Текст книги "Удивительная химия"

Автор книги: Илья Леенсон

сообщить о нарушении

Текущая страница: 3 (всего у книги 14 страниц) [доступный отрывок для чтения: 6 страниц]

Допустим теперь, что химик узнал, какие элементы и в каком соотношении содержатся в данном веществе; узнал он также, в каком порядке они соединены друг с другом. Сможет ли он теперь самостоятельно получить такое же вещество? Эта задача похожа на такую: человеку сказали, какие детали и в каком количестве содержатся в его телевизоре или автомобиле, а также в каком порядке они соединены друг с другом. Сумеет ли он, воспользовавшись этой информацией, самостоятельно сделать точно такой же телевизор или автомобиль? Понятно, что это зависит от мастерства человека, его знаний и возможностей. Если он должен сначала сам найти нужные руды, выплавить из них разные металлы… ну и так далее, то вряд ли он что-то успеет за всю свою жизнь. Если же это опытный механик, и у него есть все готовые детали, а также хорошие помощники, то за месяц-другой, глядишь, у него что-то и получится.

Примерно такая же ситуация и у химиков. Первые химики все реактивы готовили для себя сами и до «большой» химии было еще далеко. Сначала должны были заработать химические заводы, производящие тысячи разнообразных химических веществ – «заготовок» для будущих искусственных изделий. Одновременно должны были открыться химические лаборатории, в которых бы молодые химики учились премудростям соединения элементов в нужных пропорциях и в нужном порядке. Наконец, ученые-химики должны были разработать способы и приемы разнообразных превращений. Именно поэтому химия начала особенно интенсивно развиваться только во второй половине XIX века.

Все эти условия действуют и в настоящее время: химические предприятия производят вещества для синтезов (такие вещества называются химическими реактивами). Некоторые из них производятся миллионами тонн, потому что они нужны для получения синтетических тканей, моющих веществ, средств защиты растений и множества иных товаров, другие – в количестве всего лишь нескольких граммов или даже миллиграммов (например, радиоактивные препараты).

Подобно тому, как опытный механик из отдельных частей собирает сложный механизм (а при необходимости и сам изготавливает некоторые части), химики научились «разбирать» сложные органические молекулы на составные части и соединять их в иной последовательности – по своему желанию. Появилась также возможность, не затрагивая остов молекулы, заменять в ней отдельные фрагменты другими, что приводит порой к полнейшему изменению всех свойств вещества. Как из рога изобилия посыпались новые методы и приемы синтеза самых разнообразных органических соединений.

Откуда взялись атомы

До сих пор, говоря об атомной теории, о том, как из нескольких сортов атомов, соединенных между собой в разном порядке, получаются совершенно непохожие друг на друга вещества, мы ни разу не задались «детским» вопросом – а откуда взялись сами атомы? Почему атомов одних элементов очень много, а других – очень мало, и распространены они очень неравномерно. Например, всего один элемент (кислород) составляет половину земной коры. Три элемента (кислород, кремний и алюминий) в сумме составляют уже 85 %, а если к ним добавить железо, кальций, натрий, калий, магний и титан, то получим уже 99,5 % земной коры. На долю же нескольких десятков остальных элементов приходится всего 0,5 %. Самый редкий на Земле металл – рений, да и золота с платиной не так уж много, не зря они такие дорогие. А вот другой пример: атомов железа в земной коре примерно в тысячу раз больше, чем атомов меди, атомов меди в тысячу раз больше, чем атомов серебра, а серебра в сто раз больше, чем рения.

Совсем иначе распределены элементы на Солнце: там больше всего водорода (70 %) и гелия (28 %), а всех остальных элементов – только 2 %. Если взять всю видимую Вселенную, то водорода в ней еще больше. Почему так? В древности и в Средние века вопросами о происхождении атомов не задавались, ибо считали, что они существовали в неизменном виде и количестве всегда (а по библейской традиции – были созданы Богом в один день творения). И даже когда атомистическая теория победила и химия начала бурно развиваться, а Д. И. Менделеев создал свою знаменитую систему элементов, вопрос о происхождении атомов продолжал считаться несерьезным. Конечно, изредка кто-либо из ученых набирался смелости и предлагал свою теорию. Как уже говорилось, в 1815 году Уильям Прауг высказал предположение, что все элементы произошли из атомов самого легкого элемента – водорода. Как писал Праут, водород – это та самая «первоматерия» древнегреческих философов, которая путем «сгущения» дала все остальные элементы.

