化学元素の豊富さ

化学元素の存在度は、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相対的な存在量の尺度です。存在度の測定方法は、質量分率（商業的な文脈では重量分率と呼ばれることが多い）、モル分率（数値による原子の割合、または気体中の分子の割合）、体積分率の 3 つがあります。体積分率は、惑星の大気などの混合ガスにおける一般的な存在度の尺度であり、比較的密度と圧力が低いガス混合物や理想気体混合物では、分子のモル分率と値が似ています。この記事のほとんどの存在度の値は、質量分率として示されています。

宇宙に存在する化学元素の豊富さは、ビッグバン元素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。残りの元素は宇宙の約2%を占めるに過ぎませんが、その大部分は超新星元素合成によって生成されました。偶数の原子番号を持つ元素は、オッド・ハーキンスの法則によって説明される有利な生成エネルギーのため、周期表では一般に隣接する元素よりも多く見られます。

太陽および外惑星の元素の豊富さは、宇宙の豊富さに似ています。太陽熱により、地球および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ます。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証拠が見られます。地殻にはアルミニウムの軽いケイ酸塩が見られ、マントルにはより多くのマグネシウムケイ酸塩があり、核は金属鉄とニッケルで構成されています。大気、海洋、人体などの特殊な環境における元素の豊富さは、主にそれらが存在する媒体との化学的相互作用の産物です。

各元素の存在量は相対数として表される。天文学では、水素に対する元素Xの 存在量の相対的な対数スケールが使用され、このスケールでは数密度は で定義される。[ 1 ^]別のスケールは質量分率、つまり質量パーセントである。^[2]${\displaystyle \epsilon_{X}}$$${\displaystyle \epsilon_{X}\equiv\log(N_{X}/N_{H})+12.00}$$${\displaystyle N}$${\displaystyle \epsilon _{H}=12.00}$

たとえば、純水中の酸素の存在量は2 つの方法で測定できます。質量分率は約 89% です。これは、水の質量のうち酸素が占める割合だからです。ただし、モル分率は約 33% です。これは、水 (H ₂ O)に含まれる 3 個の原子のうち酸素は 1 個だけだからです。別の例として、宇宙全体と木星などの巨大ガス惑星の大気の両方における水素とヘリウムの質量分率の存在量を見ると、水素が 74% 、ヘリウムが23～25%です。一方、これらの環境では、水素の(原子) モル分率は 92%、ヘリウムは 8% です。与えられた環境を、水素が二原子分子でヘリウムがそうではない木星の外層大気に変更すると、分子モル分率 (全気体分子の割合) と大気の体積分率は、水素が約 86%、ヘリウムが 13% に変わります。木星の外層大気の下では、高温（イオン化と不均化）と高密度のため、体積分率はモル分率とは大きく異なり、理想気体の法則は適用できません。

宇宙に存在する化学元素の豊富さは、ビッグバン元素合成の際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%を占めるに過ぎず、その大部分は超新星と特定の赤色巨星によって生成された。リチウム、ベリリウム、ホウ素は、原子番号が低いにもかかわらず、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、希少である。^{[4] [5]これらの元素の自然発生は、ある種の核分裂反応における炭素、窒素、酸素の}宇宙線破砕の結果である。炭素から鉄までの元素は、超新星元素合成で簡単に生成できるため、宇宙で比較的豊富である。鉄よりも原子番号が大きい元素（元素番号26）は、生成時に恒星のエネルギーをますます吸収するため、宇宙で次第に希少になる。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・ハーキンスの法則を参照）、周期表では一般に隣接する元素よりも多く存在し、ヘリウムから硫黄までの最も軽い核種の中では、陽子と中性子の数が等しい同位体が最も豊富です。

水素は宇宙で最も豊富な元素であり、ヘリウムが 2 番目です。他の元素は桁違いに少ないです。これ以降、豊富さの順位は原子番号と一致しなくなります。酸素は豊富さの順位は 3 ですが、原子番号は 8 です。

