クイズ問題: 太陽の中に、最も多く存在する元素は何でしょう?
答え: 水素

関連するWikipedia記事の抜粋:
title: アルゴン
text: アルゴンは、地球大気中に窒素・酸素に次いで3番目に多く含まれている気体(水蒸気を除く) で、その容量パーセント濃度は0.93%である。地球上のアルゴンのほとんどは、質量数が40のもの(アルゴン40)であり、これは地殻中のカリウム40の崩壊により生成した。一方、宇宙においてはアルゴン36が最も多量に存在し、超新星爆発による元素合成により生成された。
title: アルゴン
text: 貴ガスの中では最も空気中での存在比が大きく、乾燥空気を構成する物質では第2位の酸素の 20.93% についで第3位の 0.93% である。空気中のアルゴンの存在比が貴ガス中最も大きいのは、自然界すなわち岩石中に存在していたカリウム40の一部 (11%) が電子捕獲によってアルゴン40となったためである。このため地球および火星など岩石惑星大気中ではアルゴン40の同位体比が圧倒的に大きいのに対し、太陽大気中ではアルゴン36の同位体が大部分を占める。 こうした事もあって地球上のアルゴンは原子量の重いものが偏っているため、アルゴン(原子番号18)は原子番号19のカリウムよりも平均原子量が大きくなっている。
title: カリウム40
text: カリウム40は天然カリウム中に0.0117 %の割合で存在する。自然界に存在するカリウム40はその殆どが恒星内の元素合成で生成されたものだが、ごく一部は上空大気中でアルゴン40が宇宙線と作用することにより生成される。約46億年前の地球創世時には現在の約12倍のカリウム40が存在していたとされる。
title: グリーゼ687
text: グリーゼ687は太陽の40%の質量と50%の半径を持つ。太陽と比べて、ヘリウムより重い元素の割合が高い。約60日ほどで自転する。
title: 酸素
text: 宇宙では水素、ヘリウムに次いで3番目に多くの質量を占め、ケイ素量を10としたときの比率は2.38×10である。
title: 太陽系の元素組成
text: 地球型惑星では岩石質ゆえ、カリウム40のβ+崩壊によるアルゴン40、ウランやトリウムなどのα崩壊により生じたヘリウム4が蓄積している。このため、地球上におけるヘリウムやアルゴンと、太陽系全体のヘリウムやアルゴンの同位体比との間には相違が見られる。太陽系全体では構成元素は水素やヘリウムを主成分とし、岩石を構成する元素の比率が圧倒的に小さいためである。その他の希ガス元素でも多少の変動が見られる。
title: カリウム40
text: 地球のような岩石惑星にはカリウム40が多量に存在し、この放射性崩壊により生成された アルゴン40(Ar) が大気中に多量に蓄積している。地球大気中の希ガス元素のうちアルゴンの存在量が圧倒的に多く、また太陽大気中のアルゴンの同位体比が Ar : 84.2%, Ar : 15.8%, Ar : 0.026% であるのに対し、地球大気中では Ar : 0.3365%, Ar : 0.0632%, Ar : 99.6003%と、Ar が圧倒的に多くなっているのもこのためである。
title: 星の種族
text: 現在の宇宙論モデルでは、ビッグバンで形成されたすべての物質は大部分が水素 (75%) とヘリウム (25%) であり、リチウムやベリリウムなどのその他の軽元素は極めてわずかな割合しか存在しなかったと考えられる。宇宙が十分に冷却した段階で、初代星は他の重元素の混入が無い状態で種族IIIの恒星として誕生する。恒星を作る物質に重元素が含まれないことはその恒星の構造に影響を及ぼし、そのため初代星の質量は太陽の数百倍になったのではないかと推測されている。その後これらの大質量の恒星は非常に急速に進化し、元素合成過程によって最初の26種類の元素 (周期表における鉄まで) が生成される。
title: 超新星元素合成
text: 恒星内元素合成による核融合の過程では、質量数56の元素、おおよそ鉄までしか合成できない。珪素から鉄への核融合は太陽の8倍以上の巨大恒星でしか起こりえず、このような巨星の場合、最終的には超新星爆発を遂げる。超新星爆発は大量のエネルギーを開放し、恒星の発生する温度よりも高い温度を発生させる。このような極高温では吸熱反応であるはずの鉄以上の原子量の元素の合成が可能であり、原子量245までの元素、おおよそカリホルニウムまでの元素を合成できる環境が考えられる。
title: 星の種族
text: 定義により、それぞれの種族は金属の含有量が減少するにつれて年齢が古くなる傾向を示す。したがって、金属量が非常に低い宇宙で最初の恒星は種族III、金属量が低い年老いた恒星は種族II、そして金属量が多い最近の恒星は種族Iとみなされる。太陽は 1.4% という比較的高い金属量を示す最近の恒星であり、種族Iとみなされる。なお天体物理学の文脈では、酸素などのような化学的には非金属である元素も含む、ヘリウムよりも重い元素を総称して「金属」と呼ぶ。
title: 土星
text: 外層の大気は96.3 %が水素分子 (H2) 、3.25 %がヘリウム (He) である。このヘリウムの構成比は、太陽内に存在するこの元素の比率と比較すると明らかに少ない。ヘリウムよりも重い元素の量は正確には分かっていないが、原始太陽系形成時の比率に一致すると考えられている。これらの元素は地球質量の19〜31倍ほど存在すると見積もられるが、ほとんどは土星中心核にあるものと考えられる。
title: 第18族元素
text: 第18族元素(だいじゅうはちぞくげんそ)とは、長周期表における第18族に属する元素、すなわち、ヘリウム・ネオン・アルゴン・クリプトン・キセノン・ラドン・オガネソンをいう。なお、これらのうちで安定核種を持つのは、第1周期元素のヘリウムから第5周期元素のキセノンまでである。貴ガス(きガス、英: noble gas)と呼ばれる。英語表記の変更があった2005年までは希ガス・稀ガス(きガス、英: rare gas)と呼ばれた。
