Катион триводорода или протонированный молекулярный водород ( название IUPAC : ион гидрогенония ) представляет собой катион (положительный ион ) с формулой H.+
3, состоящий из трёх ядер водорода ( протонов ), разделяющих два электрона .
Катион триводорода — один из самых распространенных ионов во Вселенной. Он стабилен в межзвездной среде (МЗС) из-за низкой температуры и малой плотности межзвездного пространства. Роль, которую Х.+
3играет в газофазной химии ISM не имеет себе равных ни один другой молекулярный ион .
Катион триводорода является простейшей трехатомной молекулой , поскольку его два электрона являются единственными валентными электронами в системе. Это также простейший пример трехцентровой системы двухэлектронной связи .
ЧАС+
3был впервые обнаружен Дж. Дж. Томсоном в 1911 году. [1] Используя раннюю форму масс-спектрометрии для изучения возникающих видов плазменных разрядов, он обнаружил большое количество молекулярных ионов с отношением массы к заряду 3. Он заявил, что единственными двумя возможностями были C 4+ или H+
3. Поскольку сигнал становился сильнее в чистом газообразном водороде, он правильно определил вид как H.+
3.
Путь образования был открыт Хогнессом и Ланном в 1925 году. [2] Они также использовали раннюю форму масс-спектрометрии для изучения разрядов водорода. Они обнаружили, что с увеличением давления водорода количество H+
3увеличивалось линейно, а количество H+
2уменьшалась линейно. Кроме того, Н + было мало при любом давлении. Эти данные позволяют предположить путь образования протонного обмена, обсуждаемый ниже.
В 1961 году Мартин и др. впервые предположил, что Х.+
3может присутствовать в межзвездном пространстве, учитывая большое количество водорода в межзвездном пространстве и путь его реакции экзотермический ( ~ 1,5 эВ ). [3] Это привело к предположению Уотсона, Хербста и Клемперера в 1973 году, что H+
3отвечает за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов. [4] [5]
Лишь в 1980 году был получен первый спектр H.+
3был обнаружен Такеши Окой [6] и принадлежал к фундаментальной полосе ν 2 (см. #Спектроскопия) с использованием метода, называемого обнаружением частотной модуляции . Это положило начало поиску внеземного H.+
3. Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980-х — начале 1990-х годов в ионосферах Юпитера , Сатурна и Урана . [7] [8] [9] В учебнике Банкера и Йенсена [10] на рисунке 1.1 воспроизведена часть полосы излучения ν 2 из области авроральной активности в верхней атмосфере Юпитера, [11]
и в ее таблице 12.3 перечислены волновые числа переходов линий в полосе, наблюдаемой Окой [6], с их отнесением.
В 1996 году Х.+
3наконец была обнаружена в межзвездной среде (ISM) Гебалле и Окой в двух молекулярных межзвездных облаках на линиях обзора GL2136 и W33A. [12] В 1998 году Х.+
3был неожиданно обнаружен McCall et al. в диффузном межзвездном облаке на линии обзора Cygnus OB2#12 . [13] В 2006 году Ока объявил, что Х.+
3был повсеместен в межзвездной среде, и что Центральная молекулярная зона содержала в миллион раз большую концентрацию ISM в целом. [14]
Три атома водорода в молекуле образуют равносторонний треугольник с длиной связи 0,90 Å с каждой стороны. Связь между атомами представляет собой трехцентровую двухэлектронную связь , структуру делокализованного резонансного гибридного типа. Было рассчитано, что прочность связи составляет около 4,5 эВ (104 ккал/моль). [15]
Теоретически катион имеет 10 изотопологов , образующихся в результате замены одного или нескольких протонов ядрами других изотопов водорода ; а именно, ядра дейтерия ( дейтроны , 2 H + ) или ядра трития ( тритоны , 3 H + ). Некоторые из них были обнаружены в межзвездных облаках. [16] Они различаются атомным массовым числом A и числом нейтронов N :
Изотопологи дейтерия участвуют во фракционировании дейтерия в плотных ядрах межзвездных облаков. [17]
Основной путь производства H+
3происходит по реакции H+ 2и Н 2 . [18]
Концентрация H+
2это то, что ограничивает скорость этой реакции в природе - единственный известный естественный источник ее - это ионизация H 2 космическими лучами в межзвездном пространстве:
Космические лучи обладают такой большой энергией, что на них почти не влияет относительно небольшая энергия, передаваемая водороду при ионизации молекулы H 2 . В межзвездных облаках космические лучи оставляют за собой след H+
2, и, следовательно, H+
3. В лабораториях H+
3производится по тому же механизму в плазменных разрядных ячейках, при этом потенциал разряда обеспечивает энергию для ионизации H 2 .