80 種類の安定元素が知られており、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の 16 種類の元素は、核種の表(セグレ・プロットとも呼ばれる) の最初の直線部分に該当します。この表は、数百種類の安定同位体と数千種類以上の不安定な同位体を含む、通常の物質とエキゾチックな物質の両方の陽子と中性子の数をプロットしたものです。セグレ・プロットが最初は直線なのは、(水素は別として) 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。確かに、通常の物質の 74% は単核陽子 (水素) として存在します。しかし、核子が結合して安定核種を形成する場合、通常の物質の 99.4% で陽子 1 部と中性子 1 部の比率で結合します。バリオン物質中の核子数が等しいという構造的根拠は、原子核に関する最も単純かつ最も深遠な未解決の謎の 1 つです。

最も軽い元素の存在量は標準的な宇宙論モデルによって十分に予測されている。なぜなら、それらの元素のほとんどはビッグバンの直後（数百秒以内）に、ビッグバン元素合成と呼ばれるプロセスで生成されたからである。より重い元素のほとんどは、ずっと後になって恒星内元素合成で生成された。

水素とヘリウムは、宇宙の全バリオン物質のそれぞれ約 74% と 24% を占めると推定されています。宇宙のごく一部を占めるに過ぎないにもかかわらず、残りの「重元素」は天文学的現象に大きな影響を与える可能性があります。天の川銀河の円盤の約 2% (質量) のみが重元素で構成されています。

これらの他の元素は恒星のプロセスによって生成される。^{[7] [8] [9]}天文学では、「金属」とは水素とヘリウム以外の元素のことである。この区別が重要なのは、水素とヘリウムがビッグバンで大量に生成された唯一の元素であるためである。したがって、銀河やその他の物体の金属量は、ビッグバン後の恒星の活動の指標となる。

一般的に、鉄までの元素は、超新星になる過程にある大きな星、または死にゆく過程にある小さな星によって作られます。鉄 56 は、最も安定した核種 (核子あたりの核結合エネルギーが最も高い) であり、アルファ粒子(放射性ニッケル 56の崩壊生成物で、最終的には 14 個のヘリウム原子核から作られる) から簡単に「構築」できるため、特に一般的です。鉄よりも重い元素は、大きな星でのエネルギー吸収過程で作られ、宇宙 (および地球) でのそれらの存在量は、一般に原子番号の増加とともに減少します。

この表は、私たちの銀河系で最も一般的な10の元素（分光学的に推定）を質量でppm単位で表したものです。^[3] 同様の方向に進化した近くの銀河には、水素とヘリウムよりも重い元素が同様に豊富に含まれています。より遠くの銀河は、過去の姿で観測されているため、元素の豊富さ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豊富さを進化させたと予想されます。

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。ビッグバンで形成される時間がほとんどありませんでした。これらは、死にゆく星での核融合、または宇宙線の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の中でアルファ粒子（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（より安定している）が交互に多く存在することに貢献している。奇数番号の化学元素が宇宙で一般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・ハーキンスの法則として知られている。

次のグラフ（対数スケール）は、太陽系内の元素の豊富さを示しています。

太陽系における化学元素の推定存在量（対数スケール）

宇宙における推定元素存在量と原子核結合エネルギー曲線（核子あたりの結合エネルギーとも呼ばれる）の間には緩やかな相関関係が観察されている。大まかに言えば、ビッグバン元素合成（BBN）の極めてエネルギーの高い条件に耐えるさまざまな原子核種の相対的な安定性は、ビッグバンで形成された元素の相対的な存在量、およびその後の宇宙の発展に強い影響を及ぼしてきた。^[10]恒星内での特定の核融合プロセス（炭素燃焼など）によって水素やヘリウムよりも重い元素が どのように生成されるかについては、元素合成 に関する記事を参照のこと。

さらに観察される特異性は、化学元素の推定存在比において、隣接する原子番号の相対的存在比と希少性のギザギザの交代であり、偶数原子番号の相対的存在比は奇数原子番号の相対的存在比より約 2 桁大きい (オッド・ハーキンス則)。 偶数原子番号と奇数原子番号の間の同様の交代は、炭素と酸素の近傍の原子核結合エネルギー曲線でも観察されるが、ここでは相対的存在比と結合エネルギーの緩やかな相関関係は終了する。 原子核結合エネルギー曲線に示されているように、たとえばベリリウム (偶数原子番号) の結合エネルギーはホウ素 (奇数原子番号) の結合エネルギーよりも小さい。 さらに、偶数原子番号と奇数原子番号の間の原子核結合エネルギーの交代は、酸素より上ではグラフが鉄でピークに達するまで着実に増加するため解消される。半経験的質量公式(SEMF) は、ワイツゼッカーの公式またはベーテ・ワイツゼッカー質量公式とも呼ばれ、原子核結合エネルギー曲線の全体的な形状を理論的に説明する。^[11]