title: ヘリウム惑星
text: ヘリウム惑星(Helium planet)は、低質量の白色矮星が質量を失うことによってできる仮説上の惑星である。木星や土星のような通常のガス惑星は、構成成分として水素が最も多く、ヘリウムが二番目に多いが、ヘリウム惑星では核燃焼により全ての水素がヘリウムかさらに重い元素に変換されている。
title: ケプラー8
text: ケプラー8は、地球からおよそ4,340光年離れた場所に位置する。質量は太陽の1.213倍で、太陽より2割程重く、半径は太陽の1.486倍で、太陽より5割程大きい。年齢は38億年と予想され、46億年の太陽より若い。ケプラー8の金属量は、基準となる鉄と水素の存在比で-0.055と太陽より1割程少なく、金属量が多い恒星の方が惑星を持ちやすいという傾向からはずれている。表面温度は 6,213 K で、太陽の 5,777 K より高温である。
title: ケプラー7
text: ケプラー7は太陽に似た恒星だが、質量は太陽の1.347倍と太陽より35%程度大きく、半径は太陽の1.843倍と太陽より84%程度大きい。年齢はおよそ35億年と見積もられ、約46億年の太陽より若い。金属量は、基準となる鉄と水素の存在比で 0.11 dex であり、太陽と比べ3割程多いと推定される。系外惑星を持つ恒星の多くは金属量が多く、ケプラー7もそれと同じ傾向にある。表面温度は 5,933 K で、太陽の 5,777 K と比べてやや高温である。
title: 地球
text: 地球の質量は5.972 ×10 kgである。万有引力定数と地心重力定数から計算される。体積と質量から平均密度が求まり、5514 kg/m (5.514 g/cm) である。これは水の5.5倍、花崗岩の2倍、鉄の0.7倍程度に相当する。地球は太陽系で最も密度の高い惑星である。逆に、一番密度が低いのは土星である。水星や金星の密度は地球に近い。
title: 水星の大気
text: 1998年にはさらにカルシウムがナトリウムの3桁下の柱密度で検出された。2009年のメッセンジャーによる観測によって、極付近におおいナトリウムやカリウムとは反対に、カルシウムは主に赤道付近にあることがわかった。
title: HAT-P-7
text: HAT-P-7は太陽の1.5倍の質量の恒星で、半径・表面温度も太陽より大きく、光度は太陽の5倍に達する。金属元素は太陽の1.8倍の比率で含まれており、金属元素に富んだ恒星といえる。年齢は22億±10億歳と推定され、46億歳の太陽と比べて若い。
title: ケプラー6
text: ケプラー6は、質量が太陽の1.209倍と、太陽より2割ほど大きく、半径も太陽の1.391倍と、太陽より4割ほど大きい。ケプラー6の年齢は、約38億年とされており、表面温度は5,647K(5,374°C)と太陽の5,777K(5,504°C)よりわずかに冷たい。金属量は[Fe/H]=+0.34と太陽より多く、存在比で太陽の2.2倍に上る量の金属が含まれるとされている。
title: 元素合成
text: ヘリウム4が2つ集まるとベリリウム8が合成されるが、これは不安定であり、すぐに崩壊してしまう。しかしながら、恒星内部にヘリウム4が蓄積され、十分大きな密度と温度になると、ベリリウム8が崩壊するまでのわずかな間にヘリウム4が融合して炭素12が合成される(トリプルアルファ反応)。この炭素12は安定である。炭素12とヘリウム4の融合は酸素16を、酸素16同士の融合はケイ素28とヘリウム4を合成する。このように炭素12の合成により、その後の核反応プロセスが続いていくことが可能になる。恒星の内部ではこれ以外にも幾つかの過程を経て鉄56までの軽い核種が出来る。鉄56とケイ素28は全核種の中で最も安定な核種であり、恒星の内部ではこれ以上に重い核種は合成されない。
title: キャッツアイ星雲
text: しかしNGC6543では、水素と比較したヘリウムの存在度が0.12、炭素と窒素の存在度が共に3×10、そして酸素の存在度が7×10ということで大まかな意見の一致をみている。これは、惑星状星雲としてはまずまず典型的な存在度である。これらの物質が惑星状星雲として放出される前に起こった核合成の効果により、恒星の大気が重元素に富むようになったため、炭素、窒素、酸素の存在度が、太陽での値よりも大きくなっている。
title: ベリリウム
text: ベリリウムは宇宙において非常にまれな元素で、宇宙全体の平均濃度の推定値は重量濃度で1ppb(10億分の1)であり、ニオブより原子量の小さい元素の中ではホウ素と並んでもっとも存在率が小さい。太陽内部でも重量濃度0.1ppbとまれであり、レニウムと同程度の存在量である。一方、地球におけるベリリウム濃度は、地表の岩石中の重量濃度の推定値でおよそ2.8 - 5ppm、海水中でおよそ0.0006ppb、河川の水においては海水中よりは多くおよそ0.1ppbである。太陽中のベリリウム濃度が地球上のベリリウム濃度と比較して著しく低い原因は、太陽の燃焼における核反応で消費されるためと考えられている。
title: 木星
text: 大気における水素とヘリウムの存在比は、原始太陽系星雲の理論的構成に近い。しかしネオンは5万分の1と太陽が含む量の約10分の1程度しかない。ヘリウムの比率も太陽の80パーセント程度と少ない。この大気上層におけるヘリウムやネオン比率の少なさから、これらの元素が降水のように金属水素の層へ沈殿し、惑星内部に沈みこんだ結果という説がある。
title: 地球
text: 組成は地表面からの深さによって異なる。地殻に存在する元素は、酸素(質量比49.5%)とケイ素(同25.8%)が主体で、以下アルミニウム・鉄・カルシウム・ナトリウム・カリウム・マグネシウムなどの金属元素が含まれる。この元素別質量百分率はクラーク数として纏められている。ほとんどはケイ酸塩など金属酸化物の形で存在する。
