Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Трехводородный катион
Модель заполнения пространства катиона H + 3
Идентификаторы
3D модель ( JSmol )
Характеристики
ЧАС+
3
Молярная масса3,02
Основание конъюгатаДигидроген
Родственные соединения
Другие анионы
гидрид
Другие катионы
ион водорода , дигидрокатион , кластер ионов водорода
Родственные соединения
трехводород
Если не указано иное, данные приведены для материалов в их стандартном состоянии (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
Ссылки на инфобоксы

Trihydrogen катион или протонированный молекулярный водород представляет собой катион (положительный ион ) с формулой H+
3, состоящий из трех ядер водорода ( протонов ), разделяющих два электрона .

Катион триводорода - один из самых распространенных ионов во Вселенной. Он стабилен в межзвездной среде (ISM) из-за низкой температуры и низкой плотности межзвездного пространства. Роль, которую H+
3Игра в газовой фазе химии ISM не имеет себе равных с любым другим молекулярным ионом .

Катион триводорода - простейшая трехатомная молекула , потому что два его электрона являются единственными валентными электронами в системе. Это также простейший пример трехцентровой двухэлектронной системы связи .

История [ править ]

ЧАС+
3был впервые обнаружен Дж. Дж. Томсоном в 1911 году. [1] Изучая возникающие в результате плазменные разряды, он обнаружил кое-что очень странное. Используя раннюю форму масс-спектрометрии , он обнаружил большое количество молекулярного иона с отношением массы к заряду 3. Он заявил, что единственными двумя возможными вариантами были C 4+ или H+
3. Поскольку вероятность появления C 4+ была бы очень маловероятной, а сигнал усиливался в чистом газообразном водороде , он правильно определил этот вид как H+
3.

Путь образования был открыт Hogness & Lunn 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, и количество H+
2уменьшалась линейно. К тому же H + было мало при любом давлении. Эти данные позволяют предположить, что путь образования протонного обмена обсуждается ниже.

В 1961 году Мартин и др. впервые предположил, что H+
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 Watson, Herbst & Klemperer в 1973 г., что H+
3отвечает за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов. [4] [5]

Только в 1980 году первый спектр H+
3был обнаружен Такеши Ока [6], который относился к основной полосе ν 2 с использованием метода, называемого обнаружением частотной модуляции . С этого начались поиски внеземного H+
3. Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980 - х и начале 1990 - х годов в ионосферах от Юпитера , Сатурна и Урана . [7] [8] [9] В учебнике Банкера и Дженсена. [10] На рис. 1.1 этой книги воспроизводится часть полосы излучения ν 2 из области авроральной активности в верхней атмосфере Юпитера [11], а в таблице 12.3 приведены волновые числа перехода линий в полосе, наблюдаемой Окой [ 6] со своими заданиями.


В 1996 году H+
3был наконец обнаружен в межзвездной среде (ISM) Geballe & Oka в двух молекулярных межзвездных облаках на линиях обзора GL2136 и W33A. [12] В 1998 году H+
3был неожиданно обнаружен McCall et al. в диффузном межзвездном облаке в зоне видимости Cygnus OB2 # 12 . [13] В 2006 году Ока объявила, что H+
3был повсеместным в межзвездной среде, и что центральная молекулярная зона содержала в миллион раз больше концентрации ISM в целом. [14]

Структура [ править ]

Структура H+
3
MO схема катиона trihydrogen.

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 типа делокализованного резонансного гибридного типа. Расчетная прочность связи составляет около 4,5  эВ (104 ккал / моль). [15]

Изотопологи [ править ]

Теоретически катион имеет 10 изотопологов , возникающих 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 :

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

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

Формирование [ править ]

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

ЧАС+
2+ H 2 → H+
3 + H

Концентрация H+
2это то , что ограничивает скорость этой реакции в природе: единственный известный природный источник нем посредством ионизации Н 2 с помощью космических лучей в межзвездном пространстве путем ионизации H 2 :

H 2 + космические лучи → H+
2+ e - + космический луч

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, а значит, H+
3. В лабораториях H+
3производится с помощью того же механизма в плазменных разрядных ячейках, при этом потенциал разряда обеспечивает энергию для ионизации H 2 .

Разрушение [ править ]

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

ЧАС+
3+ CO → HCO + + H 2

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 ОН + и Н 2 .

ЧАС+
3+ O → OH + + H 2

Затем OH + обычно реагирует с большим количеством H 2 с образованием дополнительных гидрогенизированных молекул.

ОН + + Н 2 → ОН+
2 + H
ОЙ+
2+ Н 2 → ОН+ 3 + H

В этот момент реакция между OH+
3и H 2 больше не является экзотермическим в межзвездных облаках. Наиболее распространенный путь разрушения OH+
3представляет собой диссоциативную рекомбинацию , дающую 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 эффективна. товар. Различные эксперименты показали, что вода создается 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. Второстепенными продуктами являются H 2 и H, которые встречаются примерно в 25% случаев.

