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2014年02月14日
スライム
スライム（英: slime）は本来、ある種の性状を持った物質（どろどろ、ぬるぬるしたもの）を大ざっぱに指す言葉であった。従って粘土や泥などの無機物から、生物の分泌する粘液などの有機物、またそれらの複合体など実に様々なものがスライムと呼ばれる。
ここでは人工的に作られ、玩具や教材として使われているスライムを紹介する。
目次 [非表示]
1 玩具としてのスライム
2 スライムの自作 2.1 ポリビニルアルコールとホウ砂で作るスライム
2.2 澱粉で作るスライム
3 参考
4 脚注
玩具としてのスライム[編集]
1978年、ツクダオリジナル（現 メガハウス第4事業部）が米マテル社製玩具のスライム状の物質を日本で発売した。
この「スライム」は小さなポリバケツを模した容器に収められた、緑色の半固形の物体で、手にべとつかない程度の適度な粘性と冷たく湿った感触がある。触って遊ぶためだけの玩具であったが、それまでにない新鮮な感覚をもたらしたため大ヒットし、後に様々な類似商品も生まれた。
そもそもは第二次世界大戦の時にゴムの産地を日本軍に占拠され、ゴム不足となったアメリカで、人工的にゴムを作ろうとして生まれた物であった。
スライムの自作[編集]
ポリビニルアルコールとホウ砂で作るスライム[編集]
1985年、第8回科学教育国際会議でマイアミ大学の A.M.Sarquis が初めて日本に紹介し、理科教材として広まった。ポリビニルアルコール(PVA)は合成糊や洗濯糊の主成分であり、直鎖状の高分子である。これがホウ砂を介して架橋結合するためゲル化する。代表的な作り方は以下の通り。
1.ホウ砂の4%水溶液を作る。ホウ砂は薬局等で眼の消毒薬として粉末で入手できる。20℃の水に対する溶解度は4.7g/100g。 【注意】ホウ砂には毒性があり、多量に(5g -)飲むと嘔吐や下痢を起こす場合がある。
2.主成分がPVAの洗濯糊（通常、PVAの10%水溶液）と水を2:3の割合で混ぜ、PVAの4%水溶液を作る。このとき冷水ではなく熱湯を使うと次の反応がうまくいきやすい。
3.2を撹拌しながら、1の水溶液を少しずつ混ぜる（容積比10:1程度）。
4.べとつかなくなるまでよくこねる。
澱粉で作るスライム[編集]
澱粉（片栗粉、コーンスターチ等）に水を適量（澱粉:水=3:2程度）加えると、通常は液体のように振るまうが力が加わると固化する性質（ダイラタンシー）をもったスライム状の物質ができる。 これはウーブレック(oobleck)と呼ばれ、液体と固体の性質の違いや非ニュートン流体について説明する理科教材として使われている。
この名前は、アメリカの作家ドクター・スース(Dr. Seuss)の童話『ふしぎなウーベタベタ』（Bartholomew and the Oobleck 1949年）に登場する、天から降ってきたどろどろの物体にちなんで付けられた。
このスライムや、木工用ボンド（酢酸ビニル樹脂エマルジョン系接着剤）などに澱粉と少量の塩を加えて作られたものはグラーチ(glurch; glue+starch)とも呼ばれ、やはり教材や玩具として作られる。
参考[編集]
『いきいき化学 明日を拓く夢実験』 新生出版
ここでは人工的に作られ、玩具や教材として使われているスライムを紹介する。
目次 [非表示]
1 玩具としてのスライム
2 スライムの自作 2.1 ポリビニルアルコールとホウ砂で作るスライム
2.2 澱粉で作るスライム
3 参考
4 脚注
玩具としてのスライム[編集]
1978年、ツクダオリジナル（現 メガハウス第4事業部）が米マテル社製玩具のスライム状の物質を日本で発売した。
この「スライム」は小さなポリバケツを模した容器に収められた、緑色の半固形の物体で、手にべとつかない程度の適度な粘性と冷たく湿った感触がある。触って遊ぶためだけの玩具であったが、それまでにない新鮮な感覚をもたらしたため大ヒットし、後に様々な類似商品も生まれた。
そもそもは第二次世界大戦の時にゴムの産地を日本軍に占拠され、ゴム不足となったアメリカで、人工的にゴムを作ろうとして生まれた物であった。
スライムの自作[編集]
ポリビニルアルコールとホウ砂で作るスライム[編集]
1985年、第8回科学教育国際会議でマイアミ大学の A.M.Sarquis が初めて日本に紹介し、理科教材として広まった。ポリビニルアルコール(PVA)は合成糊や洗濯糊の主成分であり、直鎖状の高分子である。これがホウ砂を介して架橋結合するためゲル化する。代表的な作り方は以下の通り。
1.ホウ砂の4%水溶液を作る。ホウ砂は薬局等で眼の消毒薬として粉末で入手できる。20℃の水に対する溶解度は4.7g/100g。 【注意】ホウ砂には毒性があり、多量に(5g -)飲むと嘔吐や下痢を起こす場合がある。
2.主成分がPVAの洗濯糊（通常、PVAの10%水溶液）と水を2:3の割合で混ぜ、PVAの4%水溶液を作る。このとき冷水ではなく熱湯を使うと次の反応がうまくいきやすい。
3.2を撹拌しながら、1の水溶液を少しずつ混ぜる（容積比10:1程度）。
4.べとつかなくなるまでよくこねる。
澱粉で作るスライム[編集]
澱粉（片栗粉、コーンスターチ等）に水を適量（澱粉:水=3:2程度）加えると、通常は液体のように振るまうが力が加わると固化する性質（ダイラタンシー）をもったスライム状の物質ができる。 これはウーブレック(oobleck)と呼ばれ、液体と固体の性質の違いや非ニュートン流体について説明する理科教材として使われている。
この名前は、アメリカの作家ドクター・スース(Dr. Seuss)の童話『ふしぎなウーベタベタ』（Bartholomew and the Oobleck 1949年）に登場する、天から降ってきたどろどろの物体にちなんで付けられた。
このスライムや、木工用ボンド（酢酸ビニル樹脂エマルジョン系接着剤）などに澱粉と少量の塩を加えて作られたものはグラーチ(glurch; glue+starch)とも呼ばれ、やはり教材や玩具として作られる。
参考[編集]
『いきいき化学 明日を拓く夢実験』 新生出版
ホウ砂
硼砂（ほうしゃ、borax）は、鉱物（ホウ酸塩鉱物）の一種。化学組成は Na2B4O5(OH)4・8H2O（四ホウ酸ナトリウム Na2B4O7 の十水和物）。
単斜晶系。モース硬度2.5。比重1.7。水に対する溶解度は4.7g/100mL(20℃)。
空気中で風解しやすく、結晶水を失ってチンカルコナイト Na2B4O5(OH)4・3H2O になる。
目次 [非表示]
1 産出地
2 特性と用途
3 脚注
4 関連項目
5 参考文献
6 外部リンク
産出地[編集]
塩湖が乾燥した跡地で産出することが多い。古くはチベットの干湖からヨーロッパへもたらされ、特殊ガラスやエナメル塗料の原料だった。19世紀から20世紀にかけてはアメリカ大陸西部においてデスヴァレーなどの産出地が相次いで発見された。
今日では、アメリカ・ロシア・トルコ・アルゼンチンのほか、イタリアのトスカーナ地方やドイツなどでも産出される。日本ではほとんど産出されない。
特性と用途[編集]
ホウ素の原料鉱石として工業的に使用されるほか、以下のようにホウ砂そのものの特性を利用した様々な用途がある。
350〜400℃に熱すると無水物になり、さらに熱すると878℃で融解して無色透明のガラス状となる。これは多くの金属酸化物を融解する性質を持つため、融剤として使われるほか、このとき金属によって特有の色を呈するため、定性分析や陶芸用の釉薬溶解剤として使われる（硼砂球反応）。
ガラスに混ぜると熱衝撃や化学的浸食に強いホウケイ酸ガラスとなるため、耐熱ガラスなどの原料となる。
水溶液は弱アルカリ性となり、洗浄作用・消毒作用があるため洗剤や防腐剤などに使われる。またホウ酸と同様に、目の洗浄・消毒に用いられる。また、銀塩写真の現像液にアルカリ調整剤として添加される。日本の国産の写真用ホウ砂（10水塩）とアメリカ産のホウ砂（7水塩）では結晶水の数が異なるため、同じ量で現像液を調合した場合にph値がやや異なり、現像感度に差異が生じるので注意が必要である。
ホウ素がポリマーを架橋しゲル化する反応を利用し、理科の実験や自由研究などでスライムを作るときによく用いられる。
植物の必須微量要素であるホウ素の肥料として。
原子炉の放射線遮蔽材として。原子力船むつが遮蔽リングの設計ミスにより放射線漏れを起こしたとき、応急処置としてホウ素を含むホウ砂を混ぜ込んだ米を貼り付けることで漏れを防いだ。
アリ、ゴキブリ、ノミなどの昆虫の駆除に（日本ではゴキブリにはホウ酸のほうがよく使われている）。
また近年、米国テキサスA&M大学のジョセフ・ナジバリー (Joseph Nagyvary) 教授の研究により、ヴァイオリンの名器であるストラディバリウスのトップから、この物質が検出された。製作当時、ホウ砂はワニスの防腐剤として使われていたことが明らかになっており、それが名器の音の秘密ではないかという研究結果が、同教授によって提出されている[1]。
脚注[編集]
[ヘルプ]
1.^ BSジャパン「ストラディバリウス〜響きあう奇跡と幻想」2006年1月1日放送
関連項目[編集]
ウィキメディア・コモンズには、ホウ砂に関連するカテゴリがあります。
鉱物 - ホウ酸塩鉱物
鉱物の一覧
ホウ素
スライム
単斜晶系。モース硬度2.5。比重1.7。水に対する溶解度は4.7g/100mL(20℃)。
空気中で風解しやすく、結晶水を失ってチンカルコナイト Na2B4O5(OH)4・3H2O になる。
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1 産出地
2 特性と用途
3 脚注
4 関連項目
5 参考文献
6 外部リンク
産出地[編集]
塩湖が乾燥した跡地で産出することが多い。古くはチベットの干湖からヨーロッパへもたらされ、特殊ガラスやエナメル塗料の原料だった。19世紀から20世紀にかけてはアメリカ大陸西部においてデスヴァレーなどの産出地が相次いで発見された。
今日では、アメリカ・ロシア・トルコ・アルゼンチンのほか、イタリアのトスカーナ地方やドイツなどでも産出される。日本ではほとんど産出されない。
特性と用途[編集]
ホウ素の原料鉱石として工業的に使用されるほか、以下のようにホウ砂そのものの特性を利用した様々な用途がある。
350〜400℃に熱すると無水物になり、さらに熱すると878℃で融解して無色透明のガラス状となる。これは多くの金属酸化物を融解する性質を持つため、融剤として使われるほか、このとき金属によって特有の色を呈するため、定性分析や陶芸用の釉薬溶解剤として使われる（硼砂球反応）。
ガラスに混ぜると熱衝撃や化学的浸食に強いホウケイ酸ガラスとなるため、耐熱ガラスなどの原料となる。
水溶液は弱アルカリ性となり、洗浄作用・消毒作用があるため洗剤や防腐剤などに使われる。またホウ酸と同様に、目の洗浄・消毒に用いられる。また、銀塩写真の現像液にアルカリ調整剤として添加される。日本の国産の写真用ホウ砂（10水塩）とアメリカ産のホウ砂（7水塩）では結晶水の数が異なるため、同じ量で現像液を調合した場合にph値がやや異なり、現像感度に差異が生じるので注意が必要である。
ホウ素がポリマーを架橋しゲル化する反応を利用し、理科の実験や自由研究などでスライムを作るときによく用いられる。
植物の必須微量要素であるホウ素の肥料として。
原子炉の放射線遮蔽材として。原子力船むつが遮蔽リングの設計ミスにより放射線漏れを起こしたとき、応急処置としてホウ素を含むホウ砂を混ぜ込んだ米を貼り付けることで漏れを防いだ。
アリ、ゴキブリ、ノミなどの昆虫の駆除に（日本ではゴキブリにはホウ酸のほうがよく使われている）。
また近年、米国テキサスA&M大学のジョセフ・ナジバリー (Joseph Nagyvary) 教授の研究により、ヴァイオリンの名器であるストラディバリウスのトップから、この物質が検出された。製作当時、ホウ砂はワニスの防腐剤として使われていたことが明らかになっており、それが名器の音の秘密ではないかという研究結果が、同教授によって提出されている[1]。
