Železná skupina - Iron group - Wikipedia

v chemie a fyzika, skupina železa odkazuje na elementy které nějakým způsobem souvisí s žehlička; většinou v období (řádek) 4 periodické tabulky. Termín má různé významy v různých kontextech.

V chemii je tento termín do značné míry zastaralý, ale často znamená žehlička, kobalt, a nikl, také nazývaný železná triáda;^[1] nebo někdy jiné prvky, které v některých chemických aspektech připomínají železo.

v astrofyzika a nukleární fyzika, termín je stále docela běžný a obvykle znamená tři plus chrom a mangan —Pět prvků, které jsou na Zemi i jinde ve vesmíru výjimečně hojné ve srovnání se svými sousedy v periodické tabulce.

Obecná chemie

V chemii „skupina železa“ označovala železo a další dva prvky v periodická tabulka, jmenovitě kobalt a nikl. Tito tři tvořili „železnou triádu“.^[1] Jsou to nejlepší prvky skupiny 8, 9 a 10 periodická tabulka; nebo horní řada „skupiny VIII“ ve starém systému IUPAC (před rokem 1990) nebo „skupiny VIIIB“ v CAS Systém.^[2] Tyto tři kovy (a tři z platinová skupina, bezprostředně pod nimi) byly vyčleněny z ostatních prvků, protože mají zjevné podobnosti ve své chemii, ale zjevně nesouvisí s žádnou z ostatních skupin.

Podobnosti v chemii byly zaznamenány Adolph Strecker v roce 1859.^[3] Vskutku, Newlands ' „Oktávy“ (1865) byly ostře kritizovány za oddělení železa od kobaltu a niklu.^[4] Mendělejev zdůraznil, že skupiny „chemicky analogických prvků“ mohou mít podobné atomové hmotnosti stejně jako atomové hmotnosti, které se zvyšují stejnými přírůstky, a to jak v jeho původním článku z roku 1869^[5] a jeho 1889 Faradayova přednáška.^[6]

Analytická chemie

V tradičních metodách kvalitativní anorganické analýzy skupinu železa tvoří ty kationty, které

mít rozpustný chloridy; a
nejsou vysráženy jako sulfidy podle sirovodík v kyselé podmínky;
jsou vysráženy jako hydroxidy při přibližně pH 10 (nebo méně) v přítomnosti amoniak.

Hlavními kationty ve skupině železa jsou železo samotné (Fe²⁺ a Fe³⁺), hliník (Al³⁺) a chrom (Cr³⁺).^[7] Li mangan je ve vzorku přítomno malé množství hydratovaného oxid manganičitý se často vysráží hydroxidy skupiny železa.^[7] Mezi méně časté kationy, které se vysráží skupinou železa, patří berylium, titan, zirkonium, vanadium, uran, thorium a cer.^[8]

Astrofyzika

Skupina železa v astrofyzice je skupina prvků z chrom na nikl, které jsou ve vesmíru podstatně hojnější než ty, které přicházejí za nimi - nebo bezprostředně před nimi - v pořadí protonové číslo.^[9] Studium hojnosti prvků skupiny železa ve srovnání s jinými prvky v roce 2006 hvězdy a supernovy umožňuje upřesnění modelů hvězdná evoluce.

Množství chemických prvků ve sluneční soustavě. Mějte na paměti, že měřítko svislé osy je logaritmické. Vodík a helium jsou nejběžnější, z Velký třesk. Další tři prvky (Li, Be, B) jsou vzácné, protože jsou špatně syntetizovány ve Velkém třesku a také ve hvězdách. Dva obecné trendy ve zbývajících hvězdných produkovaných prvcích jsou: (1) střídání nadbytku prvků, protože mají sudá nebo lichá atomová čísla, a (2) obecné snižování nadbytku, protože prvky se stávají těžšími. „Železný pík“ může být viděn v prvcích poblíž železa jako sekundární účinek, který zvyšuje relativní množství prvků s jádra nejsilněji vázán.