Орто / пара-Н 3 + [ править ]

Столкновение орто- H+
3и пара-H 2 .

Протоны [1
ЧАС
3] + может быть в двух разных спиновых конфигурациях , называемых орто и пара. Орто- H+
3все три спина протонов параллельны, что дает общий ядерный спин 3/2. Пара- H+
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
2который также имеет орто- и пара- состояния с полными ядерными спинами 1 и 0 соответственно. Когда H+
3молекула сталкивается с молекулой H 2 , может происходить перенос протона. Передача по-прежнему дает H+
3молекулы и молекулы 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, результатом может быть пара- H+
3и орто-H 2 . [18]

Спектроскопия [ править ]

Спектроскопии из H+
3сложно. 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 из H+
3асимметричная изгибная мода ν 2 имеет слабый дипольный момент перехода. Со времени первоначального спектра Оки [6] в инфракрасной области было обнаружено более 900 линий поглощения . ЧАС+
3Эмиссионные линии также были обнаружены при наблюдении за атмосферой планет Юпитера. ЧАС+
3 Эмиссионные линии обнаруживаются путем наблюдения за молекулярным водородом и обнаружения линии, которую нельзя отнести к молекулярному водороду.

Астрономическое обнаружение [ править ]

ЧАС+
3был 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 в этих атмосферах высокий уровень H 2 , это излучение может производить значительное количество H 2.+
3. Кроме того, с широкополосным источником, таким как Солнце, есть много излучения, чтобы накачать H+
3 в более высокие энергетические состояния, из которых он может расслабиться за счет стимулированного и спонтанного излучения.

Планетарные атмосферы [ править ]

Обнаружение первого H+
3эмиссионные линии были представлены в 1989 г. Drossart et al. , [7] найдены в ионосфере Юпитера. Дроссарт обнаружил в общей сложности 23 H+
3линий с плотностью столбцов 1,39 × 10 9 / см 2 . Используя эти линии, они смогли присвоить температуру H+
3около 1100 К (830 ° C), что сопоставимо с температурами, определенными по эмиссионным линиям других веществ, таких как H 2 . В 1993 году , Н+
3был обнаружен на Сатурне Geballe et al. [8] и в Уране Trafton et al. [9]

Молекулярные межзвездные облака [ править ]

ЧАС+
3не был обнаружен в межзвездной среде до 1996 года, когда Geballe & Oka сообщили об обнаружении H+
3в двух направлениях молекулярного облака, GL2136 и W33A. [12] Оба источника имели температуру H+
3около 35 К (-238 ° C) и плотности колонки около 10 14 / см 2 . С тех пор H+
3был обнаружен во многих других молекулярных облаках, 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 [ править ]

Неожиданно три H+
3линии были обнаружены в 1998 г. McCall et al. в зоне видимости диффузного облака Cyg OB2 № 12. [13] До 1998 года считалось , что плотность H 2 слишком мала, чтобы произвести обнаруживаемое количество H+
3. МакКолл обнаружил температуру ~ 27 К (-246 ° C) и плотность столбцов ~ 10 14 / см 2 , такую ​​же плотность столбцов, как у Geballe & Oka. С тех пор H+
3был обнаружен на многих других объектах обзора диффузных облаков, таких как GCS 3-2, [21] GC IRS 3, [21] и ζ Persei. [23]

Прогнозы стационарной модели [ править ]

Чтобы аппроксимировать длину пути H+
3в этих облаках Ока [24] использовал стационарную модель для определения прогнозируемой плотности числа в диффузных и плотных облаках. Как объяснялось выше, как диффузные, так и плотные облака имеют один и тот же механизм образования H+
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 плотных облаках.

п ( H+
3) = ( ζ / k CO ) [ n (H 2 ) / n (CO)] ≈ 10 −4 / см 3
п ( H+
3) = ( ζ / k e ) [ n (H 2 ) / n (C + )] ≈ 10 −6 / см 3

В диффузных облаках доминирующим механизмом разрушения является диссоциативная рекомбинация. Это соответствует прогнозируемой плотности 10 -6 / см 3 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 H+
3 как зонд этих облаков, можно определить их относительные размеры.

См. Также [ править ]

  • Катион дигидрогена , H+
    2
  • Ион гидрида гелия , [HeH] +

Ссылки [ править ]