脚注[編集]
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1.^ BSジャパン「ストラディバリウス〜響きあう奇跡と幻想」2006年1月1日放送
関連項目[編集]
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鉱物 - ホウ酸塩鉱物
鉱物の一覧
ホウ素
スライム
緑柱石
緑柱石（りょくちゅうせき、英: beryl、ベリル）は、ベリリウムを含む六角柱状の鉱物。金属元素のベリリウムの名前は、この中から発見されたことに由来する。透明で美しいものはカットされて宝石になる。
目次 [非表示]
1 宝石名と色、主な発色元素
2 「緑柱石」と「ベリル」
3 脚注
4 関連項目
5 参考文献
6 外部リンク
宝石名と色、主な発色元素[編集]
ベリル無色〜淡青〜淡緑 - ベリリウムアクアマリン (aquamarine) / ブルーベリル (blue beryl)淡青 - 鉄 (Fe2+)サンタマリア (santamaria) / サンタマリアアフリカーナ (santamaria africana)青 - 鉄 (Fe2+)アクアマリンのうち青が濃いものを、かつての産出地であったブラジルのサンタマリア鉱山にちなんでこう呼ぶことがある。同山の石はすでに枯渇したが、現在他鉱山でも同様の石が発見されておりそれらもこう呼ばれる。エメラルド (emerald)緑〜淡緑 - クロムあるいはバナジウムグリーンベリル (green beryl) / ミントベリル (mint beryl) / ライムベリル (lime beryl)黄緑 - 鉄 (Fe2+, Fe3+)アクアマリンは2価鉄イオン(Fe2+)によるものだが、この種は3価鉄イオン(Fe3+)と混成している。加熱処理によりアクアマリンへと変化する。ヘリオドール (heliodor) / ゴールデンベリル (golden beryl)黄色 - 鉄 (Fe3+)ギリシア語で「太陽」「太陽への捧げ物」を意味し、呈色は鉄に由来する。3価鉄イオン(Fe3+)のみによる発色で、加熱処理によりアクアマリンへと変化する。イエローベリルとも呼ばれる。アクアマリンとともに産出する[1]。モルガナイト (morganite) / ピンクベリル (pink beryl)淡赤 - マンガンレッドベリル (red beryl) / ビクスバイト (bixbite)赤 - マンガンゴシェナイト (goshenite, colorless beryl)無色 - アルミニウム純度が高く無色のベリルのことを特にこう呼ぶ。ゴーシェナイトとも呼ばれる。名前は、最初に発見されたアメリカのマサチューセッツ州ハンプシャー郡ゴーシェン（Goshen）に由来する。純粋な無色で産出することは少なく、殆どが他色が混じって採掘される[2]。マシシ (maxixe)濃青(サファイアブルー) - 鉄 (Fe2+, Fe3+)ブラジルのミナスジェライス州にあるマシシ鉱山に産したことから名付けられた。サンタマリアよりさらに濃く、紺に近い青を呈するが、紫外線による退色が著しく、ひどい場合は室内照明下においても数時間で退色する。退色した後の石の色はヘリオドールやグリーンベリルと同じである。1975年にヘリオドールやグリーンベリルにX線や中性子を照射することで、この種に酷似した濃青の石が得られることがわかった。
アクアマリン
エメラルド
ヘリオドール
モルガナイト
レッドベリル
ゴシェナイト
「緑柱石」と「ベリル」[編集]
宝石質の緑柱石を表す言葉として「ベリル」が使われることがある。英語圏で Beryl という単語は緑柱石という鉱物を指すが、宝石名として鉱物名と区別せずに用いられることがあるため、それが海外から流入し、「ベリル」が宝石質の緑柱石をさす言葉として、定着したものと考えられる。ベリル（宝石質の緑柱石）は緑から青の色の帯域を持つ。
脚注[編集]
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1.^ ヘリオドール ジュエリー宝石百科事典（ページ最下段に参考文献書籍情報有）
2.^ ゴシェナイト ジュエリー宝石百科事典（ページ最下段に参考文献書籍情報有）
関連項目[編集]
ウィキメディア・コモンズには、緑柱石に関連するカテゴリがあります。
鉱物 - ケイ酸塩鉱物
鉱物の一覧
宝石、宝石の一覧
ベリリウム
参考文献[編集]
松原聰 『フィールドベスト図鑑15 日本の鉱物』 学習研究社、2003年、ISBN 4-05-402013-5。
国立天文台編 『理科年表 平成19年』 丸善、2006年、ISBN 4-621-07763-5。
目次 [非表示]
1 宝石名と色、主な発色元素
2 「緑柱石」と「ベリル」
3 脚注
4 関連項目
5 参考文献
6 外部リンク
宝石名と色、主な発色元素[編集]
ベリル無色〜淡青〜淡緑 - ベリリウムアクアマリン (aquamarine) / ブルーベリル (blue beryl)淡青 - 鉄 (Fe2+)サンタマリア (santamaria) / サンタマリアアフリカーナ (santamaria africana)青 - 鉄 (Fe2+)アクアマリンのうち青が濃いものを、かつての産出地であったブラジルのサンタマリア鉱山にちなんでこう呼ぶことがある。同山の石はすでに枯渇したが、現在他鉱山でも同様の石が発見されておりそれらもこう呼ばれる。エメラルド (emerald)緑〜淡緑 - クロムあるいはバナジウムグリーンベリル (green beryl) / ミントベリル (mint beryl) / ライムベリル (lime beryl)黄緑 - 鉄 (Fe2+, Fe3+)アクアマリンは2価鉄イオン(Fe2+)によるものだが、この種は3価鉄イオン(Fe3+)と混成している。加熱処理によりアクアマリンへと変化する。ヘリオドール (heliodor) / ゴールデンベリル (golden beryl)黄色 - 鉄 (Fe3+)ギリシア語で「太陽」「太陽への捧げ物」を意味し、呈色は鉄に由来する。3価鉄イオン(Fe3+)のみによる発色で、加熱処理によりアクアマリンへと変化する。イエローベリルとも呼ばれる。アクアマリンとともに産出する[1]。モルガナイト (morganite) / ピンクベリル (pink beryl)淡赤 - マンガンレッドベリル (red beryl) / ビクスバイト (bixbite)赤 - マンガンゴシェナイト (goshenite, colorless beryl)無色 - アルミニウム純度が高く無色のベリルのことを特にこう呼ぶ。ゴーシェナイトとも呼ばれる。名前は、最初に発見されたアメリカのマサチューセッツ州ハンプシャー郡ゴーシェン（Goshen）に由来する。純粋な無色で産出することは少なく、殆どが他色が混じって採掘される[2]。マシシ (maxixe)濃青(サファイアブルー) - 鉄 (Fe2+, Fe3+)ブラジルのミナスジェライス州にあるマシシ鉱山に産したことから名付けられた。サンタマリアよりさらに濃く、紺に近い青を呈するが、紫外線による退色が著しく、ひどい場合は室内照明下においても数時間で退色する。退色した後の石の色はヘリオドールやグリーンベリルと同じである。1975年にヘリオドールやグリーンベリルにX線や中性子を照射することで、この種に酷似した濃青の石が得られることがわかった。
アクアマリン
エメラルド
ヘリオドール
モルガナイト
レッドベリル
ゴシェナイト
「緑柱石」と「ベリル」[編集]
宝石質の緑柱石を表す言葉として「ベリル」が使われることがある。英語圏で Beryl という単語は緑柱石という鉱物を指すが、宝石名として鉱物名と区別せずに用いられることがあるため、それが海外から流入し、「ベリル」が宝石質の緑柱石をさす言葉として、定着したものと考えられる。ベリル（宝石質の緑柱石）は緑から青の色の帯域を持つ。
脚注[編集]
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1.^ ヘリオドール ジュエリー宝石百科事典（ページ最下段に参考文献書籍情報有）
2.^ ゴシェナイト ジュエリー宝石百科事典（ページ最下段に参考文献書籍情報有）
関連項目[編集]
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鉱物 - ケイ酸塩鉱物
鉱物の一覧
宝石、宝石の一覧
ベリリウム
参考文献[編集]
松原聰 『フィールドベスト図鑑15 日本の鉱物』 学習研究社、2003年、ISBN 4-05-402013-5。
国立天文台編 『理科年表 平成19年』 丸善、2006年、ISBN 4-621-07763-5。
葉長石
葉長石（ようちょうせき、petalite）あるいはペタル石（ペタルせき）[6]は、鉱物（ケイ酸塩鉱物）の一種。化学組成は LiAlSi4O10で、結晶系は単斜晶系。準長石グループの鉱物。
目次 [非表示]
1 産出地
2 性質・特徴
3 用途・加工法
4 サイド・ストーリー
5 ギャラリー
6 脚注
7 参考文献
8 関連項目
9 外部リンク
産出地[編集]
ウート島（英語版）、ハーニンゲ、ストックホルム等で見られる。日本では、福岡県長垂に産する[7]。
リチウムを含んだペグマタイトと、リシア輝石、リチア雲母、電気石の含まれる鉱床で生成される。
性質・特徴[編集]
板状結晶や柱状の塊。無色、灰色、黄色、黄灰色、白色等の色。
炭酸成分が少なく、高密度含水アルカリホウケイ酸塩液体の存在する3kbarの圧力下で〜500度に熱せられると、リシア輝石と石英に転換される[8]。
用途・加工法[編集]
葉長石は重要なリチウムの鉱石。 無色のものはしばしば宝石として利用される。 萬古焼（ばんこやき）（四日市市）の土鍋に使用され、高熱でも鍋が割れない。
サイド・ストーリー[編集]
1800年に発見された。名前はギリシャ語で葉を意味する petalon から来ている[3]。
ギャラリー[編集]
葉長石。アフガニスタン、ヌーリスターン州、パブロック (size: 7.3 x 2.9 x 2.4 cm)
脚注[編集]
[ヘルプ]
1.^ “Petalite” (英語). Digitalfire Reference Database. Digital Fire. 2011年10月23日閲覧。
2.^ “Petalite (PDF)” (英語). Handbook of Mineralogy. Mineralogical Society of America. 2011年12月5日閲覧。
3.^ a b Petalite, MinDat.org 2011年12月5日閲覧。 （英語）
4.^ Petalite, WebMineral.com 2011年12月5日閲覧。 （英語）
5.^ Hurlbut, Cornelius S.; Klein, Cornelis (1985). Manual of Mineralogy (20th ed. ed.). Wiley. pp. 459-460. ISBN 0-471-80580-7.
6.^ 文部省編 『学術用語集 地学編』 日本学術振興会、1984年、324頁。ISBN 4-8181-8401-2。
7.^ 松原聰・宮脇律郎 『日本産鉱物型録』 東海大学出版会〈国立科学博物館叢書〉、2006年、99頁。ISBN 978-4-486-03157-4。
8.^ W. A. Deer (2004). Framework silicates: silica minerals, feldspathoids and the zeolites (2. ed. ed.). London: Geological Soc.. p. 296. ISBN 1862391440.
