Диазенилий - Diazenylium

Diazenylium.png

Диазенилий химическое N2ЧАС+, неорганический катион это был один из первых ионы наблюдаться в межзвездные облака. С тех пор это наблюдалось в нескольких различных типах межзвездная среда, наблюдения, которые имеют несколько различных научных применений. Он дает астрономам информацию о дробном ионизация газовых облаков, химический состав, который происходит в этих облаках, и он часто используется в качестве индикатора для молекул, которые не так легко обнаружить (например, N2 ).[1] Его вращательный переход 1–0 происходит на частоте 93,174 ГГц, области спектра, где Атмосфера Земли прозрачный[2] и имеет значительный оптическая глубина как в холодных, так и в теплых облаках[3] поэтому его относительно легко наблюдать с помощью наземных обсерваторий. Результаты N2ЧАС+ Наблюдения можно использовать не только для определения химического состава межзвездных облаков, но и для картирования профилей плотности и скорости этих облаков.[4]

Астрономические открытия

N2ЧАС+ впервые наблюдал в 1974 г. Б.Е. Тернер. Он наблюдал ранее неопознанный триплет на частоте 93,174 ГГц с помощью 11-метрового телескопа НРАО.[5] Сразу после этого первоначального наблюдения Green et al. идентифицировал триплет как вращательный переход 1–0 N2ЧАС+. Это было сделано с использованием комбинации ab initio молекулярные расчеты и сравнение похожих молекул, таких как N2, CO, HCN, HNC, и HCO+, которые все изоэлектронный к N2ЧАС+. Основываясь на этих расчетах, можно было ожидать, что наблюдаемый вращательный переход будет иметь семь сверхтонких компонентов, но наблюдались только три из них, поскольку разрешение телескопа было недостаточным, чтобы различить пики, вызванные сверхтонким расщеплением внутреннего атома азота.[6] Всего год спустя Фаддей и Тернер наблюдали такой же переход в Молекулярное облако Ориона 2 (OMC-2) с использованием того же телескопа, но на этот раз они интегрировали в течение 26 часов, что привело к разрешению, которое было достаточно хорошим, чтобы различать более мелкие сверхтонкие компоненты.[7]

За последние три десятилетия N2ЧАС+ наблюдается довольно часто, а полоса вращения 1–0 - почти исключительно та, которую ищут астрономы. В 1995 году сверхтонкая структура этой септуплета наблюдалась с абсолютной точностью ~ 7 кГц, что было достаточно хорошо, чтобы определить его молекулярные константы с на порядок большей точностью, чем это было возможно в лаборатории.[8] Это наблюдение было сделано в направлении L1512 с помощью 37-метрового телескопа NEROC Haystack. В том же году Sage et al. наблюдали переход 1–0 N2ЧАС+ в семи из девяти близлежащих галактик, которые они наблюдали с помощью 12-метрового телескопа NRAO на Китт-Пике.[9] N2ЧАС+ был одним из первых молекулярных ионов, наблюдаемых в других галактиках, и его наблюдение помогло показать, что химический состав в других галактиках очень похож на тот, который мы видим в нашей собственной галактике.

N2ЧАС+ чаще всего наблюдается в плотных молекулярных облаках, где он оказался полезным в качестве одной из последних молекул, замерзающих на пылинках по мере увеличения плотности облака к центру. В 2002 году Бергин и др. сделал пространственный обзор плотных ядер, чтобы увидеть, насколько далеко от центра N2ЧАС+ Можно было наблюдать и обнаружить, что его численность падает по крайней мере на два порядка при перемещении от внешнего края ядра к центру. Это показало, что даже N2ЧАС+ не идеальный индикатор для химии плотных предзвездные ядра, и пришел к выводу, что H2D+ может быть единственным хорошим молекулярным исследованием самых внутренних областей до звездных ядер.[10]

Лабораторные обнаружения

N2ЧАС+ Уровни энергии

Хотя N2ЧАС+ чаще всего наблюдают астрономы из-за простоты обнаружения, были проведены некоторые лабораторные эксперименты, которые наблюдали его в более контролируемой среде. Первый лабораторный спектр N2ЧАС+ относился к полосе вращения 1–0 на основном колебательном уровне, тот же самый микроволновый переход, который астрономы недавно обнаружили в космосе.[11]

Десять лет спустя Овруцкий и др. проведена колебательная спектроскопия N2ЧАС+ наблюдая плазму, создаваемую разрядом смеси азота, водорода и аргона, с помощью лазера центров окраски. Во время импульсного разряда полюса менялись местами при чередовании импульсов, поэтому ионы тянулись вперед и назад через разрядную ячейку. Это привело к смещению характеристик поглощения ионов, но не нейтральных молекул, в частотном пространстве, так что синхронный усилитель можно было использовать для наблюдения спектров только ионов в разряде. Синхронизация в сочетании с модуляцией скорости дала> 99,9% различие между ионами и нейтралами. Исходный газ был оптимизирован для N2ЧАС+ производство и переходы до J = 41 наблюдались как для основной полосы валентных колебаний N – H, так и для изгибной горячей полосы.[12]

Позже Каббадж и др. наблюдали еще больше горячих полос, связанных с основной колебательной полосой, используя лазер на разностной частоте, чтобы наблюдать разряд смеси газов азота, водорода и гелия. Они использовали модуляцию скорости так же, как Owrutsky et al. имел, чтобы отличить ионы от нейтральных. Они объединили это с техникой встречного луча, чтобы помочь в вычитании шума, и это значительно увеличило их чувствительность. У них было достаточно чувствительности, чтобы наблюдать ОН+, H2О+, а H3О+ которые образовались с минуты O2 и H2О примеси в их резервуаре с гелием.[13]

Имитация N2ЧАС+ Вращательный спектр

Подгоняя все наблюдаемые полосы, вращательные постоянные для N2ЧАС+ были определены как Bе = 1,561928 см−1 и Dе = 2.746×10−6 см−1, которые являются единственными константами, необходимыми для определения вращательного спектра этой линейной молекулы в основном колебательном состоянии, за исключением определения сверхтонкого расщепления. Учитывая правило выбора ΔJ = ± 1, рассчитанные уровни вращательной энергии вместе с их процентной заселенностью при 30кельвины, можно построить. Частоты пиков, предсказанные этим методом, отличаются от наблюдаемых в лаборатории не более чем на 700 кГц.