title: 林家きく麿
text: となる。よって太陽と金属量が同じ星では [Fe/H] = 0 であり、[Fe/H] = +1 の星は金属量が太陽の10倍であることを意味する。太陽のような若い種族Iの星は、宇宙全体の重元素が少ない時代に作られた老齢の種族IIの星に比べて金属量がかなり大きい。種族IIIと呼ばれる宇宙で最初に生まれた恒星は、もし存在するとすれば [Fe/H] が -6.0 以下である(すなわち、鉄の含有量が太陽の100万分の1以下である)と見積もられている。2006年現在、種族IIIの恒星は発見されていない。
title: HR 8799
text: 炭素や酸素の存在比は太陽に比べるとやや高い。一方、うしかい座λ型星では硫黄の存在比が太陽並みである場合が多いが、この恒星の場合は太陽の35%程度しかない。また、ナトリウムより重い元素も少なく、鉄の存在比は太陽の28%でしかない。星震学の観測からは、うしかい座λ型星の元素組成の異常は表層的なもので、恒星全体ではそれ程異常ではないと推測されることから、恒星の周囲から金属量の低いガスが降着した影響ではないかとみられる。
title: 太陽系
text: 内側を公転している小型な水星・金星・地球・火星は、おもに岩石からなる地球型惑星(岩石惑星)で、木星と土星は、おもに水素とヘリウムからなる木星型惑星(巨大ガス惑星)、天王星と海王星は、メタンやアンモニア、氷などの揮発性物質といった、水素やヘリウムよりも融点の高い物質からなる天王星型惑星(巨大氷惑星)である。これらの8個の惑星はほぼ同一平面上にあり、この平面を黄道面と呼ぶ。
title: 恒星進化論
text: 質量が太陽の8倍以上の恒星では、中心核の温度が6億Kを超え、炭素の核融合反応が起こりネオンやマグネシウムを生成する。
title: 恒星
text: 褐色矮星よりも重いが質量が太陽の46%よりは小さい恒星(赤色矮星と呼ばれる)は、核反応が遅く数千億年から数兆年かけて燃料である水素を使い果たしたあと、ヘリウム型の白色矮星になるとされている。
title: うさぎ座アルファ星
text: 太陽の5倍という高い窒素の含有率は、CNOサイクルによる水素核融合の副産物として窒素が生じるためとされる。誕生したときの質量は太陽の8〜10倍以下と推測されており、将来はネオンと酸素からなる白色矮星になると予想されている。
title: ケイ素燃焼過程
text: 太陽の約3倍以下の質量の恒星は水素をヘリウムに変換した時点で燃料を使い切ってしまう。太陽の3倍以上8倍以下の質量の恒星はヘリウムをさらに「燃焼」させて炭素を作ることができる。そのような恒星はヘリウムを使い切ると炭素のコアを残して一生を終える。太陽の8-11倍以上の質量を持つ恒星はその質量による高い重力ポテンシャルにより炭素をも燃焼させることができる。大質量星の収縮により、コアは6×10 Kを超え、以下の反応による炭素燃焼が始まる。
title: 褐色矮星
text: 巨大ガス惑星は褐色矮星の一部の特徴を持つ。太陽と同様に、木星と土星はどちらも水素とヘリウムが主成分である。土星は木星の30%の質量しか持たないが、サイズは木星よりも少し小さい程度である。太陽系内の巨大惑星のうち木星、土星、海王星の3つは、太陽から受け取る熱量よりも多くの熱 (最大で2倍) を放射している。そして4つの全ての巨大惑星は、独自の「惑星」系、すなわち衛星を持っている。
title: かに座55番星
text: かに座55番星Aには太陽より多くの重元素(ヘリウムより原子番号の大きい元素)が含まれており、例えば鉄の比率は太陽の1.86倍に達している。そのため、SMR (Super Metal Rich) という金属元素の豊富な恒星に分類されている。金属量が多い星の進化には不確かな部分が多く、質量や年齢の推定は難しいが、彩層の活動に着目した研究ではかに座55番星の年齢を55億歳と見積もっている。
title: 木星の大気
text: 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で、地球の大気(3.5 × 10)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。
title: 質量の大きい恒星の一覧
text: また、質量が大きい恒星は、必ずしも直径も大きいとは限らない。特に直径は恒星の進化によって大きく変化する。生まれたばかりの恒星の直径は比較的小さく、その後中心部で水素の核融合反応が進んでヘリウムの芯が成長するとともに中心の温度が上がり、それとともに次第に直径が大きくなり、最終的には炭素・酸素・ネオンその他の重い元素の核融合が始まるとともに急速に膨張して赤色超巨星になる、とするのが現在の恒星進化論の主導的見解である。例えばR136a1は知られている限りで最も重い恒星であるが、その直径は太陽の35.2倍である。しかし、大きな恒星として有名なおおいぬ座VY星(17~40太陽質量)の1420 ± 120倍や、著名な恒星であるベテルギウス(18~19太陽質量)の1180倍のような赤色超巨星よりずっと小さい。
title: タンタル
text: タンタルの宇宙における存在度は重量比では0.08 ppb程度、原子数では全原子数の8×10パーセント程度とされ、原子数では安定元素として宇宙でもっとも希少である。宇宙において鉄より重い元素のほとんどは、超新星爆発や恒星内部での中性子捕獲反応によって生成される。中性子捕獲による元素生成では、鉄が中性子捕獲により質量数が大きな鉄の同位体になり、ベータ崩壊によって原子番号の1つ大きな元素となる反応を繰り返して、各種の同位体が生成されるが、中性子捕獲やベータ崩壊の起きやすさによって、どの同位体が多くなるかが決定され、この結果タンタルは希少なものとなっている。
title: 元素
