Goldschmidtin luokittelu

Wikipediasta
Siirry navigaatioon Siirry hakuun

Goldschmidtin luokittelu eli Goldschmidtin diagrammi on norjalaisen mineralogin Victor Moritz Goldschmidtin (1888–1947) laatima luokittelu, jolla pyritään selittämään luonnossa esiintyvien alkuaineiden suhteellinen runsaus maan kuoressa ja ytimessä.[1] Luokittelussa alkuaineet jaetaan eri ryhmiin sen mukaan, ovatko ne rikastuneet pääasiassa oksideina tai happipitoisina suoloina Maan kuoreen (litofiiliset alkuaineet)[2], sulfidimineraaleihin (kalkofiiliset alkuaineet)[3], ytimeen (siderofiiliset alkuaineet)[4] vai ilmakehään (atmofiiliset alkuaineet).[5] Viimeksi mainituille on tyypillistä, että alkuaine tai jokin yhdiste, jossa se esiintyy, on kaasumainen tai helposti haihtuva nestemäinen.

Eri ryhmiin kuuluvat alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Joidenkin alkuaineiden voidaan katsoa kuuluvaan useampaankin luokkaan. Seuraavassa taulukossa ne on luokiteltu sen mukaan, missä niillä on kaikkein suurin taipumus esiintyä.

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18
ryhmä →
↓ Jakso
1 1
H
2
He
2 3
Li
4
Be
5
B
6
C
7
N
8
O
9
F
10
Ne
3 11
Na
12
Mg
13
Al
14
Si
15
P
16
S
17
Cl
18
Ar
4 19
K
20
Ca
21
Sc
22
Ti
23
V
24
Cr
25
Mn
26
Fe
27
Co
28
Ni
29
Cu
30
Zn
31
Ga
32
Ge
33
As
34
Se
35
Br
36
Kr
5 37
Rb
38
Sr
39
Y
40
Zr
41
Nb
42
Mo
43
Tc
44
Ru
45
Rh
46
Pd
47
Ag
48
Cd
49
In
50
Sn
51
Sb
52
Te
53
I
54
Xe
6 55
Cs
56
Ba
Asterisks one.svg 71
Lu
72
Hf
73
Ta
74
W
75
Re
76
Os
77
Ir
78
Pt
79
Au
80
Hg
81
Tl
82
Pb
83
Bi
84
Po
85
At
86
Rn
7 87
Fr
88
Ra
Asterisks two.svg 103
Lr
104
Rf
105
Db
106
Sg
107
Bh
108
Hs
109
Mt
110
Ds
111
Rg
112
Cn
113
Nh
114
Fl
115
Mc
116
Lv
117
Ts
118
Og
 
Asterisks one.svg 57
La
58
Ce
59
Pr
60
Nd
61
Pm
62
Sm
63
Eu
64
Gd
65
Tb
66
Dy
67
Ho
68
Er
69
Tm
70
Yb
Asterisks 2 (vertical).svg 89
Ac
90
Th
91
Pa
92
U
93
Np
94
Pu
95
Am
96
Cm
97
Bk
98
Cf
99
Es
100
Fm
101
Md
102
No

Goldschmidtin luokittelu:

Litofiiliset Siderofiiliset Kalkofiiliset Aerofiiliset Vain hivenmäärin esiintyvät tai keinotekoisesti valmistetut

Litofiiliset alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Litofiilisiksi sanotaan alkuaineita, jotka ovat rikastuneet Maan pintakerroksiin tai lähelle sitä, koska ne yhtyvät happeen muodostaen yhdisteitä, jotka eivät ole vajonneet Maan ytimeen. Ne esiintyvätkin etupäässä happipitoisina yhdisteinä, varsinkin silikaatteina mutta myös sulfaatteina, fosfaatteina, boraatteina, karbonaatteina ja halideina.[6] Litofiiliset alkuaineet muodostavat Maan kuoresta. Nimitys johtuu kreikan kielen sanoista lithos ja phileo, jotka merkitsevät kiveä ja rakastaa.

