Трехводородный катион - Trihydrogen cation

Трехводородный катион
Модель заполнения пространства катиона H + 3
Идентификаторы
3D модель (JSmol )
Характеристики
ЧАС+
3
Молярная масса3.02
Основание конъюгатаДигидроген
Родственные соединения
Другой анионы
гидрид
Другой катионы
ион водорода, дигидрокатион, кластер ионов водорода
Родственные соединения
трехводород
Если не указано иное, данные для материалов приводятся в их стандартное состояние (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
Ссылки на инфобоксы

В трехводородный катион или же протонированный молекулярный водород это катион (положительный ион ) с формула ЧАС+
3, состоящий из трех водород ядра (протоны ) разделение двух электроны.

Катион триводорода - один из самых распространенных ионы во вселенной. Он стабилен в межзвездная среда (ISM) из-за низкой температуры и малой плотности межзвездного пространства. Роль, которая ЧАС+
3 играх в газовой фазе химии ISM не имеет себе равных ни в одном другом молекулярный ион.

Трехводородный катион - самый простой трехатомная молекула, потому что его два электрона - единственные валентные электроны в системе. Это также простейший пример трехцентровая двухэлектронная связь система.

История

ЧАС+
3 был впервые обнаружен Дж. Дж. Томсон в 1911 г.[1] При изучении полученных видов плазма разрядов, он обнаружил кое-что очень странное. Используя раннюю форму масс-спектрометрии, он обнаружил большое количество молекулярный ион с отношение массы к заряду из 3. Он заявил, что единственными двумя возможностями были C4+ или же ЧАС+
3. Поскольку C4+ было бы очень маловероятно, и сигнал становился сильнее в чистом водород газа, он правильно определил виды как ЧАС+
3.

Путь формирования был открыт Hogness & Lunn в 1925 году.[2] Они также использовали раннюю форму масс-спектрометрии для изучения разряда водорода. Они обнаружили, что по мере увеличения давления водорода количество ЧАС+
3 линейно увеличивалась, а количество ЧАС+
2 уменьшалась линейно. Кроме того, было немного H+ при любом давлении. Эти данные позволяют предположить протон Путь образования обмена обсуждается ниже.

В 1961 году Мартин и другие. сначала предположил, что ЧАС+
3 может присутствовать в межзвездном пространстве, учитывая большое количество водорода в межзвездном пространстве и путь его реакции. экзотермический (~1.5 эВ ).[3] Это привело к предложению Watson and Herbst & Klemperer в 1973 г. ЧАС+
3 отвечает за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов.[4][5]

Только в 1980 году первый спектр ЧАС+
3 был обнаружен Такеши Ока,[6] который был из ν2 основная полоса с использованием техники, называемой модуляция частоты обнаружение. С этого начались поиски внеземных ЧАС+
3. Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980-х - начале 1990-х годов в ионосферы из Юпитер, Сатурн, и Уран.[7][8][9]В учебнике Банкера и Дженсена[10]На рисунке 1.1 воспроизведена часть ν2 полоса излучения из области авроральной активности в верхних слоях атмосферы Юпитера,[11] а в таблице 12.3 приведены волновые числа перехода линий в полосе, наблюдаемой Ока[6] со своими заданиями.


В 1996 г. ЧАС+
3 был наконец обнаружен в межзвездной среде (ISM) Geballe & Oka в двух молекулярных межзвездные облака в зоне видимости GL2136 и W33A.[12] В 1998 г. ЧАС+
3 неожиданно обнаружил Макколл и другие. в рассеянном межзвездном облаке в поле зрения Лебедь OB2 # 12.[13] В 2006 году Ока сообщила, что ЧАС+
3 была повсеместной в межзвездной среде, и что Центральная молекулярная зона содержал в миллион раз большую концентрацию ISM.[14]

Структура

Структура ЧАС+
3
В Диаграмма МО катиона триводорода.