text: 宇宙の元素構成比は、宇宙論により推定され、隕石分析や星の光のフラウンホーファー線解析および宇宙線調査など天文学的観測により裏付けられる。ただし宇宙の大きさが確定していない現在では、各元素の絶対量を決定できず、存在比のみが推計されている。これは1956年にスース・ユーリー図表として発表され、1968年にデータの更新を受けている。これによると、ビッグバンで生成された水素に次いでヘリウムの存在比が多く、それに比べてリチウム、ベリリウム、ホウ素の比率は極端に低い。炭素以下はほぼ原子番号の増加とともに比率が下がってゆく傾向を持つが、特徴的な部分は原子番号偶数の元素が隣り合う奇数の元素よりも存在比が多いところにある。
title: 恒星
text: 恒星は惑星と比べて質量が大きく表面温度も高い。人類にとってもっとも身近な恒星である太陽は、地球の33万倍の質量と109倍の半径、5,780K(5,510°C)の表面温度を持つ。太陽系最大の惑星である木星と太陽を比べても、質量は1,000倍、半径は10倍の差がある。
title: ヘリウムの同位体
text: ヘリウムの同位体(ヘリウムのどういたい)は8種類が知られているが、HeとHeの2種類のみが安定である。地球の大気中には、HeとHeは1対100万の割合で存在する。しかしヘリウムはその由来によって同位体組成が大きく異なるという特徴がある。星間物質の中では、Heの割合は約100倍も高くなる。地球上の岩石でも同位体の存在比は10倍も異なる。この事実は地質学で、岩石の起源やマントルの組成を調べるのに使われている。
title: 水素
text: 水素は宇宙でもっとも豊富に存在する元素であり、(ダークマターとダークエネルギーを除いた)宇宙の質量の4分の3を占め、総量数比では全原子の90パーセント以上となる。これらのほとんどは星間ガスや銀河間ガス、恒星あるいは木星型惑星の構成物として存在している。
title: ネオン
text: ネオンは窒素や酸素よりも原子番号が大きく、原子1つを比べた場合は、ネオンの方が重い。しかし、ネオンは地球の地表付近でも単原子分子として存在できるのに対し、同じ条件で窒素や酸素は二原子分子として存在する。気体は同一体積当たりの分子数がおおよそ等しいので、ネオンは地球の地表付近の空気の大部分を占める窒素分子や酸素分子よりも軽く、このため、ネオンの気球はヘリウムと比べればゆっくりであるが上昇する。
title: ヘリウム惑星
text: ヘリウム惑星は、同じ程度の質量の通常のガス惑星と同じくらいの半径を持つと予測されている。13木星質量より重い天体は重水素の核融合を起こすため褐色矮星に分類されるが、ヘリウム惑星は重水素を持たず、もう何も燃料とする物質が残っていないという理由で、13木星質量を超えていても褐色矮星ではなく惑星に分類される。
title: リチウム
text: 天然に存在するリチウムはLiおよびLiの2つの安定同位体からなっており、その天然存在比はLiが92.5パーセントと大半を占めている。この2つの天然同位体は両方とも、リチウムより軽い元素であるヘリウムおよび重い元素であるベリリウムと比較して核子に対する原子核結合エネルギー(英語版)が例外的に低く、これは安定な軽元素の中でもリチウムは例外的に核分裂反応を起こしやすいということを意味している。これら2つのリチウム天然同位体は、重水素およびヘリウム3以外のどんな安定核種よりも核子あたりの結合エネルギーが低い。この結果として、リチウムは太陽系において原子番号32番までの元素のうち25番目の存在量であり、リチウムは原子量が非常に軽いにもかかわらず一般的な元素ではない。
title: WASP-15
text: WASP-15はF型星で、質量は太陽の1.18倍、半径は太陽の1.477倍で、いずれも太陽を上回るが、密度では太陽より低くなる。表面の有効温度は約6,300Kで、太陽より高い。金属量は、主な指標である鉄と水素の存在比[Fe/H]が太陽比で-0.17dexつまり、太陽の68%程度であることを意味し、ナトリウム、マグネシウム、ケイ素、カルシウム、スカンジウムなどの金属も同じ傾向にある。また、WASP-15は太陽より若いとみられ、年齢は39億年と推定されている。光度は太陽のおよそ3.09倍である。
title: ヘリウム3
text: ヘリウム3は地球の大気中ではヘリウム4の100万分の1しか存在しない。しかしながら太陽大気中には0.0142%の同位体比で存在し、月面にも地球上よりはるかに多く存在する。このため月面の岩石からヘリウム3の採掘を試みる研究も行われている。これは太陽大気中には宇宙の初期においてビッグバン原子核合成の結果生成したヘリウム3が蓄積しているものであるが、地球大気では地球創成期に存在していたヘリウムがほとんど宇宙空間に逸散し、現在の地球大気中に存在するヘリウムは大部分が岩石中のトリウムおよびウランなどのアルファ崩壊の結果、生じたものであるためである。一方、月面においては太陽風から供給されるヘリウム3が蓄積している。
title: 太陽系
text: 太陽(英語: Sun)は、太陽系における唯一の恒星で、最も質量の大きな天体である。太陽系の全質量の99.86%(地球質量の33万2900倍)を占めており、中心核で水素がヘリウムに変換する核融合反応を起こしているG型主系列星である。多くのエネルギーを放出しているが、電磁波の中では、可視光を最も多く宇宙空間に放射している。
title: マディソン・ダヴェンポート
text: 太陽大気など宇宙における同位体存在比はAr:84.2%, Ar:15.8%, Ar:0.026%と、Arが多い。これは宇宙の元素合成においてアルファ反応によりアルファ粒子の整数倍の原子が多量に合成されるためである。これに対し、地球大気中のアルゴンはほとんどがカリウム40(K)の崩壊により生成されたものであるため、以下の一覧に示す通りArが圧倒的に多い。これにより、アルゴンの標準原子量は39.948(1) uとなっている。
title: 太陽系の形成と進化
