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β铁

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β铁是一种已过时的名词,以前用来称呼钢铁的一种显微组织,后来发现其实就是温度超过临界温度A2,由铁磁性变为顺磁性肥粒铁[1][2]

低碳钢、中碳钢及大部分铸铁在室温下的主要都是肥粒铁(α铁),当铁或肥粒铁钢加热超过临界温度A2,也称为居里温度771 °C(1044K或1420 °F),[3],其原子因热的随机运动已超过3d轨域未成对自旋电子的磁矩[4],A2是图1相图中β铁的温度下界,β铁在晶体学上α铁完全相同,只有磁畴及和温度有关的延伸立方晶系晶格参数不同,因此在热处理上的重要性不大。因为这个原因,β相半多不会视为一个独立的相,会视为是α铁在高温下的情形,而the A2温度的重要性也比A1共晶温度)、A3、Acm临界温度要低。Acm奥氏体碳化三铁+γ-Fe平衡的状态,已超过图1的右边界。在技术上来说,α相 + γ相的区域在超过A2之后即为β相 + γ相。β铁的命名维持用希腊字母为铁及钢的相命名的习惯:肥粒铁(α-Fe)、β铁(β-Fe)、奥氏体(γ-Fe)、高温的δ铁(δ-Fe)及高压下的ε铁英语Hexaferrum(ε-Fe)。

图1:铁碳相图中,β铁及A2临界温度位在靠近铁的一侧[3]

A2临界温度和感应加热

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β铁和A2临界温度对钢的感应加热相当重要,如表面硬化的热处理。钢一般会在900–1000 °C奥氏体化,然后再进行淬火回火。感应加热是利用高频的交流磁场,在居里温度以下的二个效应来加热钢:涡电流的电阻加热或焦耳(I2R)加热,以及铁磁性材料的磁滞损失。在A2温度以上,磁滞现象消失,而相同温度上升需要的能量比A2温度以下要高很多。需要用对应的电路,调整电感电源的阻抗来补偿上述的变化[5]

地质学中的β铁

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乌普萨拉大学的Saxena Dubrovinsky等人观察一个高温高压铁碳晶相下的X射线衍射(XRD),认为是β铁[6]。 A foil of 99.9%纯肥粒铁的薄片用金刚石砧压缩,压力在35–40 GPa,以形成标准的高压相,六方最密堆积的ε铁英语Hexaferrum。将ε-Fe用激光加热到1500 K,用X射线衍射扫描,淬火后再扫描,出现了四层六方最密堆积超晶格的β[7],认为可能是地球铁质地心的可能状态。不过后续的研究无法产生β铁或是其他的正交晶系,因此上述实验认为可能是亚稳态英语metastable或是错误的结果[8]

参考资料

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  1. ^ D. K. Bullens et al., Steel and Its Heat Treatment, Vol. I, Fourth Ed., J. Wiley & Sons Inc., 1938, p. 86.
  2. ^ S. H. Avner, Introduction to Physical Metallurgy, 2nd Ed., McGraw-Hill, 1974, p. 225.
  3. ^ 3.0 3.1 ASM Handbook, Vol. 3: Alloy Phase Diagrams, ASM International, 1992, p. 2.210 and 4.9, ISBN 0-87170-381-5.
  4. ^ B. D. Cullity & C. D. Graham, Introduction to Magnetic Materials, Second Ed., IEEE Inc., 2009, p. 91, ISBN 978-0-471-47741-9.
  5. ^ S. L. Semiatin and D. E. Stutz, Induction Heat Treatment of Steel, ASM International, 1986, p. 95-98, ISBN 0-87170-211-8.
  6. ^ S. K. Saxena, L. S. Dubrovinsky, P. Haggkvist, Y. Cerenius, G. Shen & H. K. Mao, "Synchrotron X-ray Study of Iron at High Pressure and Temperature", Science, Vol. 269, 22 Sep 1995, p. 1703-4.
  7. ^ Powder Diffraction File 00-050-1275, International Centre for Diffraction Data, 1998.
  8. ^ Y. Ma, M. Somayazulu, G. Shen, H. Maob, J. Shub & R. J. Hemley, "In situ X-ray diffraction studies of iron to Earth-core conditions", Physics of the Earth and Planetary Interiors, Vol. 143–144 (2004) p. 455–467.