参考文献[編集]
齋藤信房、國分信英・垣花秀武「葉長石の變質に關する一知見 (PDF) 」 、『日本化學雜誌』第71巻第2号、日本化学会、1950年、 131-133頁、 doi:10.1246/nikkashi1948.71.131、 ISSN 0369-5387、 NAID 40018223597、 JOI:JST.Journalarchive/nikkashi1948/71.131。
青木正博 『鉱物分類図鑑 : 見分けるポイントがわかる』 誠文堂新光社、2011年、175頁。ISBN 978-4-416-21104-5。
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1 産出地
2 性質・特徴
3 用途・加工法
4 サイド・ストーリー
5 ギャラリー
6 脚注
7 参考文献
8 関連項目
9 外部リンク
産出地[編集]
ウート島（英語版）、ハーニンゲ、ストックホルム等で見られる。日本では、福岡県長垂に産する[7]。
リチウムを含んだペグマタイトと、リシア輝石、リチア雲母、電気石の含まれる鉱床で生成される。
性質・特徴[編集]
板状結晶や柱状の塊。無色、灰色、黄色、黄灰色、白色等の色。
炭酸成分が少なく、高密度含水アルカリホウケイ酸塩液体の存在する3kbarの圧力下で〜500度に熱せられると、リシア輝石と石英に転換される[8]。
用途・加工法[編集]
葉長石は重要なリチウムの鉱石。 無色のものはしばしば宝石として利用される。 萬古焼（ばんこやき）（四日市市）の土鍋に使用され、高熱でも鍋が割れない。
サイド・ストーリー[編集]
1800年に発見された。名前はギリシャ語で葉を意味する petalon から来ている[3]。
ギャラリー[編集]
葉長石。アフガニスタン、ヌーリスターン州、パブロック (size: 7.3 x 2.9 x 2.4 cm)
脚注[編集]
[ヘルプ]
1.^ “Petalite” (英語). Digitalfire Reference Database. Digital Fire. 2011年10月23日閲覧。
2.^ “Petalite (PDF)” (英語). Handbook of Mineralogy. Mineralogical Society of America. 2011年12月5日閲覧。
3.^ a b Petalite, MinDat.org 2011年12月5日閲覧。 （英語）
4.^ Petalite, WebMineral.com 2011年12月5日閲覧。 （英語）
5.^ Hurlbut, Cornelius S.; Klein, Cornelis (1985). Manual of Mineralogy (20th ed. ed.). Wiley. pp. 459-460. ISBN 0-471-80580-7.
6.^ 文部省編 『学術用語集 地学編』 日本学術振興会、1984年、324頁。ISBN 4-8181-8401-2。
7.^ 松原聰・宮脇律郎 『日本産鉱物型録』 東海大学出版会〈国立科学博物館叢書〉、2006年、99頁。ISBN 978-4-486-03157-4。
8.^ W. A. Deer (2004). Framework silicates: silica minerals, feldspathoids and the zeolites (2. ed. ed.). London: Geological Soc.. p. 296. ISBN 1862391440.
参考文献[編集]
齋藤信房、國分信英・垣花秀武「葉長石の變質に關する一知見 (PDF) 」 、『日本化學雜誌』第71巻第2号、日本化学会、1950年、 131-133頁、 doi:10.1246/nikkashi1948.71.131、 ISSN 0369-5387、 NAID 40018223597、 JOI:JST.Journalarchive/nikkashi1948/71.131。
青木正博 『鉱物分類図鑑 : 見分けるポイントがわかる』 誠文堂新光社、2011年、175頁。ISBN 978-4-416-21104-5。
ヘリウムフラッシュ
ヘリウムフラッシュ(Helium flash)とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。 この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。
目次 [非表示]
1 核でのヘリウムフラッシュ 1.1 連星白色矮星のヘリウムフラッシュ
2 殻でのヘリウムフラッシュ
3 関連項目
4 出典
核でのヘリウムフラッシュ[編集]
質量が太陽の2.25倍以下の恒星では、核内で水素を消費し尽くし、熱圧力が重力崩壊に耐えられなくなると、核ヘリウムフラッシュが発生し、恒星は収縮を始める。収縮の間、外層で水素の核融合が始まって外側に膨張し、赤色巨星の段階が始まるまで、核は熱くなり続ける。重力により収縮を続ける恒星は、最終的に縮退物質になるまで圧縮される。縮退圧力は、最終的に最も中心の物質の崩壊を止めるのに十分な強さになる。核内に残った物質は縮退を続け、温度は上昇し続け、ヘリウムが核融合を開始できる温度(?1016K)に達するとヘリウム点火が起こる。
ヘリウムフラッシュの爆発的な性質は、縮退物質で生じることに由来する。一度温度が1億から2億ケルビンに達し、トリプルアルファ反応を利用したヘリウム核融合が開始すると、温度は急激に上昇し、さらにヘリウム核融合の速度は上がり、また縮退物質は良い熱伝導体になるため、反応範囲は広がる。
縮退圧力（密度のみの関数となる）は熱圧力（密度と温度の積に比例する）に比べ優位であり、合計の圧力は温度にほとんど依存しない。そのため、温度が大幅に上がっても圧力は少ししか上昇せず、核の膨張による安定化はされない。
この暴走反応では、熱圧力が再び優勢になり、縮退が終わるまでの数秒間のうちに、通常の恒星のエネルギー生産の約1兆倍に達する。その後、核は膨張して冷え、安定したヘリウムの燃焼が続く[1]。
核の外でヘリウムを燃やし、縮退を始めている約2.25太陽質量を超える恒星は、このタイプのヘリウムフラッシュを見せない。約0.5太陽質量以下の非常に軽い恒星では、核はヘリウム点火が起こる程には加熱されない。縮退ヘリウムの核は圧縮を続け、最終的にはヘリウム白色矮星になる。
ヘリウムフラッシュは、電磁波の放射として直接観測されることはない。フラッシュは、恒星の内側深くの核で起こり、放出エネルギーは全て核で吸収され、縮退状態は解消される。以前のコンピュータによる解析では、同じ状況で非破壊的な質量の喪失が起こり得ることが示されたが[2]、後にニュートリノの質量喪失を考慮に入れたモデルでは、質量喪失は起こらないという結果が得られた[3][4]。
連星白色矮星のヘリウムフラッシュ[編集]
伴星から白色矮星に水素ガスが降着している状況では、水素は常に核融合してヘリウムに変化している。このヘリウムは、恒星表面近くの殻を形成し得る。ヘリウムの質量が十分に大きい時にはヘリウムフラッシュが起こり、暴走核融合が新星を引き起こす。
殻でのヘリウムフラッシュ[編集]
殻でのヘリウムフラッシュは、核でのヘリウムフラッシュといくらか似ているが、それほど激しくはなく、縮退物質で起こる訳ではないので、暴走やヘリウム点火は生じない。漸近巨星分枝の恒星では、核の外側の殻で定期的に起こる。恒星は、核内で利用可能なヘリウムのほとんどを燃やし尽くし、炭素と酸素のみで構成されるようになる。ヘリウム核融合は、この核の周りの薄い殻の中で続くが、ヘリウムはそのうち使い尽くされる。そうするとヘリウム層の上の層で水素核融合が開始できるようになり、ヘリウムが十分溜まるとヘリウム核融合が再点火し、熱パルスを発生して、恒星は一時的に膨張して明るくなる（ヘリウム核融合のエネルギーが恒星表面に届くまでには長い時間がかかるため、明るさのパルスは遅れる[5]）。このようなパルスは数百年間続き、1万年から10万年ごとに繰り返していると考えられている[5]。フラッシュ後、ヘリウム核融合は、約40%の速度で、ヘリウム殻が消費され尽くすまで続く[5]。熱パルスは、恒星の周りのガスや塵を除去する。
関連項目[編集]
炭素爆発
出典[編集]
1.^ Deupree, R. G.; R. K. Wallace (1987). “The core helium flash and surface abundance anomalies”. Astrophysical Journal 317: 724-732. Bibcode 1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319.
2.^ Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash by Deupree, R. G.
3.^ A Reexamination of the Core Helium Flash by Deupree, R. G.
4.^ Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars by Mocak, M.
5.^ a b c Wood, P. R.; D. M. Zarro (1981). “Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables”. Astrophysical Journal 247 (Part 1): 247. Bibcode 1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032.
目次 [非表示]
1 核でのヘリウムフラッシュ 1.1 連星白色矮星のヘリウムフラッシュ
2 殻でのヘリウムフラッシュ
3 関連項目
4 出典
核でのヘリウムフラッシュ[編集]
質量が太陽の2.25倍以下の恒星では、核内で水素を消費し尽くし、熱圧力が重力崩壊に耐えられなくなると、核ヘリウムフラッシュが発生し、恒星は収縮を始める。収縮の間、外層で水素の核融合が始まって外側に膨張し、赤色巨星の段階が始まるまで、核は熱くなり続ける。重力により収縮を続ける恒星は、最終的に縮退物質になるまで圧縮される。縮退圧力は、最終的に最も中心の物質の崩壊を止めるのに十分な強さになる。核内に残った物質は縮退を続け、温度は上昇し続け、ヘリウムが核融合を開始できる温度(?1016K)に達するとヘリウム点火が起こる。
ヘリウムフラッシュの爆発的な性質は、縮退物質で生じることに由来する。一度温度が1億から2億ケルビンに達し、トリプルアルファ反応を利用したヘリウム核融合が開始すると、温度は急激に上昇し、さらにヘリウム核融合の速度は上がり、また縮退物質は良い熱伝導体になるため、反応範囲は広がる。
縮退圧力（密度のみの関数となる）は熱圧力（密度と温度の積に比例する）に比べ優位であり、合計の圧力は温度にほとんど依存しない。そのため、温度が大幅に上がっても圧力は少ししか上昇せず、核の膨張による安定化はされない。
この暴走反応では、熱圧力が再び優勢になり、縮退が終わるまでの数秒間のうちに、通常の恒星のエネルギー生産の約1兆倍に達する。その後、核は膨張して冷え、安定したヘリウムの燃焼が続く[1]。
核の外でヘリウムを燃やし、縮退を始めている約2.25太陽質量を超える恒星は、このタイプのヘリウムフラッシュを見せない。約0.5太陽質量以下の非常に軽い恒星では、核はヘリウム点火が起こる程には加熱されない。縮退ヘリウムの核は圧縮を続け、最終的にはヘリウム白色矮星になる。
ヘリウムフラッシュは、電磁波の放射として直接観測されることはない。フラッシュは、恒星の内側深くの核で起こり、放出エネルギーは全て核で吸収され、縮退状態は解消される。以前のコンピュータによる解析では、同じ状況で非破壊的な質量の喪失が起こり得ることが示されたが[2]、後にニュートリノの質量喪失を考慮に入れたモデルでは、質量喪失は起こらないという結果が得られた[3][4]。
連星白色矮星のヘリウムフラッシュ[編集]
伴星から白色矮星に水素ガスが降着している状況では、水素は常に核融合してヘリウムに変化している。このヘリウムは、恒星表面近くの殻を形成し得る。ヘリウムの質量が十分に大きい時にはヘリウムフラッシュが起こり、暴走核融合が新星を引き起こす。
殻でのヘリウムフラッシュ[編集]
殻でのヘリウムフラッシュは、核でのヘリウムフラッシュといくらか似ているが、それほど激しくはなく、縮退物質で起こる訳ではないので、暴走やヘリウム点火は生じない。漸近巨星分枝の恒星では、核の外側の殻で定期的に起こる。恒星は、核内で利用可能なヘリウムのほとんどを燃やし尽くし、炭素と酸素のみで構成されるようになる。ヘリウム核融合は、この核の周りの薄い殻の中で続くが、ヘリウムはそのうち使い尽くされる。そうするとヘリウム層の上の層で水素核融合が開始できるようになり、ヘリウムが十分溜まるとヘリウム核融合が再点火し、熱パルスを発生して、恒星は一時的に膨張して明るくなる（ヘリウム核融合のエネルギーが恒星表面に届くまでには長い時間がかかるため、明るさのパルスは遅れる[5]）。このようなパルスは数百年間続き、1万年から10万年ごとに繰り返していると考えられている[5]。フラッシュ後、ヘリウム核融合は、約40%の速度で、ヘリウム殻が消費され尽くすまで続く[5]。熱パルスは、恒星の周りのガスや塵を除去する。
関連項目[編集]
炭素爆発
出典[編集]
1.^ Deupree, R. G.; R. K. Wallace (1987). “The core helium flash and surface abundance anomalies”. Astrophysical Journal 317: 724-732. Bibcode 1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319.
2.^ Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash by Deupree, R. G.
3.^ A Reexamination of the Core Helium Flash by Deupree, R. G.
4.^ Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars by Mocak, M.
5.^ a b c Wood, P. R.; D. M. Zarro (1981). “Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables”. Astrophysical Journal 247 (Part 1): 247. Bibcode 1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032.
Emission spectrum
The emission spectrum of a chemical element or chemical compound is the spectrum of frequencies of electromagnetic radiation emitted due to an atom's electrons making a transition from a high energy state to a lower energy state. The energy of the emitted photon is equal to the energy difference between the two states. There are many possible electron transitions for each atom, and each transition has a specific energy difference. This collection of different transitions, leading to different radiated wavelengths, make up an emission spectrum. Each element's emission spectrum is unique. Therefore, spectroscopy can be used to identify the elements in matter of unknown composition. Similarly, the emission spectra of molecules can be used in chemical analysis of substances.