Три атома водорода в молекуле образуют равносторонний треугольник, с длина облигации 0,90Å с каждой стороны. Связь между атомами - это трехцентровая двухэлектронная связь, а делокализованный резонансный гибридный тип конструкции. Расчетная прочность связи составляет около 4,5эВ (104 ккал / моль).[15]

Изотопологи

Теоретически катион имеет 10 изотопологи, возникающий в результате замены одного или нескольких протонов ядрами другого водорода изотопы; а именно, дейтерий ядра (дейтроны, 2
ЧАС+) или же тритий ядра (тритоны, 3
ЧАС+). Некоторые из них были обнаружены в межзвездных облаках.[16] Они отличаются атомное массовое число А и количество нейтроны N:

  • ЧАС+
    3     = 1
    ЧАС+
    3     (А=3, N= 0) (обычная).[17][16]
  • [DH
    2    ]+     = [2
    ЧАС1
    ЧАС
    2    ]+     (А=4, N= 1) (дигидрокатион дейтерия).[17][16]
  • [D
    2    ЧАС]+     = [2
    ЧАС
    2    1
    ЧАС]+     (А=5, N= 2) (водородный катион дидейтерия).[17][16]
  • D+
    3     = 2
    ЧАС+
    3     (А=6, N= 3) (катион тридейтерия).[17][16]
  • [TH
    2    ]+     = [3
    ЧАС1
    ЧАС
    2    ]+     (А=5, N= 2) (дигидрокатион трития).
  • [TDH]+ = [3
    ЧАС2
    ЧАС1
    ЧАС]+     (А=6, N= 3) (водородный катион дейтерия трития).
  • [TD
    2    ]+     = [3
    ЧАС2
    ЧАС
    2    ]+     (А=7, N= 4) (катион дидейтерия трития).
  • [Т
    2    ЧАС]+     = [3
    ЧАС
    2    1
    ЧАС]+     (А=7, N= 4) (водородный катион дитрития).
  • [Т
    2    D]+     = [3
    ЧАС
    2    2
    ЧАС]+     (А=8, N= 5) (дейтерий-катион дитрития).
  • Т+
    3     = 3
    ЧАС+
    2     (А=9, N= 6) (катион трития).

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

Формирование

Основной путь производства ЧАС+
3 является реакцией ЧАС+
2 и H2.[18]

ЧАС+
2 + H2 → ЧАС+
3 + H

Концентрация ЧАС+
2 это то, что ограничивает скорость этой реакции в природе: единственный известный естественный источник ее - ионизация H2 по космический луч в межзвездном пространстве за счет ионизации H2:

ЧАС2 + космический луч → ЧАС+
2 + е− + космический луч

Космические лучи обладают такой большой энергией, что на них почти не влияет относительно небольшая энергия, передаваемая водороду при ионизации H2 молекула. В межзвездных облаках космические лучи оставляют за собой след ЧАС+
2, и поэтому ЧАС+
3. В лабораториях, ЧАС+
3 производится по тому же механизму в плазменных разрядных ячейках, при этом потенциал разряда обеспечивает энергию для ионизации H2.

Разрушение

Информация для этого раздела также была взята из статьи Эрика Хербста.[18] Есть много реакций разрушения для ЧАС+
3. Основной путь разрушения в плотных межзвездных облаках - перенос протона с нейтральным партнером по столкновению. Наиболее вероятный кандидат на роль разрушительного партнера при столкновении - вторая по распространенности молекула в космосе, CO.

ЧАС+
3 + CO → HCO+ + H2

Важным продуктом этой реакции является HCO.+, важная молекула для межзвездной химии. Его сильный диполь и высокая численность делают его легко обнаруживаемым радиоастрономия. ЧАС+
3 также может реагировать с атомарным кислород образовать ОН+ и H2.

ЧАС+
3 + O → ОН+ + H2

ОЙ+ затем обычно реагирует с большим количеством H2 создавать дальше гидрогенизированный молекулы.

ОЙ+ + H2 → ОЙ+
2 + H
ОЙ+
2 + H2 → ОЙ+
3 + H

На данный момент реакция между ОЙ+
3 и H2 в межзвездных облаках больше не является экзотермическим. Наиболее распространенный путь уничтожения ОЙ+
3 является диссоциативная рекомбинация, что дает четыре возможных набора продуктов: H2О + Н, ОН + Н2, ОН + 2Н и О + Н2 + H. Хотя воды является возможным продуктом этой реакции, это не очень эффективный продукт. Различные эксперименты показали, что вода создается где-то в 5–33% случаев. Образование воды на зерна до сих пор считается основным источником воды в межзвездной среде.

