~ 低熔点的离子化合物，都有哪些？ 谢谢。
氯化铯已经算是比较低的了，也有600多摄氏度呢
给你个词：室温离子液体。几百种，属于离子化合物，但是熔点就是室温或略高于室温，例如：MTO（甲基三氧化铼）等。一般用于高效有机合成，现在还没有投入社会生产。
5大改变未来的超难科学挑战是什么？
近年来，位于日内瓦的大型强子对撞机（LHC）和它搜寻“上帝粒子”的任务，无疑是科学界最受关注的焦点之一。其实，还有一些科学家也在致力于同样充满挑战的实验，与LHC项目一样，这些实验可能会改变未来的面貌。
这些研究者通常默默无闻，却愿意用数年甚至数十年时间来操作精密仪器，使之顺利运转；在实验过程中，他们要控制每一处细节，尽可能减少可疑数据的出现；对于可能扰乱探测信号的背景噪声，他们与之进行了锲而不舍的斗争；在测量精度上，他们也朝着更高的目标奋进――他们的坚毅与执著，堪比英雄的壮举。这里，我们将介绍5项这类实验。
1.探测地外生命
1999年，当时还是哈佛大学研究生的戴维・夏邦诺（David Charbonneau）对另一个行星系中，因行星掠过母恒星表面时，恒星亮度发生的微弱变化进行了测量，这是人类首次探测到此类现象。时至今日，追踪这种“凌日”现象，已成为天文学家寻找地外行星的常用方法，而新的挑战在于，弄清这些行星及其大气的组成成分。比如，如果发现某颗行星的大气中含有氧，就可能成为有生命存在的间接证据。但探测这些元素的唯一方法就是，利用恒星星光穿过行星大气形成的光谱，这可是极为微弱的信号。
夏邦诺认为，最大的困难在于，“行星仅能遮挡恒星很小一部分”，一颗木星大小的行星掠过太阳大小的恒星时，能遮挡恒星约1％的光芒，而一颗更小的、如地球大小的行星只能遮挡掉0.01％的光芒。“接下来，你要找到这颗行星洋葱般的‘外皮’，也就是它的大气层，”夏邦诺说，只有穿过这层“外皮”的星光光谱，才包含有天文学家想要的信息――这样一来，如果地球大小的行星掠过太阳大小的恒星，可为科学家利用的恒星星光不足百万分之一。
尽管在今天，还没有任何一台望远镜的分辨能力，能从恒星星光中追踪到那百万分之一的可用信号，但事情尚有转机。夏邦诺说，这是因为诸如木星这样的气态巨行星拥有比地球更厚的大气，所以这类行星的光谱特征也会更明显一点。从2005年至今，哈勃、斯皮策望远镜等空间天文台已经捕捉到约40个气态巨行星的大气光谱。在夏邦诺看来，最初的测量结果曾受到一些质疑，不过时至今日，“对气态巨行星大气的探测虽不能说是习以为常，但也不再饱受争议。现在的问题是，如何探测地球大小的行星的大气，目前还没人能做到这一点”。最接近这个目标的，是那些正在探测“超级地球”GJ 1214b的光谱的科学家。这颗行星的直径是地球的2.6倍，绕着一颗比太阳稍小的恒星旋转。首次观测似乎表明，该行星拥有充满水蒸气或云层的大气层。数月前，夏邦诺及其团队用哈勃望远镜证实了这个结果。
对于地球这样的、绕着太阳样恒星旋转的行星，如果要确定它的大气成分，为地外生命的存在提供最佳证据，就得升级观测设备，提高灵敏度。夏邦诺目前最大的期望是，发射时间一拖再拖的韦伯太空望远镜能早日升空――按目前的计划，这架耗资80亿美元的“哈勃继任者”将于2018年发射。夏邦诺对它充满憧憬：“到时候会是见证奇迹的时刻，它将给地外生命的搜寻添上最浓墨重彩的一笔。”
2.看穿分子魔镜
生物学中，存在着一种奇特的不对称性。很多分子具有“手性”（chiral），即分子中的原子存在两种互为镜像的排列方式。当化学家合成此类分子时，往往得到的是包含两种手性的混合物，为简单起见，分别称它们“左手分子”和“右手分子”。奇怪的是，生物细胞通常只由“左手分子”构成，但没人知道其中缘故。
