クエリ: 地殻中に含まれるカリウム40の崩壊によって生じるため、大気中に約1%含まれている、元素記号Arで表される気体は何でしょう?
文章: カリウム40 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。
文章: ランタン ランタンは、原子番号57の元素。元素記号は La。柔らかく、展延性がある銀白色の金属で、空気にさらすとゆっくりと錆び、ナイフで切れるほど柔らかくなる。周期表におけるランタンからルテチウムまでの15の類似元素のグループであるランタノイドの名前の由来であり、そのグループの先頭及びプロトタイプである。第6周期の遷移金属の最初の元素とみなされることもあり、これは第3族に置かれることになるが、代わりにルテチウムがこの位置に置かれることもある。ランタンは伝統的に希土類元素に含まれる。通常の酸化数は+3である。ヒトでは生物学的役割はないが、一部の細菌にとっては不可欠である。特にヒトに有毒ではないがいくらかの抗菌活性を示す。ランタン原子の基底状態は2D3/2、イオンの基底状態は1Sと表される。 ランタンは通常セリウムや他の希土類元素と一緒に生じる。ランタンは1839年に硝酸セリウムの不純物としてスウェーデンの化学者カール・グスタフ・モサンデルにより発見された。それゆえに、名称 lanthanum は古代ギリシア語で「隠れる」を意味する λανθνειν(lanthanein)に由来する。希土類元素に分類されるが、地殻中に28番目に多く存在し、鉛の約3倍の量存在している。モナザイトやバストネサイトなどの鉱物において、ランタンは含まれるランタノイドの約4分の1を構成している。ランタンは、1923年まで純粋なランタン金属が単離されなかったほど複雑な過程を経ることで、これらの鉱物から抽出される。 ランタンの化合物は触媒、ガラスの添加剤、スタジオ用の照明や映写機の炭素アーク灯、ライターやトーチの点火元素、電子陰極、シンチレータ、GTAW電極など多くの用途がある。炭酸ランタンは腎不全で血液中のリン酸塩濃度が高い場合のリン酸塩結合剤として使用される。 文章: 窒素 窒素(ちっそ、英: nitrogen、仏: azote、独: Stickstoff)は、原子番号7の元素である。元素記号はN。原子量は14.007。第15族元素、第2周期元素。 地球の大気中に安定した気体として存在するほか、生物に欠かせないアミノ酸、アンモニアなど様々な化合物を構成する。ハーバー・ボッシュ法によりアンモニアの量産が可能になって以降、人間により工業的に産生された窒素肥料や窒素酸化物が大量に投入・排出され、自然環境にも大きな影響を与えている。 一般に「窒素」という場合は、窒素の単体である窒素分子( N 2 {\displaystyle {\ce {N2}}} )を指すことが多く、本項でもそのように用いられる場合がある。本項では窒素分子についても記載する。 文章: ヒ素 ヒ素(ヒそ、砒素、英: arsenic、羅: arsenicum)は、原子番号33の元素。元素記号は As。第15族元素(窒素族元素)の一つ。 最も安定で金属光沢があるため金属ヒ素とも呼ばれる「灰色ヒ素」、ニンニク臭があり透明なロウ状の柔らかい「黄色ヒ素」、黒リンと同じ構造を持つ「黒色ヒ素」と、「四ヒ素」の4つの同素体が存在する。灰色ヒ素は1気圧下において615 °Cで昇華する。 ファンデルワールス半径や電気陰性度等さまざまな点でリンに似た物理化学的性質を示し、それが生物への毒性の由来になっている。 文章: フレロビウム フレロビウム(Flerovium)は、元素記号Fl、原子番号114の合成元素である。 周期表上ではPブロック元素の超アクチノイド元素である。かつ第7周期元素であり、最も重い第14族元素である。さらに化学的性質が調べられた最も重い元素である。最初の化学研究は、2007年から2008年に行われ、第14族元素としては意外なことに揮発性を示した。さらに予備的な結果の段階では、貴ガスに似た性質さえ見られた。より最近の研究では、フレロビウムと金の反応はコペルニシウムと金の反応と似ており、標準状態で気体にもなりうるほど揮発性が非常に高い。同時に金属の性質も示し、第14族で最も反応性の低い金属族となっている。フレロビウムが金属と貴ガスのどちらの性質を示しやすいかは、2017年現在分かっていない。 これまでに約90個のフレロビウム原子が観測されたが、そのうち58個が直接合成されたもので、残りはより重い元素が放射性崩壊した結果である。これらは全て、質量数284から290の間の範囲にあった。最も安定な同位体Flの半減期は約2.6秒であるが、中性子が1つ多い未確認の同位体Flがより長い19秒の半減期を持つ可能性がある。