Самый распространенный путь разрушения ЧАС+
3 в 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. Второстепенный продукт - H2 и H, что происходит примерно в 25% случаев.

Орто / Пара-Н3+

Столкновение орто-ЧАС+
3 и пара-H2.

Протоны [1
ЧАС
3]+ может быть в двух разных конфигурации вращения, называется орто и пара. Орто-ЧАС+
3 имеет все три параллельных спина протонов, что дает общее ядерное вращение из 3/2. Пара-ЧАС+
3 имеет два параллельных протонных спина, а другой - антипараллельный, что дает общий ядерный спин 1/2.

Самая распространенная молекула в плотных межзвездных облаках - это 1
ЧАС
2 который также имеет орто и пара состояний с полными ядерными спинами 1 и 0 соответственно. Когда ЧАС+
3 молекула сталкивается с H2 молекулы может иметь место перенос протона. Перенос по-прежнему дает ЧАС+
3 молекула и H2 молекулы, но потенциально может изменить общий ядерный спин двух молекул в зависимости от ядерных спинов протонов. Когда орто-ЧАС+
3 и пара-H2 столкнуться, результат может быть пара-ЧАС+
3 и орто-H2.[18]

Спектроскопия

В спектроскопия из ЧАС+
3 сложно. Чистый вращательный спектр чрезвычайно слаб.[19] Ультрафиолетовый свет слишком энергичен и может диссоциировать молекулу. Ровиброник (инфракрасная) спектроскопия дает возможность наблюдать ЧАС+
3. Ровибронная спектроскопия возможна с ЧАС+
3 потому что один из колебательные режимы из ЧАС+
3, ν2 асимметричная изгибная мода, имеет слабый переходный дипольный момент. Поскольку исходный спектр Оки,[6] более 900 линии поглощения были обнаружены в инфракрасной области. ЧАС+
3 Эмиссионные линии также были обнаружены при наблюдении за атмосферой планет Юпитера. ЧАС+
3 Эмиссионные линии можно найти, наблюдая за молекулярным водородом и находя линию, которую нельзя отнести к молекулярному водороду.

Астрономическое обнаружение

ЧАС+
3 был обнаружен в двух типах небесных сред: планетах Юпитера и межзвездных облаках. На планетах Юпитера он был обнаружен в ионосферах планеты, в области, где высокоэнергетическое излучение Солнца ионизирует частицы в атмосфере. Поскольку имеется высокий уровень H2 в этих атмосферах это излучение может производить значительное количество ЧАС+
3. Кроме того, с широкополосным источником, таким как Солнце, есть много излучения, чтобы накачать ЧАС+
3 в более высокие энергетические состояния, из которых он может расслабиться за счет стимулированного и спонтанного излучения.

Планетарные атмосферы

Обнаружение первого ЧАС+
3 эмиссионные линии были опубликованы в 1989 г. Drossart и другие.,[7] найден в ионосфере Юпитера. Дроссарт нашел в общей сложности 23 ЧАС+
3 линии с плотностью столбцов 1,39×109/см2. Используя эти линии, они смогли назначить температуру ЧАС+
3 около 1100 K (830 ° C), что сопоставимо с температурами, определенными по эмиссионным линиям других видов, таких как H2. В 1993 г. ЧАС+
3 был найден на Сатурне Гебалле и другие.[8] и в Уране Трафтоном и другие.[9]

Молекулярные межзвездные облака

ЧАС+
3 не был обнаружен в межзвездной среде до 1996 года, когда Geballe & Oka сообщили об обнаружении ЧАС+
3 в двух направлениях молекулярного облака, GL2136 и W33A.[12] Оба источника имели температуру ЧАС+
3 около 35 К (-238 ° C) и плотности колонки около 1014/см2. С того времени, ЧАС+
3 был обнаружен во многих других молекулярных облаках, таких как AFGL 2136,[20] Пн R2 IRS 3,[20] GCS 3-2,[21] ГК ИРС 3,[21] и LkHα 101.[22]