Litofiilisiä alkuaineita ovat:

Suurin osa litofiilisistä alkuaineista on S- ja F-lohkoihin kuuluvia hyvin reaktiivisia metalleja. Lisäksi ryhmään kuuluu pieni joukko reaktiivisia epämetalleja kuten happi ja halogeenit sekä jotkut D-lohkoon kuuluvat muita reaktiivisemmat metallit kuten titaani, zirkonium ja vanadiini.

Useimmat litofiiliset alkuaineet muodostavat hyvin vakaita ioneja, joiden elektronikonfiguraatio vastaa jotakin jalokaasua; toisinaan niissä kuitenkin on lisäksi muutama elektroni f-orbitaalilla. Ne harvat, jotka eivät yleensä esiinny ioneina, kuten pii, fosfori ja boori, muodostavat erittäin vahvoja kovalenttisia sidoksia, usein π-sidoksia hapen kanssa. Litofiilisten alkuaineiden suuri taipumus muodostaa happiyhdisteitä saa ne helposti sitoutumaan piidioksidin kanssa silikaateiksi, jotka muodostavat jokseenkin kevyitä mineraaleja, jotka ikään kuin kelluvat maan kuoressa vajoamatta ytimeen. Alkalimetallien muodostavat runsasliukoiset mineraalit sen sijaan kertyvät meriveteen tai myös kaikkein kuivimmille seuduille kuten suola-aavikoille, joissa ne ovat kiteytyneet. Niukkaliukoisemmat litofiiliset alkuaineet ovat keskittyneet ennen kaikkia kilpialueille, joista kaikki liukoiset mineraalit ovat weathered.

Koska useimmat litofiiliset alkuaineet yhtyvät helposti happeen, niitä esiintyy Maan kuoressa suurempana pitoisuuksina kuin aurinkokunnassa muutoin keskimäärin. Reaktiivisimpia s- ja f-lohkojen metalleja, jotka muodostavat joko ionisidoksellisia tai metallisia hydridejä, esiintyy maan kuoressa erityisen runsaasti suhteessa niiden yleisyyteen aurinkokunnassa. Tämä johtuu siitä, että Maan muodostumisen alkuvaiheissa se kemiallinen muoto, johon eri alkuaineet päätyivät, riippui ennen kaikkea niiden kyvystä muodostaa yhdisteitä vedyn kanssa. Näissä olosuhteissa s- ja f-lohkojen metallit rikastuivat Maan pintakerrokisiin, erityisesti rubidium, strontium ja barium, jotka yhdessä muodostavat yli 50 prosenttia kaikkien Maan kuoressa esiintyvien rautaa raskaampien alkuaineiden massasta.[7]

Epämetalliset litofiiliset alkuaineet kuten fosfori ja halogeenit esiintyvät Maassa ionisidoksillina suoloina S-lohkon metallien kanssa pegmatiiteissa ja merivedessä. Lukuun ottamatta fluoria, jonka hydridi muodostaa vetysidoksia eikä sen vuoksi haihdu yhtä helposti, näitä alkuaineita esiintyy Maassa suhteellisen vähän, sillä Maan muodostumisvaiheessa niiden hydridit, jotka jo tavallisissa lämpötiloissa ovat kaasumaisia, pääsivät suurelta osin karkaamaan ulkoavaruuteen. Maan kuoressa fosforia ja raskaimpia halogeeneja tosin on lähes yhtä suurina pitoisuuksina kuin Auringossakin, mutta maapallossa kokonaisuudessaan, ydin mukaan luettuna, niitä todennäköisesti on suhteellisesti vähemmän kuin koko aurinkokunnassa.

Muutamilla siirtymämetallit kuten kromi, molybdeeni, rauta ja mangaani osoittavat sekä litofiilistä että siderofiilistä luonnetta, minkä vuoksi niitä esiintyy runsaasti sekä Maan kuoressa että ytimessä. Vaikka nämä metallit muodostavat vahvoja sidoksia hapen kanssa eikä niitä sen vuoksi esiinny Maan kuoressa vapaina alkuaineina, näitä alkuaineita todennäköisesti on metallisessa muodossa Maan ytimessä jäänteinä ajalta, jolloin ilmakehässä ei ollut happea. Puhtaasti siderofiilisten alkuaineiden tavoin näitäkin metalleja, rautaa lukuun ottamatta, on Maan kuoressa selvästi pienempinä pitoisuuksina kuin aurinkokunnassa keskimäärin.

