stringtranslate.com

Тригидрогенный катион

Тригидрогенный катион или протонированный молекулярный водород ( название ИЮПАК : ион гидрогенония ) представляет собой катион (положительный ион ) с формулой H+3, состоящий из трех ядер водорода ( протонов ), совместно использующих два электрона .

Триводородный катион является одним из самых распространенных ионов во Вселенной. Он стабилен в межзвездной среде (ISM) из-за низкой температуры и низкой плотности межзвездного пространства. Роль, которую играет H+3роль в химии газовой фазы МСМ не имеет себе равных среди других молекулярных ионов .

Триводородный катион является простейшей трехатомной молекулой , поскольку его два электрона являются единственными валентными электронами в системе. Это также простейший пример трехцентровой двухэлектронной системы связи.

История

ЧАС+3был впервые обнаружен Дж. Дж. Томсоном в 1911 году. [1] Используя раннюю форму масс-спектрометрии для изучения получающихся 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 усиливался в чистом водороде , он правильно обозначил вид как H+3.

Путь образования был открыт Хогнессом и Ланном в 1925 году. [2] Они также использовали раннюю форму масс-спектрометрии для изучения водородных разрядов. Они обнаружили, что по мере увеличения давления водорода количество H+3линейно увеличивалось, а количество H+2линейно уменьшался. Кроме того, было мало H + при любом давлении. Эти данные предполагали путь образования протонного обмена, обсуждаемый ниже.

В 1961 году Мартин и др. впервые предположили, что H+3может присутствовать в межзвездном пространстве, учитывая большое количество водорода в межзвездном пространстве, а его путь реакции был экзотермическим (~1,5  эВ ). [3] Это привело к предположению Уотсона и Хербста и Клемперера в 1973 году, что H+3отвечает за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов. [4] [5]

Только в 1980 году был получен первый спектр H+3был обнаружен Такеши Ока [6] , который был из ν 2 фундаментальной полосы (см. #Спектроскопия) с использованием техники, называемой обнаружением частотной модуляции . Это положило начало поискам внеземных H+3. Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980-х и 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 эмиссионной полосы ν 2 из области авроральной активности в верхней атмосфере Юпитера, [11] а в его таблице 12.3 перечислены волновые числа переходов линий в полосе, наблюдавшейся Окой [6] с их назначениями.

В 1996 году Х.+3был наконец обнаружен в межзвездной среде (ISM) Гебалле и Ока в двух молекулярных межзвездных облаках в линиях видимости GL2136 и W33A. [12] В 1998 году H+3был неожиданно обнаружен МакКоллом и др. в диффузном межзвездном облаке в зоне видимости Лебедя OB2#12 . [13] В 2006 году Ока объявил, что H+3был повсеместно распространен в межзвездной среде, и что Центральная молекулярная зона содержала в миллион раз большую концентрацию ISM, чем обычно. [14]

Структура

Структура H+3
Диаграмма МО тригидрокатиона.

Три атома водорода в молекуле образуют равносторонний треугольник с длиной связи 0,90  Å на каждой стороне. Связь между атомами представляет собой трехцентровую двухэлектронную связь , делокализованный резонансный гибридный тип структуры. Прочность связи была рассчитана как около 4,5  эВ (104 ккал/моль). [15]

Изотопологи

Теоретически катион имеет 10 изотопологов , которые возникают в результате замены одного или нескольких протонов ядрами других изотопов водорода ; а именно, ядрами дейтерия ( дейтроны , 2H + ) или ядрами трития ( тритоны , 3H + ). Некоторые из них были обнаружены в межзвездных облаках. [16] Они различаются по атомному массовому числу A и числу нейтронов N :

Изотопологи дейтерия участвуют в фракционировании дейтерия в плотных ядрах межзвездных облаков. [17]

Формирование

Основной путь производства H+3происходит по реакции H+2и H 2 . [18]

ЧАС+2+ Н 2 → Н+3+ Н

Концентрация H+2что ограничивает скорость этой реакции в природе - единственный известный естественный ее источник - ионизация H 2 космическими лучами в межзвездном пространстве:

H 2 + космические лучи → H+2+ е − + космические лучи

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 из H+2, и поэтому H+3. В лабораториях H+3производится по тому же механизму в плазменных разрядных ячейках, при этом потенциал разряда обеспечивает энергию для ионизации H 2 .