Информация для этого раздела также взята из статьи Эрика Хербста. [18] Существует множество реакций разрушения H.+
3. Преобладающий путь разрушения в плотных межзвездных облаках — это передача протона нейтральному партнеру по столкновению. Наиболее вероятным кандидатом на роль партнера по разрушительному столкновению является вторая по распространенности молекула в космосе — CO .
Важным продуктом этой реакции является HCO + , важная молекула для межзвездной химии. Его сильный диполь и высокая распространенность позволяют легко обнаружить его с помощью радиоастрономии . ЧАС+
3также может реагировать с атомарным кислородом с образованием OH + и H 2 .
Затем OH + обычно реагирует с большим количеством H 2 с образованием дальнейших гидрированных молекул.
В этот момент реакция между OH+
3и H 2 больше не является экзотермическим в межзвездных облаках. Наиболее распространенный путь разрушения ОГ+
3Это диссоциативная рекомбинация , дающая четыре возможных набора продуктов: H 2 O + H, OH + H 2 , OH + 2H и O + H 2 + H. Хотя вода является возможным продуктом этой реакции, она не очень эффективный продукт. продукт. Различные эксперименты показали, что вода образуется где-то в 5–33% случаев. Образование воды на зернах до сих пор считается основным источником воды в межзвездной среде.
Наиболее распространенный путь разрушения H+
3в диффузных межзвездных облаках происходит диссоциативная рекомбинация. Эта реакция имеет несколько продуктов. Основным продуктом является диссоциация на три атома водорода, которая происходит примерно в 75% случаев. Второстепенным продуктом является H 2 и H, который встречается примерно в 25% случаев.
Протоны [ 1 H 3 ] + могут находиться в двух разных спиновых конфигурациях , называемых орто и пара. Орто- Н+
3имеет параллельные спины всех трех протонов, что дает общий ядерный спин 3/2. Пара- H+
3имеет два спина протона, параллельные, а другой антипараллелен, что дает общий ядерный спин 1/2.
Наиболее распространенной молекулой в плотных межзвездных облаках является 1 H 2 , которая также имеет орто- и пара- состояния с полными ядерными спинами 1 и 0 соответственно. Когда Ч+
3Молекула сталкивается с молекулой H 2 , может произойти перенос протона. Передача по-прежнему дает H+
3молекула и молекула H 2 , но потенциально может изменить общий ядерный спин двух молекул в зависимости от ядерных спинов протонов. Когда орто- H+
3и пара-H 2 сталкиваются, в результате может возникнуть пара- H+
3и орто-H 2 . [18]
Спектроскопия H _ _+
3является сложной задачей. Чистый вращательный спектр чрезвычайно слаб. [19] Ультрафиолетовый свет слишком энергичен и может диссоциировать молекулу. Ровибронная (инфракрасная) спектроскопия дает возможность наблюдать H+
3. Ровибронная спектроскопия возможна с H+
3поскольку одна из мод колебаний H+
3асимметричная изгибная мода ν 2 (см. пример ν 2 ) имеет слабый переходный дипольный момент. Со времени первоначального спектра Оки [6] в инфракрасной области было обнаружено более 900 линий поглощения . ЧАС+
3Эмиссионные линии также были обнаружены при наблюдении атмосфер планет-гигантов. ЧАС+
3Эмиссионные линии обнаруживаются путем наблюдения за молекулярным водородом и обнаружения линии, которую нельзя отнести к молекулярному водороду.
