鉄グループ

化学と物理学において、鉄族とは、鉄と何らかの関連を持つ元素を指します。主に周期表の第4周期（列）に属します。この用語は文脈によって異なる意味を持ちます。

化学において、この用語はほとんど使われていませんが、鉄、コバルト、ニッケルを意味することが多く、鉄三元素とも呼ばれています。[1]時には、安定した第8族元素（Fe、Ru、Os、Hs ）など、化学的側面で鉄に似た他の元素を指すこともあります。[2] [3]

天体物理学や原子核物理学では、この用語は今でもかなり一般的に使われており、通常はこれら3元素に加えてクロムとマンガンを指します。これらの5元素は、地球上および宇宙の他の場所において、周期表上の隣接する元素と比較して非常に豊富に存在します。チタンとバナジウムもIa型超新星で生成されます。[4]

一般化学

周期表の鉄族
水素ヘリウム
リチウムベリリウムボロン炭素窒素酸素フッ素ネオン
ナトリウムマグネシウムアルミニウムシリコンリン硫黄塩素アルゴン
カリウムカルシウムスカンジウムチタンバナジウムクロムマンガン鉄コバルトニッケル銅亜鉛ガリウムゲルマニウム砒素セレン臭素クリプトン
ルビジウムストロンチウムイットリウムジルコニウムニオブモリブデンテクネチウムルテニウムロジウムパラジウム銀カドミウムインジウム錫アンチモンテルルヨウ素キセノン
セシウムバリウムランタンセリウムプラセオジムネオジムプロメチウムサマリウムユーロピウムガドリニウムテルビウムジスプロシウムホルミウムエルビウムツリウムイッテルビウムルテチウムハフニウムタンタルタングステンレニウムオスミウムイリジウム白金金水銀（元素）タリウム鉛ビスマスポロニウムアスタチンラドン
フランシウムラジウムアクチニウムトリウムプロトアクチニウムウランネプツニウムプルトニウムアメリシウムキュリウムバークリウムカリホルニウムアインシュタイニウムフェルミウムメンデレビウムノーベリウムローレンシウムラザホージウムドブニウムシーボーギウムボーリウムハッシウムマイトネリウムダルムシュタットレントゲンコペルニシウムニホニウムフレロビウムモスコビウムリバモリウムテネシンオガネソン
Fe、Co、Niはグループ8、9、10（旧グループ名VIII）に属します。

化学において、「鉄族」とは、鉄と周期表で次の2つの元素、すなわちコバルトとニッケルを指していました。これら3つは「鉄三元素」を構成していました。[1]これらは周期表の第8、9、10族の最上位元素であり、旧（1990年以前）のIUPAC体系では「第8族」の最上位列、CAS体系では「第8B族」の最上位列にあたります。[5]これらの3つの金属（およびそれらのすぐ下の白金族の3つ）は、化学的性質に明らかな類似性があるものの、他の族とは明らかに関連がないため、他の元素とは別に扱われました。鉄族およびその合金は強磁性を示します。

化学における類似性は、ドーベライナーの三要素の一つとして、また1859年にはアドルフ・ストレッカーによっても指摘された。[6]実際、ニューランズの「オクターブ」（1865年）は、鉄をコバルトやニッケルから分離したとして厳しく批判された。[7] メンデレーエフは、1869年の論文[8]と1889年のファラデー講演[9]の両方において、「化学的に類似した元素」のグループは、原子量が類似しているだけでなく、原子量が均等に増加する可能性もあることを強調した。

分析化学

従来の定性無機分析法では、鉄族は次のような陽イオンから構成されています。

鉄族の主な陽イオンは、鉄（Fe 2+および Fe 3+）、アルミニウム（Al 3+）、クロム（Cr 3+）である。[10]サンプル中にマンガンが存在する場合、少量の水和二酸化マンガンが鉄族水酸​​化物とともに沈殿することが多い。[10]鉄族とともに沈殿するあまり一般的ではない陽イオンには、ベリリウム、チタン、ジルコニウム、バナジウム、ウラン、トリウム、セリウムなどがある。[11]

天体物理学

天体物理学における鉄族元素は、クロムからニッケルまでの元素のグループであり、原子番号の順で、それらの後ろ、あるいはそれらの直前の元素よりも宇宙で大幅に豊富に存在します。[12]恒星や超新星における鉄族元素の相対的な存在量を研究することで、恒星の進化モデルを改良することができます。