Разрушение

Информация для этого раздела также была взята из статьи Эрика Хербста. [18] Существует много реакций разрушения H+3. Доминирующий путь разрушения в плотных межзвездных облаках — это передача протона с нейтральным партнером по столкновению. Наиболее вероятным кандидатом на роль разрушительного партнера по столкновению является вторая по распространенности молекула в космосе, CO .

ЧАС+3+ CO → HCO + + H2

Значимым продуктом этой реакции является HCO + , важная молекула для межзвездной химии. Ее сильный диполь и высокая распространенность делают ее легко обнаруживаемой радиоастрономией . H+3может также реагировать с атомарным кислородом с образованием OH + и H 2 .

ЧАС+3+ О → ОН + + Н 2

Затем OH + обычно реагирует с большим количеством H 2 , образуя дополнительные гидрогенизированные молекулы.

ОН + + Н 2 → ОН+2+ Н
ОЙ+2+ Н2 → ОН+3+ Н

В этот момент реакция между ОН+3и H 2 больше не является экзотермическим в межзвездных облаках. Наиболее распространенный путь разрушения для OH+3является 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, это не очень эффективный продукт. Различные эксперименты показали, что вода создается где-то от 5 до 33% времени. Образование воды на зернах по-прежнему считается основным источником воды в межзвездной среде.

Наиболее распространенный путь разрушения H+3в диффузных межзвездных облаках происходит диссоциативная рекомбинация. Эта реакция имеет несколько продуктов. Основной продукт — диссоциация на три атома водорода, которая происходит примерно в 75% случаев. Второстепенный продукт — H 2 и H, которая происходит примерно в 25% случаев.

Орто/Пара-ЧАС+3

Столкновение орто - H+3и пара - Н 2 .

Протоны [ 1 H 3 ] + могут находиться в двух различных спиновых конфигурациях , называемых орто и пара . Орто - H+3имеет все три протонных спина параллельными, что дает общий ядерный спин 3/2. Пара - H+3имеет два параллельных протонных спина, а третий — антипараллельный, что дает общий ядерный спин 1/2.

Наиболее распространенной молекулой в плотных межзвездных облаках является 1 H 2 , которая также имеет орто- и парасостояния с общими ядерными спинами 1 и 0 соответственно. Когда H+3молекула сталкивается с молекулой H 2 , может произойти перенос протона. Передача все еще дает H+3молекула и молекула H 2 , но может потенциально изменить общий ядерный спин двух молекул в зависимости от ядерных спинов протонов. Когда орто - H+3и пара - H 2 сталкиваются, результатом может быть пара - H+3и орто - H 2 . [18]

Спектроскопия

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+3потому что одна из колебательных мод H+3, асимметричная 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 . H+3Линии излучения также были обнаружены при наблюдении за атмосферами планет-гигантов. H+3Линии излучения обнаруживаются путем наблюдения за молекулярным водородом и поиска линии, которая не может быть отнесена к молекулярному водороду.

Астрономическое обнаружение

ЧАС+3был обнаружен в двух типах сред вселенной : на планетах-гигантах и ​​в межзвездных облаках . На планетах-гигантах он был обнаружен в ионосферах планет , области, где высокоэнергетическое излучение Солнца ионизирует частицы в атмосферах планет . 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, существует достаточно излучения для накачки H+3в более высокие энергетические состояния , из которых он может релаксировать путем спонтанного излучения .

Планетарные атмосферы

Обнаружение первого H+3 В 1989 году Дроссарт и др. сообщили о линиях излучения , [7] обнаруженных в ионосфере Юпитера. Дроссарт обнаружил в общей сложности 23 H+3линии с плотностью столбцов 1,39 × 109 /см 2 . Используя эти линии, они смогли присвоить температуру H+3около 1100 К (830 °C), что сопоставимо с температурами, определенными по линиям излучения других видов, таких как H 2 . В 1993 году H+3был обнаружен в Сатурне Гебаллем и др. [8] и в Уране Трафтоном и др. [9]

Молекулярные межзвездные облака

ЧАС+3не был обнаружен в межзвездной среде до 1996 года, когда Гебалле и Ока сообщили об обнаружении H+3в двух линиях видимости молекулярных облаков , GL 2136 и W33A . [12] Оба источника имели температуру H+3около 35 К (−238 °C) и столбчатой ​​плотности около 10 14 /см 2 . С тех пор H+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]