有一种解释认为，这是自然界中4种基本力中的弱力决定的。粒子物理学的标准模型预言了4种基本力，其中弱力（weak force）是核子和电子间相互作用的传递者，它对左手和右手分子有着不同的作用，而包括引力在内的其他3种基本力，对两种手征分子的作用都是相同的。法国巴黎第13大学的贝努瓦・达尔基耶（Benot Darquié）解释说，理论上，弱力会导致手性分子一种手征结构的能态（energy state）稍弱于另一手征结构，这种差异通常为1/1015～1/1020。因此，如果一种手征结构的振动频率是30THz（1THz=1012Hz），那另一手征结构的振动频率会差上几毫赫兹（mHz，10-3Hz）甚至几微赫兹（μHz，10-6Hz）。
达尔基耶说，测量两种手征分子间的微小差异，将有助于解释，为何生物偏好左手结构，而他的研究小组也为此努力。这类测量甚至能为标准模型中，弱力理论部分的某些参数提供准确值。
据达尔基耶所知，他和同事是目前全球唯一进行此项尝试的团队。实际上，他花了3年时间来网罗研究所需的实验物理学家、量子理论专家和化学家。他们现在需要攻克两个难题：首先是建造极高分辨率的光谱仪，用于测量手性分子的能态。目前，达尔基耶小组拥有的最好设备能探察5/1014的能量差别，比普通光谱仪的分辨能力大概要好100万倍，眼下他们正在建造一台精度更高的仪器――要达到如此高的精度，必须隔绝所有外部振动，保证温度波动不超过0.1℃。不仅如此，为了在所需精度上测量分子振动的频率，达尔基耶的实验室还使用了一台分子钟（molecular clock），并通过光纤与巴黎的世界时标准原子钟保持同步。
他们面临的第二个挑战是，合成出一种手征结构不对称现象足够明显的测试分子。这种分子需要有一个较大的中心原子，因为原子理论告诉我们，如果中心原子较大，能将手征结构造成的能量差异最大化。同时，这种分子被加热到气态，用于拍摄光谱时，还不容易断裂。尽管达尔基耶在努力尝试，制造出纯粹的左手或右手分子，但他们认为，最佳的选择可能是以甲基三氧化铼（methyltrioxorhenium）为原型，然后用一个硫原子和一个硒原子置换该分子中的两个氧原子。即便最后找到了完美的测试分子，他们还需要一年时间来积累足够数据，以便获得可信的结果。
如果实验结果没能解开生物手征谜团，该怎么办？达尔基耶说，他不会太在意，因为他们建立的技术将为检验基本的物理理论提供很多新方法。“通常，大多数精确的物理实验都是用高能粒子或低能原子开展，而分子更复杂，所以能解决更复杂的问题”。
3.寻找额外维度
对于现实世界，我们有一个非常基本的认识，几乎没人对此有所怀疑，那就是我们的世界恰好有三个空间维度：左右、前后，还有上下。但超弦理论（superstring theory）及其他一些构造“万物理论”的尝试，已经让很多物理学家相信，空间的维度远不止于此。他们认为，这些额外的维度是高度卷曲的，所以我们根本感觉不到，但它们会在很小的尺度上影响引力，使得两个物理间的作用力，稍稍偏离牛顿引力理论的经典结果。因此，如果能在实验中探测到微小尺度上的引力变化，也许就能证实这些额外维度的存在。
美国华盛顿大学实验核子物理与天体物理中心的埃里克・阿德尔贝格（Eric Adelberger）第一次听到这样的说法，是在1999年的一个讲座中。“有些人认为这个想法很愚蠢，也有人认为它很酷，”他回忆道。但他和同事决定要用实验来检验这种说法。“如果能证实，我们对宇宙维度的认识一直是错的，还有比这更令人激动的事吗？”他说。
阿德尔贝格的“武器”是扭秤（torsion balance），其实就是18世纪90年代末，英国物理学家亨利・卡文迪许（Henry Cavendish）首次测量万有引力常数所用装置的“升级版”。在这个“现代版”的扭秤中，一根金属杆用丝线悬挂起来，可以自由扭动，金属杆的底端安放着一个探测圆盘，圆盘上钻有一系列小孔。在探测圆盘下方几微米处，还有一个钻有类似小孔的圆盘――这是吸引盘。当吸引盘转动时，小孔之间的盘体会对探测盘的盘体施加一个微弱引力，使探测盘和金属杆转动，从而扭转悬丝，使之转动大约十亿分之一度的微小角度。
