ChemStudy

Расплавы галидов Nа и его аналогов хорошо растворяют соответствующие свободные металлы, причем растворимость возрастает по рядам Nа < К < Rb < Сs и F < Сl < Вr < I. Выше определенныс температур (например, 1080 °С для NаСI) наблюдается даже полная смешиваемость. Охлаждение расплава NаСl + Nа 700 сопровождается выделением кристаллов поваренной соли, окрашенных в синий цвет (который обусловлен, по-видимому, располагающимися в анионных вакансиях свободными электронами).

Интересны имеющие место в расплавах реакции взаимного вытеснения щелочных металлов, например, по схеме

КF + Nа Û NаF + К

Равновесия этих процессов иногда оказываются смещенными в сторону вытеснения менее активным щелочным металлом более активного.

Из сплавов щелочных галидов друг с другом наиболее интересна эвтектическая система LiСl-КСl. Прежде всего ею обычно пользуются при электролитическом получении металлического лития. Затем она может служить средой для криоскопии и изучения некоторых реакций. Например, было показано, что растворенные в ней фторотитанаты Li, Nа и К диссоциированы по схеме М2ТiF6 = 2 М++ 2 F- + ТiF4, а для систем VO43- Û VО3- + O- и 2 VO3- Û V2О5 + O2- были найдены приближенные значения констант равновесия (соответственно 2·10-6 и 1·10-4).

При сплавлении каких-либо двух щелочных галидов происходит обмен ионами в соответствии со схемой АХ+ ВУ Û АУ + ВХ. Направления смешений равновесия в подобных ионных системах без растворителя определяются тем, что энергетически выгоднее образование солевых пар из наименьших ионов, с одной стороны, и из наибольших — с другой. Например, система NаС1+ RbI более устойчива, чем система NаI+ RbCl. По-видимому, подобным же преобладанием взаимодействия одинаковых атомов над взаимодействием разных обусловлена структура металлических эвтектик.

При сравнительно низких температурах (вблизи точек плавления) пары щелочных галидов содержат не только простые молекулы ЭГ, но и некоторую долю полимеров (ЭГ)n. Устойчивость последних, в общем, уменьшается с ростом ионных радиусов, т. е. по рядам Li > Nа > К > Rb > Сs и F > Сl > Вr > I. Так, пар фтористого лития содержит приблизительно 49% LiF, 36 % Li2F2, 15% Li3F3 (и, возможно, очень иебольшие количества более высоких полимеров), пар хлористого натрия — 4 % NаCl, 25 % Nа2Сl2 и 1 % Nа3Сl3, а пар иодистого цезия — 97 % СsI и 3 % Сs2I2.

Структурно были изучены некоторые димеры Li2Г2. По-видимому, они представляют собой плоские ромбы. Для d(LiГ) и ÐГLiГ даются значения соответственно 223 пм и 108° (Сl), 235 пм и 110° (Вr), 254 пм и 116° (I).

Растворимость щелочных галогенидов показана дается в приводимой сводке:

Растворимость в воде (моль/л при 18 °С)

ПРОНЯ , река в центре европейской части России, правый приток Оки. 336 км, площадь бассейна 10,2 тыс. км2. Средний расход воды ок. 50 м3/с. Судоходна в низовьях. На Проне - Пронское вдхр., г. Михайлов.

ПУЛЬСАРЫ (англ . pulsars, сокр. от Pulsating Sources of Radioemission - пульсирующие источники радиоизлучения), космические источники импульсного электромагнитного излучения, открытые в 1967 группой Э. Хьюиша (Великобритания). Импульсы пульсаров повторяются с периодом от тысячных долей секунды до секунд с высокой точностью. Большинство пульсаров излучает в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Пульсары в Крабовидной туманности и ряд других излучают также в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Радио- пульсары отождествляются с быстровращающимися нейтронными звездами, у которых имеется активная область, генерирующая излучение в узком конусе. Этот конус бывает направлен в сторону наблюдателя через промежутки времени, равные периоду вращения звезды. Энергия излучения черпается из энергии вращения звезды, поэтому ее период вращения (период пульсара) постепенно возрастает. Кроме радио- пульсаров открыты т. н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звездные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, - гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или черную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.