Рассеянные межзвездные облака

Неожиданно три H+3Линии были обнаружены в 1998 году МакКоллом и др. в диффузном межзвездном облаке Cyg OB2 № 12. [13] До 1998 года считалось, что плотность H 2 слишком мала для того, чтобы произвести обнаруживаемое количество H+3. Макколл обнаружил температуру ~27 К (−246 °C) и плотность столба ~10 14 /см 2 , такую ​​же плотность столба, как у Гебалле и Оки. С тех пор H+3был обнаружен во многих других линиях видимости диффузных облаков, таких как GCS 3–2, [21] GC IRS 3, [21] и ζ Персея . [23]

Прогнозы модели стационарного состояния

Чтобы приблизительно рассчитать длину пути H+3В этих облаках Ока [24] использовал модель стационарного состояния для определения прогнозируемых плотностей чисел в диффузных и плотных облаках. Как объяснялось выше, как диффузные, так и плотные облака имеют одинаковый механизм формирования для H+3, но различные доминирующие механизмы разрушения. В плотных облаках передача протонов с CO является доминирующим механизмом разрушения. Это соответствует прогнозируемой плотности числа 10−4 см − 3 в плотных облаках.

В диффузных облаках доминирующим механизмом разрушения является диссоциативная рекомбинация. Это соответствует прогнозируемой плотности числа 10−6 / см3 в диффузных облаках. Следовательно, поскольку плотности столбов для диффузных и плотных облаков примерно одного порядка, диффузные облака должны иметь длину пути в 100 раз больше, чем для плотных облаков. Следовательно, используя H+3В качестве зонда этих облаков можно определить их относительные размеры.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Томсон, Дж. Дж. (1913). «Лучи положительного электричества». Труды Королевского общества A. 89 ( 607): 1–20. Bibcode : 1913RSPSA..89....1T. doi : 10.1098/rspa.1913.0057. S2CID  124295244.
  2. ^ Hogness, TR; Lunn, EG (1925). «Ионизация водорода электронным ударом, интерпретированная с помощью анализа положительных лучей». Physical Review . 26 (1): 44–55. Bibcode : 1925PhRv...26...44H. doi : 10.1103/PhysRev.26.44.
  3. ^ Мартин, Д.У.; Макдэниел, Э.У.; Микс, М.Л. (1961). «О возможном появлении H+3 в межзвездном пространстве». Astrophysical Journal . 134 : 1012. Bibcode : 1961ApJ...134.1012M. doi : 10.1086/147232 .
  4. ^ Уотсон, У. Д. (1973). "Скорость образования межзвездных молекул путем ионно-молекулярных реакций". Astrophysical Journal . 183 (2): L17. Bibcode : 1973ApJ...183L..17W. doi : 10.1086/181242.
  5. ^ Herbst, E.; Klemperer, W. (1973). "Формирование и истощение молекул в плотных межзвездных облаках". Astrophysical Journal . 185 : 505. Bibcode : 1973ApJ...185..505H. doi : 10.1086/152436 .
  6. ^ abc Ока, Т. (1980). "Наблюдение инфракрасного спектра H+
    3    ". Physical Review Letters . 45 (7): 531–534. Bibcode : 1980PhRvL..45..531O. doi : 10.1103/PhysRevLett.45.531.
  7. ^ ab Drossart, P.; et al. (1989). "Обнаружение H+3 на Юпитере" (PDF) . Nature . 340 (6234): 539. Bibcode :1989Natur.340..539D. doi :10.1038/340539a0. hdl : 2027.42/62824 . S2CID  4322920.
  8. ^ ab Geballe, TR; et al. (1993). "Обнаружение инфракрасных эмиссионных линий H+3 в Сатурне". Astrophysical Journal . 408 (2): L109. Bibcode :1993ApJ...408L.109G. doi : 10.1086/186843 .
  9. ^ ab Trafton, LM; et al. (1993). "Обнаружение H+