为了确保探测盘不受地球和吸引盘引力之外其他作用力的影响，整个装置的所有部件都必须用非磁性物质制成，而且所有部件的表面都要镀上一层金，好让仪器所带电荷均匀分布。除此之外，整个装置的制作务求完美，要完全隔绝外部振动，包括停车场的车辆引起的振动。“我们最好的数据是在周末午夜到凌晨4点之间取得的，”阿德尔贝格感叹说，“这一点很讨厌，因为你收获最佳数据的时间很有限，弄得我们现在都成夜猫子了。”
精益求精的设计让研究人员可以排除其他影响因素，如果这样仍能观察到探测盘的扭转，他们知道肯定有好戏上演。到目前为止，阿德尔贝格的研究小组可以断定，在44微米及以上尺度肯定没有额外维度存在。他的两个研究生，以及全球其他10多个小组，都正在想方设法继续向微观尺度进发。不过，究竟要多久才能有所发现，取决于这些额外维度的大小。阿德尔贝格认为，如果额外维度卷曲得太厉害，“那答案可能是永远也发现不了。如果在30微米上有可见的卷曲，那就只需一年就能发现”。
但阿德尔贝格似乎很享受这种充满不确定因素与挑战的过程，因为他觉得这就像登山：“过程越艰难，登顶的感觉就越美妙，无限风光在险峰嘛。”
4.捕捉引力波
斯科特・雷森（Scott Ransom）那孩子似的劲头与他正在从事的研究似乎有些不相符：这个研究可能要等上十来年才能初见端倪。雷森是美国国家射电天文台（National Radio Astronomy Observatory）的天文学家，在谈到星系中最精准的天然钟表――脉冲星（pulstar）时，他嘴里蹦出了一连串的“太棒了”、“酷毙了”这样的词来，并认为脉冲星能让他和其他科学家验证爱因斯坦广义相对论中一个最基本的预言――引力波（gravitational wave）。“它将为我们打开一扇观测宇宙的全新窗口，”他嚷嚷着，“除了‘光之眼’，我们还有‘质量之眼’。”
雷森解释说，按照爱因斯坦广义相对论，引力波是由质量运动引起的时空结构的涟漪，比如说一对互相绕转的中子星（neutron star）就能产生引力波。雷森说，这就像抖动一个电子，会让电子周围的电场和磁场以光及其他形式的辐射向周围传播一样，“当你抖动某个有质量的物体，你就制造出了引力波”。
不过令人沮丧的是，就算一系列非常强的引力波扫过地球，也只会让地球直径收缩或扩张不到10纳米，因此诸如美国激光干涉引力波天文台（Laser Interferometer Gravitational wave Observatory，LIGO）这类建在地面上的引力波探测设备，永远无法摆脱背景噪声的干扰，路过的卡车、雷暴甚至千里之外的海滩上起伏的海浪，都会淹没引力波信号。
因此，雷森和他的狂热追随者决定独辟蹊径，采取一种成本更低方式来探测引力波：观测脉冲星。脉冲星是密度极大的天体，有些脉冲星每秒能自转数千次，每次转动都向外辐射出一道脉冲闪光――天文学家对脉冲发出时间的测量能精确到100纳秒之内。由于甚低频（very-low-frequency）引力波会扰动脉冲星和地球之间的时空，导致脉冲时间发生偏移，因此雷森小组打算，监测分布在全天的20个脉冲星，看能否探测到这种时间偏移。他们希望，通过这种方式，能探测到宇宙深处大质量黑洞数年一周的转动、星系相互碰撞等最强引力波源所产生的引力波。
这项研究是由国际脉冲星记时阵列协会（International Pulsar Timing Array consortium）组织的，除了雷森外，还有10多位科学家参与。好消息是，他们无须购买任何新设备，波多黎各的阿雷西博射电望远镜（Arecibo radio telescope）就可担此任。但坏消息是，大概要持续观测十年，才能捕捉到由转动黑洞发出的引力波，目前他们只对6颗脉冲星进行了连续5年的准确计时测量。