Contents [hide]
1 Emission
2 Origins 2.1 Radiation from molecules
3 Emission spectroscopy
4 History
5 Experimental technique in flame emission spectroscopy
6 Emission coefficient 6.1 Scattering of light
6.2 Spontaneous emission
7 Energy spectrum 7.1 Optical spectroscopy and astrophysics application
8 See also 8.1 Links related to emission spectroscopy
8.2 Links related to emission coefficient
9 References
10 External links
Emission[edit]
In physics, emission is the process by which a higher energy quantum mechanical state of a particle becomes converted to a lower one through the emission of a photon, resulting in the production of light. The frequency of light emitted is a function of the energy of the transition. Since energy must be conserved, the energy difference between the two states equals the energy carried off by the photon. The energy states of the transitions can lead to emissions over a very large range of frequencies. For example, visible light is emitted by the coupling of electronic states in atoms and molecules (then the phenomenon is called fluorescence or phosphorescence). On the other hand, nuclear shell transitions can emit high energy gamma rays, while nuclear spin transitions emit low energy radio waves.
The emittance of an object quantifies how much light is emitted by it. This may be related to other properties of the object through the Stefan–Boltzmann law. For most substances, the amount of emission varies with the temperature and the spectroscopic composition of the object, leading to the appearance of color temperature and emission lines. Precise measurements at many wavelengths allow the identification of a substance via emission spectroscopy.
Emission of radiation is typically described using semi-classical quantum mechanics: the particle's energy levels and spacings are determined from quantum mechanics, and light is treated as an oscillating electric field that can drive a transition if it is in resonance with the system's natural frequency. The quantum mechanics problem is treated using time-dependent perturbation theory and leads to the general result known as Fermi's golden rule. The description has been superseded by quantum electrodynamics, although the semi-classical version continues to be more useful in most cases.
Origins[edit]
When the electrons in the atom are excited, for example by being heated, the additional energy pushes the electrons to higher energy orbitals. When the electrons fall back down and leave the excited state, energy is re-emitted in the form of a photon. The wavelength (or equivalently, frequency) of the photon is determined by the difference in energy between the two states. These emitted photons form the element's spectrum.
The fact that only certain colors appear in an element's atomic emission spectrum means that only certain frequencies of light are emitted. Each of these frequencies are related to energy by the formula:
E_{{{\text{photon}}}}=h\nu ,
where E_{{{\text{photon}}}} is the energy of the photon, \nu is its frequency, and h is Planck's constant. This concludes that only photons having certain energies are emitted by the atom. The principle of the atomic emission spectrum explains the varied colors in neon signs, as well as chemical flame test results (described below).
The frequencies of light that an atom can emit are dependent on states the electrons can be in. When excited, an electron moves to a higher energy level or orbital. When the electron falls back to its ground level the light is emitted.
Emission spectrum of Hydrogen
The above picture shows the visible light emission spectrum for hydrogen. If only a single atom of hydrogen were present, then only a single wavelength would be observed at a given instant. Several of the possible emissions are observed because the sample contains many hydrogen atoms that are in different initial energy states and reach different final energy states. These different combinations lead to simultaneous emissions at different wavelengths.
Emission spectrum of Iron
Radiation from molecules[edit]
As well as the electronic transitions discussed above, the energy of a molecule can also change via rotational, vibrational, and vibronic (combined vibrational and electronic) transitions. These energy transitions often lead to closely spaced groups of many different spectral lines, known as spectral bands. Unresolved band spectra may appear as a spectral continuum.
Emission spectroscopy[edit]
Light consists of electromagnetic radiation of different wavelengths. Therefore, when the elements or their compounds are heated either on a flame or by an electric arc they emit energy in the form of light. Analysis of this light, with the help of a spectroscope gives us a discontinuous spectrum. A spectroscope or a spectrometer is an instrument which is used for separating the components of light, which have different wavelengths. The spectrum appears in a series of lines called the line spectrum. This line spectrum is also called the Atomic Spectrum because it originates in the element. Each element has a different atomic spectrum. The production of line spectra by the atoms of an element indicate that an atom can radiate only a certain amount of energy. This leads to the conclusion that bound electrons cannot have just any amount of energy but only a certain amount of energy.
The emission spectrum can be used to determine the composition of a material, since it is different for each element of the periodic table. One example is astronomical spectroscopy: identifying the composition of stars by analysing the received light. The emission spectrum characteristics of some elements are plainly visible to the naked eye when these elements are heated. For example, when platinum wire is dipped into a strontium nitrate solution and then inserted into a flame, the strontium atoms emit a red color. Similarly, when copper is inserted into a flame, the flame becomes green. These definite characteristics allow elements to be identified by their atomic emission spectrum. Not all emitted lights are perceptible to the naked eye, as the spectrum also includes ultraviolet rays and infrared lighting. An emission is formed when an excited gas is viewed directly through a spectroscope.
Schematic diagram of spontaneous emission
Emission spectroscopy is a spectroscopic technique which examines the wavelengths of photons emitted by atoms or molecules during their transition from an excited state to a lower energy state. Each element emits a characteristic set of discrete wavelengths according to its electronic structure, and by observing these wavelengths the elemental composition of the sample can be determined. Emission spectroscopy developed in the late 19th century and efforts in theoretical explanation of atomic emission spectra eventually led to quantum mechanics.
There are many ways in which atoms can be brought to an excited state. Interaction with electromagnetic radiation is used in fluorescence spectroscopy, protons or other heavier particles in Particle-Induced X-ray Emission and electrons or X-ray photons in Energy-dispersive X-ray spectroscopy or X-ray fluorescence. The simplest method is to heat the sample to a high temperature, after which the excitations are produced by collisions between the sample atoms. This method is used in flame emission spectroscopy, and it was also the method used by Anders Jonas Ångström when he discovered the phenomenon of discrete emission lines in 1850s.[citation needed]
Although the emission lines are caused by a transition between quantized energy states and may at first look very sharp, they do have a finite width, i.e. they are composed of more than one wavelength of light. This spectral line broadening has many different causes[clarification needed].
Emission spectroscopy is often referred to as optical emission spectroscopy, due to the light nature of what is being emitted.
History[edit]
Emission lines from hot gases were first discovered[citation needed] by Ångström, and the technique was further developed by David Alter, Gustav Kirchhoff and Robert Bunsen.
See the history of spectroscopy for details.
Experimental technique in flame emission spectroscopy[edit]
The solution containing the relevant substance to be analysed is drawn into the burner and dispersed into the flame as a fine spray. The solvent evaporates first, leaving finely divided solid particles which move to the hottest region of the flame where gaseous atoms and ions are produced. Here electrons are excited as described above. It is common for a monochromator to be used to allow for easy detection.
On a simple level, flame emission spectroscopy can be observed using just a flame and samples of metal salts. This method of qualitative analysis is called a flame test. For example, sodium salts placed in the flame will glow yellow from sodium ions, while strontium (used in road flares) ions color it red. Copper wire will create a blue colored flame, however in the presence of chloride gives green (molecular contribution by CuCl).
Emission coefficient[edit]
Emission coefficient is a coefficient in the power output per unit time of an electromagnetic source, a calculated value in physics. The emission coefficient of a gas varies with the wavelength of the light. It has units of ms-3sr-1.[1] It is also used as a measure of environmental emissions (by mass) per MWh of electricity generated, see: Emission factor.
Scattering of light[edit]
In Thomson scattering a charged particle emits radiation under incident light. The particle may be an ordinary atomic electron, so emission coefficients have practical applications.
If X dV dΩ dλ is the energy scattered by a volume element dV into solid angle dΩ between wavelengths λ and λ+dλ per unit time then the Emission coefficient is X.
The values of X in Thomson scattering can be predicted from incident flux, the density of the charged particles and their Thomson differential cross section (area/solid angle).
Spontaneous emission[edit]
A warm body emitting photons has a monochromatic emission coefficient relating to its temperature and total power radiation. This is sometimes called the second "Einstein coefficient", and can be deduced from quantum mechanical theory.
Energy spectrum[edit]
An energy spectrum is a distribution energy among a large assemblage of particles. It is a statistical representation of the wave energy as a function of the wave frequency, and an empirical estimator of the spectral function. For any given value of energy, it determines how many of the particles have that much energy.
The particles may be atoms, photons or a flux of elementary particles.
The Schrödinger equation and a set of boundary conditions form an eigenvalue problem. A possible value (E) is called an eigenenergy. A non-zero solution of the wave function is called an eigenenergy state, or simply an eigenstate. The set of eigenvalues {Ej} is called the energy spectrum of the particle.
The electromagnetic spectrum can also be represented as the distribution of electromagnetic radiation according to energy. The relationship among the wavelength (usually denoted by Greek "\lambda "), the frequency (usually denoted by Greek "\nu "), and the energy E are:
E=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}\,\!
where c is the speed of light and h is Planck's Constant.
An example of an energy spectrum in the physical domain is ocean waves breaking on the shore. For any given interval of time it can be observed that some of the waves are larger than others. Plotting the number of waves against the amplitude (height) for the interval will yield the energy spectrum of the set.[2]
Optical spectroscopy and astrophysics application[edit]
Energy spectra are often used in astrophysical spectroscopy.
The quantity plotted, energy units, is the wavelength times the energy per unit wavelength and thus accurately represents the amount of energy at any wavelength. The energy per unit wavelength and the energy per unit frequency peak at significantly different wavelengths due the reciprocal relation between frequency and wavelength. Using energy units avoids this problem, since (wavelength * flux per unit wavelength) = (frequency * flux per unit frequency).
Some modern spectrophotometers, such as the Perkin Elmer 950, include an energy scan option. This is additionally useful in cases where a reference cell is not practical or when absorbance / transmittance is off-scale.[2][3]
Contents [hide]
1 Emission
2 Origins 2.1 Radiation from molecules
3 Emission spectroscopy
4 History
5 Experimental technique in flame emission spectroscopy
6 Emission coefficient 6.1 Scattering of light
6.2 Spontaneous emission
7 Energy spectrum 7.1 Optical spectroscopy and astrophysics application
8 See also 8.1 Links related to emission spectroscopy
8.2 Links related to emission coefficient
9 References
10 External links
Emission[edit]
In physics, emission is the process by which a higher energy quantum mechanical state of a particle becomes converted to a lower one through the emission of a photon, resulting in the production of light. The frequency of light emitted is a function of the energy of the transition. Since energy must be conserved, the energy difference between the two states equals the energy carried off by the photon. The energy states of the transitions can lead to emissions over a very large range of frequencies. For example, visible light is emitted by the coupling of electronic states in atoms and molecules (then the phenomenon is called fluorescence or phosphorescence). On the other hand, nuclear shell transitions can emit high energy gamma rays, while nuclear spin transitions emit low energy radio waves.
The emittance of an object quantifies how much light is emitted by it. This may be related to other properties of the object through the Stefan–Boltzmann law. For most substances, the amount of emission varies with the temperature and the spectroscopic composition of the object, leading to the appearance of color temperature and emission lines. Precise measurements at many wavelengths allow the identification of a substance via emission spectroscopy.
Emission of radiation is typically described using semi-classical quantum mechanics: the particle's energy levels and spacings are determined from quantum mechanics, and light is treated as an oscillating electric field that can drive a transition if it is in resonance with the system's natural frequency. The quantum mechanics problem is treated using time-dependent perturbation theory and leads to the general result known as Fermi's golden rule. The description has been superseded by quantum electrodynamics, although the semi-classical version continues to be more useful in most cases.
Origins[edit]
When the electrons in the atom are excited, for example by being heated, the additional energy pushes the electrons to higher energy orbitals. When the electrons fall back down and leave the excited state, energy is re-emitted in the form of a photon. The wavelength (or equivalently, frequency) of the photon is determined by the difference in energy between the two states. These emitted photons form the element's spectrum.
The fact that only certain colors appear in an element's atomic emission spectrum means that only certain frequencies of light are emitted. Each of these frequencies are related to energy by the formula:
E_{{{\text{photon}}}}=h\nu ,
where E_{{{\text{photon}}}} is the energy of the photon, \nu is its frequency, and h is Planck's constant. This concludes that only photons having certain energies are emitted by the atom. The principle of the atomic emission spectrum explains the varied colors in neon signs, as well as chemical flame test results (described below).
