度が異なるようになった。

地球の質量は約 5.97 × 10です^質量は24  kg。主に鉄（32.1%）、酸素（30.1%）、ケイ素（15.1%）、マグネシウム（13.9%） 、硫黄（2.9%）、ニッケル（1.8%）、カルシウム（1.5 %）、アルミニウム（ 1.4%）で構成され、残りの1.2%は微量の他の元素で構成されている。 ^{[ 16 ]}地球の核に含まれる酸素、ケイ素、硫黄、炭素、水素の量は理論モデルから推測するしかなく、したがって地球全体におけるこれらの元素の存在量は正確にはわかっていない。 ^{[ 17 ]}

地球の元素質量による全体的な組成は、太陽系の全体的な組成とほぼ類似しているが、主な違いは、地球には揮発性元素である水素、ヘリウム、ネオン、窒素が大量に欠けていること、そして揮発性炭化水素として失われた炭素が欠けていることである。

残りの元素組成は、太陽に近い「霜線」の「内側」で形成された「岩石質」の内惑星にほぼ典型的なものであり、そこでは若い太陽の熱と恒星風によって揮発性化合物が宇宙空間に吹き飛ばされた。

地球の質量において、酸素は2番目に大きな成分（そして原子比で最大の成分）として存在している。これは主に酸素の反応性が高いためであり、その結果、酸素は融点が高く蒸気圧が低いケイ酸塩鉱物として結合するようになった。

クラスト

地殻中に存在する9つの主要元素の質量存在比は、おおよそ以下の通りです。酸素46%、ケイ素28%、アルミニウム8.3%、鉄5.6%、カルシウム4.2%、ナトリウム2.5%、マグネシウム2.4%、カリウム2.0%、チタン0.61%。その他の元素は0.15%未満です。全リストについては、「地殻中の元素存在比」を参照してください。

右のグラフは、地球の上部大陸地殻（測定や推定が比較的容易な部分）における化学元素の相対的な原子存在比を示している。

グラフに示されている要素の多くは、（部分的に重複する）カテゴリに分類されます。

1. 岩石を構成する元素（主要元素は緑色の領域、微量元素は薄緑色の領域で示す）。
2. 希土類元素（ランタノイド（La～Lu）、Sc、Y；青色で表示）
3. 主要な工業用金属（世界生産量 >~3× ^10⁷ kg/年、赤色で表示）
4. 貴金属（紫色で表示）
5. 最も希少な9つの「金属」、すなわち6つの白金族元素とAu、Re、およびTe（半金属）は黄色の領域に示されています。これらは鉄に溶けやすいため地殻では希少であり、地球の核に集中しています。テルルは、宇宙存在量と比較してケイ酸塩地球で最も枯渇した元素です。これは、核に高密度のカルコゲニドとして集中していることに加えて、星雲での付加前の選別によって揮発性のテルル化水素として著しく枯渇したためです。^{[ 19 ]}

不安定元素であるテクネチウム（原子番号43）とプロメチウム（原子番号61）が存在するはずの2つの領域が存在します。これらの元素は安定元素に囲まれていますが、最も安定な同位体の半減期は比較的短く（それぞれ約400万年と約18年）、原始的な量はとっくに崩壊しているため、極めて希少です。現在、これらの2つの元素は、ウラン、トリウム、ウラン鉱石中に存在する微量のプルトニウムなどの非常に重い放射性元素の自発的核分裂、または特定の他の元素と宇宙線との相互作用によってのみ自然に生成されます。テクネチウムとプロメチウムはどちらも恒星の大気中で分光分析によって確認されており、恒星大気中では継続的な核合成プロセスによって生成されています。

また、6種類の希ガスが存在するはずの場所に、存在量グラフの空白部分が存在する。これは、希ガスが地殻内で化学的に結合していないため、地殻における存在量が明確に定義されていないためである。