不过，雷森仍旧充满信心：“我们成功的机会与日俱增，只要耐心等待，引力波终将会出现。”
5.重塑千克标准
1千克，这本应是一个不变的常数。但实际上它会变化，这是因为旧有质量标准规定，1千克等于巴黎郊外的一间库房中，那个有120年高龄的铂铱合金圆柱的质量。谁也不知道这位“千克原器”（Le Grand K）究竟是由于原子落在表面变重了，还是由于原子从表面脱落变轻了，唯一能肯定的是，它的质量肯定在变化――证据是，它的那些重量曾完全一致的复制品，现在已经有了可测量的质量差别。
“我们需要弄清楚这件事，”美国标准与技术中心（NIST）的工程师、致力于重新定义质量标准的计量学家琼・普拉特（Jon Pratt）说。他介绍说，千克是唯一一个目前还用实物来定义的基本单位。
重新定义千克的基本思想是，将千克与某个精确测量的基本物理常数联系起来，就如同今天用真空中的光速来定义米一样：1米是光在真空中1/299792458秒内通过的距离。这意味着，要定义千克，就必须确定普朗克常数h，因为后者是量子力学中能量量子（energy quanta）的大小，它乘上光的频率ν就得到能量，即著名的光电效应方程E=hν；接着，再用更著名的质能方程E=mc2，就可以得出千克质量的定义了。
不过，确定普朗克常数的准确数值是个精细活，而且目前常用的两种测量方法得到的结果还存在差异，这让上述方法止步不前。
在这两种方法中，一种是使用“瓦特秤”（watt balance）。这种装置其实是一架简单的天平：一端承载着1千克质量的物体，该物体质量用巴黎的千克原器精心校准过；另一端是一个放在磁场中的通电线圈。调整磁场，直到1千克质量与线圈所受的电磁力精确平衡，接下来就可通过一连串方程，把1千克质量和普朗克常数联系起来。但说起来容易做起来难，研究者不仅需要避免任何测量偏差，还需要排除其他干扰，比如最容易导致误差的地球引力场等。
目前由普拉特负责的这台瓦特秤，曾在2007年给出了普朗克常数最准确的测量结果之一：6.62606891×10-34J・s，相对误差仅为36×10-9。不过，英国国家物理实验室（NPL）的瓦特秤（该瓦特秤目前被移放至加拿大国家研究委员会下属的国家测量标准学院）给出了与NIST稍有差异的结果，区别虽然很小，但无法用实验误差来解释。
另一种常用方法是，计量一块同位素纯（isotopically pure，指没有杂质且只包含一种同位素的单质）样品中的原子数目，由此确定阿伏伽德罗常数（Avogadro constant，12克碳12原子所含的原子数目）的数值，而这个数值可通过另一套方程换算成普朗克常数。2008年，德国联邦物理技术研究所（Federal Institute of Physical and Technical Affairs）的科学家用两个近乎完美的1千克球体进行了实验。这两个球体由99.995%纯硅28制成，他们用高精度激光干涉仪确定球的体积，再用X射线衍射确定球体的晶体结构，以便能在更高精度上对原子进行计数。目前，他们测出的阿伏伽德罗常数的数值为6.02214082×1023，相对误差低至30×10-9，由此换算得到的普朗克常数与NPL瓦特秤的结果相吻合，但与NIST的结果不一致。
2010年，普朗克常数的推荐值是6.62606957×10-34J・s，相对误差44×10-9。有人认为，这已经足以用于千克的重新定义了，但也有更挑剔的人坚持要等各种测量结果吻合得更好一些、测量误差范围缩小到20×10-9以下，才可以重新定义。
那可要等上好一阵子，普拉特说：“这些测量都很难，这就是我们要面对的。”
（作者：尼古拉・琼斯；翻译：Kingmagic）