現代天文学は、宇宙論モデルの一部として太陽の元素の存在量を理解することに依存しています。存在量の値を得ることは困難です。光球や観測上の存在量でさえ、太陽の大気と放射結合のモデルに依存しています。^[12]これらの天文学的な存在量の値は、水素との比の対数として報告されています。このスケールでは、水素の存在量は12に設定されています。

太陽の光球は主に水素とヘリウムで構成されています。ヘリウムの存在量は太陽活動周期に応じて約10.3～10.5の間で変化します。^[13]炭素は8.47、ネオンは8.29、酸素は7.69です。^[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ましたが、太陽系の形成と進化の過程で惑星は異なる組成を獲得しました。その結果、地球の歴史は、惑星の各部分で元素の濃度が異なることにつながったのです。

地球の質量は約5.97 × 10^24kg  。質量比では、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%）が主成分で、残りの1.2%は微量の他の元素で構成されています。 ^[16]

地球の元素質量による構成は太陽系全体の構成とほぼ同様であるが、主な違いは、地球では水素、ヘリウム、ネオン、窒素といった揮発性元素が大量に失われていることと、炭素が揮発性炭化水素として失われていることである。

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であり、若い太陽の熱と恒星風が揮発性化合物を宇宙に吹き飛ばした場所である。

地球は、主に酸素の反応性が高いために、その質量の 2 番目に大きな成分 (および最大の原子分率) として酸素を保持しています。これにより、酸素は、融点が高く蒸気圧が低い ケイ酸塩鉱物に結合します。

地球の地殻に最も多く含まれる 9 つの元素の質量比は、おおよそ次のとおりです。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。完全なリストについては、地球の地殻の元素の存在量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ます。

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

1. 岩石形成元素（緑色の領域には主元素、薄緑色の領域には微量元素）
2. 希土類元素（ランタノイド（La-Lu）、Sc、Y、青色で表示）
3. 主要工業用金属（世界生産量 >~3×10 ⁷ kg/年、赤で表示）
4. 貴金属（紫色で表示）
5. 最も希少な9つの「金属」、つまり6つの白金族元素とAu、Re、Te（半金属）は黄色のフィールドに表示されます。これらは鉄に溶ける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、宇宙の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、核で高密度のカルコゲニドとして濃縮されていることに加えて、星雲内での集積前の選別によって揮発性のテルル化水素として大幅に減少したためです。^[18]

不安定元素のテクネチウム（原子番号43）とプロメチウム（番号61）が存在するはずの場所に2つの断層があります。これらの元素は安定した元素に囲まれていますが、最も安定した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）、そのため、これらの元素は原始的な量ではすでに崩壊しているため、極めて稀です。現在、これら2つの元素は、非常に重い放射性元素（ウラン、トリウム、またはウラン鉱石中に存在する微量のプルトニウムなど）の自然核分裂、または他の特定の元素と宇宙線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両方とも、進行中の核合成プロセスによって生成される恒星の大気中で分光学的に確認されています。

また、6 種類の希ガスが存在する場所では存在量グラフに切れ目があります。これは、これらのガスが地球の地殻に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す。

天然に存在する非常に希少で放射性の高い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。地球の形成時に存在していたこれらの元素はいずれも何億年も前に崩壊しており、現在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。地球や岩石惑星全般において、ケイ素と酸素は宇宙での存在量よりもはるかに一般的です。その理由は、そ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。^[18]水素、炭素、窒素などの他の宇宙で一般的な元素は、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の光によって簡単に宇宙空間に蒸発します。

「希土類」元素は歴史的に誤った名称です。この用語が使われ続けているのは、真の希少性ではなく、なじみのなさを反映しています。より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、鉛などの一般的な工業用金属と比較して、同様に地殻に集中しています。最も豊富でない 2 つの安定した希土類元素 (ツリウムとルテチウム) は、金のほぼ 200 倍も一般的です。ただし、通常の卑金属や貴金属とは対照的に、希土類元素は採掘可能な鉱床に集中する傾向がほとんどありません。その結果、世界の希土類元素の供給のほとんどは、ほんの一握りの供給源から来ています。さらに、希土類金属はすべて化学的に非常に類似しているため、純粋な元素の量に分離するのは非常に困難です。

地球の上部大陸地殻における個々の希土類元素の存在量の差は、核効果と地球化学効果の 2 つの効果の重ね合わせを表しています。まず、偶数原子番号の希土類元素 ( ₅₈ Ce、₆₀ Nd、...) は、隣接する奇数原子番号の希土類元素 ( ₅₇ La、₅₉ Pr、...) よりも宇宙および地球上での存在量が多くなっています。次に、軽い希土類元素は互換性が低く (イオン半径が大きいため)、そのため重い希土類元素よりも大陸地殻に強く濃縮されています。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、鉱石に含まれる希土類金属の総量の 80% ～ 99% を占めています。

地球のマントル中に存在する最も豊富な7つの元素の質量比は、酸素44.3%、マグネシウム22.3%、ケイ素21.3%、鉄6.32%、カルシウム2.48%、アルミニウム2.29%、ニッケル0.19%です。^[19]

質量分離により、地球の核は主に鉄（88.8%）で構成され、少量のニッケル（5.8%）、硫黄（4.5%）、および1%未満の微量元素が含まれていると考えられています。^[6]

海洋中の質量の割合で見ると、最も豊富な元素は酸素 (85.84%)、水素 (10.82%)、塩素 (1.94%)、ナトリウム (1.08%)、マグネシウム (0.13%)、硫黄 (0.09%)、カルシウム (0.04%)、カリウム (0.04%)、臭素 (0.007%)、炭素 (0.003%)、ホウ素 (0.0004%) です。

大気中の元素の体積分率（分子モル分率とほぼ等しい）の順位は、窒素（78.1%）、酸素（20.9%）、^[20] アルゴン（0.96%）、次いで炭素と水素（順序は不明）となっている。これは、大気中のこれら2つの元素の大部分を占める水蒸気と二酸化炭素が変動成分であるためである。硫黄、リン、および他のすべての元素は、それよりかなり低い割合で存在している。

存在曲線グラフによると、大気の主要成分ではないにしても重要なアルゴンは、地殻にはまったく現れません。これは、大気の質量が地殻よりもはるかに小さいため、地殻に残っているアルゴンは地殻の質量分率にほとんど寄与しないのに対し、大気中のアルゴンの蓄積は重要になるほど大きくなっているためです。

都市土壌中の元素の含有量の完全なリストについては、「元素の含有量（データページ）」#「都市土壌」を参照してください。

人間の細胞は、質量の 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、酸素は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。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。人間の生命に必須であることが確実にわかっている元素は 17 種類だけで、さらに 1 つの元素 (フッ素) が歯のエナメル質の強化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という元素は地殻には非常に多く存在するが、人体内では非常に稀である。^[21]

以下は栄養素を強調した周期表です。^[22]

• 元素の豊富さ（データページ）
• 地球の地殻における元素の豊富さ
• 天然存在比– 同位体存在比
• ゴールドシュミット分類 – 地球化学分類
• 原始核種 – 地球形成以前の核種（地球上で発見）
• 放射浮遊
• 化学元素のデータ参照リスト

• 「希土類元素 - ハイテクノロジーにとって重要な資源 | USGS ファクトシート 087-02」。geopubs.wr.usgs.gov。
• 「宇宙を想像せよ！辞書」。2003 年 12 月 3 日。2003 年 12 月 3 日時点のオリジナルよりアーカイブ。

• 地殻に豊富に存在する元素のリスト（最も一般的な 20 の元素のみ）
• 宇宙における元素の豊富さと元素合成
• WebElements.com 宇宙、太陽、隕石、地球、海洋、河川水などの元素の存在量リスト。