Vysvětlení této relativní hojnosti lze nalézt v procesu nukleosyntéza v určitých hvězdách, konkrétně v hvězdách kolem 8–11Sluneční hmoty. Na konci svého života, jakmile budou vyčerpána další paliva, mohou takové hvězdy vstoupit do krátké fáze „spalování křemíku ".^[10] To zahrnuje postupné přidávání hélium jádra ⁴
₂On
(„alfa proces ") na těžší prvky přítomné ve hvězdě, počínaje od ²⁸
₁₄Si
:

²⁸ ₁₄Si	+	⁴ ₂On	→	³² ₁₆S
³² ₁₆S	+	⁴ ₂On	→	³⁶ ₁₈Ar
³⁶ ₁₈Ar	+	⁴ ₂On	→	⁴⁰ ₂₀Ca.
⁴⁰ ₂₀Ca.	+	⁴ ₂On	→	⁴⁴ ₂₂Ti ^{[poznámka 1]}
⁴⁴ ₂₂Ti	+	⁴ ₂On	→	⁴⁸ ₂₄Cr
⁴⁸ ₂₄Cr	+	⁴ ₂On	→	⁵² ₂₆Fe
⁵² ₂₆Fe	+	⁴ ₂On	→	⁵⁶ ₂₈Ni

Všechny tyto jaderné reakce jsou exotermické: uvolněná energie částečně kompenzuje gravitační kontrakci hvězdy. Série však končí v ⁵⁶
₂₈Ni
, jako další reakce v sérii

⁵⁶
₂₈Ni

+

⁴
₂On

→

⁶⁰
₃₀Zn

je endotermický. Bez dalšího zdroje energie, který by se uživil, se jádro hvězdy zhroutí na sebe, zatímco vnější oblasti jsou odfouknuty Typ II supernova.^[10]

Nikl-56 je vůči němu nestabilní rozpad beta a konečný stabilní produkt spalování křemíku je ⁵⁶
₂₆Fe
.

⁵⁶ ₂₈Ni	→	⁵⁶ ₂₇Spol	+	β⁺	t_1/2 = 6,075 (10) d
⁵⁶ ₂₇Spol	→	⁵⁶ ₂₆Fe	+	β⁺	t_1/2 = 77 233 (27) d

	Nuklidová hmota^[11]	Hromadná vada^[12]	Vazebná energie na nukleon^[13]
⁶² ₂₈Ni	61,9283451 (6) u	0,5700031 (6) u	8,563872 (10) MeV
⁵⁸ ₂₆Fe	57.9332756 (8) u	0,5331899 (8) u	8,563 158 (12) MeV
⁵⁶ ₂₆Fe	55.9349375 (7) u	0,5141981 (7) u	8,553080 (12) MeV

Často se nesprávně uvádí, že železo-56 je výjimečně běžné, protože je nejstabilnější ze všech nuklidů.^[9] To není tak úplně pravda: ⁶²
₂₈Ni
a ⁵⁸
₂₆Fe
mít o něco vyšší vazebné energie na nukleon - to znamená, že jsou o něco stabilnější jako nuklidy - jak je vidět z tabulky vpravo.^[14] K těmto nuklidům však neexistují žádné rychlé nukleosyntetické cesty.

Ve skutečnosti existuje několik stabilních nuklidů prvků od chromu po nikl kolem horní části křivky stability, což odpovídá jejich relativní hojnosti ve vesmíru. Nuklidy, které nejsou na přímé cestě alfa procesu, jsou tvořeny s-proces, zachycení pomalého neutrony uvnitř hvězdy.

Křivka vazebná energie za nukleon (počítáno z jádra hromadná vada ) proti počtu nukleonů v jádře. Železo-56 je označeno na samém vrcholu křivky: je vidět, že „vrchol“ je docela plochý, což vysvětluje existenci několika běžných prvků kolem železa.