В XX веке усилиями астрономов и физиков-теоретиков была создана научная теория происхождения атомов, которая в общих чертах отвечала на вопрос о происхождении химических элементов. Весьма упрощенно эта теория выглядит так. Вначале вся материя была сосредоточена в одной точке с невероятно большой плотностью (10 ⁸⁰г/см ³) и температурой (10 ²⁷К). Эти числа настолько велики, что для них даже не существует названий. Примерно 10 миллиардов лет назад в результате так называемого Большого взрыва эта сверхплотная и сверхгорячая точка начала быстро расширяться. Физики достаточно хорошо представляют себе, как развивались события спустя 0,01 секунды после взрыва. Теория же того, что происходило до этого, разработана значительно хуже, поскольку в существовавшем тогда сгустке материи плохо выполнялись известные ныне физические законы (и чем раньше – тем хуже). Более того, вопрос о том, что было до Большого взрыва, по существу даже не рассматривался, поскольку тогда не было самого времени! Ведь если нет материального мира, т. е. никаких событий, то откуда взяться времени? Кто или что будет его отсчитывать?

Итак, материя начала стремительно разлетаться и остывать. Чем ниже температура, тем больше возможностей для образования разнообразных структур (например, при комнатной температуре могут существовать миллионы различных органических соединений, при +500 °C – лишь немногие, а выше +1000 °C, вероятно, никакие органические вещества существовать не могут, – все они при высокой температуре расщепляются на составные части). По оценкам ученых, через 3 минуты после взрыва, когда температура снизилась до миллиарда градусов, начался процесс нуклеосинтеза (это слово происходит от латинского nucleus– «ядро» и греческого «синтесис» – «соединение, сочетание»), т. е. процесс соединения протонов и нейтронов в ядра различных элементов. Помимо протонов – ядер водорода, появились и ядра гелия; эти ядра еще не могли присоединить электроны и образовать атомы из-за слишком высокой температуры. Первичная Вселенная состояла из водорода (примерно 75 %) и гелия с примесью небольшого количества следующего по массе элемента – лития (в его ядре три протона). Этот состав не изменялся примерно 500 тысяч лет. Вселенная продолжала расширяться, остывать и становилась все более разреженной. Когда температура снизилась до +3000 °С, электроны получили возможность соединяться с ядрами, что привело к образованию устойчивых атомов водорода и гелия.

Казалось бы, что и дальше Вселенная, состоящая из водорода и гелия, должна была расширяться и остывать до бесконечности. Но тогда не было бы не только других элементов, но и галактик, звезд, а также нас с вами. Бесконечному расширению Вселенной противодействовали силы всемирного тяготения (гравитации). Гравитационное сжатие материи в разных частях разреженной Вселенной сопровождалось повторным сильным разогревом – наступила стадия массового образования звезд, которая продолжалась около 100 миллионов лет. В тех состоящих из газа и пыли областях пространства, где температура достигала 10 миллионов градусов, начинался процесс термоядерного синтеза гелия путем слияния ядер водорода. Эти ядерные реакции сопровождались выделением огромного количества энергии, которая излучалась в окружающее пространство: так загоралась новая звезда. Пока в ней было достаточно водорода, сжатию звезды под действием сил тяготения противодействовало излучение, которое «давило изнутри». Наше Солнце также светит за счет «сжигания» водорода. Идет этот процесс очень медленно, так как сближению двух положительно заряженных протонов препятствует сила кулоновского отталкивания. Так что нашему светилу суждены еще долгие годы жизни.

Когда запас водородного горючего подходит к концу, постепенно прекращается и синтез гелия, а вместе с ним затухает мощное излучение. Силы гравитации вновь сжимают звезду, температура повышается и становится возможным слияние друг с другом уже ядер гелия с образованием ядер углерода (6 протонов) и кислорода (8 протонов в ядре). Эти ядерные процессы также сопровождаются выделением энергии. Но и запасам гелия рано или поздно приходит конец. И тогда наступает третий этап сжатия звезды силами гравитации. А дальше все зависит от массы звезды на этом этапе. Если масса не очень велика (как у нашего Солнца), то эффект от повышения температуры при сжатии звезды будет недостаточен, чтобы углерод и кислород могли вступить в дальнейшие реакции ядерного синтеза; такая звезда становится так называемым белым карликом. Более тяжелые элементы «изготовлены» в звездах, которые астрономы называют красными гигантами – их масса в несколько раз больше массы Солнца. В этих звездах и идут реакции синтеза более тяжелых элементов из углерода и кислорода. Как образно выражаются астрономы, звезды – это ядерные костры, зола которых – тяжелые химические элементы.

