Vládne Oddo – Harkins - Oddo–Harkins rule

The Vládne Oddo – Harkins si myslí, že živel s sudým atomovým číslem (např uhlík: živel 6) je hojnější než oba prvky se sousedně většími a menšími lichými atomovými čísly (např bór: prvek 5 a dusík: prvek 7, respektive pro uhlík ). Tuto tendenci hojnosti chemických prvků poprvé ohlásil Giuseppe Oddo[1] v roce 1914 a William Draper Harkins[2] v roce 1917.[3]

Odhadované množství chemických prvků ve sluneční soustavě. Vodík a helium, atomová čísla jsou 1, respektive 2, jsou nejhojnější, z Velký třesk. Další tři prvky s atomovým číslem vyšším než 2 - Li, Be a B s atomovým číslem 3, 4 a 5 - jsou vzácné, protože jsou špatně syntetizovány ve Velkém třesku a také ve hvězdách. Dva obecné trendy ve zbývajících hvězdných produkovaných prvcích jsou: (1) střídání hojnosti prvků, ať už mají sudá nebo lichá atomová čísla (pravidlo Oddo – Harkins), a (2) obecné snížení hojnosti jako prvků stát se těžším. Železo je obzvláště běžné, protože představuje minimální energetický nuklid, který lze vyrobit fúzí helia v supernovách. Prvky 43 Technecium (Tc) a 61 Promethium (Pm) jsou z grafu vynechány kvůli jejich extrémně nízké kosmické hojnosti, která je hluboko pod sousedními sudými nuklidy.

Definice

Všechno atomy větší než vodík jsou formovány ve hvězdách nebo supernovách nukleosyntéza, když gravitace, teplota a tlak dosáhnout úrovní dostatečně vysokých, aby se spojily protony a neutrony spolu. Protony a neutrony tvoří atomové jádro, který se hromadí elektrony za vzniku atomů. Počet protonů v jádru, nazývaný atomové číslo, jednoznačně identifikuje chemický prvek.

Pravidlo Oddo – Harkins tvrdí, že prvky s lichými atomovými čísly mají jeden nepárový proton a je pravděpodobnější, že zachytí jiný, čímž se zvýší jejich atomové číslo. Je možné, že v prvcích se sudými atomovými čísly protony jsou spárovány, přičemž každý člen páru vyvažuje rotaci druhého; dokonce parita tak zvyšuje stabilitu nukleonu.

Výjimky z pravidla

Tento postulát se však nevztahuje na vesmír nejhojnější a nejjednodušší prvek z periodické tabulky prvků: vodík, s atomovým číslem 1. Může to být proto, že ve své ionizované formě se atom vodíku stává jediným protonem, o kterém se teoreticky uvažuje jako o jednom z prvních hlavních konglomerátů kvarky během počáteční sekundy Období inflace vesmíru, v návaznosti na Velký třesk. V tomto období, kdy ho inflace vesmíru přivedla z nekonečně malého bodu na velikost moderní galaxie, teploty v polévce částic poklesly z více než bilionů stupňů na několik milionů stupňů.

Toto období umožňovalo fúze jednotlivých protonů a deuterium jádra tvořit hélium a lithium jádra, ale byla příliš krátká na každé H+ iont, který má být rekonstituován na těžší prvky. V tomto případě zůstává helium, atomové číslo 2, sudým protějškem vodíku. Tedy neutrální vodík - nebo vodík spárovaný s elektron, jediná stabilní lepton —Stanovila drtivou většinu zbývajících nezničený části hmoty po ukončení inflace.

Další výjimkou z pravidla je berylium, který je i při sudém atomovém čísle (4) vzácnější než liché číslo na obou stranách (lithium a bór ). Důvodem je, že většina lithia, berylia a boru ve vesmíru pochází z spalace kosmického záření, není obyčejný hvězdná nukleosyntéza a berylium má pouze jeden stabilní izotop, což způsobuje jeho hojné zpoždění vzhledem k jeho sousedům, kteří oba mají dva stabilní izotopy.

Vztah k fúzi

Vzor vznikne poté, co dojde k fúzi uprchlíků v umírající hmotné hvězdě, ve které je daná hmotnost různých sudých a lichých prvků vytvořena o něco větší hmotou prvků vodíku a helia. Nově vytvořené prvky jsou při výbuchu vysunuty a nakonec se připojí ke zbytku galaxie mezihvězdné médium.

Když dojde k fúzi s většími a většími jádry, energetický vstup se stává čím dál větší a energetický výstup se stává čím dál menší; bod, ve kterém se tyto dva potenciály setkávají na periodické tabulce prvků, je někde kolem prvků žehlička, atomové číslo 26 a nikl Atomové číslo 28. Fúze těžších prvků neuvolňuje energii, a proto se pravděpodobnost nalezení nesrovnalostí v pravidle Oddo – Harkins snižuje.

Viz také

Reference

  1. ^ Oddo, Giuseppe (1914). „Die Molekularstruktur der radioaktiven Atome“. Zeitschrift für Anorganische Chemie. 87: 253–268. doi:10.1002 / zaac.19140870118.
  2. ^ Harkins, William D. (1917). „Vývoj prvků a stabilita komplexních atomů“. Journal of the American Chemical Society. 39 (5): 856–879. doi:10.1021 / ja02250a002.
  3. ^ North, John (2008). Kosmos ilustrovaná historie astronomie a kosmologie (Rev. a aktualizované vydání). Univ. of Chicago Press. str. 602. ISBN  978-0-226-59441-5.