これは、このような周期表末端の元素では最も長い半減期である。フレロビウムは、安定の島の中心近くにあると予測されており、より重いフレロビウム同位体、特に二重魔法数に当たるFlは長い半減期を持つと予測される。 文章: グリーゼ436b 惑星の半径を説明するためには、質量の10%に当たる水素とヘリウムからなる大気の層が必要である。この考えで、氷の核を仮定する必要はなくなり、惑星はスーパーアースであると考えられる。スピッツァー宇宙望遠鏡を用いた惑星の輝度温度の測定からは、この惑星の大気は熱力学的に非平衡な状態である可能性が指摘されている。この観測では、惑星の昼側の大気は一酸化炭素が多く、逆にメタンは少ないことが示唆された。惑星の温度を考慮すると、大気中の炭素は一酸化炭素よりもメタンの状態にいる方が多いと考えられていたため、この結果は予期せぬものであった。2015年6月には、グリーゼ436bの大気が蒸発していることが報告された。蒸発している大気は惑星の周りに巨大なガスの雲を形成し、主星からの輻射によって14×10kmの長い尾を引いている。 文章: 地球の大気 地球大気の歴史については、確証は得られていないが、以下のようなことが考えられている。 星間中の塵やガスから誕生した46億年前の地球では、内部からの噴火による脱ガスにより揮発成分が大量に放出されて原始大気(げんしたいき、英: primordial atmosphere)を形成した。星間ガスは、水素とヘリウムが圧倒的に多く、次いでCO(一酸化炭素)、H2O(水)、NH3(アンモニア)、HCHO(ホルムアルデヒド)、HCN(シアン化水素)の順で多い。原始大気もこれに準じた成分で、高温高圧だった。これは現在の太陽の大気と似た成分である。水蒸気による温室効果が原始地球を高温高圧に保っていたという説もある。水素が多いため、大気は還元的だったと考えられる。このうち水素、ヘリウムなど軽い成分は、原始太陽の強力な太陽風によって数千万年のうちにほとんどが宇宙空間へ吹き飛ばされてしまったと考えられている。 水素を失った大気では、一酸化炭素が水から酸素を奪って二酸化炭素になり(太陽に近い地球ではメタンは大気の主成分にはならなかった)、高温によりアンモニアから窒素分子と水素分子が生成された。こうして新たに生じた水素も散逸し、原始大気の主成分は二酸化炭素、水蒸気、窒素となった。やがて太陽風は太陽の成長とともに次第に弱くなってくる。原始大気は100気圧程度もあり、高濃度の二酸化炭素が温室効果により地球が冷えるのを防いでいた。現在の金星の大気に近いものであったと考えられている。この頃の大気に酸素はほとんど含まれない。太陽からの紫外線により水蒸気が光解離して酸素を形成した過程はあるものの、地殻を構成する鉄などの金属のほとんどは還元状態にあり、酸素は酸化に使われすぐに消費されて大気中にはほとんど残らなかったためである。 文章: ビッグバン元素合成 宇宙は膨張するにつれて冷えてくる。自由な中性子と陽子はヘリウム原子核よりも不安定なため、中性子と陽子からヘリウム4を作る方向に進む。しかし、ヘリウム4の形成には重水素の中間状態を経由する必要がある。原子核合成が起こり始めた時には、温度が十分高く、粒子当たりの平均エネルギーが重水素の結合エネルギーよりも高かったため、できた重水素はすぐに崩壊してしまった。そのため、ヘリウム4の形成は重水素が安定に存在できる温度(T=約0.1MeV)に下がるまで待たなければならなかった。この温度になると突然、元素の生成が爆発的に始まった。その後すぐ、ビッグバンが起こって20分後に宇宙の温度は核融合が起こる程度にまで低下した。この時点で元素の存在比は固定し、三重水素等の放射性同位体が崩壊するだけになった。 文章: フランシウム フランシウムは、原子番号87の元素。元素記号は Fr。アルカリ金属元素の一つ(最も原子番号が大きい)で、典型元素である。又、フランシウムの単体金属をもいう。 223Fr はアスタチンと同じくウランやトリウム鉱石において生成と崩壊を絶えず繰り返すため、その量は非常に少なく、フランシウムはアスタチンに次いで地殻含有量が少ない元素である。地球の地殻ではわずかに20-30 gほどではあるが 223Fr が常に存在しており、他の同位体は全て人工的に作られたものである。最も多いものでは、研究所において300,000以上の原子が作られた。以前にはエカ・セシウムもしくはアクチニウムKと呼ばれていた。 安定同位体は存在せず、最も半減期が長いフランシウム223でも22分しかないため、化学的、物理的性質はよく分かっていないが、原子価は+1価である事が確認されていて、化学的性質はセシウムに類似すると思われている。