  1. Перейти ↑ Thomson, JJ (1913). «Лучи положительного электричества» . Труды Королевского общества А . 89 (607): 1–20. Bibcode : 1913RSPSA..89 .... 1T . DOI : 10,1098 / rspa.1913.0057 .
  2. ^ Hogness, TR; Лунн, EG (1925). «Ионизация водорода электронным ударом в свете положительного лучевого анализа». Физический обзор . 26 (1): 44–55. Bibcode : 1925PhRv ... 26 ... 44H . DOI : 10.1103 / PhysRev.26.44 .
  3. ^ Мартин, DW; МакДэниел, EW; Микс, ML (1961). «О возможном появлении H+
    3    в межзвездном пространстве ». Astrophysical Journal . 134 : 1012. Bibcode : 1961ApJ ... 134.1012M . doi : 10.1086 / 147232 .
  4. Перейти ↑ Watson, WD (1973). «Скорость образования межзвездных молекул ионно-молекулярными реакциями». Астрофизический журнал . 183 (2): L17. Bibcode : 1973ApJ ... 183L..17W . DOI : 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 . DOI : 10,1086 / 152436 .
  6. ^ a b c 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. ^ a b Drossart, P .; и другие. (1989). "Обнаружение H+ 3на Юпитере» (PDF) . Природа . 340 (6234): 539. Bibcode : 1989Natur.340..539D . дои : 10.1038 / 340539a0 . ЛВП : 2027,42 / 62824 . S2CID  4322920 .
  8. ^ a b Гебалле, TR; и другие. (1993). "Обнаружение H+
    3    Инфракрасные эмиссионные линии на Сатурне ". Astrophysical Journal . 408 (2): L109. Bibcode : 1993ApJ ... 408L.109G . Doi : 10.1086 / 186843 .
  9. ^ a b Trafton, LM; и другие. (1993). "Обнаружение H+
    3    с Урана ». Astrophysical Journal . 405 : 761. Bibcode : 1993ApJ ... 405..761T . doi : 10.1086 / 172404 .
  10. ^ PR Bunker и P. Jensen (2005), Основы молекулярной симметрии (CRC Press) ISBN 0-7503-0941-5  [1]
  11. ^ Жан-Пьер Майяр; Пьер Дроссар; JKG Watson; SJ Kim; Дж. Колдуэлл (1990). «Фундаментальная полоса H + 3 в авроральных зонах Юпитера с высоким разрешением от 2400 до 2900 обратных сантиметров». Astrophys. Дж . 363 : L37. Bibcode : 1990ApJ ... 363L..37M . DOI : 10.1086 / 185859 .
  12. ^ a b Гебалле, TR; Ока, Т. (1996). "Обнаружение H+
    3    в межзвездном пространстве». Природа . 384 (6607): 334-335. Bibcode : 1996Natur.384..334G . дои : 10.1038 / 384334a0 . PMID  8934516 . S2CID  4370842 .
  13. ^ а б Макколл, Би Джей; и другие. (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, Би Джей; и другие. (2004). «Диссоциативная рекомбинация вращательно холодного H+
    3    ». Physical Review . 70 (5): 052716. Bibcode : 2004PhRvA..70e2716M . Дои : 10,1103 / PhysRevA.70.052716 .
  16. ^ a b c d e Pagani, L .; Vastel, C .; Hugo, E .; Кокоулин, В .; Грин, Швейцария; 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. DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810587 .
  17. ^ a b c d e 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. Bibcode : 2003ApJ ... 591L..41R . DOI : 10.1086 / 376962 .
  18. ^ a b c Хербст, Э. (2000). "Астрохимия H+
    3    .» Философские труды Королевского общества А . 358 (1774): 2523-2534. DOI : 10.1098 / rsta.2000.0665 . S2CID  97131120 .
  19. ^ Уотсон, JKG (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. ^ а б Макколл, Би Джей; и другие. (1999). "Наблюдения за H+ 3in Dense Molecular Clouds » . Astrophysical Journal . 522 (1): 338–348. Bibcode : 1999ApJ ... 522..338M . doi : 10.1086 / 307637 .
  21. ^ a b c d Goto, M .; и другие. (2002). "Обследование линии поглощения H+ 3в сторону Галактического центра Источники I. GCS 3-2 и GC IRS3 " . Публикации Астрономического общества Японии . 54 (6): 951. doi : 10.1093 / pasj / 54.6.951 .
  22. ^ Бриттен, SD; и другие. (2004). "Интерстеллар Н"+ 3Линия поглощения в направлении LkHα 101 " . Astrophysical Journal . 606 (2): 911–916. Bibcode : 2004ApJ ... 606..911B . Doi : 10.1086 / 383024 .
  23. ^ Макколл, Би Джей; и другие. (2003). "Усиленный поток космических лучей к ζ Персею, ​​полученный в результате лабораторного исследования H+
    3    -e - . Рекомбинация Rate» Природа . 422 . (6931): 500-2 Arxiv : астро-фот / 0302106 . Bibcode : 2003Natur.422..500M . дои : 10.1038 / nature01498 . PMID  12673244 . S2CID  4427350 .
  24. ↑ Ока, Т. (2006). «Интерстеллар Н3 +» . PNAS . 103 (33): 12235–12242. Bibcode : 2006PNAS..10312235O . DOI : 10.1073 / pnas.0601242103 . PMC 1567864 . PMID 16894171 .  

Внешние ссылки [ править ]

  • ЧАС+ 3 Ресурсный центр
  • База данных UMIST по астрохимии 2012 / astrochemistry.net
  • ЧАС+ 3 , Интернет-книга NIST по химии