Рассеянные межзвездные облака

Неожиданно три ЧАС+
3 линии были обнаружены в 1998 г. Макколлом и другие. в зоне видимости диффузного облака Cyg OB2 No. 12.[13] До 1998 г. плотность H2 считалось слишком низким, чтобы произвести обнаруживаемое количество ЧАС+
3. МакКолл обнаружил температуру ~ 27 К (-246 ° C) и плотность столбика ~ 1014/см2, такая же плотность столбцов, как у Geballe & Oka. С того времени, ЧАС+
3 был обнаружен во многих других местах обзора диффузных облаков, таких как GCS 3-2,[21] ГК ИРС 3,[21] и ζ Персея.[23]

Прогнозы стационарной модели

Чтобы приблизительно определить длину пути ЧАС+
3 в этих облаках Ока[24] использовали стационарную модель для определения прогнозируемой плотности числа в диффузных и плотных облаках. Как объяснялось выше, как диффузные, так и плотные облака имеют одинаковый механизм образования ЧАС+
3, но разные доминирующие механизмы разрушения. В плотных облаках перенос протонов с CO является доминирующим механизмом разрушения. Это соответствует прогнозируемой плотности 10−4 см−3 в густых облаках.

п(ЧАС+
3) = (ζ / kCO)[п(ЧАС2) / п(CO)] ≈ 10−4/см3
п(ЧАС+
3) = (ζ / kе)[п(ЧАС2) / п(C+)] ≈ 10−6/см3