Vaikka litofiilisiä metalleja on Maan kuoressa varsin runsaasti, niiden ja hapen välisen erityisen vahvan sidoksen vuoksi niitä ei pystytty eristämään yhdisteistään ennen elektrolyysin keksimistä. Kahden viime vuosisadan aikana monet niistä ovat kuitenkin saaneet suuren merkityksen joko käyttömetalleina kuten magnesium, titaani, vanadiini ja ennen kaikkea alumiini taikka kemianteollisuudessa käytettävinä pelkistiminä kuten natrium, magnesium ja kalsium.

Myös litofiiliset epämetallit kuten fosfori ja halogeenit ovat kaikki tulleet tunnetuiksi vasta uudella ajalla, vaikka ne onkin helpompi eristää yhdisteistään kuin litofiiliset metallit; näistä fluori on ainoa, jota ei voida eristää muutoin kuin elektrolyyttisesti. Vapaana alkuaineena kloori on erityisen merkittävä hapettimena; useimmiten sitäkin tosin valmistetaan elektrolyyttisesti natriumkloridista.

Siderofiiliset alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuaineiden yleisyys Maan ylemmässä kuoressa manneralueilla atomien lukumäärällä mitattuna järjestysluvun funktiona. Harvinaisimpia (keltaisella merkittyjä) eivät ole raskaimmat vaan Goldsmithin siderofiilisiksi luokittelemat alkuaineet. Niitä on Maan kuoressa vain vähän, koska ne ovat suurimmaksi osaksi vajonneet Maan ytimeen. Meteoroideissa niiden pitoisuudet ovat selvästi suurempia kuin Maan kuoressa. Harvinaisia Maan kuoressa ovat myös seleeni ja telluuri, koska ne muodostavat haihtuvia hydridejä, jotka aikojen kuluessa ovat poistuneet ilmakehästä ulkoavaruuteen.

Siderofiilisiä ("rautaa rakastavia") ovat ne siirtymämetallit, joilla on taipumus vajota Maan ytimeen, koska ne liukenevat helposti rautaan joko kiinteänä liuoksena tai sulassa tilassa. Vahvasti siderofiilisiä alkuaineita ovat rutenium, rodium, palladium, renium, osmium, iridium, platina ja kulta[8] , heikommin siderofiilisiä koboltti, nikkeli, molybdeeni, hopea ja volframi. Myös mangaania, niobia, vanadiinia ja kromia pidetään toisinaan siderofiilisinä, mutta niiden luokittelu riippuu oletetusta lämpötilasta ja paineesta.[9]. Joissakin lähteissä siderofiilisiksi on luokiteltu lisäksi germanium[8], vaikka se ei ole siirtymämetalli.

Useimmilla siderofiilisillä alkuaineilla ei ole lainkaan taipumusta muodostaa yhdisteitä hapen kanssa. Esimerkiksi kullan oksidit ovat hyvin epävakaita.[10] Nämä alkuaineet muodostavat vahvempia sidoksia hiilen ja rikin kanssa, mutta niidenkin kanssa heikommin kuin kalkofiiliset alkuaineet. Maan ytimen tiheissä kerroksissa ne muodostavat sen sijaan metallisodoksia raudan kanssa, joka suuren paineen vuoksi pysyy siellä kiinteässä tilassa.

Muista siderofiilisistä alkuaineista poiketen rauta, mangaani ja molybdeeni kuitenkin muodostavat vahvoja sidoksia hapen kanssa. Maan alkuaikoina, jolloin ilmakehässä ei ollut vapaata happea, ne kuitenkin esiintyivät vapaina alkuaineina, ja silloin mangaani ja molybdeeni sekoittuivat niin helposti rautaan, etteivät ne rikastuneet pääasiassa silikaateista muodostuvaan Maan kuoreen. Rautaa sen sijaan on runaasti sekä Maan kuoressa että ytimessä.