太陽系における化学元素の存在量。縦軸の目盛りは対数である。水素とヘリウムはビッグバン起源の最も一般的な元素である。次の3つの元素（リチウム、ベリリウム、ホウ素）は、ビッグバンのみならず恒星内でもほとんど合成されないため、希少である。残りの恒星生成元素には、2つの一般的な傾向がある。(1) 原子番号が偶数か奇数かによって存在量が変化する。(2) 元素が重くなるにつれて、存在量が全体的に減少する。鉄近傍の元素には、副次的な効果として「鉄ピーク」が見られることがあり、最も強く結合した原子核を持つ元素の相対的な存在量が増加している。

この相対的な豊富さは、特定の恒星、特に太陽質量の約8～11倍以上の恒星における 元素合成過程に説明がつく。寿命の終わりに他の燃料が枯渇すると、このような恒星は短期間「シリコン燃焼」の段階に入ることがある。[13]これは、ヘリウム原子核の連続的な追加を伴う。4
2（「アルファ過程」）から、星に存在するより重い元素へと変化し、28
14シ：

28
14シ 		+ 4
2彼 		→ 32
16S
32
16S 		+ 4
2彼 		→ 36
18アル
36
18アル 		+ 4
2彼 		→ 40
20カルシウム
40
20カルシウム 		+ 4
2彼 		→ 44
22Ti  [注 1]
44
22ティ 		+ 4
2彼 		→ 48
24Cr
48
24Cr 		+ 4
2彼 		→ 52
26鉄
52
26鉄 		+ 4
2彼 		→ 56
28ニ

これらの核反応はすべて発熱反応であり、放出されるエネルギーは恒星の重力収縮を部分的に相殺する。しかし、一連の反応は56
28Ni、シリーズの次の反応として

56
28ニ 		+ 4
2彼 		→ 60
30亜鉛

は吸熱性である。恒星はこれ以上エネルギー源がないため、恒星の中心部は崩壊し、外層はII型 超新星爆発によって吹き飛ばされる。[13]

ニッケル56はベータ崩壊に対して不安定であり、シリコンの燃焼の最終的な安定生成物は56
26鉄。

56
28ニ 		→ 56
27共同 		+ β +  t 1/2  = 6.075 d
56
27共同 		→ 56
26鉄 		+ β +  t 1/2  = 77.24日
 核種質量[14]質量欠損[15]
核子あたりの結合エネルギー[16]
62
28ニ		61.9283448(5) u0.5700031(6) u8.563872(10) MeV
58
26鉄		57.9332736(3) u0.5331899(8) u8.563158(12) MeV
56
26鉄		55.93493554(29) u0.5141981(7) u8.553080(12) MeV

鉄56はすべての核種の中で最も安定しているため、非常に一般的であると誤って述べられることがよくあります。[12]これは完全に真実ではありません。62
28Niと58
26右の表からわかるように、 Feは核子あたりの結合エネルギーがわずかに高く、つまり核種としてわずかに安定しています。 [17]しかし、これらの核種を迅速に元素合成する方法はありません。

実際、クロムからニッケルに至るまでの元素には、安定曲線の頂点付近に安定核種がいくつか存在し、宇宙におけるそれらの相対的な豊富さを説明しています。直接的なアルファ過程経路上にない核種は、恒星内で 低速中性子が捕獲されるs過程によって生成されます。

核子1個あたりの結合エネルギー（核質量欠損から計算）と核子数の関係を示す曲線。鉄56は曲線の頂点付近に位置付けられている。この「ピーク」は非常に平坦であることが分かる。これは、鉄の周囲にいくつかの共通元素が存在することを説明している。

参照

注釈と参考文献

注記

  1. ^ 重力圧の小さい軽い恒星では、アルファ過程ははるかに遅くなり、チタン44はベータ崩壊に対して不安定であるため、この段階で事実上停止します（t 1/2  = 59.1年）。

参考文献

  1. ^ ab M. Green編（2002）：有機金属化学、第10巻、283ページ。王立化学協会、430ページ、ISBN 9780854043330
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  9. ^ メンデレーフ, D. (1889)、「化学元素の周期律」、J. Chem. Soc.、55 : 634–56、doi :10.1039/ct8895500634。
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