The frequencies of light that an atom can emit are dependent on states the electrons can be in. When excited, an electron moves to a higher energy level or orbital. When the electron falls back to its ground level the light is emitted.
Emission spectrum of Hydrogen
The above picture shows the visible light emission spectrum for hydrogen. If only a single atom of hydrogen were present, then only a single wavelength would be observed at a given instant. Several of the possible emissions are observed because the sample contains many hydrogen atoms that are in different initial energy states and reach different final energy states. These different combinations lead to simultaneous emissions at different wavelengths.
Emission spectrum of Iron
Radiation from molecules[edit]
As well as the electronic transitions discussed above, the energy of a molecule can also change via rotational, vibrational, and vibronic (combined vibrational and electronic) transitions. These energy transitions often lead to closely spaced groups of many different spectral lines, known as spectral bands. Unresolved band spectra may appear as a spectral continuum.
Emission spectroscopy[edit]
Light consists of electromagnetic radiation of different wavelengths. Therefore, when the elements or their compounds are heated either on a flame or by an electric arc they emit energy in the form of light. Analysis of this light, with the help of a spectroscope gives us a discontinuous spectrum. A spectroscope or a spectrometer is an instrument which is used for separating the components of light, which have different wavelengths. The spectrum appears in a series of lines called the line spectrum. This line spectrum is also called the Atomic Spectrum because it originates in the element. Each element has a different atomic spectrum. The production of line spectra by the atoms of an element indicate that an atom can radiate only a certain amount of energy. This leads to the conclusion that bound electrons cannot have just any amount of energy but only a certain amount of energy.
The emission spectrum can be used to determine the composition of a material, since it is different for each element of the periodic table. One example is astronomical spectroscopy: identifying the composition of stars by analysing the received light. The emission spectrum characteristics of some elements are plainly visible to the naked eye when these elements are heated. For example, when platinum wire is dipped into a strontium nitrate solution and then inserted into a flame, the strontium atoms emit a red color. Similarly, when copper is inserted into a flame, the flame becomes green. These definite characteristics allow elements to be identified by their atomic emission spectrum. Not all emitted lights are perceptible to the naked eye, as the spectrum also includes ultraviolet rays and infrared lighting. An emission is formed when an excited gas is viewed directly through a spectroscope.
Schematic diagram of spontaneous emission
Emission spectroscopy is a spectroscopic technique which examines the wavelengths of photons emitted by atoms or molecules during their transition from an excited state to a lower energy state. Each element emits a characteristic set of discrete wavelengths according to its electronic structure, and by observing these wavelengths the elemental composition of the sample can be determined. Emission spectroscopy developed in the late 19th century and efforts in theoretical explanation of atomic emission spectra eventually led to quantum mechanics.
There are many ways in which atoms can be brought to an excited state. Interaction with electromagnetic radiation is used in fluorescence spectroscopy, protons or other heavier particles in Particle-Induced X-ray Emission and electrons or X-ray photons in Energy-dispersive X-ray spectroscopy or X-ray fluorescence. The simplest method is to heat the sample to a high temperature, after which the excitations are produced by collisions between the sample atoms. This method is used in flame emission spectroscopy, and it was also the method used by Anders Jonas Ångström when he discovered the phenomenon of discrete emission lines in 1850s.[citation needed]
Although the emission lines are caused by a transition between quantized energy states and may at first look very sharp, they do have a finite width, i.e. they are composed of more than one wavelength of light. This spectral line broadening has many different causes[clarification needed].
Emission spectroscopy is often referred to as optical emission spectroscopy, due to the light nature of what is being emitted.
History[edit]
Emission lines from hot gases were first discovered[citation needed] by Ångström, and the technique was further developed by David Alter, Gustav Kirchhoff and Robert Bunsen.
See the history of spectroscopy for details.
Experimental technique in flame emission spectroscopy[edit]
The solution containing the relevant substance to be analysed is drawn into the burner and dispersed into the flame as a fine spray. The solvent evaporates first, leaving finely divided solid particles which move to the hottest region of the flame where gaseous atoms and ions are produced. Here electrons are excited as described above. It is common for a monochromator to be used to allow for easy detection.
On a simple level, flame emission spectroscopy can be observed using just a flame and samples of metal salts. This method of qualitative analysis is called a flame test. For example, sodium salts placed in the flame will glow yellow from sodium ions, while strontium (used in road flares) ions color it red. Copper wire will create a blue colored flame, however in the presence of chloride gives green (molecular contribution by CuCl).
Emission coefficient[edit]
Emission coefficient is a coefficient in the power output per unit time of an electromagnetic source, a calculated value in physics. The emission coefficient of a gas varies with the wavelength of the light. It has units of ms-3sr-1.[1] It is also used as a measure of environmental emissions (by mass) per MWh of electricity generated, see: Emission factor.
Scattering of light[edit]
In Thomson scattering a charged particle emits radiation under incident light. The particle may be an ordinary atomic electron, so emission coefficients have practical applications.
If X dV dΩ dλ is the energy scattered by a volume element dV into solid angle dΩ between wavelengths λ and λ+dλ per unit time then the Emission coefficient is X.
The values of X in Thomson scattering can be predicted from incident flux, the density of the charged particles and their Thomson differential cross section (area/solid angle).
Spontaneous emission[edit]
A warm body emitting photons has a monochromatic emission coefficient relating to its temperature and total power radiation. This is sometimes called the second "Einstein coefficient", and can be deduced from quantum mechanical theory.
Energy spectrum[edit]
An energy spectrum is a distribution energy among a large assemblage of particles. It is a statistical representation of the wave energy as a function of the wave frequency, and an empirical estimator of the spectral function. For any given value of energy, it determines how many of the particles have that much energy.
The particles may be atoms, photons or a flux of elementary particles.
The Schrödinger equation and a set of boundary conditions form an eigenvalue problem. A possible value (E) is called an eigenenergy. A non-zero solution of the wave function is called an eigenenergy state, or simply an eigenstate. The set of eigenvalues {Ej} is called the energy spectrum of the particle.
The electromagnetic spectrum can also be represented as the distribution of electromagnetic radiation according to energy. The relationship among the wavelength (usually denoted by Greek "\lambda "), the frequency (usually denoted by Greek "\nu "), and the energy E are:
E=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}\,\!
where c is the speed of light and h is Planck's Constant.
An example of an energy spectrum in the physical domain is ocean waves breaking on the shore. For any given interval of time it can be observed that some of the waves are larger than others. Plotting the number of waves against the amplitude (height) for the interval will yield the energy spectrum of the set.[2]
Optical spectroscopy and astrophysics application[edit]
Energy spectra are often used in astrophysical spectroscopy.
The quantity plotted, energy units, is the wavelength times the energy per unit wavelength and thus accurately represents the amount of energy at any wavelength. The energy per unit wavelength and the energy per unit frequency peak at significantly different wavelengths due the reciprocal relation between frequency and wavelength. Using energy units avoids this problem, since (wavelength * flux per unit wavelength) = (frequency * flux per unit frequency).
Some modern spectrophotometers, such as the Perkin Elmer 950, include an energy scan option. This is additionally useful in cases where a reference cell is not practical or when absorbance / transmittance is off-scale.[2][3]
放出スペクトル
放出スペクトル（ほうしゅつスペクトル、英: Emission spectrum）は、原子や分子が低いエネルギー準位に戻る時に放出する電磁波の周波数のスペクトルである。
それぞれの原子の放出スペクトルは固有のものであり、そのため分光法によって、未知の化合物に含まれる元素を同定することができる。同様に、分子の放出スペクトルは、物質の化学分析に用いることができる。
目次 [非表示]
1 放出
2 起源 2.1 分子からの放射
3 放出スペクトル分光法
4 歴史
5 放出係数 5.1 光の散乱
5.2 自発的放出
6 出典
7 関連項目
8 外部リンク
放出[編集]
物理学において、放出とは、高エネルギーの量子状態にある粒子が光子を放出して低い状態に遷移する過程のことである。放出される光の周波数は、遷移エネルギーの関数となる。エネルギーは保存されるため、2つの状態でのエネルギーの差は、光子によって持ち去られるエネルギーに等しい。遷移によるエネルギー状態の変化は、非常に広範囲の周波数を作りうる。例えば、原子や分子内での電子の状態のカップリングでは、可視光が放出される（そのため、この現象は蛍光や燐光と呼ばれる）。一方、原子殻の遷移では、高エネルギーのガンマ線が放出され、核スピン遷移では低エネルギーの電波が放出される。
物体の放出力は、その物体からどれだけの量の光が放出されるかを決める。またシュテファン＝ボルツマンの法則から、物体のその他の特性にも関係しているかもしれない。多くの物質では、放出の量は、温度とスペクトル組成で決まり、色温度やスペクトル線として現れる。多くの波長の正確な測定により、物質を同定することができる。
放射光の放出は、半古典的量子力学によって記述できる。粒子のエネルギー準位と間隔は量子力学によって決まり、光は、系の自然周波数と共鳴すると遷移を引き起こす電磁場の振動として扱われる。量子力学の問題は、時間依存の摂動理論を用いて扱われ、フェルミの黄金律として知られる一般的な結果を導く。この記述は後に量子電磁力学に取って代わられたが、多くの場合では、この半古典的考え方も有用である。
起源[編集]
原子中の電子が、例えば熱せられることによって励起すると、与えられたエネルギーが電子を高いエネルギー軌道に押し上げる。電子が軌道を落ちて励起状態を脱すると、エネルギーは光子の形で再放出される。光子の波長は、2つの状態間のエネルギーの差によって決まる。これらの放出光子は、その元素の放出スペクトルとなる。
元素の放出スペクトルである特定の色しか現れないという事実は、特定の周波数の光のみが放出されているということを意味する。それぞれの周波数は、次の式により、エネルギーの関数で表される。
E_{{{\text{photon}}}}=h \nu ,
ここで、Eは光子のエネルギー、νは周波数、hはプランク定数である。これにより、特定のエネルギーを持った光子のみが原子から放出されるということが分かる。放出スペクトルの原理により、ネオンサインの色や炎色反応が説明できる。
ある原子が放出し得る光の周波数は、電子が取り得る状態に 依存する。励起されると、電子は高井エネルギー準位に上り、基底状態に戻る時に光が放出される。
水素の放出スペクトル
上の図は、水素の可視光の放出スペクトルを表している。1つの水素原子だけが存在している場合には、1つの波長のみが観測される。サンプルには、様々な初期エネルギー状態を持つ多くの水素原子が存在し、異なったエネルギー状態に移るため、何本かのスペクトル線が見られる。
鉄の放出スペクトル
分子からの放射[編集]
上記で議論した電子の遷移と同様に、分子のエネルギーも回転、振動等によって変わってくる。これらのエネルギー遷移は、しばしばスペクトル帯として知られる近い間隔のスペクトル線の群を作る。
放出スペクトル分光法[編集]
光は、様々な波長の電磁放射から成り立っている。そのため、原子やその化合物を炎やアーク放電で加熱すると、光の形でエネルギーを放出し始める。分光計を用いてこの光を分析すると、不連続なスペクトルが得られる。分光計は、光の波長ごとの成分を分離するために用いられる機械である。一連の線となって見られるスペクトルは、線スペクトルと呼ばれ、また原子に由来することから原子スペクトルとも呼ばれる。それぞれの元素は、異なった原子スペクトルを持つ。元素が決まった原子スペクトルを作ることは、原子が特定の定まった量のエネルギーを放射することを意味する。これより、電子は任意の量のエネルギーを持つことはできず、特定の定まった量のエネルギーを持つという結論が得られる。
放出スペクトルは、周期表上の元素によって異なるため、物体の組成を決定するのに用いることができる。1つの例は、地球に届く光を分析して恒星の組成を同定する天体分光学である。いくつかの元素は、熱することでその放出スペクトルを裸眼でも見ることができる。例えば、白金線を硝酸ストロンチウム溶液に浸して炎の中に入れると、ストロンチウム原子は赤い色の光を放出する。同様に、銅を炎の中に入れると、炎は緑色になる。このような明確な特徴により、元素の同定が可能である。ただし、全ての放出光が裸眼で見える訳ではなく、紫外線や赤外線が含まれる場合もある。
放出スペクトル分光法は、原子や分子が励起状態から低いエネルギー準位に遷移する際に放出される光子の波長を測定する分光法である。それぞれの元素は、その電子配置に従って特徴的な離散波長の光を放出し、それらを観測することで、サンプルの元素組成を同定することが出来る。放出スペクトル分光法は19世紀後半に発展し、これを理論的に説明しようとする試みは、量子力学の誕生に繋がった。
原子を励起状態にする方法には様々なものがある。蛍光分光法では電磁放射、粒子線励起X線分析では光子やその他の重粒子、エネルギー分散型X線分析や蛍光X線分析では、電子やX線光子と相互作用させる。最も単純な方法はサンプルを熱する方法で、サンプル中の原子同士の衝突により、励起状態になる。この方法は、アンデルス・オングストロームが1850年代に離散輝線を初めて観測した時に行った方法でもある。
輝線は、量子化されたエネルギー準位間の遷移から出てくるものであり、また当初は非常に鋭く見えるものの、有限な幅を持ち、即ち1つ以上の波長から構成される。この線幅広がりには、多くの原因がある。
歴史[編集]
熱いガスの輝線は、オングストロームによって初めて観測され、デヴィッド・アルター、グスタフ・キルヒホフ、ローベルト・ブンゼンらによって技術が発展させられた。
詳細は、分光法を参照のこと。
放出係数[編集]
放出係数は、単位時間当たり1つの電磁波源が生み出す仕事率の係数であり、光の波長によって変化する。単位はms-3sr-1である[1]。
光の散乱[編集]
トムソン散乱では、荷電粒子は入射する光の下で放射光を放出する。粒子は通常、電子であり、放出係数が適用される。
X dV dΩ dλが、単位時間当たり、単位体積dV、立体角dΩ、波長λからdλで散乱されるエネルギーだとすると、Xが放出係数となる。トムソン散乱でのXの値は、入射束、つまり荷電粒子の密度とそれらの断面積の微分によって予測される。
自発的放出[編集]
光子を放出する熱された物体は、その温度と合計放出仕事率に関係する単色の放出係数を持つ。この値は、「第2アインシュタイン係数」と呼ばれることもある。
出典[編集]
1.^ Carroll, Bradley W. (2007). An Introducion to Modern Astrophysics. CA, USA: Pearson Education. pp. 256. ISBN 0-8053-0402-9.
