Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Diazenylium.png

Диазенилий - это химический N 2 H + , неорганический катион, который был одним из первых ионов, обнаруженных в межзвездных облаках . С тех пор он наблюдался в нескольких различных типах межзвездной среды , и эти наблюдения имеют несколько различных научных применений. Он дает астрономам информацию о фракционной ионизации газовых облаков, химии, происходящей в этих облаках, и часто используется в качестве индикатора для молекул, которые не так легко обнаружить (например, N 2 ). [1] Его вращательный переход 1–0 происходит на частоте 93,174 ГГц, в области спектра, где атмосфера Земли прозрачна [2] и имеет значительную оптическую толщину как в холодных, так и в теплых облаках [3], поэтому его относительно легко наблюдать с земли. на базе обсерваторий. Результаты наблюдений N 2 H + могут быть использованы не только для определения химического состава межзвездных облаков, но и для картирования профилей плотности и скорости этих облаков. [4]

Астрономические открытия [ править ]

N 2 H + был впервые обнаружен в 1974 г. Б. Е. Тернером. 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 N 2 H + . Это было сделано с использованием комбинации неэмпирических молекулярных расчетов и сравнения подобных молекул, таких как N 2 , CO , HCN , HNC и HCO + , которые все изоэлектронны по отношению к N 2 H +.. 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 Таддеус и Тернер наблюдали тот же переход в Молекулярном Облаке Ориона 2 (OMC-2) с помощью того же телескопа, но на этот раз они интегрировались в течение 26 часов, что привело к разрешению, которое было достаточно хорошим для различать более мелкие сверхтонкие компоненты. [7]

За последние три десятилетия N 2 H + наблюдался довольно часто, а полоса вращения 1–0 - почти исключительно та, которую ищут астрономы. В 1995 г. сверхтонкая структура этой септуплета наблюдалась с абсолютной точностью ~ 7 кГц, что было достаточно хорошо для определения его молекулярных констант 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 N 2 H + в семи из девяти ближайших галактик, которые они наблюдали с помощью 12-метрового телескопа NRAO на Китт-Пике. [9] N 2 H+ 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.

N 2 H + чаще всего наблюдается в плотных молекулярных облаках, где он оказался полезным в качестве одной из последних молекул, вымерзающих на пылинках по мере увеличения плотности облака к центру. В 2002 году Бергин и др. провел пространственный обзор плотных ядер, чтобы увидеть, насколько далеко от центра можно было наблюдать N 2 H + , и обнаружил, что его содержание падает по крайней мере на два порядка величины при перемещении от внешнего края ядра к центру. Это показало, что даже N 2 H + не является идеальным индикатором для химии плотных предзвездных ядер , и пришел к выводу, что H 2 D +может быть единственным хорошим молекулярным исследованием самых внутренних областей до звездных ядер. [10]

Лабораторные обнаружения [ править ]

N 2 H + Уровни энергии

Хотя N 2 H + чаще всего наблюдается астрономами из-за простоты его обнаружения, было проведено несколько лабораторных экспериментов, в которых его наблюдали в более контролируемой среде. Первый лабораторный спектр N 2 H + был вращательной полосой 1–0 на основном колебательном уровне, тем же самым микроволновым переходом, который астрономы недавно обнаружили в космосе. [11]

Десять лет спустя Овруцкий и др. выполнил колебательную спектроскопию N 2 H + , наблюдая плазму, создаваемую разрядом смеси азота, водорода и аргона, с использованием лазера центра 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. Сырьевой газ был оптимизирован для производства N 2 H + , и его переход доJ  = 41 наблюдались как для основной полосы растяжения 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 была достаточная чувствительность, чтобы наблюдать OH + , H 2 O + и H 3 O + , которые образовывались из мельчайших примесей O 2 и H 2 O в их резервуаре с гелием. [13]

Моделирование вращательного спектра N 2 H +

Путем подбора всех наблюдаемых полос были определены вращательные постоянные для N 2 H +, которые составили B e  = 1,561928 см -1 и D e  =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 Δ J  = ± 1 , можно построить график рассчитанных уровней вращательной энергии вместе с их процентной заселенностью при 30  градусах Кельвина . Частоты пиков, предсказанные этим методом, отличаются от наблюдаемых в лаборатории не более чем на 700 кГц.