Выделяющаяся на этом этапе жизни звезды энергия сильно «раздувает» внешние слои красного гиганта; если бы наше Солнце стало такой звездой, Земля оказалась бы внутри этого гигантского шара – перспектива для всего земного не самая приятная. Звездный ветер, «дующий» с поверхности красных гигантов, выносит в космическое пространство синтезированные этими звездами химические элементы, которые образуют гуманности (многие из них видны в телескоп).

Красные гиганты живут сравнительно недолго – в сотни раз меньше, чем Солнце. Если масса такой звезды превышает массу Солнца в 10 раз, тогда возникают условия (температура порядка миллиарда градусов) для синтеза элементов вплоть до железа. Ядро железа – наиболее стабильное из всех ядер. Это означает, что реакции синтеза элементов, которые легче железа, идут с выделением энергии, тогда как синтез более тяжелых элементов требует затрат энергии. С затратой энергии идут и реакции распада железа на более легкие элементы. Поэтому в звездах, достигших «железной» стадии развития, происходят драматические процессы: вместо выделения энергии идет ее поглощение, что сопровождается быстрым понижением температуры и сжатием до очень маленького объема; астрономы называют этот процесс гравитационным коллапсом (от латинского слова collapsus– «ослабевший, упавший»; недаром медики так называют внезапное падение кровяного давления, что очень опасно для человека). В ходе гравитационного коллапса образуется огромное число нейтронов, которые, благодаря отсутствию заряда, легко проникают в ядра всех имеющихся элементов. Пересыщенные нейтронами ядра претерпевают особое превращение (его называют бета-распадом), в ходе которого из нейтрона образуется протон; в результате из ядра данного элемента получается следующий элемент, в ядре которого уже одним протоном больше. Ученые научились воспроизводить такие процессы в земных условиях; хорошо известный пример – синтез изотопа плутония-239, когда при облучении нейтронами природного урана (92 протона, 146 нейтронов) его ядро захватывает один нейтрон и образуется искусственный элемент нептуний (93 протона, 146 нейтронов), а из него-тот самый смертоносный плутоний (94 протона, 145 нейтронов), который используется в атомных бомбах. В звездах же, которые претерпевают гравитационный коллапс, в результате захвата нейтронов и последующих бета-распадов образуются сотни различных ядер всех возможных изотопов химических элементов. Коллапс звезды заканчивается грандиозным взрывом, сопровождающимся выбросом огромной массы вещества в космическое пространство – образуется сверхновая звезда. Выброшенное вещество, содержащее все элементы из таблицы Менделеева (и в нашем теле содержатся те самые атомы!), разлетается по сторонам со скоростью до 10 000 км/с, а небольшой остаток вещества погибшей звезды сжимается (коллапсирует) с образованием сверхплотной нейтронной звезды или даже черной дыры. Изредка такие звезды вспыхивают на нашем небосводе, и если вспышка произошла не слишком далеко, сверхновая звезда по яркости затмевает все остальные звезды. И не удивительно: яркость сверхновой звезды может превышать яркость целой галактики, состоящей из миллиарда звезд! Одна из таких «новых» звезд, в соответствии с китайскими хрониками, вспыхнула в 1054 году. Сейчас на этом месте находится известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца, а в ее центре расположена быстроврашающаяся (30 оборотов в секунду!) нейтронная звезда. К счастью (для нас, а не для синтеза новых элементов), такие звезды вспыхивали покалишь в далеких галактиках…

В результате «горения» звезд и взрыва сверхновых звезд в космическом пространстве оказались все известные химические элементы. Остатки сверхновых звезд в виде расширяющихся туманностей, «разогретых» радиоактивными превращениями, сталкиваются друг с другом, конденсируются в плотные образования, из которых под действием гравитационных сил возникают звезды нового поколения. Эти звезды (в их числе и наше Солнце) уже с самого начала существования содержат в своем составе примесь тяжелых элементов; такие же элементы содержатся и в окружающих эти звезды газопылевых облаках, из которых образуются планеты. Так что элементы, входящие в состав всех окружающих нас вещей, в том числе И нашего тела, родились в результате грандиозных космических процессов…

Почему же одних элементов образовалось много, а других – мало? Оказывается, в процессе нуклеосинтеза с наибольшей вероятностью образуются ядра, состоящие из небольшого четного числа протонов и нейтронов. Тяжелые ядра, «переполненные» протонами и нейтронами, менее устойчивы и их во Вселенной меньше. Существует общее правило: чем больше заряд ядра, чем оно тяжелее, тем меньше таких ядер во Вселенной. Однако это правило выполняется не всегда. Например, в земной коре мало легких ядер лития (3 протона, 3 нейтрона), бора (5 протонов и 5 или 6 нейтронов). Предполагают, что эти ядра по ряду причин не могут образоваться в недрах звезд, а под действием космических лучей «откалываются» от более тяжелых ядер, накопившихся в межзвездном пространстве. Таким образом, соотношение различных элементов на Земле – отголосок бурных процессов в космосе, которые происходили миллиарды лет назад, на более поздних этапах развития Вселенной.

От атомов – к молекулам

При благоприятных условиях атомы разных элементов могут соединяться между собой в более сложные образования – молекулы. Это могут быть простейшие двухатомные частицы, например, молекулярный водород, состоящий из двух атомов водорода (Н ₂), «осколок» молекулы воды, называемый гидроксилом (ОН), цианид (CN).

Процессы объединения атомов в молекулы широко распространены во Вселенной и всегда происходят там, где для этого есть подходящие условия. Таким условиям, например, отвечает умеренная температура, которая должна быть не слишком высокой (десятки-сотни градусов Цельсия) и не слишком низкой (иначе атомам не хватит энергии для взаимодействия друг с другом, т. е. для химической реакции). В межзвездной среде условия для образования молекул не очень благоприятные, хотя бы из-за чрезвычайной разреженности вещества (несколько атомов в 1 см ³, тогда как в каждом кубическом сантиметре воздуха их 3,7-10 ¹⁹). Тем не менее в космосе обнаружены многие молекулы, в том числе и довольно сложные, содержащие большое количество разных атомов. Насколько далеко может зайти процесс усложнения молекул в межзвездной среде? Не могут ли таким способом возникнуть какие-либо формы жизни? Наука пока не в состоянии ответить на эти вопросы – мы ведь даже толком не знаем, как возникла жизнь на Земле и действительно ли она возникла на нашей планете или была каким-то образом «занесена» из космоса…

Доподлинно известно, что в благоприятных условиях возможно соединение в определенном порядке многих тысяч атомов, при этом образуются такие сложные образования, как молекулы белков, молекулы наследственности ДНК, содержащие десятки тысяч атомов.

Полагают, что Солнечная система образовалась примерно 4,6 миллиарда лет назад. За это время и возникло окружающее нас богатейшее разнообразие неорганических и органических соединений. И все они образовались из химических элементов, уже имевшихся в Солнечной системе в момент ее образования. Процесс образования сложных соединений из отдельных атомов и простейших молекул называют «химической эволюцией». В этом процессе, который длился миллиарды лет, еще много «белых пятен», в частности – как из простых молекул возникли сложные, состоящие из многих тысяч атомов; как эти сложные молекулы дали начало простейшим живым существам; наконец, как шло последующее развитие – от простейших одноклеточных микроорганизмов до высших животных и «венца природы» – мыслящего человека.

КАК РАБОТАЮТ ХИМИКИ

Измерение массы и объема

Все мы постоянно находимся в мире, где царствуют числа. Этими числами измеряется все: иена – на хлеб или на гектар леса, время – до окончания урока или до выключения двигателя ракеты, расстояние – между шкафом и диваном и между скоплениями галактик, масса – атома урана и урожая пшеницы, температура – тела больного и чугуна в доменной печи… А еще измеряются сила электрического тока и сила света, плоские и телесные углы, площади и объемы, скорости и ускорения, плотности тел и их сжимаемость, твердость и давление, энергия и мощность, жесткость воды и влажность воздуха, частота и период колебаний, электрический заряд и электропроводность, магнитный поток и магнитная восприимчивость, яркость и освещенность, прозрачность и мутность, интенсивность радиации и период полураспада… Перечислять можно очень долго. И, конечно, не химики первыми начали производить измерения. И не физики. Без измерений могут обходиться только животные. Уже первобытные люди должны были считать дни до начала наступления холодов или дни до периода дождей и разлива рек. Конечно, единицы измерения, если не считать «естественных», таких как сутки и год, у всех были разные: масса и длина ячменного зерна, расстояние между концами вытянутых пальцев кисти или между поднятой рукой и ногой (во всех таких случаях речь, естественно, шла только о средних величинах; иногда эти величины узаконивали, «привязывая», например, к длине локтя или ступни монарха).

Понятно, что у каждого племени, а потом и у каждого народа появлялись свои единицы измерения; это вносило большие неудобства в общение между ними. И такие неудобства до сих пор окончательно не изжиты, хотя еще в середине XX века была принята Международная система единиц (СИ). Вот и приходится переводить английские единицы давления psi (pounds per square inch,т. e. фунты на квадратный дюйм) в привычные дня нас килограммы на квадратный сантиметр (атмосферы), градусы Фаренгейта, по неудобной формуле, – в градусы Цельсия, морские и географические мили – в километры, футы – в метры, фунты – в килограммы, галлоны и баррели – в литры, даты по лунному календарю и по хиджре (где летоисчисление ведется с 662 года, когда пророк Мухаммед переселился из Мекки в Медину) – в даты по «новому» (а иногда и по «старому») стилю солнечного календаря, не говоря уже о пересчете наших рублей в украинские гривны или ангольских кванз в свазилендские лилангени. Как совершенно справедливо заметил М. И. Грамм, автор «Занимательной энциклопедии мер. единиц и денег», если бы знаменитая Книга рекордов Гиннеса появилась лет 200 назад, в ней почти никто не смог бы разобраться – настолько непохожи были в разных странах единицы измерения чего угодно. Немецкий математик п физик Иоганн Ламберт (1728–1777) в своей книге «Пирометрия» (этот термин дословно означает «измерение теплоты») описал 19 разных температурных шкал, которыми пользовались в XVIII веке! Сейчас от них остались только три, но и это слишком много.

К счастью, теперь хотя бы в научных публикациях в большей или меньшей степени используется единая система мер – СИ (или SI– от французского Systeme International d’Unites– Международная система единиц, так что говорить «система СИ» не совсем правильно: получается «система системы»). Оговорка «в большей или меньше степени» необходима потому, что единицей объема в СИ служит кубический метр или его дольные единицы – кубический дециметр и кубический сантиметр. Химики же привыкли использовать для этой цели литры и миллилитры (по правде говоря, 1 дм ³и 1 л практически не различаются). Вместо единицы энергии джоуль химики по старинке еще продолжают использовать калории. Но вот дюймы вместо сантиметров или фунты и унции вместо килограммов и граммов в химических работах уже не встретишь.

Посмотрим теперь, с какими основными измерениями и с каким оборудованием приходится иметь дело химикам. А заодно проведем несколько небольших «домашних» измерений, из которых можно получить довольно интересные, а иногда и неожиданные результаты.

Работа современного химика немыслима без множества различных измерений. Одним из самых важных измерений всегда считалось взвешивание. Это одна из наиболее распространенных операций в химии. Поэтому уже в первых химических лабораториях можно найти весы (рис. 2.1).

_{Рис. 2.1. Весы Роберта Бойля (к левой чашке весов привязана нитка для взвешивания предметов, погруженных в воду)}

Весы были изобретены так давно, что еще в античные времена люди почитали их дарами богов. При раскопках древнего Вавилона археологи не раз находили каменные изделия правильной геометрической формы; иногда они напоминали фигурки животных. Оказалось, что это древние гири, которым больше 4,5 тысяч лет! На каждой гире указан ее вес. Единицей измерения у вавилонян служила довольно увесистая гиря массой (в современных единицах) около 0,5 кг. Эта единица называлась малой миной, она просуществовала несколько тысяч лет. Другие гири были еще тяжелее. С их помощью взвешивали зерно и другую сельскохозяйственную продукцию.