それぞれの原子の放出スペクトルは固有のものであり、そのため分光法によって、未知の化合物に含まれる元素を同定することができる。同様に、分子の放出スペクトルは、物質の化学分析に用いることができる。
目次 [非表示]
1 放出
2 起源 2.1 分子からの放射
3 放出スペクトル分光法
4 歴史
5 放出係数 5.1 光の散乱
5.2 自発的放出
6 出典
7 関連項目
8 外部リンク
放出[編集]
物理学において、放出とは、高エネルギーの量子状態にある粒子が光子を放出して低い状態に遷移する過程のことである。放出される光の周波数は、遷移エネルギーの関数となる。エネルギーは保存されるため、2つの状態でのエネルギーの差は、光子によって持ち去られるエネルギーに等しい。遷移によるエネルギー状態の変化は、非常に広範囲の周波数を作りうる。例えば、原子や分子内での電子の状態のカップリングでは、可視光が放出される（そのため、この現象は蛍光や燐光と呼ばれる）。一方、原子殻の遷移では、高エネルギーのガンマ線が放出され、核スピン遷移では低エネルギーの電波が放出される。
物体の放出力は、その物体からどれだけの量の光が放出されるかを決める。またシュテファン＝ボルツマンの法則から、物体のその他の特性にも関係しているかもしれない。多くの物質では、放出の量は、温度とスペクトル組成で決まり、色温度やスペクトル線として現れる。多くの波長の正確な測定により、物質を同定することができる。
放射光の放出は、半古典的量子力学によって記述できる。粒子のエネルギー準位と間隔は量子力学によって決まり、光は、系の自然周波数と共鳴すると遷移を引き起こす電磁場の振動として扱われる。量子力学の問題は、時間依存の摂動理論を用いて扱われ、フェルミの黄金律として知られる一般的な結果を導く。この記述は後に量子電磁力学に取って代わられたが、多くの場合では、この半古典的考え方も有用である。
起源[編集]
原子中の電子が、例えば熱せられることによって励起すると、与えられたエネルギーが電子を高いエネルギー軌道に押し上げる。電子が軌道を落ちて励起状態を脱すると、エネルギーは光子の形で再放出される。光子の波長は、2つの状態間のエネルギーの差によって決まる。これらの放出光子は、その元素の放出スペクトルとなる。
元素の放出スペクトルである特定の色しか現れないという事実は、特定の周波数の光のみが放出されているということを意味する。それぞれの周波数は、次の式により、エネルギーの関数で表される。
E_{{{\text{photon}}}}=h \nu ,
ここで、Eは光子のエネルギー、νは周波数、hはプランク定数である。これにより、特定のエネルギーを持った光子のみが原子から放出されるということが分かる。放出スペクトルの原理により、ネオンサインの色や炎色反応が説明できる。
ある原子が放出し得る光の周波数は、電子が取り得る状態に 依存する。励起されると、電子は高井エネルギー準位に上り、基底状態に戻る時に光が放出される。
水素の放出スペクトル
上の図は、水素の可視光の放出スペクトルを表している。1つの水素原子だけが存在している場合には、1つの波長のみが観測される。サンプルには、様々な初期エネルギー状態を持つ多くの水素原子が存在し、異なったエネルギー状態に移るため、何本かのスペクトル線が見られる。
鉄の放出スペクトル
分子からの放射[編集]
上記で議論した電子の遷移と同様に、分子のエネルギーも回転、振動等によって変わってくる。これらのエネルギー遷移は、しばしばスペクトル帯として知られる近い間隔のスペクトル線の群を作る。
放出スペクトル分光法[編集]
光は、様々な波長の電磁放射から成り立っている。そのため、原子やその化合物を炎やアーク放電で加熱すると、光の形でエネルギーを放出し始める。分光計を用いてこの光を分析すると、不連続なスペクトルが得られる。分光計は、光の波長ごとの成分を分離するために用いられる機械である。一連の線となって見られるスペクトルは、線スペクトルと呼ばれ、また原子に由来することから原子スペクトルとも呼ばれる。それぞれの元素は、異なった原子スペクトルを持つ。元素が決まった原子スペクトルを作ることは、原子が特定の定まった量のエネルギーを放射することを意味する。これより、電子は任意の量のエネルギーを持つことはできず、特定の定まった量のエネルギーを持つという結論が得られる。
放出スペクトルは、周期表上の元素によって異なるため、物体の組成を決定するのに用いることができる。1つの例は、地球に届く光を分析して恒星の組成を同定する天体分光学である。いくつかの元素は、熱することでその放出スペクトルを裸眼でも見ることができる。例えば、白金線を硝酸ストロンチウム溶液に浸して炎の中に入れると、ストロンチウム原子は赤い色の光を放出する。同様に、銅を炎の中に入れると、炎は緑色になる。このような明確な特徴により、元素の同定が可能である。ただし、全ての放出光が裸眼で見える訳ではなく、紫外線や赤外線が含まれる場合もある。
放出スペクトル分光法は、原子や分子が励起状態から低いエネルギー準位に遷移する際に放出される光子の波長を測定する分光法である。それぞれの元素は、その電子配置に従って特徴的な離散波長の光を放出し、それらを観測することで、サンプルの元素組成を同定することが出来る。放出スペクトル分光法は19世紀後半に発展し、これを理論的に説明しようとする試みは、量子力学の誕生に繋がった。
原子を励起状態にする方法には様々なものがある。蛍光分光法では電磁放射、粒子線励起X線分析では光子やその他の重粒子、エネルギー分散型X線分析や蛍光X線分析では、電子やX線光子と相互作用させる。最も単純な方法はサンプルを熱する方法で、サンプル中の原子同士の衝突により、励起状態になる。この方法は、アンデルス・オングストロームが1850年代に離散輝線を初めて観測した時に行った方法でもある。
輝線は、量子化されたエネルギー準位間の遷移から出てくるものであり、また当初は非常に鋭く見えるものの、有限な幅を持ち、即ち1つ以上の波長から構成される。この線幅広がりには、多くの原因がある。
歴史[編集]
熱いガスの輝線は、オングストロームによって初めて観測され、デヴィッド・アルター、グスタフ・キルヒホフ、ローベルト・ブンゼンらによって技術が発展させられた。
詳細は、分光法を参照のこと。
放出係数[編集]
放出係数は、単位時間当たり1つの電磁波源が生み出す仕事率の係数であり、光の波長によって変化する。単位はms-3sr-1である[1]。
光の散乱[編集]
トムソン散乱では、荷電粒子は入射する光の下で放射光を放出する。粒子は通常、電子であり、放出係数が適用される。
X dV dΩ dλが、単位時間当たり、単位体積dV、立体角dΩ、波長λからdλで散乱されるエネルギーだとすると、Xが放出係数となる。トムソン散乱でのXの値は、入射束、つまり荷電粒子の密度とそれらの断面積の微分によって予測される。
自発的放出[編集]
光子を放出する熱された物体は、その温度と合計放出仕事率に関係する単色の放出係数を持つ。この値は、「第2アインシュタイン係数」と呼ばれることもある。
出典[編集]
1.^ Carroll, Bradley W. (2007). An Introducion to Modern Astrophysics. CA, USA: Pearson Education. pp. 256. ISBN 0-8053-0402-9.