アクチニウム227の1.2%がα崩壊して、フランシウム223となることが分かっている。また、フランシウムはアスタチン、ラジウムおよびラドンへと崩壊する、非常に放射性の強い金属である。 フランシウムは合成でなく自然において発見された最後の元素である。 文章: 芳香族炭化水素受容体核内輸送体 芳香族炭化水素受容体核内輸送体(ARNT: aryl hydrocarbon receptor nuclear translocator)は、リガンド結合型芳香族炭化水素受容体(AhR)と複合体を形成するタンパク質であり、AhRが受容体として機能するために必要である。また、低酸素誘導因子1(HIF1)のベータサブユニットとしても知られている。TEL-ARNT融合タンパク質の発現をもたらす遺伝子座のt(1; 12)(q21; p13)転座は、急性骨髄芽球性白血病と関連している。この遺伝子について、異なるアイソフォームをコードする3つのスプライスバリアントが報告されている。 AhRは、生体異物代謝に関与するいくつかの酵素の誘導に関与している。リガンドを含まない、細胞質ゾル型のAhRは、熱ショックタンパク質90(Hsp90)と複合体を形成する。ダイオキシンと多環芳香族炭化水素を含むリガンドの結合は、リガンド結合サブユニットの核への転座をもたらす。生体異物代謝に関与する酵素の誘導は、これら酵素の遺伝子のプロモーター内の生体異物応答エレメントへのリガンド結合型AhRの結合を介して発生する。 文章: アルファ反応 アルファ元素(またはアルファ反応元素)とは、最も存在比の大きな同位体がヘリウムの原子核(アルファ粒子)の整数倍である元素である。アルファ元素はZが22以下である:(C, N), O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti。これらの元素はII型超新星にいたる前のケイ素燃焼においてアルファ捕獲によって合成される。ケイ素とカルシウムは純粋なアルファ元素である。マグネシウムは陽子捕獲反応によっても燃焼する。酸素に関しては、アルファ元素に含める著者もいるが、含めない著者もいる。酸素は金属量の低い種族IIの恒星ではアルファ元素である。酸素はII型超新星で生産され、酸素の増大は他のアルファ元素の増大と強い相間がある。CやNも核のアルファ捕獲反応で合成されるため、アルファ元素に含める場合がある。 恒星中のアルファ元素の存在度はしばしば対数で表される。 式中で N α {\displaystyle N_{\alpha }} および N F e {\displaystyle N_{\mathrm {Fe} }} は単位体積あたりのアルファ元素と鉄原子の数である。 理論的な銀河の進化(en:Galaxy formation and evolution)モデルによれば、宇宙の初期段階では鉄よりもアルファ元素が多かった。II型超新星は主に酸素とアルファ元素(Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti)を合成し、Ia型超新星は鉄ピーク(en:iron peak)の元素(V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni)を合成する。 文章: クリプトンの同位体 クリプトン(Kr)の同位体は31種類が知られる。天然に存在するクリプトンは5種類の安定同位体と1つの放射性同位体からなる。大気中の反応からできるKrは、他のクリプトンの天然同位体の原料になる。半減期は25万年である。クリプトンは水面近くでは極めて揮発しやすく、Krは地下水の、5万年から80万年までの年代測定に用いられる。 Krは、二重電子捕獲を起こす核種であるが、確率は低く、半減期は1.1×10年以上と推定されている。 Krは不活性の放射性ガスで、半減期は10.76年である。ウランやプルトニウムの核分裂反応により生成し、核実験や原子炉の中で作られる。Krは燃料棒の再処理の過程で、全量が環境に放出される。1940年代の大気中濃度は、空気1mあたり0.001ベクレル以下であったが、現在の濃度は1mあたり1ベクレル以上とされている。多くの原子炉が北半球にあるため、北極の方が南極より30%も濃度が高いことが報告されている。ベータ崩壊し、ルビジウム-85(Rb)となる。 文章: フランシウム Fr は、Ac のアルファ崩壊によって生産されるため、ウランおよびトリウム鉱石中に痕跡量存在している。ウランのサンプル中には、ウラン原子1 × 10個中に1個のフランシウム原子が存在していると推定される。