text: 太陽から4天文単位以内の内部太陽系では、水やメタン等の揮発性の分子が凝縮するには温度が高すぎるため、金属(鉄、ニッケル、アルミニウムなど)やケイ酸塩などの融点の高い物質が微惑星を形成し、岩石質の惑星(地球型惑星:水星、金星、地球、火星)になった。これらの物質は宇宙では珍しく、星雲中には0.6%程度しか存在しないため、地球型惑星はそれほど大きく成長できなかった。岩石質の原始天体(惑星の胚)は地球質量の5%程度まで成長し、その後は衝突合体を繰り返して大きくなったが、太陽形成後10万年程度で集積が止まった。
title: 恒星内元素合成
text: これに対し、恒星が十分な質量を持っていると、さらに元素合成反応が進む。ベリリウム8が崩壊する前にさらにヘリウム4が融合されることによって炭素12が合成される(詳しくは「トリプルアルファ反応」を参照のこと)。炭素12は安定同位体であるため、恒星はヘリウムを炭素12に向けて合成する。この時恒星に太陽の8倍以上の十分な質量があると、さらに炭素12とヘリウム4の合成によって酸素16が生成される。さらに恒星の質量が重い場合酸素16同士の合成で珪素28とヘリウム4が発生する。これ以降も恒星は燃焼を続け、発生した元素が恒星の中心に沈殿し、恒星の中心に沈んで芯になった元素の重力による圧縮とそれによる高温高圧での核融合を続けながら恒星は燃え続ける。しかしながら、もし核融合に必要な高温高圧が供給できなくなると、その時点で核融合は止まり、恒星としての元素合成は終了する。
title: 周期律
text: 未発見の元素が発見されていき、周期表の空欄が埋まってくると、原子量順に並べるのでは不具合があることが分かってきた。例えばアルゴン(原子量 40.0)はその性質から明らかに希ガスに分類され、カリウム(原子量 39.1)はアルカリ金属に分類される。しかし、単純に原子量順に並べるとカリウムが希ガスに、アルゴンがアルカリ金属になってしまう。また、コバルト(原子量 58.9)とニッケル(原子量 58.7)では原子量の差がほとんど無く、遷移金属であるため性質も似ており周期表上の位置がはっきりと確定できない。
title: 元素
text: 古代から知られていた単体の種類は貴金属や炭素など11に過ぎなかったが、17世紀以降には実験を通じて様々な単体が得られ、その数に応じて発見された元素の個数は増えた。17世紀にはリンなど3種、18世紀には水素や酸素からウランを含む13種、19世紀には56種の元素が見つかった。20世紀には自然界に存在する元素の残り5種類に加え、人工放射性元素が15種類合成された。
title: 水星
text: 水星には半径 1,800 km 程度の核が存在する。これは惑星半径の3/4に相当し、水星全体では質量の約 70 % が鉄やニッケル等の金属、30 % がケイ酸塩で出来ている。
title: 中性子星
text: 太陽質量の約0.46倍より小さい恒星は赤色矮星とも呼ばれ、温度が低いためヘリウム燃焼は発生せず、水素を燃やし尽くした後はそのままヘリウム型の白色矮星になる。
title: リチウム
text: リチウムは水素、ヘリウムとともにビッグバンによって合成された初めの元素のひとつであるが、リチウムおよびベリリウムとホウ素はほかの近い原子番号の元素と比較してその存在量は著しく小さい。これは、リチウムが低温で核反応を起こすため消費されやすく、かつリチウムが生成されるような核反応が少ないことの結果である。
title: 核 (天体)
text: 木星・土星といった木星型惑星は、体積の大部分が水素、ヘリウム、水、アンモニア、メタンなどの気体ないし揮発成分からなるが、中心部には岩石を主体とする固体核(岩石核)が存在する。核は惑星全体と比べ小さいが、それでも地球の10倍前後の質量を持つと考えられている。
title: 林家きく麿
text: 天体の金属量はその天体の形成時期の指標となる。ビッグバンモデルによれば、誕生直後の宇宙にはほぼ水素原子のみが存在し、その後ビッグバン元素合成の過程によってヘリウムとごくわずかのリチウムが生成された。そのため、宇宙の最初期に生まれた最も古い恒星(初代星または種族IIIとして知られる)は金属量が非常に小さい。その後宇宙の進化が進むと、恒星内部での元素合成によって作られた重元素が星の進化に伴って惑星状星雲や超新星となって星間物質に戻され、宇宙全体の重元素量や恒星の金属量は次第に増加することになる。よってこのような重元素の多い星間物質から星形成によって生まれた新しい恒星は金属量が多い。
title: からす座ガンマ星
text: 水素核融合を終え、ヘリウムのコアが収縮している段階にあり、今後数百万年の間に赤色巨星になるものと考えられている。水銀・マンガン星の1つで、水銀は通常より10万倍も多いのに、アルミニウムやニッケルのような元素は著しく少ない。
title: 木星の大気
text: ほとんどが水素分子とヘリウムから構成され、大気における両者の比率は太陽とほぼ同じである。メタン、アンモニア、硫化水素、水等のその他の化学物質も少量存在する。水は大気の深くにあると考えられているが、直接測定される量は非常に少ない。酸素、窒素、硫黄、希ガスの量は、太陽より3倍程度多い。
title: チャンドラセカール限界
text: 上式で、M が白色矮星の質量、M☉ が太陽質量である。μ は原子核の核子の数をその原子の電子数で割った値(電子1個当たりの核子数)である。ここで μ の値として、恒星で主に合成される原子核の中で最も安定な原子核である鉄の同位体の鉄56の原子核の核子の数56と、その鉄原子の電子数26を与えると
title: グリーゼ436
text: グリーゼ436の半径は太陽の42%、表面温度は約3318Kと推定される。年齢は太陽より若いが、ヘリウムより重い元素(天文学における金属)は太陽の44%に過ぎない。自転速度は秒速3kmであり、彩層の磁場の活動レベルは低い。
title: 星の種族