2014年02月13日
バナジウムジルコニウム青
バナジウムジルコニウム青は、青色のセラミック顔料で、ジルコン(ZrSiO4)を母格子にバナジウムが固溶したもの。トルコ青、バナジウムジルコンブルー(vanadium zircon blue)、ターコイズブルーとも呼ばれる。ジルコン系の窯業用顔料のうち最も早く開発され、その後プラセオジムイエローやサーモンピンクも実用化されるようになった。
ジルコニア(ZrO2)、二酸化ケイ素(SiO2)にバナジン酸アンモニウム(NH4VO3)を配合し、さらに鉱化剤としてフッ化ナトリウム(NaF)、塩化ナトリウム(NaCl)、塩化アンモニウム(NH4Cl)を添加し800〜900℃で焼成、粉砕し熱湯で鉱化剤を除去して得られる。
緑色がかった青色を呈し、あらゆるタイプの釉薬に使用できる。
ジルコニア(ZrO2)、二酸化ケイ素(SiO2)にバナジン酸アンモニウム(NH4VO3)を配合し、さらに鉱化剤としてフッ化ナトリウム(NaF)、塩化ナトリウム(NaCl)、塩化アンモニウム(NH4Cl)を添加し800〜900℃で焼成、粉砕し熱湯で鉱化剤を除去して得られる。
緑色がかった青色を呈し、あらゆるタイプの釉薬に使用できる。
オリュンポス十二神
オリュンポス十二神（オリュンポスじゅうにしん、古典ギリシア語: Δωδεκάθεον, Dōdekatheon[1]）は、ギリシア神話において、オリュンポス山の山頂に住まうと伝えられる12柱の神々。主神ゼウスをはじめとする男女6柱ずつの神々である。
現代ギリシア語では「オリュンポスの十二神（Οί Δώδεκα Θεοί του Ολύμπου）」と呼称されるが、古典ギリシア語では単に「十二神（Δωδεκάθεον）」と呼んだ。
目次 [非表示]
1 概説 1.1 十二神の変動
1.2 神々の世代
1.3 ローマ神話の十二神
2 十二神の一覧表 2.1 名前と権能
2.2 系譜・血統
3 十二神ギャラリー
4 脚注
5 関連項目
6 参考文献
概説[編集]
ローマ神話の十二神の祭壇。用途不明。黄道獣帯の祭壇か。紀元1世紀
十二神の変動[編集]
通常、12神の神々は
1.ゼウス
2.ゼウスの妻ヘーラー[2]
3.ゼウスの娘アテーナー[3]
4.アポローン
5.アプロディーテー
6.アレース
7.アルテミス
8.デーメーテール
9.ヘーパイストス
10.ヘルメース
11.ポセイドーン
12.ヘスティアー
である。
12柱目はヘスティアーを入れるのが通常であるが、ディオニューソスを入れることもある（この場合、6柱ずつではなく、男神7柱、女神5柱となる）。これは、十二神に入れないことを嘆く甥ディオニューソスを哀れんで、ヘスティアーがその座を譲ったためとされる。また、ごくまれにポセイドーンやデーメーテールなどが外されることもある。
ほかに十二神と同格の神として、ハーデース（プルートン）とその妃ペルセポネー（コレ[4]）がいる。通常は十二神には含まれないが、ごくまれに含めることもある。十二神にハーデースが含まれないのは他の神と違って冥界の神であり、冥界は地下の存在と考えられていたためで、属性が異なるとの理由から十二神から外されている。
神々の世代[編集]
また、オリュンポスの秩序より見た場合、十二の神々は第一世代と第二世代に分かれるとも言える。クロノスとレアのあいだに生まれた息子と娘に当たる、ゼウス、ポセイドーン、ハーデース、ヘーラー、デーメーテール、ヘスティアーが第一世代の神で、ゼウスの息子と娘に当たる、アテーナー、アポローン、アルテミス、ヘーパイストス、アレース、アプロディーテー、ヘルメース、ディオニューソスが第二世代の神となる。
ただし、これはオリュンポスの秩序での系譜に基づいている。たとえば、アプロディーテーについては、ホメロスはゼウスとディオネのあいだの娘としているが、ヘシオドスはクロノスが切断したウーラノスの男根の周りの泡より生まれたとしている[5]。ヘシオドスの説では、アプロディテはゼウスよりも古くからある女神となる。ここから、ウーラノスの男根よりの女神を「天のアプロディテ」、ゼウスの娘の女神を「民衆のアプロディテ」として呼び分けることもある。
ローマ神話の十二神[編集]
ローマ神話ではディー・コンセンテス(Dii Consentes)あるいはコンセンテス・ディー (Consentes Dii) と呼ばれ（共に「調和せし神々」の意）、主神ユーピテルをはじめとする男女6柱ずつの神々とされるが、その内訳は伝わっていない。
十二神の一覧表[編集]
ハーデースとペルセポネーは十二神に含まれないが、天体との関係から記載する。
名前と権能[編集]
神名
ローマ神話との対応
（英語由来転写）
性別
説明
対応する天体[* 1]
古代ギリシア語
他のカタカナ転写
慣用名
ゼウス ゼウス ユーピテル
（ジュピター） 男神 神々の王、オリュンポスの主神。
雷神、天空神。
多数の神・半神・英雄の父祖。 木星
ゼウス (m)
ヘーラー ヘラ ユーノー
（ジュノー） 女神 ゼウスの妻、神々の女王。
婚姻の神で、女性の守護神。
嫉妬深い。 ユノ (m)
ヘラ (m)
アテーナー
アテネ[6] アテナ
アテネ ミネルウァ
（ミネルヴァ） 女神 知恵・工芸・学芸の神。
戦争の知略を司る。
都市の守護神。 ミネルヴァ (m)
パラス (m)
アポローン アポロン アポロー
（アポロ） 男神 予言・芸術・弓術・医療の神。
光明・太陽神ともされる。ポイボス。
ヘーリオスと混同された。 太陽
アポロ群
アポロ (m)
アプロディーテー
アプロディタ アプロディテ
アフロディテ
アフロディーテ ウェヌス
（ヴィーナス） 女神 愛と美の神。
エロースの母とされる。 金星
アフロディテ (m)
アレース アレス マールス
（マーズ） 男神 軍神。戦争の災厄を司る。
ギリシア神話では知に劣り、人間にも敗れる。対応するローマ神話のマールスは主神ユーピテルと同じ程篤く信仰されていた。 火星
アルテミス アルテミス ディアーナ
（ダイアナ） 女神 弓術・森林・狩猟・純潔の神。
処女神だが、豊穣の神。
セレーネー（ルーナ）と混同された。 月
ダイアナ (m)
アルテミス (m)
デーメーテール デメテル ケレース
（セレス） 女神 農耕・大地の神。乙女座に関連。 ケレス (d)
デメテル (m)
ヘーパイストス ヘパイストス
ヘファイストス ウゥルカーヌス
（バルカン） 男神 火山・炎・鍛冶の神。畸形。 バルカン
ヘファイストス (m)
ヘルメース ヘルメス メルクリウス
（マーキュリー) 男神 伝令・商業・泥棒・旅行の守護神。
のちに錬金術の神。 水星
ヘルメス (m)
ポセイドーン ポセイドン ネプトゥーヌス
（ネプチューン） 男神 海洋の王。
海・泉・地震・馬・塩の神。 海王星
ポセイドン (m)
ヘスティアー ヘスティア ウェスタ
（ヴェスタ） 女神 かまどの神。家庭生活の守護神。
名は「炉」を意味する。 ベスタ (m)
ヘスティア (m)
ディオニューソス ディオニュソス バックス
（バッカス） 男神 豊穣・葡萄酒・酩酊の神。 バッカス (m)
ディオニスス (m)
ハーデース
プルートーン[7] ハデス
ハーデス プルートー
（プルート） 男神 冥界の王。
地下（クトニオス）・農耕の神。 冥王星 (d)
オルクス (m)
ペルセポネー ペルセポネ プロセルピナ
（プロセルピナ） 女神 冥界の王妃。
春・芽吹き・乙女・季節の神。
コレーとも呼ばれる。 プロセルピナ (m)
ペルセフォネ (m)
1.^ m は小惑星（minor planet）の、d は準惑星（dwarf planet）を表す。
系譜・血統[編集]
神名
世代
両親
備考
起源[* 1][8]
古典ギリシア語
ギリシア文字
ラテン文字
父親
母親（位格[* 2]）
ゼウス Ζεύς
Zeus 第一 クロノス レアー
（ティーターン） クロノスの末子。
多数の神や半神、英雄の父祖。 固有
ヘーラー Ἥρα
Hēra 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの妻・姉。 先住
アテーナー Ἀθηνᾶ
Athēnā 第二 ゼウス メーティス
（ティーターン） ゼウスの娘。
母はオーケアニデスの一柱。 先住
アポローン Ἀπόλλων
Apollōn 第二 ゼウス レートー
（ティーターン） アルテミスの兄弟。
母はコイオスの娘。 外来
アプロディーテー Ἀφροδίτη
Aphrodītē 第二 ゼウス ディオーネー
（ティーターン） 本来はオリエントの女神。
エロースの母。 東方
アレース Ἄρης
Arēs 第二 ゼウス ヘーラー
（オリュンポス） 本来はトラーキア地方の神。 外来？
アルテミス Ἄρτεμις
Artemis 第二 ゼウス レートー
（ティーターン） アポローンの姉妹。 先住
デーメーテール Δημήτηρ
Dēmētēr 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの姉。
ペルセポネーの母。二柱女神。 固有
ヘーパイストス Ἥφαιστος
Hēphaistos 第二 ゼウス ヘーラー
（オリュンポス） 母が単独で生んだともされる。 固有
ヘルメース Ἑρμῆς
Hermēs 第二 ゼウス マイア
（ティーターン） ゼウスの末子。
母はプレイアデスの一柱。 先住
ポセイドーン Ποσειδῶν
Poseidōn 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの兄。ハーデースの弟。 固有
ヘスティアー Ἑστία
Hestiā 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの姉。クロノスの長女。 固有
ディオニューソス Διόνυσος
Dionȳsos 第二 ゼウス セメレー
（人間） 本来はトラーキアの神。
母はカドモスの娘で人間。 外来
ハーデース Ἅιδης
Hādēs 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスとポセイドーンの兄。
ペルセポネーの夫。 固有
ペルセポネー Περσεφόνη
Persephonē 第二 ゼウス デーメーテール
（オリュンポス） ハーデースの妻。
母と共に秘教の二柱女神。 固有
先住[9]
1.^ 「固有」は、古代ギリシア人（ヘレネス）固有の神、「先住」はギリシア先住民の神、「外来」は非ギリシア起源の神、「東方」は外来かつオリエント起源の神を指す
2.^ 「ティーターン」は広義の（12柱の兄弟姉妹以外も含む）ティーターン、「オリュンポス」はオリュンポス12神を指す。
十二神ギャラリー[編集]
ゼウス
ヘーラー
アテーナー
アポローン
アプロディーテー
アレース
アルテミス
デーメーテール
ヘーパイストス
ヘルメース
ポセイドーン
ヘスティアー
ディオニューソス
ハーデース
ペルセポネー
脚注[編集]
1.^ 十二（δώδεκα, dōdeka） + 神々（θεοί, theoi）
2.^ ヘーラーは本来、古代ギリシア人の女神ではなく、先住民の大女神であった。ギリシアの地に侵攻し先住民を征服した古代ギリシア人が、先住民との宥和を目的に、彼らの主神ゼウスの妃とした。
3.^ アテーナーは元々、先住民の女神と考えられ、豊穣の大女神で都市守護神であった。アテーナーを「処女神」とし、ゼウスの娘とすることで、オリュンポスの秩序が生み出された。
4.^ 「コレ」とは古代ギリシア語で、「娘・少女・乙女」の意味で、デーメーテールの娘であることよりこう呼ばれる。コレとデーメーテールは、母娘二柱の女神として、エレウシスの秘儀を初めとして、古代ギリシアの秘教において崇拝された二大女神であった。
5.^ 高津『ギリシア・ローマ神話辞典』 p.25。
6.^ アテネは、イオーニア方言形で、女神の古い名アテナより派生した。アテナは、アテナイア（ホメロスではアテナイエ、つまりアテナイの女）に由来する。高津『ギリシア・ローマ神話辞典』
7.^ プルートーンとは「富める者」の意味で、ハーデースの別称である。ラテン語の神名プルートーは、この名より派生している。高津『ギリシア・ローマ神話辞典』
8.^ これらの判断は、高津『ギリシア・ローマ神話辞典』の各神の項目の記述に従った。
9.^ ペルセポネーは、コレーの名で呼ばれるデーメーテールとの「母娘二柱女神」としては、古代ギリシア民族固有の女神であるが、「ペルセポネーという名」は先住民のものと考えられる。
現代ギリシア語では「オリュンポスの十二神（Οί Δώδεκα Θεοί του Ολύμπου）」と呼称されるが、古典ギリシア語では単に「十二神（Δωδεκάθεον）」と呼んだ。
目次 [非表示]
1 概説 1.1 十二神の変動
1.2 神々の世代
1.3 ローマ神話の十二神
2 十二神の一覧表 2.1 名前と権能
2.2 系譜・血統
3 十二神ギャラリー
4 脚注
5 関連項目
6 参考文献
概説[編集]
ローマ神話の十二神の祭壇。用途不明。黄道獣帯の祭壇か。紀元1世紀
十二神の変動[編集]
通常、12神の神々は
1.ゼウス
2.ゼウスの妻ヘーラー[2]
3.ゼウスの娘アテーナー[3]
4.アポローン
5.アプロディーテー
6.アレース
7.アルテミス
8.デーメーテール
9.ヘーパイストス
10.ヘルメース
11.ポセイドーン
12.ヘスティアー
