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0号元素

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0号元素   0n
零号元素(无电子)
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锔(锕系元素)
锫(锕系元素)
锎(锕系元素)
锿(锕系元素)
镄(锕系元素)
钔(锕系元素)
锘(锕系元素)
铹(锕系元素)
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쭊(过渡金属)
쭳(过渡金属)
쭛(过渡金属)
쭶(过渡金属)
鿏(预测为过渡金属)
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<span class="inline-unihan" style="border-bottom: 1px dotted; font-variant: normal;cursor: help;" title="字符描述:⿰钅哥 &#10;※此字在您的系统上可能无法显示,因而变成空白、方块或问号。">鿔</span>(过渡金属)
<span class="inline-unihan" style="border-bottom: 1px dotted; font-variant: normal;cursor: help;" title="字符描述:⿰钅尔 &#10;※此字在您的系统上可能无法显示,因而变成空白、方块或问号。">鿭</span>(预测为贫金属)
<span class="inline-unihan" style="border-bottom: 1px dotted; font-variant: normal;cursor: help;" title="字符描述:⿰钅夫 &#10;※此字在您的系统上可能无法显示,因而变成空白、方块或问号。">듧</span>(贫金属)
镆(预测为贫金属)
<span class="inline-unihan" style="border-bottom: 1px dotted; font-variant: normal;cursor: help;" title="字符描述:⿰钅立 &#10;※此字在您的系统上可能无法显示,因而变成空白、方块或问号。">럷</span>(预测为贫金属)
鿬(预测为卤素)
鿫(预测为惰性气体)
-

0号元素

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外观
自由中子可能呈无色气体
概况
名称·符号·序数 0号元素(Neutronium)·n·0
元素类别 未知
可能为惰性气体
·周期· 18 ·0·s
标准原子质量 1.00866(1)
电子排布

无电子
0

物理性质
物态 气体推测
密度 (0 °C, 101.325 kPa
无数据 g/L
熔点 无数据 K,无数据 °C,无数据 °F
沸点 无数据 K,无数据 °C,无数据 °F
蒸气压
原子性质
氧化态 0
电负性 无数据(鲍林标度)
杂项
CAS号12586-31-1
最稳定同位素

主条目:0号元素的同位素

同位素 丰度 半衰期 (t1/2) 衰变
方式 能量MeV 产物
1n 100%* 611.0(10) 秒[注 1] β 0.782 1H
2n 人造 10-22[2] n - 1n
  • 所有放射到自然界中的中子必为1n。

0号元素(英语:Neutronium),有时又被称为中子元素(英语:Neutrium[3],是指原子中仅含中子,不含质子的一种元素,或纯粹只由中子组成的物质。1926年物理学家安德利亚·冯·安德罗波夫英语Andreas von Antropoff发明了这个词,那时甚至还没有中子的概念。安得罗波夫将0号元素放在了元素周期表最开始,以代表其质子数比还要少。[4][5]

然而,该术语的含义随着时间发生了改变,从20世纪后半叶起,这个词被用来指一种密度极大的物质,最早被用于科幻小说中,代表一种密度极大的奇特元素,直到在中子被发现后,0号元素已主要指代中子星内部存在的一种高密度、无质子的元素,目前多以多中子核物质来表示许多中子聚集在一起所形成的核素,这种物质目前仅存在于中子星内部。直到现在,这个词的使用尚有争议。

表示法

在某些文献中,0号元素被简记为0Nu或0Nt,这一词来自neutrium[3],但大部分的文献还是以“中子”记载,记为小写1n,大写N会与元素冲突,另外也有将n双写避免与氮元素冲突的写法:0nn[6]

在周期表中的位置

0号元素是1926年科学家安德利亚·冯·安德罗波夫英语Andreas von Antropoff提出的猜想,他认为可能存在不包含质子电子只由中子组成,即原子序0化学元素,它就将该元素放置于元素周期表的最开头,即的前面。它随后也被一些科学家摆在元素周期表中的几种螺旋陈述之元素分类中,像查尔斯·珍妮特(1928)、E. I. Emerson(1944)、John D. Clark (1950)、和in Philip Stewart's Chemical Galaxy(2005)。虽然这一词在科学文献中不代表元素或高密度的简并态物质,但曾有报导指出除了自由中子以外,可能存在两个中子有强核力束缚的核素。若要将0号元素摆入周期表,应该要放在的上面而不是氢的上面或前面,但是目前除了少数讨论某些核素同位素的场合之外,不会将0号元素放入周期表中。