Viz také

Poznámky a odkazy

Poznámky

^ U lehčích hvězd s menším gravitačním tlakem je alfa proces mnohem pomalejší a v této fázi se efektivně zastaví, protože titan-44 je nestabilní vzhledem k rozpadu beta (t_1/2 = 60,0 (11) let).

Reference

^ ^A ^b M. Green, ed. (2002): Organokovová chemie, svazek 10, strana 283. Royal Society of Chemistry; 430 stran, ISBN 9780854043330
^ Sherwood Taylor, F. (1942), Anorganická a teoretická chemie (6. vyd.), London: Heinemann, s. 151–54, 727–28.
^ Strecker, A. (1859), Theorien und Experimente zur Bestimmung der Atomgewichte der Elemente, Braunschweig: Friedrich Vieweg.
^ „Proceedings of Societies [Zpráva o zákonu oktáv]]“, Chemické novinky, 13: 113, 1866.
^ Mendelejeff, D. (1869), „O vztahu vlastností prvků k jejich atomovým hmotnostem“, Z. Chem., 12: 405–6.
^ Mendeléeff, D. (1889), „Periodický zákon chemických prvků“, J. Chem. Soc., 55: 634–56, doi:10.1039 / ct8895500634.
^ ^A ^b Vogel, Arthur I. (1954), Učebnice makro a semimikro kvalitativní anorganické analýzy (4. vydání), London: Longman, str. 260–78, ISBN 0-582-44367-9.
^ Vogel, Arthur I. (1954), Učebnice makro a semimikro kvalitativní anorganické analýzy (4. vydání), London: Longman, str. 592–611, ISBN 0-582-44367-9.
^ ^A ^b Greenwood, Norman N.; Earnshaw, Alan (1984). Chemie prvků. Oxford: Pergamon Press. str. 13–16. ISBN 978-0-08-022057-4..
^ ^A ^b Woosley, Stan; Janka, Thomas (2005), "Fyzika jaderných kolapsových supernov", Fyzika přírody, 1 (3): 147–54, arXiv:astro-ph / 0601261, Bibcode:2005NatPh ... 1..147 W., CiteSeerX 10.1.1.336.2176, doi:10.1038 / nphys172.
^
Wapstra, A.H .; Audi, G .; Thibault, C. (2003), Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (Online ed.), Národní jaderné datové centrum. Na základě:
- Wapstra, A.H .; Audi, G .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (I)“, Jaderná fyzika A, 729: 129–336, Bibcode:2003NuPhA.729..129W, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.002
- Audi, G .; Wapstra, A.H .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (II)“, Jaderná fyzika A, 729: 337–676, Bibcode:2003NuPhA.729..337A, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.003
^ Skupina dat o částicích (2008), "Recenze částicové fyziky" (PDF), Phys. Lett. B, 667 (1–5): 1–6, Bibcode:2008PhLB..667 .... 1A, doi:10.1016 / j.physletb.2008.07.018. Datové tabulky.
^ Mohr, Peter J .; Taylor, Barry N .; Newell, David B. (2008). „CODATA Doporučené hodnoty základních fyzikálních konstant: 2006“ (PDF). Recenze moderní fyziky. 80 (2): 633–730. arXiv:0801.0028. Bibcode:2008RvMP ... 80..633M. doi:10.1103 / RevModPhys.80.633. Archivovány od originál (PDF) dne 2017-10-01.Přímý odkaz na hodnotu.
^ Fewell, M. P. (1995), „Atomový nuklid s nejvyšší střední vazebnou energií“, Dopoledne. J. Phys., 63 (7): 653–58, Bibcode:1995AmJPh..63..653F, doi:10.1119/1.17828.

[11] U lehčích hvězd s menším gravitačním tlakem je alfa proces mnohem pomalejší a v této fázi se efektivně zastaví, protože titan-44 je nestabilní vzhledem k rozpadu beta (t_1/2 = 60,0 (11) let).