である。
12柱目はヘスティアーを入れるのが通常であるが、ディオニューソスを入れることもある（この場合、6柱ずつではなく、男神7柱、女神5柱となる）。これは、十二神に入れないことを嘆く甥ディオニューソスを哀れんで、ヘスティアーがその座を譲ったためとされる。また、ごくまれにポセイドーンやデーメーテールなどが外されることもある。
ほかに十二神と同格の神として、ハーデース（プルートン）とその妃ペルセポネー（コレ[4]）がいる。通常は十二神には含まれないが、ごくまれに含めることもある。十二神にハーデースが含まれないのは他の神と違って冥界の神であり、冥界は地下の存在と考えられていたためで、属性が異なるとの理由から十二神から外されている。
神々の世代[編集]
また、オリュンポスの秩序より見た場合、十二の神々は第一世代と第二世代に分かれるとも言える。クロノスとレアのあいだに生まれた息子と娘に当たる、ゼウス、ポセイドーン、ハーデース、ヘーラー、デーメーテール、ヘスティアーが第一世代の神で、ゼウスの息子と娘に当たる、アテーナー、アポローン、アルテミス、ヘーパイストス、アレース、アプロディーテー、ヘルメース、ディオニューソスが第二世代の神となる。
ただし、これはオリュンポスの秩序での系譜に基づいている。たとえば、アプロディーテーについては、ホメロスはゼウスとディオネのあいだの娘としているが、ヘシオドスはクロノスが切断したウーラノスの男根の周りの泡より生まれたとしている[5]。ヘシオドスの説では、アプロディテはゼウスよりも古くからある女神となる。ここから、ウーラノスの男根よりの女神を「天のアプロディテ」、ゼウスの娘の女神を「民衆のアプロディテ」として呼び分けることもある。
ローマ神話の十二神[編集]
ローマ神話ではディー・コンセンテス(Dii Consentes)あるいはコンセンテス・ディー (Consentes Dii) と呼ばれ（共に「調和せし神々」の意）、主神ユーピテルをはじめとする男女6柱ずつの神々とされるが、その内訳は伝わっていない。
十二神の一覧表[編集]
ハーデースとペルセポネーは十二神に含まれないが、天体との関係から記載する。
名前と権能[編集]
神名
ローマ神話との対応
（英語由来転写）
性別
説明
対応する天体[* 1]
古代ギリシア語
他のカタカナ転写
慣用名
ゼウス ゼウス ユーピテル
（ジュピター） 男神 神々の王、オリュンポスの主神。
雷神、天空神。
多数の神・半神・英雄の父祖。 木星
ゼウス (m)
ヘーラー ヘラ ユーノー
（ジュノー） 女神 ゼウスの妻、神々の女王。
婚姻の神で、女性の守護神。
嫉妬深い。 ユノ (m)
ヘラ (m)
アテーナー
アテネ[6] アテナ
アテネ ミネルウァ
（ミネルヴァ） 女神 知恵・工芸・学芸の神。
戦争の知略を司る。
都市の守護神。 ミネルヴァ (m)
パラス (m)
アポローン アポロン アポロー
（アポロ） 男神 予言・芸術・弓術・医療の神。
光明・太陽神ともされる。ポイボス。
ヘーリオスと混同された。 太陽
アポロ群
アポロ (m)
アプロディーテー
アプロディタ アプロディテ
アフロディテ
アフロディーテ ウェヌス
（ヴィーナス） 女神 愛と美の神。
エロースの母とされる。 金星
アフロディテ (m)
アレース アレス マールス
（マーズ） 男神 軍神。戦争の災厄を司る。
ギリシア神話では知に劣り、人間にも敗れる。対応するローマ神話のマールスは主神ユーピテルと同じ程篤く信仰されていた。 火星
アルテミス アルテミス ディアーナ
（ダイアナ） 女神 弓術・森林・狩猟・純潔の神。
処女神だが、豊穣の神。
セレーネー（ルーナ）と混同された。 月
ダイアナ (m)
アルテミス (m)
デーメーテール デメテル ケレース
（セレス） 女神 農耕・大地の神。乙女座に関連。 ケレス (d)
デメテル (m)
ヘーパイストス ヘパイストス
ヘファイストス ウゥルカーヌス
（バルカン） 男神 火山・炎・鍛冶の神。畸形。 バルカン
ヘファイストス (m)
ヘルメース ヘルメス メルクリウス
（マーキュリー) 男神 伝令・商業・泥棒・旅行の守護神。
のちに錬金術の神。 水星
ヘルメス (m)
ポセイドーン ポセイドン ネプトゥーヌス
（ネプチューン） 男神 海洋の王。
海・泉・地震・馬・塩の神。 海王星
ポセイドン (m)
ヘスティアー ヘスティア ウェスタ
（ヴェスタ） 女神 かまどの神。家庭生活の守護神。
名は「炉」を意味する。 ベスタ (m)
ヘスティア (m)
ディオニューソス ディオニュソス バックス
（バッカス） 男神 豊穣・葡萄酒・酩酊の神。 バッカス (m)
ディオニスス (m)
ハーデース
プルートーン[7] ハデス
ハーデス プルートー
（プルート） 男神 冥界の王。
地下（クトニオス）・農耕の神。 冥王星 (d)
オルクス (m)
ペルセポネー ペルセポネ プロセルピナ
（プロセルピナ） 女神 冥界の王妃。
春・芽吹き・乙女・季節の神。
コレーとも呼ばれる。 プロセルピナ (m)
ペルセフォネ (m)
1.^ m は小惑星（minor planet）の、d は準惑星（dwarf planet）を表す。
系譜・血統[編集]
神名
世代
両親
備考
起源[* 1][8]
古典ギリシア語
ギリシア文字
ラテン文字
父親
母親（位格[* 2]）
ゼウス Ζεύς
Zeus 第一 クロノス レアー
（ティーターン） クロノスの末子。
多数の神や半神、英雄の父祖。 固有
ヘーラー Ἥρα
Hēra 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの妻・姉。 先住
アテーナー Ἀθηνᾶ
Athēnā 第二 ゼウス メーティス
（ティーターン） ゼウスの娘。
母はオーケアニデスの一柱。 先住
アポローン Ἀπόλλων
Apollōn 第二 ゼウス レートー
（ティーターン） アルテミスの兄弟。
母はコイオスの娘。 外来
アプロディーテー Ἀφροδίτη
Aphrodītē 第二 ゼウス ディオーネー
（ティーターン） 本来はオリエントの女神。
エロースの母。 東方
アレース Ἄρης
Arēs 第二 ゼウス ヘーラー
（オリュンポス） 本来はトラーキア地方の神。 外来？
アルテミス Ἄρτεμις
Artemis 第二 ゼウス レートー
（ティーターン） アポローンの姉妹。 先住
デーメーテール Δημήτηρ
Dēmētēr 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの姉。
ペルセポネーの母。二柱女神。 固有
ヘーパイストス Ἥφαιστος
Hēphaistos 第二 ゼウス ヘーラー
（オリュンポス） 母が単独で生んだともされる。 固有
ヘルメース Ἑρμῆς
Hermēs 第二 ゼウス マイア
（ティーターン） ゼウスの末子。
母はプレイアデスの一柱。 先住
ポセイドーン Ποσειδῶν
Poseidōn 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの兄。ハーデースの弟。 固有
ヘスティアー Ἑστία
Hestiā 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスの姉。クロノスの長女。 固有
ディオニューソス Διόνυσος
Dionȳsos 第二 ゼウス セメレー
（人間） 本来はトラーキアの神。
母はカドモスの娘で人間。 外来
ハーデース Ἅιδης
Hādēs 第一 クロノス レアー
（ティーターン） ゼウスとポセイドーンの兄。
ペルセポネーの夫。 固有
ペルセポネー Περσεφόνη
Persephonē 第二 ゼウス デーメーテール
（オリュンポス） ハーデースの妻。
母と共に秘教の二柱女神。 固有
先住[9]
1.^ 「固有」は、古代ギリシア人（ヘレネス）固有の神、「先住」はギリシア先住民の神、「外来」は非ギリシア起源の神、「東方」は外来かつオリエント起源の神を指す
2.^ 「ティーターン」は広義の（12柱の兄弟姉妹以外も含む）ティーターン、「オリュンポス」はオリュンポス12神を指す。
十二神ギャラリー[編集]
ゼウス
ヘーラー
アテーナー
アポローン
アプロディーテー
アレース
アルテミス
デーメーテール
ヘーパイストス
ヘルメース
ポセイドーン
ヘスティアー
ディオニューソス
ハーデース
ペルセポネー
脚注[編集]
1.^ 十二（δώδεκα, dōdeka） + 神々（θεοί, theoi）
2.^ ヘーラーは本来、古代ギリシア人の女神ではなく、先住民の大女神であった。ギリシアの地に侵攻し先住民を征服した古代ギリシア人が、先住民との宥和を目的に、彼らの主神ゼウスの妃とした。
3.^ アテーナーは元々、先住民の女神と考えられ、豊穣の大女神で都市守護神であった。アテーナーを「処女神」とし、ゼウスの娘とすることで、オリュンポスの秩序が生み出された。
4.^ 「コレ」とは古代ギリシア語で、「娘・少女・乙女」の意味で、デーメーテールの娘であることよりこう呼ばれる。コレとデーメーテールは、母娘二柱の女神として、エレウシスの秘儀を初めとして、古代ギリシアの秘教において崇拝された二大女神であった。
5.^ 高津『ギリシア・ローマ神話辞典』 p.25。
6.^ アテネは、イオーニア方言形で、女神の古い名アテナより派生した。アテナは、アテナイア（ホメロスではアテナイエ、つまりアテナイの女）に由来する。高津『ギリシア・ローマ神話辞典』
7.^ プルートーンとは「富める者」の意味で、ハーデースの別称である。ラテン語の神名プルートーは、この名より派生している。高津『ギリシア・ローマ神話辞典』
8.^ これらの判断は、高津『ギリシア・ローマ神話辞典』の各神の項目の記述に従った。
9.^ ペルセポネーは、コレーの名で呼ばれるデーメーテールとの「母娘二柱女神」としては、古代ギリシア民族固有の女神であるが、「ペルセポネーという名」は先住民のものと考えられる。
ティーターン
ティーターン（古希: Τιτάν, Tītān）は、ギリシア神話・ローマ神話に登場する神々である。ウーラノス（天）の王権を簒奪したクロノスを初め、オリュンポスの神々に先行する古の神々である。巨大な体を持つとされる。
日本ではしばしばティタン、ティターンと表記される。英語による発音はタイタン。
概説[編集]
狭義には、ウーラノスとガイアの間に生まれた12柱の神々の兄弟姉妹を指す（ティーターン十二神）。クロノスはその末弟。これにディオーネーを加えて13柱とする場合もある。
オーケアノス
コイオス
クレイオス
ヒュペリーオーン
イーアペトス
クロノス
テイアー
レアー
テミス
ムネーモシュネー
ポイベー
テーテュース
雷霆に撃たれたティーターン
また、ヘーリオスやセレーネー、プロメーテウスなど、狭義のティーターンの子孫（特にゼウスに与しない神々）も、ティーターンと呼ばれる事がある。
ゼウスが父クロノスに戦いを挑んだ時、ティーターンたちの多くもクロノス側につき、10年に渡る大戦争となった。この戦争をティタノマキアという。
恐らくは、バルカン半島の地においてインド・ヨーロッパ語族共通の天空神由来のゼウス信仰が確立する以前の、古い時代の自然神と思われる。地底に封じ込められており、彼らが時々暴れると地震がおきると信じられていた。
ティーターンに由来する命名の例[編集]
「タイタン」も参照
ティーターンが巨大だったことから、命名には「巨大さ」を表したい意図が込められていることが多い。
チタン（元素）
タイタン（土星の衛星）
タイタニック号（豪華客船）
ティターンズ（アニメ『機動戦士Zガンダム』に登場する架空の軍隊）
ティタノサウルス（恐竜）
フクイティタン（恐竜）
メジロティターン（競走馬）
Dynamics CRM 4.0（コードネーム）
日本ではしばしばティタン、ティターンと表記される。英語による発音はタイタン。
概説[編集]
狭義には、ウーラノスとガイアの間に生まれた12柱の神々の兄弟姉妹を指す（ティーターン十二神）。クロノスはその末弟。これにディオーネーを加えて13柱とする場合もある。
オーケアノス
コイオス
クレイオス
ヒュペリーオーン
イーアペトス
クロノス
テイアー
レアー
テミス
ムネーモシュネー
ポイベー
テーテュース
雷霆に撃たれたティーターン
また、ヘーリオスやセレーネー、プロメーテウスなど、狭義のティーターンの子孫（特にゼウスに与しない神々）も、ティーターンと呼ばれる事がある。
ゼウスが父クロノスに戦いを挑んだ時、ティーターンたちの多くもクロノス側につき、10年に渡る大戦争となった。この戦争をティタノマキアという。
恐らくは、バルカン半島の地においてインド・ヨーロッパ語族共通の天空神由来のゼウス信仰が確立する以前の、古い時代の自然神と思われる。地底に封じ込められており、彼らが時々暴れると地震がおきると信じられていた。
ティーターンに由来する命名の例[編集]
「タイタン」も参照
ティーターンが巨大だったことから、命名には「巨大さ」を表したい意図が込められていることが多い。
チタン（元素）
タイタン（土星の衛星）
タイタニック号（豪華客船）
ティターンズ（アニメ『機動戦士Zガンダム』に登場する架空の軍隊）
ティタノサウルス（恐竜）
フクイティタン（恐竜）
メジロティターン（競走馬）
Dynamics CRM 4.0（コードネーム）