同位素

目前0号元素还没有在科学文献中使用,无论是一个简明的物质形式,或作为一个元素。但有报导称,除了自由中子,有可能存在两个中子没有质子或多个中子没有质子的结合形式[7],于2012年正式观测到2n,并测得半衰期为10-22

性质

0号元素与原子序大于零的元素有很大的差别,因为它没有电子层,或电子无法稳定的存在它周围形成轨道,因此该原子是不完整的(所谓完整的原子要有原子核电子壳层)。

目前将中子当作元素单质探讨其性质的研究相当的少,因此无法确定其相态变化等物理性质,多半是以研究单一中子动能中子温度为多,目前只知道中子在高压下能以简并态存在,即中子星,亦有理论指出该相态的结构可能是一种立方密堆积的结构,以获得更高的堆积密度。[8]

在化学性质中,曾有研究指出,中子和电子能以类似离子的形态呈现,即中子电子对(英语:neutron-electron pair ,n-e)。虽然中子不带任何电荷,但它有微小的电荷分布[9]因此电子能在中子周围以轨道效应束缚,但是不与自旋角动量相关,减少了基本上与中子的磁矩和电子的电场之间的相互作用。不同的是贡献给中子电子对的相互作用显然是更小的,作用力的产生可能是由于中子内的电荷电流的分配。虽然中子电子对相互作用非常弱,已经在几实个验中观察到[10]。但由于该型态的中子离子结合能非常弱,因此很容易分开,因此更不可能形成化合物。因此,0号元素在化学上可以视为完全惰性(依据惰性气体周期表的趋势,确实是如此),因为很难有电子能使它参与化学键的结合[11],它不能形成稳定的离子,因为没有质子可以协助它拉住电子,因此,它无法形成晶格,不能以刚体的形式存在,因此它很可能只有液相气相两种相态,然而在极端的压力与巨大的重力影响下可以形成简并态超固体,即中子星的结构。

稳定度

中子的衰变反应如下: 半衰期约10分钟。

与中子星的关系

中子星大致分成三层,核心部分因压力更大,由超子组成;中间层则是自由中子,表面因中子进行β衰变成电子质子中微子。因具有原子核的某些包括密度在内的性质。因此,在流行科学的文献中,中子星有时被称为巨型原子核。然而在其他方面,中子星和真正的原子核是很不一样的。例如,原子核是靠强相互作用结合在一起,而中子星是靠引力相互作用结合在一起。根据当今主流理论,把它们看作天体会更正确一些。

用途

奇异物质

0号元素可以作为制作奇异物质的一种方式。

奇异物质的最小号版本“H双重子”(有时也称为ΛΛ双重子态,S=-2,I=0,B=2,JF=0+,夸克态udsuds或uuddss),是由Robert L. Jaffe在1977年开启的系列工作所提出的,其后的研究者又提出了D*、N-ω、ω-ω双重子态及其他的更低能级多夸克稳定态。奇异物质的一个主要的实验构思是使用0号元素(Neutrium),或者是称为四中子(Tetraneutrons)的物质,或是更进一步使用多中子物质(Polyneutron)。H0粒子无法储存,因而不可能对奇异物质进行实验,但多中子物质却还有机会及技术能力来达成,透过瞬间高密度高能镭射加压产生局部的中子星内环境,达成下述反应:

4n (Neutrium) → 4u + 8d
4u(1) + 4d → 4u(2) + 4s
4u + 4d + 4s → 4Λ0
0 + 2Λ0 → 2H0
nH0 → S2n(Strangelet,奇异滴反应)