Koska siderofiiliset alkuaineet ovat suurimmalta osaltaan keskittyneet Maan tiheään ytimeen, Maan kuoressa useimpia niistä on vain niukasti.[11] Muutamat niistä onkin vanhastaan tunnettu kallisarvoisina jalometalleina. Niiden pitoisuudet maan kuoressa ovat useita suuruusluokkia pienemmät kuin aurinkokunnan aineessa keskimäärin.[12] Reniumia on maan kuoressa vähemmän kuin yksi miljardisosa, vähiten kaikista siirtymämetalleista.[12][13] Taloudellisesti hyödynnettävät jalometallien malmit ovat yleensä syntyneet erittäin mafisten kivilajien eroosion tuloksena, mutta niissäkään niiden pitoisuudet eivät yleensä ole kovin suuret. Koska niitä kuitenkin esiintyy runsaammin Maan vaipassa ja ytimessä, siderofiilisten alkuaineiden uskotaan muodostavan maapallon koko massasta, ydin mukaan luettuna, suunnilleen yhtä suuren osan kuin koko aurinkokunnankin massasta.

Kalkofiiliset alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kalkofiilisiä alkuaineita ovat antimoni, arseeni, kadmium, elohopea, gallium, germanium, hopea, indium, kadmium, kupari, lyijy, rikki, seleeni, sinkki, tallium, telluuri, tina ja vismutti.[14]

Kalkofiiliset alkuaineet ovat pysyneet Maan pinnalla tai sen läheisyydessä, koska ne yhtyvät helposti rikin tai muiden kalkogeenien, eivät kuitenkaan hapen kanssa yhdisteiksi, jotka eivät ole vajonneet Maan ytimeen.

Kalkofiilisiä ovat ne metallit ja raskaamat epämetallit, jotka eivät helposti yhdy happeen mutta kylläkin rikkiin muodostaen käytännöllisesti katsoen liukenemattomia sulfideja. Termi kalkofiilinen onkin muodostettu kreikan sanasta khalkós (χαλκός), joka tässä yhteydessä merkitsee malmia, joskin klassisessa kreikassa sama sana tarkoitti myös pronssia tai kuparia.

Koska näiden sulfidien tiheys on selvästi suurempi kuin silikaattimineraalien, kalkofiiliset alkuaineet erottuivat litofiilisistä, kun Maan kuori ensimmäisen kerran kiteytyi, päätyen silikaattien alapuolelle. Siksi niiden pitoisuudet Maan kuoressa ovat pienemmät kuin muualla aurinkokunnassa keskimäärin, mutta koska nämä mineraalit eivät ole metalleja, niitä on Maan pintakerroksissakin selvästi enemmän kuin siderofiilisiä alkuaineita.

Poikkeuksen muodostavat kuitenkin epämetallisimmat kalkofiiliset alkuaineet, jotka muodostavat helposti haihtuvia hydridejä. Koska Maan alkuaikoina vallitseva kemiallinen reaktio oli vedyn hapettuminen tai pelkistyminen, nämä alkuaineet poistuivat suurelta osin maapallolta avaruuteen, ja nyt niitä maapallolla kokonaisuudessaankin on paljon pienempi osa Maan kokonaismassasta kuin maailmankaikkeuden aineesta. Tämä koskee varsinkin seleeniä ja telluuria, jotka kuuluvatkin Maan kuoren harvinaisimpiin alkuaineisiin.[15] Telluuria onkin Maan kuoressa vain suunnilleen saman verran kuin platinaa.

Kalkofiilisistä alkuaineista metallisimpia, kupari-, sinkki- ja booriryhmään kuuluvia, saattaa esiintyä myös Maan ytimessä rautaan sekoittuneina. Todennäköisesti niitä on maapallolla suunnlleen yhtä suuri osa kokonaismassasta kuin koko aurinkokunnassa, sillä ne eivät muodosta haihtuvia hydridejä. Sinkki ja gallium ovatkin jossakin määrin litofiilisiä luonteeltaan, sillä niitä esiintyy usein myös silikaattimineraaleissa, ja ne muodostavat melko voimakkaita sidoksia hapen kanssa. Galliumia saadaankin enimmäkseen bauksiitista, alumiinihydroksidimalmista, jossa galliumionit ovat korvanneet osan kemiallisesti samankaltaisista alumiini-ioneista.