[green-1] A ^b M. Green, ed. (2002): Organokovová chemie, svazek 10, strana 283. Royal Society of Chemistry; 430 stran, ISBN 9780854043330

[2] Sherwood Taylor, F. (1942), Anorganická a teoretická chemie (6. vyd.), London: Heinemann, s. 151–54, 727–28.

[3] Strecker, A. (1859), Theorien und Experimente zur Bestimmung der Atomgewichte der Elemente, Braunschweig: Friedrich Vieweg.

[4] „Proceedings of Societies [Zpráva o zákonu oktáv]]“, Chemické novinky, 13: 113, 1866.

[5] Mendelejeff, D. (1869), „O vztahu vlastností prvků k jejich atomovým hmotnostem“, Z. Chem., 12: 405–6.

[6] Mendeléeff, D. (1889), „Periodický zákon chemických prvků“, J. Chem. Soc., 55: 634–56, doi:10.1039 / ct8895500634.

[Vogel-7] A ^b Vogel, Arthur I. (1954), Učebnice makro a semimikro kvalitativní anorganické analýzy (4. vydání), London: Longman, str. 260–78, ISBN 0-582-44367-9.

[8] Vogel, Arthur I. (1954), Učebnice makro a semimikro kvalitativní anorganické analýzy (4. vydání), London: Longman, str. 592–611, ISBN 0-582-44367-9.

[G&E-9] A ^b Greenwood, Norman N.; Earnshaw, Alan (1984). Chemie prvků. Oxford: Pergamon Press. str. 13–16. ISBN 978-0-08-022057-4..

[Siburn-10] A ^b Woosley, Stan; Janka, Thomas (2005), "Fyzika jaderných kolapsových supernov", Fyzika přírody, 1 (3): 147–54, arXiv:astro-ph / 0601261, Bibcode:2005NatPh ... 1..147 W., CiteSeerX 10.1.1.336.2176, doi:10.1038 / nphys172.

[AME-12] Wapstra, A.H .; Audi, G .; Thibault, C. (2003), Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (Online ed.), Národní jaderné datové centrum. Na základě:
Wapstra, A.H .; Audi, G .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (I)“, Jaderná fyzika A, 729: 129–336, Bibcode:2003NuPhA.729..129W, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.002
Audi, G .; Wapstra, A.H .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (II)“, Jaderná fyzika A, 729: 337–676, Bibcode:2003NuPhA.729..337A, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.003

[13] Wapstra, A.H .; Audi, G .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (I)“, Jaderná fyzika A, 729: 129–336, Bibcode:2003NuPhA.729..129W, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.002

[14] Audi, G .; Wapstra, A.H .; Thibault, C. (2003), „Hodnocení atomové hmotnosti AME2003 (II)“, Jaderná fyzika A, 729: 337–676, Bibcode:2003NuPhA.729..337A, doi:10.1016 / j.nuclphysa.2003.11.003

[Amsler-13] Skupina dat o částicích (2008), "Recenze částicové fyziky" (PDF), Phys. Lett. B, 667 (1–5): 1–6, Bibcode:2008PhLB..667 .... 1A, doi:10.1016 / j.physletb.2008.07.018. Datové tabulky.

[CODATA-14] Mohr, Peter J .; Taylor, Barry N .; Newell, David B. (2008). „CODATA Doporučené hodnoty základních fyzikálních konstant: 2006“ (PDF). Recenze moderní fyziky. 80 (2): 633–730. arXiv:0801.0028. Bibcode:2008RvMP ... 80..633M. doi:10.1103 / RevModPhys.80.633. Archivovány od originál (PDF) dne 2017-10-01.Přímý odkaz na hodnotu.

[15] Fewell, M. P. (1995), „Atomový nuklid s nejvyšší střední vazebnou energií“, Dopoledne. J. Phys., 63 (7): 653–58, Bibcode:1995AmJPh..63..653F, doi:10.1119/1.17828.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[poznámka 1]

[11]

[12]

[13]

[14]