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

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Томсон, Дж. Дж. (1913). «Лучи положительного электричества». Труды Королевского общества А. 89 (607): 1–20. Bibcode:1913RSPSA..89 .... 1Т. Дои:10.1098 / rspa.1913.0057.
  2. ^ Hogness, T. R .; Лунн, Э. Г. (1925). «Ионизация водорода электронным ударом в свете положительного лучевого анализа». Физический обзор. 26 (1): 44–55. Bibcode:1925ПхРв ... 26 ... 44Ч. Дои:10.1103 / PhysRev.26.44.
  3. ^ Мартин, Д. У .; McDaniel, E.W .; Микс, М. Л. (1961). "О возможном возникновении ЧАС+
    3     в межзвездном пространстве ». Астрофизический журнал. 134: 1012. Bibcode:1961ApJ ... 134.1012M. Дои:10.1086/147232.
  4. ^ Уотсон, В. Д. (1973). «Скорость образования межзвездных молекул ионно-молекулярными реакциями». Астрофизический журнал. 183 (2): L17. Bibcode:1973ApJ ... 183L..17W. Дои:10.1086/181242.
  5. ^ Herbst, E .; Клемперер, В. (1973). "Образование и истощение молекул в плотных межзвездных облаках". Астрофизический журнал. 185: 505. Bibcode:1973ApJ ... 185..505H. Дои:10.1086/152436.
  6. ^ а б c Ока, Т. (1980). "Наблюдение инфракрасного спектра ЧАС+
    3    ". Письма с физическими проверками. 45 (7): 531–534. Bibcode:1980PhRvL..45..531O. Дои:10.1103 / PhysRevLett.45.531.
  7. ^ а б Drossart, P .; и другие. (1989). "Обнаружение ЧАС+
    3     на Юпитере "     (PDF). Природа. 340 (6234): 539. Bibcode:1989Натура.340..539D. Дои:10.1038 / 340539a0.
  8. ^ а б Geballe, T. R .; и другие. (1993). "Обнаружение ЧАС+
    3     Инфракрасные эмиссионные линии на Сатурне ». Астрофизический журнал. 408 (2): L109. Bibcode:1993ApJ ... 408L.109G. Дои:10.1086/186843.
  9. ^ а б Trafton, L.M .; и другие. (1993). "Обнаружение ЧАС+
    3     с Урана ». Астрофизический журнал. 405: 761. Bibcode:1993ApJ ... 405..761T. Дои:10.1086/172404.
  10. ^ П. Р. Банкер и П. Дженсен (2005),Основы Молекулярная симметрия (CRC Press)ISBN  0-7503-0941-5[1]
  11. ^ Жан-Пьер Майяр; Пьер Дроссар; Дж. К. Г. Уотсон; С. Дж. Ким; Дж. Колдуэлл (1990). «Фундаментальная полоса H + 3 в авроральных зонах Юпитера с высоким разрешением от 2400 до 2900 обратных сантиметров». Astrophys. J. 363: L37. Дои:10.1086/185859.
  12. ^ а б Geballe, T. R .; Ока, Т. (1996). "Обнаружение ЧАС+
    3     в межзвездном пространстве ». Природа. 384 (6607): 334–335. Bibcode:1996Натура.384..334G. Дои:10.1038 / 384334a0. PMID  8934516.
  13. ^ а б McCall, B.J .; и другие. (1998). "Обнаружение ЧАС+
    3     в диффузной межзвездной среде к Cygnus OB2 No. 12 ". Наука. 279 (5358): 1910–1913. Bibcode:1998Научный ... 279.1910М. Дои:10.1126 / science.279.5358.1910.
  14. ^ PNAS, 2006 г.
  15. ^ McCall, B.J .; и другие. (2004). «Диссоциативная рекомбинация вращательно холодного ЧАС+
    3    ". Физический обзор A. 70 (5): 052716. Bibcode:2004ПхРвА..70э2716М. Дои:10.1103 / PhysRevA.70.052716.
  16. ^ а б c d е Pagani, L .; Vastel, C .; Hugo, E .; Кокоулин, В .; Greene, C.H .; Bacmann, A .; Bayet, E .; Чеккарелли, К.; Peng, R .; Шлеммер, С. (2009). «Химическое моделирование L183 (L134N): оценка отношения орто / пара H». Астрономия и астрофизика. 494 (2): 623–636. Дои:10.1051/0004-6361:200810587.
  17. ^ а б c d е Робертс, Хелен; Хербст, Эрик; Миллар, Т. Дж. (2003). «Повышенное фракционирование дейтерия в плотных межзвездных ядрах в результате многократно дейтерированного H3 +». Письма в астрофизический журнал. 591 (1): L41 – L44. Дои:10.1086/376962.
  18. ^ а б c Хербст, Э. (2000). "Астрохимия ЧАС+
    3    ". Философские труды Королевского общества A. 358 (1774): 2523–2534. Дои:10.1098 / рста.2000.0665.
  19. ^ Уотсон, Дж. К. Г. (1971). «Запрещенные вращательные спектры многоатомных молекул». Журнал молекулярной спектроскопии. 40 (3): 546–544. Bibcode:1971JMoSp..40..536W. Дои:10.1016/0022-2852(71)90255-4.
  20. ^ а б McCall, B.J .; и другие. (1999). "Наблюдения за ЧАС+
    3     в плотных молекулярных облаках »    . Астрофизический журнал. 522 (1): 338–348. Bibcode:1999ApJ ... 522..338M. Дои:10.1086/307637.
  21. ^ а б c d Гото, М .; и другие. (2002). "Обследование линии поглощения ЧАС+
    3     в сторону Галактического центра Источники I. GCS 3-2 и GC IRS3 "    . Публикации Астрономического общества Японии. 54 (6): 951. Дои:10.1093 / pasj / 54.6.951.
  22. ^ Brittain, S.D .; и другие. (2004). "Интерстеллар ЧАС+
    3     Линия поглощения в сторону LkHα 101 "    . Астрофизический журнал. 606 (2): 911–916. Bibcode:2004ApJ ... 606..911B. Дои:10.1086/383024.
  23. ^ McCall, B.J .; и другие. (2003). "Усиленный поток космических лучей к ζ Персею, ​​полученный в результате лабораторного исследования ЧАС+
    3    -e− Скорость рекомбинации ». Природа. 422 (6931): 500–2. arXiv:Astro-ph / 0302106. Bibcode:2003Натура.422..500М. Дои:10.1038 / природа01498. PMID  12673244.
  24. ^ Ока, Т. (2006). "Интерстеллар Н3 +". PNAS. 103 (33): 12235–12242. Bibcode:2006PNAS..10312235O. Дои:10.1073 / pnas.0601242103. ЧВК  1567864. PMID  16894171.

внешняя ссылка