豊富な化学元素
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、惑星はその間に異なる組成を獲得しました太陽系の形成と進化。次に、地球の自然史により、この惑星の一部で元素の濃度が異なります。
元素質量による地球のバルク組成は、太陽系の総組成とほぼ同じです。 、主な違いは、地球が大量の揮発性元素である水素、ヘリウム、ネオン、窒素、および揮発性炭化水素として失われた炭素を欠いていることです。残りの元素組成は、太陽熱が揮発性化合物を宇宙に追いやる熱ゾーンで形成された「岩の多い」内部惑星の大まかな典型です。地球は、その質量の2番目に大きい成分（および最大の原子分率）として酸素を保持します。これは主に、この元素が非常に高い融点と低い蒸気圧を持つケイ酸塩鉱物に保持されているためです。
| 原子番号 | 名前 | 記号 | 質量分率（ppm） | 原子分率（ppb） |
|---|---|---|---|---|
| 8 | 酸素 | O | 297000 | 482,000,000 |
| 12 | マグネシウム | Mg | 154000 | 164,000,000 |
| 14 | シリコン | Si | 161000 | 150,000,000 |
| 26 | iron | Fe | 319000 | 148,000,000 |
| 13 | アルミニウム | Al | 15900 | 15,300,000 |
| 20 | カルシウム | Ca | 17100 | 11,100,000 |
| 28 | ニッケル | Ni | 18220 | 8,010,000 |
| 1 | 水素 | H | 260 | 6,700,000 |
| 16 | 硫黄 | S | 6350 | 5,150,000 |
| 24 | クロム | Cr | 4700 | 2,300,000 |
| 11 | ナトリウム | Na | 1800 | 2,000,000 |
| 6 | カーボン | C | 730 | 1,600,000 |
| 15 | リン | P | 1210 | 1,020,000 |
| 25 | マンガ | Mn | 1700 | 800,000 |
| 22 | チタン | Ti | 810 | 440,000 |
| 27 | コバルト | Co | 880 | 390,000 |
| 19 | カリウム | K | 160 | 110,000 |
| 17 | 塩素 | Cl | 76 | 56,000 |
| 23 | バナジウム | V | 105 | 53,600 |
| 7 | 窒素 | N | 25 | 46,000 |
| 29 | 銅 | Cu | 60 | 25,000 |
| 30 | zinc | Zn | 40 | 16,000 |
| 9 | フッ素 | F | 10 | 14,000 |
| 21 | スカンジウム | Sc | 11 | 6,300 |
| 3 | リチウム | Li | 1.10 | 4,100 |
| 38 | ストロンチウム | Sr | 13 | 3,900 |
| 32 | ゲルマニウム | Ge | 7.00 | 2,500 |
| 40 | ジルコニウム | Zr | 7.10 | 2,000 |
| 31 | ガリウム | Ga | 3.00 | 1,000 |
| 34 | セレン | Se | 2.70 | 890 |
| 56 | バリウム | Ba | 4.50 | 850 |
| 39 | yttrium | Y | 2.90 | 850 |
| 33 | ヒ素 | As | 1.70 | 590 |
| 5 | ボロン | B | 0.20 | 480 |
| 42 | モリブデン | Mo | 1.70 | 460 |
| 44 | ルテニウム | Ru | 1.30 | 330 |
| 78 | プラチナ | Pt | 1.90 | 250 |
| 46 | パラジウム | Pd | 1.00 | 240 |
| 58 | セリウム | Ce | 1.13 | 210 |
| 60 | neodymium | Nd | 0.84 | 150 |
| 4 | ベリリウム | Be | 0.05 | 140 |
| 41 | niobium | Nb | 0。44 | 120 |
| 76
オスミウム Osの |
0.90 | 120 | ||
| 77
イリジウム 氏 |
0.90 | |||
| 37
ルビジウム のRb |
0.40 | 120 | ||
| 35
臭素 のBr |
0.30 | 97 | ||
| 57
このランタンます。 ラ |
0.44 | 82 | ||
| 66
ジスプロシウム のDy |
0.46 | 74 | ||
| 64
ガドリニウム のSr |
0.37 | 61 | ||
| 0.30 | 61 | |||
| 45
ロジウム クリア |
0.24 | 61 | ||
| 50
錫 のSn |
0.25 | 55 | ||
| 62 | サマリウム
SM |
0.27 | 47 | |
| 68
エルビウム のEr |
0.30 | 47 | ||
| 70
ytterbi UM のYb |
0.30 | 45 | ||
| 59
プラセオジム のPr |
0.17 | 31 | ||
| 82
鉛 |
0.23 | 29 | ||
| 72
ハフニウム HF |
0.19 | 28 | ||
| 74
タングステン W |
0.17 | 24 | ||
| 79
金 のAu |
0.16 | 21 | ||
| 48
カドミウム CD |
0.08
18 |
|||
| 63
ユーロピウム ない |
0.10 | |||
| 67
ホルミウム ホー |
0.10 | 16 | ||
| 47
銀 ライジング |
0.05 | 12 | ||
| 65
テルビウム フェア |
0.07 | 11 | ||
| 51
アンチモン SB |
0.05 | 11 | ||
| 75
レニウム 再 |
0.08 | 10 | ||
| 0.05 | 10 | |||
| 69
ツリウム TM |
0.05 | 7 | ||
| 55
セシウム Wcと |
0.04 | 7 | ||
| 71
ルテチウム Luの |
0.05 | 7 | ||