Химия

N2ЧАС+ находится в основном в плотных молекулярных облаках, где его присутствие тесно связано с присутствием многих других азотсодержащих соединений.[14] Это особенно тесно связано с химией N2, которую труднее обнаружить (из-за отсутствия дипольного момента). Вот почему N2ЧАС+ обычно используется для косвенного определения содержания N2 в молекулярных облаках.

Скорости преобладающих реакций образования и разрушения могут быть определены по известным константам скорости и относительным содержаниям (относительно H2) в типичном плотном молекулярном облаке.[15] Рассчитанные скорости здесь относятся к раннему времени (316 000 лет) и температуре 20 кельвинов, которые являются типичными условиями для относительно молодого молекулярного облака.

Производство диазенилия
РеакцияКонстанта скоростиСкорость / [H2]2Относительная ставка
ЧАС2 + N+
2 → N2ЧАС+ + H		2.0×10−91.7×10−231.0
ЧАС+
3 + N2 → N2ЧАС+ + H2		1.8×10−91.5×10−229.1
Разрушение диазенилия
РеакцияКонстанта скоростиСкорость / [H2]2Относительная ставка
N2ЧАС+ + O → N2 + ОН+1.4×10−101.6×10−231.0
N2ЧАС+ + CO → N2 + HCO+1.4×10−105.0×10−233.2
N2ЧАС+ + е– → N2 + H2.0×10−64.4×10−232.8
N2ЧАС+ + е– → NHN2.6×10−65.7×10−233.7

Возможны еще десятки реакций, но это единственные, которые достаточно быстры, чтобы повлиять на содержание азота.2ЧАС+ в плотных молекулярных облаках. Таким образом, диазенилий играет решающую роль в химии многих азотсодержащих молекул.[14] Хотя реальная концентрация электронов в так называемых «плотных облаках» довольно мала, разрушение N2ЧАС+ регулируется в основном диссоциативная рекомбинация.

Рекомендации

  1. ^ "П. Казелли, П. К. Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)". В архиве из оригинала 2014-07-06. Получено 2008-10-30.
  2. ^ "CSO" Интерактивный плоттер пропускания атмосферы ". В архиве из оригинала 18.09.2008. Получено 2008-10-30.
  3. ^ Л. Пирогов, И. Зинченко, П. Казелли, Л.Э. Йоханссон и П. К. Майерс, A&A, 405: 639-654 (2003).
  4. ^ Казелли, Паола; Benson, Priscilla J .; Майерс, Филип С .; Тафалла, Марио (2002). "Плотные ядра в темных облаках. XIV. N2ЧАС+ (1–0) Карты ядер плотных облаков ». Астрофизический журнал. 572 (1): 238–63. arXiv:Astro-ph / 0202173. Bibcode:2002ApJ ... 572..238C. Дои:10.1086/340195. ISSN  0004-637X.
  5. ^ Б. Тернер, ApJ, 193: L83 (1974)
  6. ^ С. Грин, Дж. Монтгомери и П. Таддеус, ApJ, 193: L89 (1974).
  7. ^ П. Фаддеус, Б.Э. Тернер, ApJ, 201: L25-L26 (1975)
  8. ^ "П. Казелли, П. Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)". В архиве из оригинала 2014-07-06. Получено 2008-10-30.
  9. ^ Л. Сейдж и Л. Зюрис, ApJ, 447: 625 (1995)
  10. ^ Бергин, Эдвин А .; Алвес, Жуан; Уард, Трейси; Лада, Чарльз Дж. (2002). "N2ЧАС+ и C18О истощение в холодном темном облаке ». Письма в астрофизический журнал. 570 (2): L101 – L104. arXiv:Astro-ph / 0204016. Bibcode:2002ApJ ... 570L.101B. Дои:10.1086/340950. ISSN  1538-4357.
  11. ^ Р. Сайкалли, Т. Диксон, Т. Андерсон, П. Сзанто и Р. Вудс, ApJ, 205: L101 (1976)
  12. ^ Дж. Овруцкий, К. Гудеман, К. Мартнер, Л. Тэк, Н. Розенбаум и Р. Сайкалли, JCP, 84: 605 (1986)[мертвая ссылка ]
  13. ^ Каббадж, Й; Huet, T.R; Rehfuss, B.D; Gabrys, C.M; Ока, Т. (1994), "Инфракрасная спектроскопия высоковозбужденных колебательных уровней протонированного азота, HN + 2", Журнал молекулярной спектроскопии, 163 (1): 180–205, Bibcode:1994JMoSp.163..180K, Дои:10.1006 / jmsp.1994.1016
  14. ^ а б "S. Prasad и W. Huntress, ApJS, 43: 1-35 (1980)". В архиве из оригинала 2014-07-06. Получено 2008-12-16.
  15. ^ Т. Миллар, П. Фаркуар и К. Уилласи, A&A Supp, 121: 139 (1997)