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.

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
16S32
16S
+ 4
2On
→ 36
18Ar36
18Ar
+ 4
2On
→ 40
20Ca.40
20Ca.
+ 4
2On
→ 44
22Ti
[poznámka 1]44
22Ti
+ 4
2On
→ 48
24Cr48
24Cr
+ 4
2On
→ 52
26Fe52
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
.
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.

Viz také
- Samostatně ionizované prvky skupiny železa
- S-proces
- Proces vypalování křemíku
- Množství chemických prvků
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 (t1/2 = 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.