天然に存在する非常に希少で放射能の高い8つの元素（ポロニウム、アスタチン、フランシウム、ラジウム、アクチニウム、プロトアクチニウム、ネプツニウム、プルトニウム）は含まれていません。これらの元素は地球形成時に存在していましたが、何億年も前に崩壊しており、現在ではその量はごくわずかで、ウランとトリウムの放射性崩壊によってのみ生成されるためです。

酸素とケイ素は地殻で最も一般的な元素です。地球や岩石惑星では、ケイ素と酸素は宇宙における存在量よりもはるかに多く存在します。その理由は、これらが互いに結合してケイ酸塩鉱物を形成するためです。^{[ 19 ]}水素、炭素、窒素などの宇宙で一般的な他の元素は、アンモニアやメタンなどの揮発性化合物を形成し、惑星形成時の熱や太陽光によって容易に宇宙空間に蒸発します。

希土類元素

「希土類元素」という名称は、歴史的に誤った表現です。この用語が今も使われているのは、真の希少性というよりも、むしろ馴染みのなさによるものです。比較的豊富な希土類元素は、クロム、ニッケル、銅、亜鉛、モリブデン、スズ、タングステン、鉛といった一般的な工業用金属と同様に、地殻中に濃縮されています。最も存在量の少ない安定希土類元素（ツリウムとルテチウム）でさえ、金のおよそ200倍も存在します。しかし、一般的な卑金属や貴金属とは異なり、希土類元素は採掘可能な鉱床に濃縮される傾向がほとんどありません。そのため、世界の希土類元素の供給源のほとんどは、ごく少数の地域に限られています。さらに、希土類金属は化学的に非常に類似しているため、純粋な元素として分離することは非常に困難です。

地球の地殻上部における個々の希土類元素の存在量の違いは、核効果と地球化学効果という2つの効果の重ね合わせによって生じる。第一に、偶数の原子番号を持つ希土類元素（₅₈ Ce、₆₀ Ndなど）は、隣接する奇数の原子番号を持つ希土類元素（₅₇ La、₅₉ Prなど）よりも宇宙空間および地球上での存在量が多い。第二に、軽い希土類元素は（イオン半径が大きいため）より不適合であり、したがって重い希土類元素よりも地殻に強く濃縮されている。ほとんどの希土類鉱床では、最初の4つの希土類元素（ランタン、セリウム、プラセオジム、ネオジム）が、鉱石中に存在する希土類金属の総量の80%から99%を占めている。

質量で、ヒトの細胞は 65〜90% が水 (H ₂ O) で構成され、残りの大部分は炭素を含む有機分子で構成されています。したがって、酸素が人体の質量の大部分を占め、次に炭素が続きます。人体の質量のほぼ 99% は、水素(H)、炭素(C)、窒素(N)、酸素(O)、カルシウム ( Ca)、リン ( P ) の 6 つの元素で構成されています。^{[ 22 ]}次の 0.75% は、カリウム(K)、硫黄(S)、塩素(Cl)、ナトリウム(Na)、マグネシウム(Mg) の 5 つの元素で構成されています。ヒトの生命に確実に必要であることがわかっている元素は 17 個だけで、さらに 1 つの元素 (フッ素) が歯のエナメル質の強度に役立つと考えられています。さらにいくつかの微量元素が哺乳類の健康に何らかの役割を果たしている可能性があります。ホウ素とケイ素は植物にとって特に必要ですが、動物での役割は不明です。アルミニウムとシリコンは地殻には非常に多く存在する元素であるが、人体には著しく少ない。^{[ 23 ]}

以下に、栄養素を強調した周期表を示します。^{[ 24 ]}

• 元素の存在量（データページ）
• 地殻中の元素の豊富さ
• 自然存在比– 同位体存在比
• ゴルトシュミット分類– 地球化学的分類 
• 原始核種– 地球形成以前に存在した核種（地球上で発見されたもの） 
• 放射浮揚– 恒星現象 
• 化学元素のデータ参照リスト

• 地殻における元素の存在量順リスト（最も一般的な20元素のみ正しい）
• 宇宙における元素の存在量と核合成
• WebElements.com宇宙、太陽、隕石、地球、海洋、河川水などの元素存在量リスト。