使得一个0号元素变成两个H0粒子,然后再创造高密度加压环境使H0粒子进入更稳定的多夸克态直到转变成奇异物质。非理论主流封闭而不对外发表论文的量子虫洞学派曾经进行过类似的实验,以低温玻色爱因斯坦凝聚态进行高密度高能镭射加压,试图产生量子虫洞,透过非正式管道流出的非公开实验结果说明这种方法可能因为需要突破夸克禁闭,而导致场势的能级提升而无法进入稳定态(该实验因资金不足无法达成精度及指向性而最终宣告探测失败)。[12]

nH0 → S2n奇异滴反应如果是链反应,则是个极端危险的实验,学术研究如果确定其发生可能性后,应当禁止此项实验于地球上进行。

在小说中

术语“0号元素”自20世纪至少中间一直在科幻小说受欢迎。它通常是指一种密度极大、令人难以置信强大的物质型态。同时通过中子星内中子简并态物质概念的启发,小说中容忍最多只有一个肤浅的相似之处,通常被描述为一个在类地行星条件下非常强大的固体,或拥有奇异物质的属性,如有操纵时间和空间能力之材料。相比之下,中子星的核心可能的物质形式是流体和极不稳定的压力,其稳定性比恒星内核发现的还低。根据一个分析,中子星的质量低于约0.2个太阳质量就会爆炸[13]

0号元素出现在以下几部小说:

  • 在哈尔·克莱蒙特(Hal Clement)的1942年短篇小说《Proof》当中,“0号元素”是居住在太阳中心的Solarians所知道的唯一一种固态物质。

参见

注释

  1. ^ 自由中子平均寿命约881.5 ± 1.5秒[1],而“平均寿命”与“半衰期”的比为ln 2

参考资料

  1. ^ K. Nakamura et al. (Particle Data Group), J. Phys. G 37, 075021 (2010) and 2011 partial update for the 2012 edition.
  2. ^ Spyrou, A; et al. First Observation of Ground State Dineutron Decay: 16Be. Phys. Rev. Lett. 108, 102501 (2012). March 9, 2012. Bibcode:2012PhyOJ...5...30S. doi:10.1103/Physics.5.30. 
  3. ^ 3.0 3.1 Neutrium: The Most Neutral Hypothetical State of Matter Ever. io9.com. 2012 [2013-02-11]. 
  4. ^ von Antropoff, A. Eine neue Form des periodischen Systems der Elementen. (PDF). Z. Angew. Chem. 1926, 39 (23): 722–725 [2007-12-12]. doi:10.1002/ange.19260392303. [永久失效链接]
  5. ^ Stewart, Philip J. A century on from Dmitrii Mendeleev: tables and spirals, noble gases and Nobel prizes. Foundations of Chemistry. October 2007, 9 (3): 235–245 [2007-12-12]. doi:10.1007/s10698-007-9038-x. [永久失效链接]
  6. ^ Table of neutrons Isotopes nucleardata.nuclear.lu.se 中子的同位素 [2014-10-21]
  7. ^ Timofeyuk, N. K. Do multineutrons exist?. Journal of Physics G. 2003, 29 (2): L9. Bibcode:2003JPhG...29L...9T. arXiv:nucl-th/0301020. doi:10.1088/0954-3899/29/2/102. 
  8. ^ Felipe J. Llanes-Estrada, Gaspar Moreno Navarro., Felipe J.; Gaspar Moreno Navarro. Cubic neutrons. 2011. arXiv:1108.1859v1 [nucl-th]. 
  9. ^ Miller, G.A. Charge Densities of the Neutron and Proton. Physical Review Letters. 2007, 99 (11): 112001. Bibcode:2007PhRvL..99k2001M. doi:10.1103/PhysRevLett.99.112001. 
  10. ^ Vlasov, N. A. Neitrony, 2nd ed. Moscow, 1971. Gurevich, I. I., and L. V. Tarasov. Fizika neitronov nizkikh energii. Moscow, 1965.
  11. ^ Zarkonnen. Neutronium. Everything2.com. 2002 [2013-02-11]. 
  12. ^ From Boson Condensation to Quark Deconfinement: The Many Faces of Neutron Star Interiors [1]
  13. ^ K. Sumiyoshi, S. Yamada, H. Suzuki, W. Hillebrandt. The fate of a neutron star just below the minimum mass: does it explode?. Max-Planck-Institut für Astrophysik, Germany; RIKEN, U. Tokyo, and KEK, Japan. 21 Jul 1997. arXiv:astro-ph/9707230. Given this assumption... the minimum possible mass of a neutron star is 0.189 (solar masses) 
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