| 90
トリウム |
0.06 | 6 | ||
| 73
タンタル のTa |
0.03
4 |
|||
| 80
マーキュリー HG |
0.02 | 3 | ||
| 92
ウラン G |
0.02 | 2 | ||
| 49
インジウム の |
0.01
2 |
|||
| 81
タリウム TL |
0.01 | |||
| 83
ビスマス は |
0.01 | 1 |
CrustEdit
アバンダンス（原子分率）” S原子の数の関数で上部大陸地殻。 （黄色で表示）地殻内で最も希少な要素が要因の組み合わせによるレアです：すべてが、1つは、彼らは金属鉄とよく混合する傾向がある意味、ゴールドシュミット分類で最も密siderophiles（鉄愛する）要素であり、ベンチでそれらを破壊することは、地球のコアに深く移転しました。流星以降で彼らの豊かさ。さらに、テルルは揮発性のテルル化水素の形成を介して星雲にpreaccretionalソートによって枯渇されました。
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右のグラフは、地球における化学元素の相対原子存在量「の上部大陸地殻、測定および推定のために比較的アクセス可能である部分を示します。
要素の多くを示します
- 岩形成要素（グリーンフィールドの主要な要素、及びライトグリーンフィールドにおける微量元素）：グラフは（部分的に重複する）に分類され希土類元素（ランタニド、ラ、陸、Sc及びY;青色で標識された）;
- の主要な工業金属（グローバル生産の
〜3×107キロ/年;赤で）標識;紫色で標識された
- 貴金属（）;
- ナイン最も稀な “金属” – シックス白金族元素を加えたAu、RE、およびTe（メタロイド） – 黄色のフィールドに入力します。これらは、鉄に可溶性と元々地球のコアに集中ベンチから地殻にまれである。加えて、ベンチにコアそれに最も密なカルコゲニドを濃縮のでテルルは、宇宙豊富にケイ地球に相対単一最も枯渇した要素であります重度星雲最も揮発性のテルル化水素でpreaccretional選別により枯渇した。
注意が不安定（放射性）元素テクネチウム（原子番号43）とプロメチウム（二ブレークがあること原子番号61 ） だろう。これらの要素は安定した要素に囲まれていますが、どちらも半減期が比較的短いです（それぞれ約400万年と約18年）。したがって、これらは非常にまれです。なぜなら、太陽系以前の物質におけるこれらの原始的な初期部分は、長い間腐敗しているからです。これらの2つの元素は、非常に重い放射性元素（たとえば、ウラン、トリウム、またはウラン鉱石に存在する微量のプルトニウム）の自発核分裂によって、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トアクチニウムはどちらも、進行中の核合成プロセスによって生成される星の大気中で分光的に識別されています。
6つの貴ガスが存在しないため、存在量グラフにも切れ目があります。地球の地殻に化学的に結合しており、放射性元素からの崩壊鎖によって地殻内でのみ生成されるため、そこでは非常にまれです。
8つの天然に存在する非常にまれな高放射性元素（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、およびプルトニウム）は含まれていません。これは、地球の形成時に存在していたこれらの元素のいずれかが何十年も前に崩壊し、今日のそれらの量はごくわずかであり、生産されているだけだからです。ウランとトリウムの放射性崩壊から。
酸素とシリコンは特に地殻で最も一般的な元素です。地球と岩石の惑星では一般に、シリコンと酸素はそれらの共よりはるかに一般的です。 smicの豊富さ。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。水素、炭素、窒素などの他の宇宙的に一般的な元素は、アンモニアやメタンなどの揮発性化合物を形成し、惑星形成の熱や太陽の光から宇宙に容易に沸騰します。
希土類元素-地球元素編集
「希土類元素」は歴史的な誤称です。この用語の持続性は、真の希少性ではなく、不慣れを反映しています。より豊富な希土類元素は、次のような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。クロム、ニッケル、銅、亜鉛、モリブデン、スズ、タングステン、または鉛。2つの最も少ない希土類元素（ツリウムとルテチウム）は、金よりもほぼ200倍一般的です。ただし、通常のベースや貴金属とは対照的に、希土類元素は、利用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互いに非常に化学的に類似しているため、純粋な元素の量に分離することは非常に困難です。
上部大陸地殻の個々の希土類元素の存在量の違いof the Earthは、核と地球化学の2つの効果の重ね合わせを表しています。まず、偶数の原子番号（58Ce、60Nd、…）の希土類元素は、奇数の原子番号（57La、59Pr、…）の隣接する希土類元素よりも宇宙および陸域の存在量が多くなります。第二に、軽い希土類元素は（イオン半径が大きいため）互換性がなく、したがって重い希土類元素よりも大陸地殻に強く集中しています。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％から99％を占めています。
MantleEdit
CoreEdit
OceanEdit
AtmosphereEdit
元素の体積分率（ほぼ分子モル分率）による順序大気は、窒素（78.1％）、酸素（20.9％）、アルゴン（0.96％）、続いて（不確かな順序で）炭素と水素です。これは、空気中のこれら2つの元素のほとんどを表す水蒸気と二酸化炭素が変動するためです。成分：硫黄、リン、その他すべての元素ntはかなり低い割合で存在します。
存在量曲線グラフ（右上）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質量分率にほとんど寄与しないと同時に、大気中のアルゴンの蓄積がかなり大きくなっているためです。
都市土壌編集
都市土壌中の元素の存在量の完全なリストについては、元素の存在量を参照してください。 （データページ）#Urbansoils。