Чем отличаются друг от друга атомы различных химических элементов кратко
Обновлено: 07.07.2024
Атомы различных химических элементов отличаются массой, размерами, некоторыми химическими и физическими свойствами (например, потенциалом ионизации, сродством к электрону и др.), а также (и это главное) - составом. Именно число протонов в ядре, т.е. положительный заряд ядра, и делает данный атом атомом какого-то конкретного химического элемента. Например, если в ядре атома один протон, получится атом элемента №1 - водорода. Если два протона - получится атом элемента №2 - гелия, три протона даст атом элемента №3 - лития и т.д. Вплоть до 118 протонов в последнем из известных элементов. Во времена Менделеева ничего этого не знали и потому не понимали, чем атомы разных элементов друг от друга отличаются (думали, что только массой), а главное - в чем причина существования такой стройной периодической системы элементов.
То, что большинство найденных метеоритов железные -- следствие наблюдательной селекции. Железные метеориты легко находятся (так как они обладают магнитными свойствами), а кроме того наиболее устойчивы к разрушению и выветриванию. У железного метеорита больше шанса не только сохраниться при прохождении через атмосферу, но и не разрушиться уже на Земле: покрывшись корой плавления, он оказывается надежно защищен от коррозии, а прочность железа намного выше прочности каменных метеоритов. На самом деле по данным сборов метеоритов в Антарктиде, железных метеоритов (включая паласситы) лишь 6% от числа падений, а железных метеороидов, по-видимому, еще меньше. Распространенность железа во Вселенной оценивается, как всего-лишь 0,14% по массе (а по числу атомов и вовсе распространенность его скромнее), но его довольно много в "нелетучем остатке" -- той части вещества, которое в космическом пространстве вне звезд находится преимущественно в твердом состоянии (связано это с "железным пиком" -- железо наиболее устойчивый в ядерных реакциях элемент, до которого с одной стороны идет нуклеосинтез в массивных звездах, с другой -- там же и до него же распадаются более тяжелые элементы, поэтому железа на 1-2 порядка больше, чем "соседних" элементов и сравнимо с магнием и кремнием). Причем основная форма нахождения железа в космосе -- это именно металл, так как даже FeO в почти абсолютном вакууме космоса диссоциирует с образованием металлического железа и кислорода.
В процессе конденсации пылевого диска в планетизимали железо, как с одной стороны, относительно легкоплавкая фаза (1538 °С, что ниже температур плавления большинства силикатов), а с другой -- относительно тяжелая, легко выплавляется, образуя на начальном этапе образования планетной системы богатые железом ядра даже у достаточно мелких объектов размером с Весту. Такие объекты многократно сталкивались между собой и дробились, за счет чего образовалось большое количество железных метеороидов размером от микрометеороида до астероида.
В обычной звезде (речь, полагаю, именно об обычных звёздах, находящихся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела) температура в центральной области звезды - там, где, собсно, и идёт нуклеосинтез, - не так уж высока. Десятки миллионов градусов. Ведь основа энергетики любой нормальной звезды - водородный цикл (протон-протонный, частично с углеродным катализом), а для него характерна вполне определённая установившася и, что важно, самоподдерживающаяся температура.
Но для слияния ядер, даже при подводе энергии снаружи, требуется их сблизить на сверхблизкое расстояние. На такое, чтоб короткодействующие силы, склеивающие адроны в ядро, превысили дальнодействующие силы электростатического отталкивания. Это требует колоссальной энергии. Даже для гелий-гелиевой реакци требуется температура порядка миллиарда градусов - что уж говорить о синтезе совсем тяжёлых элементов. Не спасёт даже хвост распределения Максвелла: вероятность существования частиц с энергией, в тысячу раз превышающей среднюю, по порядку величины сопоставима с exp(-1000). Во всей Вселенной, если считать её температуру равной температуре в горячем ядре звезды, не найдётся даже одной такой частицы.
Я одно время немного имел дело с ренгенофлуоресцентно й спектроскопией как с аналитическим методом. Этот метод имеет прямое отношение к открытиям Г.Мозли. Уверяю Вас, я не расщеплял элементы, а только обнаруживал их присутствие. И лучи там были не электронные, а рентгеновские. Электроны там были тоже при деле, но они не вылетали из атомов пробы.
Прежде всего уточним термин "химические элементы в свободном состоянии". Вы вероятно хотели спросить, какие простые вещества (вещества, состоящие из атомов только одного элемента) являются жидкостями.
Прежде всего нужно оговорить условия (температура, давление). Например, если рассматривать при температуре +20°С и атмосферном давлении, то жидкими являются только ртуть и бром. Но если рассматривать при температуре +30°С, то к ним добавятся франций, цезий, галлий. Вот таблица тех элементов, простые вещества которых могут быть жидкими при условиях, не сильно отличающихся от обычных.
Элемент симв. темп.пл темп.кип.
Натрий Na 97,8 892
Сера S 113 444,7
Хлор Cl -101 -34,6
Калий K 63,7 774
Галлий Ga 29,8 2403
Рубидий Rb 39 688
Иод I 113,5 184,4
Ксенон Xe -111,9 -107
Цезий Cs 28,4 690
Ртуть Hg -38,9 356,6
Радон Rn -71 -61,8
Франций Fr 27 677
Среднее время жизни и период полураспада однозначно связаны между собой вполне конкретными формулами.
Если в статье написано "период полураспада", то любой коллега, даже и оппонент, вполне может перевести значения в среднее время жизни, вычислить постоянную распада, или там активность какую-нибудь.
Лучше ли в статьях использовать термин "а", а не термин "б" обусловлено исторически сложившейся практикой и/или пристрастиями самих авторов статей.
Вполне могу понять автора вопроса, когда речь идёт о регистрации нескольких десятков ядер. Могу предположить, что на эксперименте в действительности определяют среднее время жизни, а уж потом, публикуя реультаты в журналах, это время переводят в общепринятый период.
Читайте также: