|
Puhdas vety on normaalioloissa olomuodoltaan kaasua. Vetykaasu (H<sub>2</sub>) on huomattavasti ilmaa keveämpää: 0 °C:n lämpötilassa ja normaalissa ilmanpaineessa vedyn [[tiheys]] on noin 0,09 g/dm<sup>3</sup>, kun ilman tiheys vastaavissa olosuhteissa on 1,3 g/dm<sup>3</sup>. Myös nestemäisenä ja kiinteänä vedyn tiheys on huomattavasti pienempi kuin muiden alkuaineiden tiheydet vastaavissa olomuodoissa. Nestemäisen vedyn tiheys kiehumispisteessään on noin 0,07 g/cm<sup>3</sup> ja kiinteän vedyn tiheys sulamispisteessään on 0,0763 g/cm<sup>3</sup>.<ref name="WWH1">Wiberg, Wiberg & Holleman, s. 240</ref>
Vedyn sulamis- ja kiehumispiste ovat alkuaineista toiseksi alhaisimmat, sillä ainoastaan heliumilla on vetyä alhaisempi sulamis- ja kiehumislämpötila. Vedyn sulamispiste 1,013 baarin paineessa on −259,4 °C ja kiehumispiste −252,9 °C. [[Nestevety|Nestemäinen vety]], jota tuotti ensimmäisen kerran brittiläinen kemisti James Dewar vuonna [[1898]], on väritöntä muuten paitsi suurina määrinä, jolloin se näyttää vaalean siniseltä. Kiinteä vety on väritöntä.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä =| Nimeke = Hydrogen| Osoite =http://web.archive.org/web/20080409084818/http://encarta.msn.com/encyclopedia_761552913/Hydrogen.html | Selite = Kohdassa ”III Physical Properties”| Ajankohta = | Julkaisija =MSN | Viitattu =30. kesäkuuta 2007 | Kieli = {{en}}}}</ref>
==== Isotoopit ====
== Historia ==
=== Vedyn löytäminen ===
Sveitsiläistä, [[1500-luku|1500-luvulla]] elänyttä alkemistia [[Paracelsus]]ta pidetään ensimmäisenä vedyn havaitsijana. Liuottaessaan [[rauta]]a [[rikkihappo]]on hän huomasi kehittyvän kaasua, jota hän kuvaili sanoin ”ilmaa nousee ja hajoaa kuin tuuli”. Paracelsus ei ollut varma, mitä oli tuottanut, eikä hän myöskään selvittänyt vedyn ominaisuuksia.<ref>{{Kirjaviite | Tekijä = Ebbe Almqvist | Nimeke = History of industrial gases | Vuosi = 2003 | Luku = | Sivu = 3 | Selite = | Julkaisupaikka = | Julkaisija = Springer | Tunniste =ISBN 978-0-306-47277-0 | www =http://books.google.fi/books?id=OI0fTJhydh4C&pg=PA3&lpg=PA3&dq=Paracelsus+%2B+hydrogen&source=bl&ots=ofVwnZRc3H&sig=Gse9paHJtmHgbKlPbQhUnZsWi70&hl=fi&ei=6wBCS9i1N47J-Qakj9muCg&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=7&ved=0CCQQ6AEwBg#v=onepage&q=Paracelsus%20%2B%20hydrogen&f=false | www-teksti =Kirja Googlen teoshaussa | Tiedostomuoto = | Viitattu = 4.1.2010 | Kieli = {{en}} }}</ref><ref name ="genius">{{Kirjaviite | Tekijä = Gavin D. J. Harper | Nimeke = Fuel Cell Projects for the Evil Genius | Vuosi = 2008 | Luku = | Sivu = 1 | Selite = | Julkaisupaikka = | Julkaisija = McGraw-Hill Professional | Tunniste =ISBN 978-0071496599 | www =http://books.google.fi/books?id=4oBGfJs0HIgC&pg=PT11&dq=Paracelsus+%2B+hydrogen&cd=7#v=onepage&q=Paracelsus%20%2B%20hydrogen&f=false | www-teksti =Kirja Googlen teoshaussa | Tiedostomuoto = | Viitattu = 4.1.2010 | Kieli = {{en}} }}</ref> Vuonna 1670 englantilainen [[Robert Boyle]] tuotti vetyä sekoittamalla rautaviilajauhoa laimeaan [[suolahappo]]on ja rikkihappoon. Boyle kuvasi vetyä tulenaraksi kaasuksi, jonka vertaista hän ei ollut koskaan aiemmin havainnut, ja nimitti sitä ”Marsin palavaksi liuokseksi”. Boyle huomasi syntyneen kaasun palavan ainoastaan, jos ilmaa oli saatavilla. Hän myös havaitsi, että palamisessa kului ilmaa ja palamistuotteet painoivat enemmän kuin palaneet aineet.<ref name="genius" /><ref>{{Verkkoviite | Osoite = http://www.chemicool.com/elements/hydrogen.html | Nimeke =Hydrogen Element Facts | Julkaisija =Chemicool | Viitattu = 4.1.2010 | Kieli ={{en}} }}</ref>
Puhdasta vetyä valmisti ensimmäisenä englantilainen kemisti-fyysikko ja Britannian rikkaimpiin kuulunut [[Henry Cavendish]] vuonna 1766 antamalla [[rauta|raudan]] reagoida laimean [[rikkihappo|rikkihapon]] kanssa.<ref name=HS>{{verkkoviite | Osoite = http://www2.hs.fi/extrat/teemasivut/tiedeluonto/alkuaineet/01.html | Nimeke = Vety on kaikkeudessa ykkösenä | Tekijä = Marko Hamilo | Julkaisija = Helsingin Sanomat 31.7.2007 | Viitattu = 14.7.2010}}</ref> Hän itse ei kuitenkaan uskonut löytäneensä vetyä, vaan oletti sen olevan ''[[Flogiston-teoria|flogistonia]]''. Hän arveli kaasun lähtevän metallista eikä haposta, ja käytti siitä nimeä ”metallien palava ilma”. Tutkimuksissaan Cavendish havaitsi vedyn ja ilman seoksen räjähtävän, ja hän päätti myös laskea vedyn tiheyden. Laskelmissaan hän pääsi lopputulokseen, että vety on keveämpää kuin [[ilma]]. Tutkittuaan räjähdyksessä tiivistynyttä pisaraa hän totesi sen olevan vettä. Tämän vuonna 1781 tehdyn kokeen ansiosta hän tuli todistaneeksi [[Aristoteles|Aristoteleen]] ja muiden antiikin luonnonfilosofien olleen väärässä, kun nämä väittivät veden olevan [[klassiset alkuaineet|alkuaine]].<ref name=HS />
Cavendishia pidetään vedyn löytäjänä, mutta nimen sille antoi ranskalainen kemisti [[Antoine Lavoisier]].<ref>{{Verkkoviite | Tekijä = | Nimeke = History of Hydrogen| Osoite = http://web1.caryacademy.org/chemistry/rushin/StudentProjects/ElementWebSites/hydrogen/interesting_facts.htm| Selite = | Ajankohta = | Julkaisija = | Viitattu =29.6.2007 | Kieli ={{en}} }}</ref> Lavoisier todisti vuonna [[1783]], että vesi sisältää Cavendishin aiemmin löytämää ”palavaa ilmaa” ja [[happi|happea]]. Lavoisier antoi vedylle nimen hydrogène. Nimen lähtökohtana ovat kreikankieliset sanat ὕδωρ (''hydor'', vesi) ja γίγνομαι (''gignomai'', muodostaa, synnyttää) eli ''vedenmuodostaja''.<ref name=HS /> Nimi tulee vedyn [[palaminen|palamisreaktiosta]], josta syntyy reaktiotuotteena vettä. Myös suomenkielinen sana ''vety'' viittaa veden muodostamiseen; se esiintyi ensimmäisen kerran kirjakielessä vuonna 1851.<ref>{{Kirjaviite | Tekijä = Kaisa Häkkinen | Nimeke = Nykysuomen etymologinen sanakirja | Vuosi = 2004 | Luku = | Sivu = 1478 | Selite = Hakusana ''vety'' | Julkaisupaikka = | Julkaisija = WSOY | Tunniste = }}</ref>
=== Kylmätutkimus ===
=== Rooli atomimallin kehittymisessä ===
{{Pääartikkeli|[[Vedyn spektri]]}}
[[KuvaTiedosto:Emission spectrum-H.png|thumb|450pxpienoiskuva|Vedyn emissiospektri näkyvän valon aallonpituudella. Emissioviivoja vastaavat aallonpituudet muodostavat [[Balmerin sarja]]n.]]
Vety on [[1900-luku|1900-luvulla]] kehittyneen [[atomi]]mallin keskeisin alkuaine, sillä se on rakenteeltaan niistä yksinkertaisin. Vetyatomin ytimessä on yksi [[protoni]], jota kiertää alimmalla energiatasolla yksi [[elektroni]]. Vedyn yksinkertaisen rakenteen ansiosta vedyn tuottamaa [[spektri]]ä ja spektrissä näkyviä [[spektriviiva|spektriviivoja]] oli helppo tutkia.
Valon hajaantuminen spektriin on tunnettu jo keskiajalta asti. [[William Wollaston]] tutki vuonna [[1802]] [[Aurinko|Auringon]] spektriä ja havaitsi siinä muutamia pieniä tummia viivoja, mutta hän luuli niitä värien rajoiksi eikä kiinnittänyt asiaan sen enempää huomiota.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä = Rami Rekola| Nimeke = Spektroskopia| Osoite = http://www2.astro.utu.fi/edu/kurssit/ttpk1/ttpkI/14Astrofysiikka.html| Selite = | Ajankohta =2002| Julkaisija =Turun yliopisto | Viitattu =29.6.2007 | Kieli = }}</ref> Kaksitoista vuotta myöhemmin [[Joseph von Fraunhofer]] havaitsi Auringon spektriä tutkiessaan satoja viivoja, ja tutkiessaan Kuun ja planeettojen heijastaman valon spektriä hän totesi niidenkin spektreissä esiintyvän samoja viivoja. Hän havaitsi niitä myös tähtien spektreissä, mutta niiden paikka ja voimakkuus poikkesivat toisistaan. Fraunhoferin havainnot osoittivat, että spektriviivat liittyivät valonlähteen ominaisuuksiin.
[[Spektroskopia]]n perusperiaatteet loivat 1850-luvun lopulla [[Robert Bunsen]] ja [[Gustav Kirchhoff]]. [[Johann Balmer]] keksi vuonna [[1885]] yksinkertaisen kaavan, jonka avulla voitiin laskea vedyn spektriviivojen aallonpituudet. Samanlaisia kaavoja yritettiin kehitellä muillekin alkuaineille, mutta mitään yhtenäistä kaavaa, jota kaikki alkuaineet noudattaisivat, ei pystytty rakentamaan.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä = Hannu Karttunen| Nimeke = Spektroskopia| Osoite = http://www.astro.utu.fi/zubi/history/astroph.htm| Selite = | Ajankohta = | Julkaisija =Turun yliopisto | Viitattu =29.6.2007 | Kieli = }}</ref> Spektriviivojen syytä ei myöskään osattu vielä selittää tyhjentävästi.
[[Niels Bohr]] kuitenkin kykeni selittämään [[Bohrin malli|omalla atomimallillaan]] vedyn spektriviivat. Bohrin mukaan elektronit kulkevat tietyillä radoilla atomin ytimen ympärillä, mutta ne pystyvät myös siirtymään korkeammalle tai alemmalle [[energiataso]]lle. Kun elektroni [[absorptio (sähkömagneettinen säteily)|absorboi]] fotonin, elektroni siirtyy ylempään energiatilaan, jos sen absorboima energia on sama kuin kahden energiatilan vaatimien energioiden erotus. Atomin sanotaan virittyneen. Tämän seurauksena havaitsijaa kohti tuleva säteily heikkenee sellaisilla aallonpituuksilla, jotka vastaavat perustilan ja viritystilojen energioiden erotuksia. Spektriin ilmestyy joukko tummia viivoja, absorptioviivoja.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä = Hannu Karttunen| Nimeke = Spektriviivat| Osoite = http://www.astro.utu.fi/zubi/radiat/specline.htm| Selite = | Ajankohta = | Julkaisija =Turun yliopisto | Viitattu =29.6.2007 | Kieli = }}</ref> Emissioviivoja eli kirkkaita viivoja tumman pohjan päällä esiintyy kaasuilla. Tavallisesti tutkittavat kaasut ovat hyvin kuumia, jolloin ne ovat virittäytyneitä. Viritystila ei kuitenkaan kestä kauan, ja elektroni siirtyy alemmalle energiatasolle luovuttaen fotonin. Tämä havaitaan emissioviivana. Bohrin malli kykeni ensimmäistä kertaa selittämään vedyn spektriviivat.<ref>{{Kirjaviite | Tekijä = Richard Wolfson | Nimeke =Essential University Physics:Volume 2 | Sivu =617–618 |Vuosi =2007 | Julkaisija =Pearson Education | Tunniste =ISBN 0-321-43565-6 | Kieli ={{en}} }}
|