Vaikka kaikki kalkofiiliset alkuaineet ovat Maan kuoressa jokseenkin harvinaisia, ne muodostavat suuren osan kaupallisesti tärkeistä metalleista. Tämä johtuu pitkälti siitä, että litofiiliset metallit voidaan eristää vain runsaasti energiaa vaativan elektrolyysin avulla, kun taas kalkofiiliset metallit voidaan helposti eristää hiilellä pelkistämällä. Sitä paitsi niitä paikoitellen esiintyy geokemiallisten prosessien tuloksena suuresti rikastuneina, äärimmäisissä tapauksissa jopa 100 000-kertaisina pitoisuuksina verrattuna niiden keskimääräiseen pitoisuuteen. Suurimmat rikastumat ovat korkeilla ylängöillä kuten Tiibetissä ja Bolivian altiplanossa, joissa suuret määrät kalkofiilisiä alkuaineita on noussut maan pintakerroksiin mannerlaattojen törmäyksissä.

Atmofiiliset alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Atmofiilisiä alkuaineita ovat vety, hiili, typpi ja jalokaasut.[16]

Atmofiilisiä alkuaineita sanotaan myös haihtuviksi alkuaineiksi. Määritelmän mukaan niitä ovat alkuaineet, joita enimmäkseen esiintyy Maan pinnalla tai sen yläpuolella, koska ne Maan pinnalla vallitsevissa lämpötiloissa ovat nestemäisiä tai kaasumaisia. Jalokaasut eivät muodosta vakaita yhdisteitä ja esiintyvät yksiatomisina kaasuina. Myös typpi voi esiintyä yksiatomisena, mutta pääasiassa se esiintyy kaksiatomisina molekyyleinä, joissa oleva sidos on niin voimakas että kaikki typen oksidit ovat termodynaamisesti epävakaita ja hajoavat vähitellen vapaaksi typeksi ja hapeksi.[17] Niinpä kun ilmakehään fotosynteesin vaikutuksesta alkoi kertyä vapaata happea, ammoniakki hapettui sen vaikutuksesta vesihöyryksi ja molekyyliseksi typeksi[18], jota nykyisin on neljä viidesosaa Maan ilmakehästä. Myös hiili luokitellaan atmofiiliseksi, koska se muodostaa hyvin lujia kaksois- ja kolmoissidoksia hapen kanssa hiilimonoksidissa ja hiilidioksidissa. Hiilidioksidi on ilmassa neljänneksi eniten esiintyvä kaasu. Myös hiilimonoksidia päätyy ilmakehään muun muassa tulivuorista ja metsäpaloista sekä myös ihmisen toiminnan tuloksena, mutta sitä esiintyy vain hivenmäärin, sillä se hapettuu muutamassa kuukaudessa hiilidioksidiksi.[19]

Vety, jota maapallolla on enimmäkseen yhdisteenään, vetenä, on myös luokiteltu atmofiiliseksi. Vesi on luokiteltu haihtuvaksi, koska suurin osa siitä on nesteenä tai höyrynä, joskin sitä on maan pinnalla myös kiinteänä jäänä.

Koska atmofiiliset alkuaineet joko ovat kaasuja tai muodostavat haihtuvia hydridejä, ne muodostavat Maan massasta paljon pienemmän osan kuin Aurinkokunnan kokonaismassasta, sillä Maan syntyvaiheissa suuri osa näistä alkuaineista poistui avaruuteen. Raskaimmat jalokaasut krypton ja ksenon ovat Maassa vähiten esiintyvät vakaat (ei-radioaktiiviset) alkuaineet.[13]

Hiven- ja keinotekoiset alkuaineet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Keinotekoiset alkuaineet on jätetty luokittelun ulkopuolelle, sillä niitä ei esiinny luonnossa.

Keinotekoisiin alkuaineisiin rinnastetaan myös ne radioaktiiviset alkuaineet, joita luonnossa esiintyy vain hivenmäärin: teknetium, prometium, polonium, astatiini, radon, frankium, radium, aktinium, protaktinium, neptunium ja plutonium. Niitä esiintyy luonnossa vain niiden pitkäikäisistä emoaineista, uraanista ja toriumista, alkavien hajoamissarjojen välijäseninä tai niistä muiden ydinreaktioiden tuloksena syntyneinä[20][21][22]