また、地殻中には常に多くても30 gのフランシウムが存在していると算出されている。フランシウムは、地殻中においてアスタチンに次いで2番目に存在量の少ない元素である(地殻中の元素の存在度も参照)。 フランシウムは核反応によって合成することができる。 このプロセスはニューヨーク州立大学ストーニーブルック校物理学科によって開発され、209、210、211のフランシウムの同位体を生じさせる。これらは磁気光学トラップ (MOT) によって分離される。特定の同位体の生産率は酸素ビームのエネルギーに依存する。ニューヨーク州立大学ストーニブルック校の電子・陽電子線形加速器 (LINAC) から放たれた O ビームは、金のターゲットにおける核反応によって Fr を合成する。この生産は、理解と発展にいくらかの時間を要した。金のターゲットを融点の非常に近くまで操作し、その表面が非常に清浄であることを確認することが重要であった。核反応は、フランシウム原子を金のターゲットの奥深くに埋め込み、それを効率的に除去しなければならなかった。その原子は金のターゲットの表面を素早く拡散し、イオンとして放出されるが、毎回起こるわけではない。フランシウムイオンは静電レンズによって、熱されたイットリウム上に誘導され、再び電気的に中性となる。その後、フランシウムはガラス球に注入される。磁場とレーザービームによって冷却され、ガラス球中に留められる。とはいえ、元素を留めておくことができるのはフランシウム原子が逃げるか崩壊する前のわずか20秒ほどだけであり、新しい原子の規則的な流れが失われた原子を置き換えることで、数分以上の間一定数の原子の数を保つことができる。当初の実験においては、およそ1,000個のフランシウム原子がトラップされた。この方法は徐々に改善され、一度に300,000を超える中性のフランシウム原子をトラップできるだけの能力に改善された。これらは中性な金属原子(フランシウム金属)であるとされているものの、結合していないバラバラな気体状態になっている。フランシウム原子によって放たれる光を蛍光としてビデオカメラで捕らえることができるのに十分な量のフランシウムがトラップされた。原子は直径1ミリメートルの赤熱した球として現れた。これは人類がフランシウムを見た最初の瞬間であった。研究者は、トラップされた原子による発光と吸収を測定するための非常に敏感な測定器を作り、フランシウムにおける原子エネルギー準位間のさまざまな遷移に関する初めての実験結果を得た。始めの測定結果は、量子論に基づく計算値との間で非常に良い一致を示した。他の合成方法は、ラジウムを中性子で攻撃する、トリウムを陽子、重陽子もしくはヘリウムイオンで攻撃する方法が含まれる。フランシウムは、2012年現在、まだ十分に多くの重量は合成されていない。 文章: カリウム カリウム40は、カリウムが商用の代用塩として大量に用いられるほどに自然界から十分な量が産出し、教室での実演のための放射線源に用いられる。このようにカリウムは大量に存在するうえに生体に含まれる量も多いため、健康な動物や人間にとって炭素14よりも大きな最大の内部被曝源である。70 kgの体重の人間において、1秒間にカリウム40はおよそ4400個崩壊する。天然カリウムの活性は31 Bq/gである。 文章: 水銀 水銀(すいぎん、英: mercury、羅: hydrargyrum)は、原子番号80の元素。元素記号は Hg。汞(みずがね)とも書く。第12族元素に属す。常温、常圧で凝固しない唯一の金属元素で、銀のような白い光沢を放つことからこの名がついている。硫化物である辰砂 (HgS) 及び単体である自然水銀 (Hg) として主に産出する。水銀には、三方晶系のα-Hgと、正方晶系のβ-Hgの2種の同素体がある。 文章: かに座55番星e これは、主星のかに座55番星が炭素を多く含む恒星であり、またかに座55番星eが地球よりも大きな高温の惑星であることに由来する。また、先述のような海洋惑星である場合には、水が豊富に存在することになるが、かに座55番星eの組成は、炭素や炭化ケイ素、炭化物、鉄、ケイ酸塩が主体であり、水はほぼ存在しない可能性が示されている。この場合、表面は黒色の黒鉛で覆われており、内部にダイヤモンドで出来た層を持つと考えられている。ダイヤモンドの全量はかに座55番星eの質量の1/3を占めており、これは地球の3倍もの質量に達する。かに座55番星eのパラメーターは、後の測定により何回か訂正されている。発見当初は地球の17.7倍(その後14倍)というホット・ネプチューンであると推定されていた。このときには、天王星型惑星の質量を持つ初めての天体として、グリーゼ436bと同時に発表されている。