text: 種族IIの恒星の特徴として、これらの恒星は全体的な金属量が少ないにもかかわらず、種族Iの恒星と比べて鉄に対するアルファ元素 (酸素、ケイ素、ネオンなど) の比率が高いことが多いという点が挙げられる。現在の理論では、種族IIの恒星が形成された時点では星間物質への寄与はII型超新星によるものが重要であり、Ia型超新星による金属の供給は宇宙の進化の後期段階に起きたことがこの傾向の原因であることが示唆されている。
title: 月の地質
text: 月面上に存在することが確認されている元素には、酸素(O)、ケイ素(Si)、鉄(Fe)、マグネシウム(Mg)、カルシウム(Ca)、アルミニウム(Al)、マンガン(Mn)、チタン(Ti)等がある。その中でも、酸素、鉄、ケイ素の割合が多く、酸素の割合は45%と推定されている。炭素(C)と窒素(N)は、太陽風の堆積が痕跡量存在するだけである。
title: 酸素
text: 地球地殻においては最大を占める元素(質量の46.60パーセント、体積の93.77パーセント)であり、石英の成分であるSiO2が地殻の大部分を構成している。気体の酸素分子は大気の体積の20.95パーセント、質量で23パーセントを占める。
title: 木星
text: 木星の上層大気は、ガス分子構成比で88 - 92パーセントの水素と8 - 12パーセントのヘリウムガスが占める。元素単位でヘリウムは約4倍重いため、重量比では水素75パーセント、ヘリウム24パーセント、他が1パーセントである。内部は含まれる重い元素の比率が高まり、全体の重量比では水素約71パーセント、ヘリウム約24パーセント、他が5パーセントとなる。大気にはわずかなメタン、水蒸気、アンモニア、珪素化合物も含まれる。また、観測からエタン、硫化水素、ネオン、酸素、硫黄も確認された。大気最外層には凍ったアンモニアの結晶が漂っている。また、赤外線や紫外線測定から、微量のベンゼンやほかの炭化水素の存在も確認された。
title: 宇宙
text: 宇宙にある元素は、水素原子が93.3%を、ヘリウム原子が6.49%を占める。また、観測可能宇宙内の原子の総数は、足し合わせると10の80乗個程度となる。
title: 天王星型惑星
text: かつては、天王星、海王星はその大きさと位置から木星型惑星に分類されていた。しかし、ボイジャー2号等の観測により、豊富な水やメタンが存在することが判明した。その結果、水素やヘリウムを主体とし、ガス成分が多く、密度も比較的低い木星型惑星(木星、土星)に対し、水やメタン等が多く、ガス成分が比較的少ない天王星及び海王星を天王星型惑星として区分するようになった。
title: 元素
text: 地殻を構成する主たる元素は、古典的な研究成果として質量比で示されるクラーク数が広く知られている。酸化物として地殻に、水として水圏に、そしてガスとして大気圏に存在する酸素が全球の存在比と同じく最も多い。違いはマグネシウムやニッケルが少なく、水素やナトリウムおよびアルミニウムが多い点がある。
title: ミス・ユニバース2012
text: 例えば、宇宙物理学では、水素 (H) とヘリウム (He) より重い元素をさす場合や、炭素以上をさす場合などがある。惑星の元素の起源など超新星関連の研究などで用いられる。金属量の計算の際はヘリウムよりも重い元素を重元素もしくは金属として扱う、
title: 炭素
text: 地球上でみると必ずしも割合的に非常にたくさん存在している元素というわけではない。地球の地表及び海洋の元素分布では炭素は重量比0.08%にすぎない(これはチタンやマンガンを下回る)。ただ炭素は他の元素との結びつき方で、性質の異なる驚異的なほど多彩な化合物を作り出し、地球環境の中に存在している(後述)。
title: セシウム
text: セシウムは地殻中に平均およそ3 ppmの濃度で存在していると見積もられており、比較的珍しい元素である。これは、全ての元素の中で45番目の存在量であり、全ての金属の中では36番目である。それでもセシウムは、アンチモンやカドミウム、スズ、タングステンのような元素よりは豊富であり、水銀や銀よりは2桁多く存在するが、セシウムと化学的に密接に関連するルビジウムはさらに30倍ほど多い。
title: 天王星の大気
text: 天王星の大気(Atmosphere of Uranus)は、木星や土星等の木星型惑星の大気と同様に、主に水素とヘリウムで構成されている。深部では、水、アンモニア、メタン等の揮発物が多い。上層はその反対で、温度が低いため、水素、ヘリウムより重い気体はほとんどない。天王星の大気は、太陽系の全ての惑星の中で最も冷たく、49Kにも達する。
title: カリウム
text: これらのうち、質量数40のカリウム40は放射性同位体である。半減期はおよそ12.5億年であるため、地球創生時に取りこまれたものがいまだに自然界に残存している(元をただせば超新星爆発で核反応が起こって生成・放出されたものとされる)。カリウム40のうち11.2パーセントは、電子捕獲もしくは陽電子放出(β崩壊)によってアルゴン40へと崩壊し、88.8パーセントは陰電子崩壊(β 崩壊)によって非放射性の安定同位体であるカルシウム40となる。大気中に存在するアルゴンの多くの部分は、このカリウム40の崩壊により生成したものだと考えられている。また、大気中のアルゴン40の一部は宇宙線(太陽からの放射線)と反応することによりカリウム40となる。このためカリウム40は炭素14とともに常時生成されている。
title: ケプラー89
text: 大きさから木星の83%の大きさを持つdは巨大ガス惑星、それぞれ木星の31%と49%(地球の3.5倍と5.5倍)の大きさを持つcとeは海王星サイズのガス惑星、地球の1.45倍の大きさしか持たないbは地球のような岩石惑星であるとされている。
title: 宇宙の年表