ЧАС+
3был обнаружен в двух типах небесных сред: планетах Юпитера и межзвездных облаках. На планетах-гигантах он был обнаружен в ионосфере планеты, области, где высокоэнергетическое излучение Солнца ионизирует частицы в атмосфере. Поскольку в этих атмосферах высокий уровень H 2 , это излучение может производить значительное количество H+
3. Кроме того, при наличии широкополосного источника, такого как Солнце, имеется достаточно излучения для накачки H.+
3в более высокие энергетические состояния, из которых он может релаксировать путем вынужденного и спонтанного излучения.
Обнаружение первого H+
3О эмиссионных линиях сообщили в 1989 году Дроссарт и др. , [7] обнаружен в ионосфере Юпитера. Дроссарт нашел всего 23 H+
3строки с плотностью столбцов 1,39 × 109 /см 2 . Используя эти линии, они смогли приписать температуру H.+
3около 1100 К (830 °C), что сравнимо с температурами, определенными по эмиссионным линиям других видов, таких как H 2 . В 1993 году Х.+
3был обнаружен на Сатурне Гебалле и др. [8] и в «Уране» Трафтона и др. [9]
ЧАС+
3не был обнаружен в межзвездной среде до 1996 года, когда Гебалле и Ока сообщили об обнаружении H+
3в двух линиях обзора молекулярных облаков, GL2136 и W33A. [12] Оба источника имели температуру H+
3около 35 К (-238°С) и плотности колонки около 10 14 /см 2 . С тех пор Х.+
3был обнаружен во многих других линиях обзора молекулярных облаков, таких как AFGL 2136, [20] Mon R2 IRS 3, [20] GCS 3–2, [21] GC IRS 3, [21] и LkHα 101. [22]
Неожиданно три H+
3линии были обнаружены в 1998 году McCall et al. на линии обзора диффузного облака Cyg OB2 № 12. [13] До 1998 года считалось, что плотность H 2 слишком мала, чтобы производить заметное количество H.+
3. Макколл обнаружил температуру ~ 27 К (-246 ° C) и плотность колонки ~ 10 14 /см 2 , ту же плотность колонки, что и у Гебалле и Оки. С тех пор Х.+
3был обнаружен на многих других линиях обзора диффузных облаков, таких как GCS 3–2, [21] GC IRS 3, [21] и ζ Persei. [23]
Чтобы аппроксимировать длину пути H+
3в этих облаках Ока [24] использовал стационарную модель для определения прогнозируемых плотностей чисел в диффузных и плотных облаках. Как объяснялось выше, как диффузные, так и плотные облака имеют одинаковый механизм образования H.+
3, но разные доминирующие механизмы разрушения. В плотных облаках доминирующим механизмом разрушения является перенос протонов с CO. Это соответствует прогнозируемой плотности численности 10 -4 см -3 в плотных облаках.
В диффузных облаках доминирующим механизмом разрушения является диссоциативная рекомбинация. Это соответствует прогнозируемой плотности 10 -6 /см 3 в диффузных облаках. Следовательно, поскольку плотность столбов для диффузных и плотных облаков примерно одного порядка, длина пути диффузных облаков должна быть в 100 раз больше, чем для плотных облаков. Поэтому, используя H+
3исследуя эти облака, можно определить их относительные размеры.
![{\displaystyle {\begin{aligned}n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_ {{\ce {CO}}}}}\left[{\frac {n( {\ce {H2}})}{n({\ce {CO}})}}\right]\около 10^{-4}/{\text{см}}^{3}\\n({ \ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {e}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n( {\ce {C+}})}}\right]\approx 10^{-6}/{\text{см}}^{3}\end{aligned}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8ade7ed17df512bcbb6b6f934f9d06c941ef35e4)