    3    с Урана». Астрофизический журнал . 405 : 761. Bibcode : 1993ApJ...405..761T. doi : 10.1086/172404.
  10. ^ Банкер, П. Р.; Дженсен, П. (2005). Основы молекулярной симметрии. CRC Press. ISBN 0-7503-0941-5.
  11. ^ Жан-Пьер Майяр; Пьер Дроссар; Дж. К. Г. Уотсон; С. Дж. Ким; Дж. Колдуэлл (1990). "H + 3 фундаментальная полоса в полярных зонах Юпитера при высоком разрешении от 2400 до 2900 обратных сантиметров". Astrophys. J . 363 : L37. Bibcode :1990ApJ...363L..37M. doi :10.1086/185859.
  12. ^ аб Гебалле, TR; Ока, Т. (1996). «Обнаружение H+
    3    в межзвездном пространстве». Nature . 384 (6607): 334–335. Bibcode :1996Natur.384..334G. doi :10.1038/384334a0. PMID  8934516. S2CID  4370842.
  13. ^ ab McCall, BJ; et al. (1998). "Обнаружение H+
    3    в диффузной межзвездной среде к Лебедю OB2 № 12". Science . 279 (5358): 1910–1913. Bibcode :1998Sci...279.1910M. doi :10.1126/science.279.5358.1910. PMID  9506936.
  14. ^ PNAS, 2006
  15. ^ Макколл, Б.Дж. и др. (2004). «Диссоциативная рекомбинация вращательно холодного H+
    3    ". Physical Review A. 70 ( 5): 052716. Bibcode : 2004PhRvA..70e2716M. doi : 10.1103/PhysRevA.70.052716.
  16. ^ abcde Пагани, Л.; Вастель, К.; Хьюго, Э.; Кокулин, В.; Грин, Швейцария; Бакманн, А.; Байет, Э.; Чеккарелли, К. ; Пэн, Р.; Шлеммер, С. (2009). «Химическое моделирование L183 (L134N): оценка соотношения орто/пара H». Астрономия и астрофизика . 494 (2): 623–636. arXiv : 0810.1861 . дои : 10.1051/0004-6361:200810587 .
  17. ^ abcde Робертс, Хелен; Хербст, Эрик; Миллар, Т.Дж. (2003). «Усиленное фракционирование дейтерия в плотных межзвездных ядрах в результате многократного дейтерирования H3+». Astrophysical Journal Letters . 591 (1): L41–L44. Bibcode :2003ApJ...591L..41R. doi : 10.1086/376962 .
  18. ^ abc Хербст, Э. (2000). "Астрохимия H+
    3    ". Философские труды Королевского общества A. 358 ( 1774): 2523–2534. Bibcode : 2000RSPTA.358.2523H. doi : 10.1098/rsta.2000.0665. S2CID  97131120.
  19. ^ Уотсон, Дж. К. Г. (1971). «Запрещенные вращательные спектры многоатомных молекул». Журнал молекулярной спектроскопии . 40 (3): 546–544. Bibcode : 1971JMoSp..40..536W. doi : 10.1016/0022-2852(71)90255-4.
  20. ^ ab McCall, BJ; et al. (1999). "Наблюдения H+3 в плотных молекулярных облаках". Astrophysical Journal . 522 (1): 338–348. Bibcode :1999ApJ...522..338M. doi : 10.1086/307637 .
  21. ^ abcd Гото, М.; и др. (2002). "Обзор линий поглощения H+3 в направлении источников Галактического центра I. GCS 3-2 и GC IRS3". Публикации Астрономического общества Японии . 54 (6): 951. arXiv : astro-ph/0212159 . doi : 10.1093/pasj/54.6.951 .
  22. ^ Бриттен, SD; и др. (2004). «Межзвездное поглощение линии H+3 в направлении LkHα 101». Astrophysical Journal . 606 (2): 911–916. Bibcode : 2004ApJ...606..911B. doi : 10.1086/383024 .
  23. ^ Макколл, Б. Дж. и др. (2003). «Увеличенный поток космических лучей в направлении ζ Персея, полученный в результате лабораторного исследования H+
    3    -e − Скорость рекомбинации". Nature . 422 (6931): 500–2. arXiv : astro-ph/0302106 . Bibcode : 2003Natur.422..500M. doi : 10.1038/nature01498. PMID  12673244. S2CID  4427350.
  24. ^ Ока, Т. (2006). «Interstellar H3+». PNAS . 103 (33): 12235–12242. Bibcode : 2006PNAS..10312235O. doi : 10.1073/pnas.0601242103 . PMC 1567864. PMID  16894171 . 

Внешние ссылки