text: 最初の恒星、おそらく種族IIIの恒星(第1世代の恒星とも)は、ビッグバンにより形成された軽い元素(水素、ヘリウム、リチウム)からより重い元素が生成されることにより始まる。ただし、種族IIIの恒星はまだ観測されていない。宇宙のミステリーである。種族IIIの星は極端に大きく高温で寿命が短かったと考えられている。恒星内部で核融合反応が起こり、ヘリウム4から鉄56までの原子核が作られる。
title: 第1族元素
text: 天然のカリウムは放射性同位体であるカリウム40を0.012%含む。カリウム40にはβ壊変によってカルシウム40になる道と電子捕獲によってアルゴン40になるという二つの道がある。約11%カリウム40が後者の道を選ぶ。すでに固化したマグマの中でこの反応が起こると、発生したアルゴンは岩石に閉じ込められることとなる。これを用いた岩石の年代測定が広く行われている。
title: 炭素惑星
text: 炭素惑星は、炭素が豊富で、なおかつ酸素が欠乏した原始惑星系円盤で形成される。太陽系では炭素/酸素の比率は0.5程度だが、これが1を超すと岩石惑星の代わりに炭素惑星が形成される可能性がある。
title: 地球のトロヤ群
text: 地球においては、イリジウムのような親鉄性元素は、惑星の形成直後にそのほとんどが核に沈み込んでしまったため、地表においては見つけるのが難しい。これに対して小さな小惑星では、全体の組成が地球と似ていても熱を早期に失い固化していると考えられるため、これらの元素の有用な供給源になり得る。また、小惑星の重力が弱いことも重い元素と軽い元素の分化を防ぐこととなる。2010 TK7程度の大きさの天体の質量では、その重力は地球の0.005%程度である。
title: B型準矮星
text: sdB星は太陽の0.5倍前後の質量を有する。組成に占める水素の割合は1%に過ぎず、残りはほとんどヘリウムである。半径は太陽の0.15倍から0.25倍、温度は2万Kから4万Kに分布している。星の進化としては、以降巨星段階を経ずに直接白色矮星へ向かうと予想されている。
title: オスミウム
text: オスミウムは偶数元素の1つであり、宇宙で一般的に見られる元素の上半分に位置する。しかし、地球の地殻の中で最も少ない安定元素であり、大陸地殻では50pptの平均質量分率である。
title: ケプラー5
text: ケプラー5は太陽の1.374(±0.056)倍の質量、1.793(±0.053)倍の半径を持つ太陽に似た恒星である。[Fe/H]=0.04(±0.06)の金属量を持ち、これはケプラー5が太陽と同じぐらいの重元素を含むことを示している。そのため、ケプラー5に惑星が存在する可能性は高かった。ケプラー5の有効温度は、太陽 (5778 K) より高い 6297(±60) K である。ケプラー5の視等級は13.9等と暗い為、肉眼では確認できない。
title: 重水素
text: 地球上の水素全体の中での存在割合は、軽水素が99.985%、二重水素が0.015%である。三重水素の割合はごく僅かである。
title: クラーク数
text: また地殻ではカルシウムおよびマグネシウムのようなアルカリ土類金属は主に長石および輝石として、ナトリウムおよびカリウムのようなアルカリ金属は主に長石として存在するが、地球全体の質量の約67%を占めるマントルは主にかんらん岩の組成から成ると推定されるため、マグネシウムが多くなる。このためCIコンドライトの分析結果に基いて推定された、地殻深部、マントル、核まで含めた地球全体に存在する元素の割合を重量パーセントで表すと、鉄が34.63%と第1位となり、これに酸素(29.50%)、ケイ素(15.20%)、マグネシウム(12.70%)と続く(B. Mason (1966) による)。
title: 表面重力
text: 例えば、2007年に発見された惑星グリーゼ581cは、少なくとも地球の 5 倍の質量を持つが、その表面重力は 5 倍を持っているとは考えられない。もしグリーゼ581cが我々が想定するように地球の 5 倍程度の質量しか持たず、また巨大な鉄の核を持つ岩石惑星であるならば、グリーゼ581cの半径は地球に比べて 50% ほど大きくなければならない。そのような惑星の表面における重力の強さは、おおよそ地球の 2.2 倍となるはずである。その惑星が氷や水に富んだ惑星であるならば、惑星の半径は地球の 2 倍程度の大きさとなるはずであるが、そのような惑星の表面重力は地球の重力の 1.25 倍程度にしかならない。
title: ルビジウム
text: 海水中には、平均して1 L当たり125 μgのルビジウムが含まれている。同族の他の元素と比較すると、1 L当たり408 mg含まれるカリウムより大幅に少なく、1 L当たり0.3 μg含まれるセシウムよりは大幅に多い量である。
title: 中性子星
text: 太陽質量の約0.46倍から約8倍までの恒星では、中心核で水素を燃やしつくした後でヘリウム燃焼が始まり、炭素・酸素・窒素が作られるが、それ以上の核融合反応は進まず、赤色巨星の段階を経て白色矮星となる。
title: 窒素15
text: 窒素15は、天然に存在する窒素の安定同位体の一つで、地球上の全窒素の0.364%を占める。陽子7個と中性子8個から構成される。
title: 外惑星
text: 火星は岩石の地殻を有する地球型惑星、木星と土星は主に水素からなる大量の大気を有し、内部では高圧により水素が金属化している木星型惑星、天王星と海王星は凍った水・アンモニア・メタンなどがほとんどを占める天王星型惑星(広義には木星型惑星に分類される)である。木星型惑星、天王星型惑星は多くの衛星や環を持つ。
title: 金属
text: このような金属をつくる元素は宇宙の誕生とともに生成された訳ではない。ビッグバンが起こった後、当初宇宙に満ちていた元素は水素とヘリウムだけだったと考えられる。これが重力によって集まり、産まれた恒星の中でより重い元素は核融合を起こし生成された。ただし太陽程度の星では酸素までであり、より重い質量の恒星でも内部で生成される元素は鉄までに止まる。鉄よりも重い元素は超新星爆発のエネルギーを吸収して初めて核融合を成すといわれる。地球が鉄よりも重い金属元素を含み、それらを生物が生命活動に、そして人類がエネルギーとして放射性元素を利用していることは、すなわち太陽系、人類を含む生命を構成し活動を支える物質はかつて爆発し散らばった星のカケラが再集結したものであることを示し、金属の存在はそれを証明している。このことを指し、人類を始め地球生命は「星の子」 とも評される。