В Древнем Риме единица массы называлась либрой (или фунтом – от латинского слова pondus– «вес, тяжесть, гиря»). Римский фунт был равен (в современных единицах) 327,45 г. Во времена Карла Великого (IХвек) фунт «потяжелел» до 408 г. Раздробленность средневековой Европы привела к тому, что чуть ли не в каждом королевстве, княжестве был свой фунт – а то и не один. Достаточно сказать, что к концу XVIII века в разных странах применялись сотни различных фунтов! Например, в старинном французском фунте было 489,5 г, в голландском – 492,2 г, в немецком (ганноверском) – 489,6 г. Вот и приходилось, например, в России официально устанавливать, что английский фунт = 1 русскому фунту 13 золотникам 44 долям, лондонский фунт = 1 русскому фунту 9 золотникам 51 доле, амстердамский фунт = 1 русскому фунту 19 золотникам 33 долям и т. д. и т. п. Отметим, что русский фунт, равный 409,51 г, полностью соответствовал двум старинным новгородским серебряным гривнам; он делился на 96 золотников, а в I золотнике было 96.долей (эти меры можно встретить в надписях на «царских» золотых и серебряных монетах, а также на серебряных полтинниках и рублях, датированных 1921–1927 годами). Вплоть до XX века в Бельгии, Венгрии, Германии, Дании, Голландии, Франции и в некоторых других странах применяли метрический фунт – ровно 500 г.

Трудно даже представить, каково было когда-то торговцам (а также химикам), вынужденным каждый раз проводить пересчет из одной системы единиц в другую. В США до сих пор широко пользуются фунтом, который, правда, немного полегче старых европейских, но тяжелее русского: в нем 453,59 г. В Великобритании, в которой особенно крепки традиции, до сих пор для разных целей пользуются «разными фунтами»: так называемым торговым (коммерческим) – 453,59 г, аптекарским и тройским – в обоих по 373,24 г. Аптекарские меры отличаются от тройских тем, что в них есть драхмы и скрупулы, а в тройских – караты, в которых выражают массу драгоценных металлов и камней. Кстати, слово «тройский» не имеет никакого отношения к Древней Трое; это название произошло от французского города Труа (по-французски Troyes),где в Средние века проходили торговые ярмарки.

Разные меры, применяемые при взвешивании товаров разного типа, привели к забавной старинной задаче: «Что весит больше: фунт золота или фунт пуха?» Оказывается, школьники разных стран должны решать ее по-разному! Самый простой ответ (его дал Оська, один из героев книги Льва Кассиля «Кондуит и Швамбрания») звучит так: «Фунт фунтом и будет!», т. е. фунт золота и фунт пуха весят одинаково. А вот школьники англоязычных стран должны отвечать иначе: «Фунт пуха весит больше!» Почему так? Да потому, что в этих странах пух (как и другие товары) взвешивают с использованием английской торговой (коммерческой) системы мер – «эвердьюпойс» (avoirdupois– это странное словечко произошло от старинного французского выражения, означающего «товары на вес»), в которой 1 фунт = 453,59 г. Золото же (а также другие благородные металлы, драгоценные камни и лекарства) принято взвешивать по другой системе мер – монетной (тройской) и аптекарской, в которой 1 фунт = 373,24 г. Понятно, что пух взвешивали (а кое-где и сейчас взвешивают) в торговых фунтах, а золото – в тройских, и потому фунт пуха весит больше. Кстати, в XIX веке гагачий пух – а он самый теплый – продавали по 6–7 рублей за фунт; это были большие деньги, так что позволить себе спать на гагачьей перине могли только исключительно богатые люди…

Любопытно, что англоязычные школьники должны давать прямо противоположный ответ на очень похожий вопрос: «Что весит больше: унция золота или унция пуха?» Чтобы понять, в чем туг дело, надо сначала «разобраться» с унцией. По-английски унция – ounce,слово того же происхождения, что и inch(дюйм) – от латинского uncia– «двенадцатая часть» (имеется в виду двенадцатая часть фунта – по тройской системе мер). Делим 373,24 на 12 и получаем 31,1 г (более точно – 31,1035 г). В тройских унциях по традиции измеряют массу драгоценных металлов

в монетах, в том числе и отечественных (юбилейных и памятных). Посмотрите на фотографию гербовой стороны юбилейной монеты, выпущенной к 250-летию Московского государственного университета (рис. 2.2). В правом нижнем углу рядом со знаком Московского монетного двора (ММД) указана масса серебра в граммах, соответствующая одной тройской унции —31,1.