Kemiallisten ominaisuuksiensa perusteella esimerkiksi polonium voitaisiin luokitella kalkofiiliseksi, mutta koska sitä esiintyy vain uraanipitoisissa mineraaleissa uraanista syntyneenä, esiintymisensä perusteella se voitaisiin luokitella litofiiliseksi. Edes radon, vaikka onkin kaasu, ei lyhytikäisyytensä vuoksi yleensä ehdi kulkeutua kovin kauas sen synnyttäneesä uraaniesiintymästä, ennen kuin se jo hajoaa. Tutkimuksen, tekniikan ja lääketieteen tarpeisiin näitä alkuaineita valmistetaan keinotekoisesti ydinreaktoreissa[23] , sillä niiden eristäminen uraanimalmeista, joissa niitä on vain hivenmäärin, olisi hyvin työlästä ja kallista.

Käännös suomeksi
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: en:Goldschmidt classification

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Otavan Iso tietosanakirja, 3. osa: {{{Nimike}}}, s. 63. Otava, 1968.
  2. Litofiilinen alkuaine Tieteen termipankki. Viitattu 3.11.2022.
  3. Kalkofiilinen alkuaine Tieteen termipankki. Viitattu 3.11.2022.
  4. Siderofiilinen alkuaine Tieteen termipankki. Viitattu 3.11.2022.
  5. Atmoiilinen alkuaine Tieteen termipankki. Viitattu 3.11.2022.
  6. Litosfääri, Maan sisäinen rakenne goaravetisyan.ru. Viitattu 9.11.2022.
  7. Abundance of Elements in Earth's Crust Todd Helmenstine. Viitattu 9.11.2022.
  8. a b Richard J. Walker: Siderophile element constraints on the origin of the Moon. Philosophical Transactions of the Royal Society A, 13.9.2014. doi:10.1098/rsta.2013.0258. Artikkelin verkkoversio.
  9. Philip Ball: Earth scientists iron out their differences. Nature, 2001. Macmillan Publishers Limited. doi:10.1038/news010104-6. Artikkelin verkkoversio.
  10. C. G. Harman, L. D. Loch, C. R. Austin: Special Report on Properties of Solid Oxides for Nepa Project, s. 23. United States Atomic Energy Commission, 1948. Teoksen verkkoversio.
  11. Mineral Crystal Chemistry: Elemental Abundances ruby.colorado.edu. Viitattu 9.11.2022.
  12. a b Abundance of the Elements, Data Page Chem Europe. Viitattu 9.11.2022.
  13. a b Abundance of Elements in Earth's Crust sciencenotes.org. Viitattu 9.11.2022.
  14. M. Allaby: A dictionary of geology and earth sciences. Oxford University Press, 2013.
  15. ”Chemical Composition of the Mantle”, Theory of the earth, s. 147-175. {{{Julkaisija}}}. ISBN 0865421234.
  16. D. L. Pinti: Encyclopedia of Geochemistry. Springer, Cham., 2018. doi:10.1007/978-3-319-39312-4_209.
  17. Antti Kivitie, Osmo Mäkitie: ”Typen oksidit”, Kemia, s. 349. Otava, 1988. ISBN 951-1-10136-6.
  18. The Atmoshpere and Environment bbc.co.uk. Viitattu 9.11.2022.
  19. Carbon Monoxide UCAR Centre for Science Education. Viitattu 9.11.2022.
  20. Zenko Yoshida, Stephen G. Johnson, Takaumi Kimura, John R. Krsul: ”Neptunium”, The Chemistry of the Actinide and Transactinide Elements, s. 699–812. Springer, 2006. Teoksen verkkoversio. doi:10.1007/1-4020-3598-5_6.
  21. David Curtis, June Fabryka-Martin, Dixon Paull, Jan Cramer: Nature's uncommon elements: plutonium and technetium. Geochimica et Cosmochimica Acta, 1999, 63. vsk, nro 2, s. 275–285. doi:10.1016/S0016-7037(98)00282-8. Artikkelin verkkoversio.
  22. McGill: ”Rare-earth elements”, Ullmann's Encyclopedia of Industrial Chemistry., s. 188. Weinheim: Wiley-VCH. doi:10.1002/14356007.a22_607.
  23. Jouko Virkkunen: ”Radioaktiivisuus”, Otavan suuri ensyklopedia, 7. osa (Optiikka-Revontulet, s. 5546. Otava, 1979. ISBN 951-1-+5468-6.