title: アムボレラ科
text: 窒素の同位体には、天然の窒素の大部分を占める窒素14と、窒素15が存在する。原子量が10から25までの14種類の放射性同位体と1種類の核異性体がこれまで 発見されている。これらの放射性同位体は全て短い寿命で、最も寿命の長い窒素13の半減期は9.965分である。他は全て半減期が7.15秒以下で、ほとんどは8分の5秒以下である。原子量が14以下のほとんどの同位体は炭素の同位体、原子量が15以上のほとんどの同位体は酸素の同位体に崩壊する。既知の半減期が最も短い同位体は窒素10で、半減期は約2.3マイクロ秒である。
title: ケプラー138
text: ケプラー138は惑星発見当初、太陽の57%の質量と54%の半径を持つ、スペクトル型がM1 Vの赤色矮星であり、表面温度は3,871Kと太陽(5,772K)より低いとされていた。金属量は、太陽より48%少ない。後述するように、後に惑星の物理量が修正されると同時に、ケプラー138の物理量も質量が太陽の52%、半径が44%、表面温度も3,841Kに修正されている。
title: りょうけん座ベータ星
text: りょうけん座β星は太陽に比べてやや金属(ヘリウムより重い元素を指す)が乏しく、質量、年齢、その他の特性において太陽に非常に良く似ている恒星である。このためにソーラーアナログと呼ばれる。
title: おおいぬ座デルタ星
text: 太陽質量の17倍の質量と、地球の公転軌道を超える太陽の205倍もの半径を持つ黄色超巨星である。1000万歳ほどの若い星だが、中心核では既に水素の核融合は終わっており、10万年以内にヘリウムの核融合が始まり、アンタレスのような様相となると考えられている。
title: 水星
text: 水星は重力が小さいため、長く大気を留めておくことは難しい。しかし、ごく薄く分子同士の衝突がほとんど無い無衝突大気の存在が確認されている。水星の気圧は10 Pa (10気圧) 程度と推測され、その成分は水素、ヘリウムの主成分に加え、ナトリウム、カリウム、カルシウム、酸素などが検出されている。
title: 褐色矮星
text: 最も低質量の恒星の性質および水素燃焼の限界となる質量に関する理論研究では、0.07太陽質量よりも軽い種族Iの星と0.09太陽質量より軽い種族IIの星は通常の恒星のような進化は辿らず、完全に縮退した星になると考えられた。水素燃焼を起こす最小質量の初めての自己整合的な計算が1963年に林忠四郎と中野武宣によって行われ、種族Iの天体の場合は水素の核融合を起こすことが出来る質量の下限は 0.07-0.08 太陽質量の間であることが確認された。
title: 酸素の同位体
text: 地球の大気における酸素原子の安定同位体の存在比は、Oが99.759%、Oが0.037%、Oが0.204%である。しかし、水分子はわずかに軽い方の酸素同位体を多く含む傾向がある。そのため、地球上の淡水、極氷のOを含む水分子の存在比は0.1981%であり、大気中のO存在比や、海水でのOの存在比(0.1995%)よりもわずかに低い。
title: 三重水素
text: 宇宙線の中性子または陽子が大気中の窒素または酸素と核反応し、地表面積あたり毎秒0.2 個/cm⋅sec 程度の割合で三重水素が生成している。地球の表面積を 5.1×10 mとすると、トリチウムの年間生成量は約72 PBq (P=10)となる。放射性崩壊と天然生成量が平衡にある時、その同位対比は地表に存在する水素原子の 10 に相当し、これを1 TU (Tritium Unit) と定めている。
title: 二原子分子
text: フーバーとヘルツベルクの『二原子分子の分子スペクトルと分子構造IV』には、分光器によって星間分子から検出された何百もの二原子分子が記載されている。しかし、地球上で自然に生成する二原子分子の種類は少ししかない。地球の大気の約99%は二原子分子で構成され、特に酸素は21%、窒素は78%であり、残り1%のうち大部分の0.9340%は単原子気体のアルゴンが占めている。水素分子は地球の大気ではppmのオーダーであるが、恒星の組成においては支配的で最も豊富な分子である。
title: HD 28185
text: HD 28185は、その質量、半径、光度において太陽とよく似ている。主系列星であり、コアでの水素の核融合反応によりエネルギーを生み出している。スペクトル分類はG5で、これは太陽よりも若干温度が低いことを意味する。他の多くの太陽系外惑星を持つ恒星と同様、太陽に比べ金属量に富んでおり、鉄の含有量は太陽の1.7倍にもなる。その自転周期はおよそ30日で、太陽の25.4日と比べると遅い。
title: 太陽系の元素組成
text: 半減期が概ね10年オーダーより短い放射性同位体は、地球および太陽系の年代である46億年の間に殆どが崩壊して失われるため、存在しない。安定同位体の存在しないテクネチウムやプロメチウムは、痕跡量しか存在しない。また、原子番号84番のポロニウムから89番のアクチニウムまでおよび91番のプロトアクチニウムは、半減期の短い同位体しか存在しないが、ウランやトリウムの放射性壊変系列において定常的に生成するために、極微量が存在する。
title: 褐色矮星
text: 対照的に、褐色矮星の中でも大きな質量を持つものは、年齢が若いうちにリチウムを消費するのに十分な高温になることができる。質量が木星の65倍よりも重い褐色矮星では、年齢が5億歳の段階までにリチウムを燃焼させることができる。そのため、リチウムテストによる判定は完璧ではない。