_{Рис. 2.2. Юбилейная монета «250 лет МГУ» содержит ровно одну тройскую унцию чистого серебра}

А вот в торговой (коммерческой) системе мер та же унция определяется иначе – как одна шестнадцатая часть торгового фунта, т. е. 28,25 г. Поэтому унция пуха весит меньше, чем унция золота!

К сказанному можно добавить, что общеупотребительное сокращенное название унции (oz) происходит от итальянского названия onza.А какое отношение к унции имеет английский дюйм? Оказывается, он тоже связан с числом 12 следующим соотношением: 1 дюйм = = 12 линий = 2,54 см. Разное же написание (и произношение) объясняется тем, что слово ounceпришло в английский язык из старофранцузского ( ипсе),тогда как слово inch– из англосаксонского упсеи потому подверглось более сильному искажению. Русское же слово «дюйм», которое ввел Петр I, происходит от голландского duim– большой палец руки; сейчас это слово осталось только при измерении диаметра труб (стандартная водопроводная труба в доме обычно имеет диаметр полдюйма), а также в словах «трехдюймовая» (пушка) и Дюймовочка в сказке Андерсена.

А теперь попробуйте ответить на такой необычный вопрос: «Что больше: масса 1 кг пуха или масса 1 кг золота?» Правильный ответ может показаться вам совершенно неожиданным: масса килограмма пуха больше! А почему – подумайте сами. (Подсказка: и золото, и пух взвешивали у нас, на Земле, а не где-нибудь на Луне!)

Сейчас практически все ученые, в том числе и химики, пользуются метрической системой мер, в которой массу выражают в килограммах, граммах и миллиграммах. В особых случаях используют еще более мелкие единицы – микрограммы (миллионные доли грамма), а иногда и нанограммы (миллиардные доли грамма).

Вы сами можете изготовить весы и гири к ним, используя самые простые материалы: мягкую алюминиевую проволоку, нитки и легкие пластмассовые баночки (в таких баночках продают варенье, йогурты, творог и т. п.). Устройство весов видно из рисунка (рис. 2.3).

_{Рис. 2.3. Самодельные весы и разновесы к ним}

Деревянная (или легкая металлическая) стрелочка-указатель при равновесии располагается строго вдоль нитки, на которой подвешены весы. Если стрелка отклоняется от вертикального положения, надо более легкое коромысло весов утяжелить – намотать на нее немного тонкой медной проволоки, так чтобы стрелка располагалась вертикально. А где взять гири (химики называют их разновесами)?

Раньше с этим было просто: можно было использовать «медные» монеты, которые чеканились в СССР (с небольшими перерывами) с 1926 по 1991 годы; копейка весила ровно 1 г (конечно, если она не очень стерлась), двухкопеечная монета – 2 г, трехкопеечная – 3 г, «пятак» – 5 г. Возможно, в вашей семье сохранились такие монеты, хотя бы несколько штук. Тогда вы можете с их помощью изготовить себе целый набор разновесов, используя алюминиевую проволоку подходящего диаметра и кусачки. Делается это так. В одну чашку кладете копейку, а в другую – кусочек проволоки, который весит больше 1 г. Осторожно откусывая от проволоки маленькие кусочки, добейтесь, чтобы весы пришли в равновесие. Аналогичным образом сделайте две гирьки по 2 г, используя либо старую двухкопеечную монету (такие монеты называли «двушками»; их очень любили, так как с такой монетой можно было позвонить по телефону-автомату), либо современную российскую 10-копеечную монету, которая тоже весит ровно 2 г. К сожалению, масса большинства современных монет «нецелая»; например. 1 копейка весит 1,5 г, 5 копеек – 2,5 г, 1 рубль – 3,3 г. А почему двухграммовых гирек должно быть две? Потому что стандартный набор гирь-разновесов таков: 1, 2, 2, 5, 10, 20, 20, 50, 100. Он позволяет взвесить любой предмет массой от 1 до 210 г (вы можете ограничиться «гирями» по 20 г). Когда вы начнете взвешивать, то сами убедитесь, что такой набор – самый удобный. Теперь для вас не составит труда изготовить «гири» по 5, 10 и 20 г (2 штуки!). Если ваши весы оказались достаточно чувствительными и стрелка заметно отклоняется даже при нагрузке 1 г, попробуйте изготовить гирьки по 0,5 г; как это сделать, подумайте сами. С помощью самодельных весов и гирь мы проведем несколько интересных опытов.