Химия [ править ]

N 2 H + 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 N 2 , который труднее обнаружить (так как у него отсутствует дипольный момент). Вот почему N 2 H + обычно используется для косвенного определения содержания N 2 в молекулярных облаках.

Скорости преобладающих реакций образования и разрушения могут быть определены из известных констант скорости и относительных содержаний (относительно H 2 ) в типичном плотном молекулярном облаке. [15] Рассчитанные скорости здесь были для раннего времени (316 000 лет) и температуры 20 кельвинов, которые являются типичными условиями для относительно молодого молекулярного облака.

Производство диазенилия
РеакцияКонстанта скоростиСкорость / [H 2 ] 2Относительная ставка
H 2 + N+
2→ N 2 H + + H		2,0 × 10 −91,7 × 10 −231.0
ЧАС+
3+ N 2 → N 2 H + + H 2		1,8 × 10 −91,5 × 10 −229.1
Разрушение диазенилия
РеакцияКонстанта скоростиСкорость / [H 2 ] 2Относительная ставка
N 2 H + + O → N 2 + OH +1,4 × 10 −101,6 × 10 −231.0
N 2 H + + CO → N 2 + HCO +1,4 × 10 −105,0 × 10 −233.2
N 2 H + + е - → N 2 + H2,0 × 10 −64,4 × 10 −232,8
N 2 H + + е - → NHN2,6 × 10 −65,7 × 10 −233,7

Возможны еще десятки реакций, но это единственные, которые достаточно быстры, чтобы повлиять на содержание N 2 H + 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 низка, разрушение N 2 H + в основном определяется диссоциативной рекомбинацией .

Ссылки [ править ]

  1. ^ "П. Казелли, П. К. Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)" . Архивировано 6 июля 2014 года . Проверено 30 октября 2008 .
  2. ^ "CSO" Интерактивный плоттер пропускания атмосферы " . Архивировано 18 сентября 2008 года . Проверено 30 октября 2008 .
  3. ^ Л. Пирогов, И. Зинченко, П. Казелли, ЛЕБ Йоханссон и П.С. Майерс, A&A, 405: 639-654 (2003)
  4. ^ Каселли, Паола; Benson, Priscilla J .; Майерс, Филип С .; Тафалла, Марио (2002). «Плотные ядра в темных облаках. XIV. N 2 H + (1–0) Карты ядер плотных облаков». Астрофизический журнал . 572 (1): 238–63. arXiv : astro-ph / 0202173 . Bibcode : 2002ApJ ... 572..238C . DOI : 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. Таддеус и Б. Е. Тернер, ApJ, 201: L25-L26 (1975)
  8. ^ "П. Казелли, П. Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)" . Архивировано 6 июля 2014 года . Проверено 30 октября 2008 .
  9. ^ L. Шалфей и L. Ziurys , ApJ, 447: 625 (1995)
  10. ^ Бергин, Эдвин А .; Алвес, Жуан; Уард, Трейси; Лада, Чарльз Дж. (2002). « Истощение N 2 H + и C 18 O в холодном темном облаке». Письма в астрофизический журнал . 570 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 0204016 . Bibcode : 2002ApJ ... 570L.101B . DOI : 10.1086 / 340950 . ISSN 1538-4357 . 
  11. ^ Р. Сайкалли, Т. Диксон, Т. Андерсон, П. Сзанто и Р. Вудс, ApJ, 205: L101 (1976)
  12. ^ J. Owrutsky, С. Gudeman, С. Мартнер, Л. Tack, Н. Розенбаум, Р. Saykally, JCP, 84: 605 (1986) [мертвая ссылка ]
  13. ^ Kabbadj, Y; Huet, TR; Rehfuss, BD; Габрис, СМ; Ока, Т. (1994), "Инфракрасная спектроскопия высоко возбужденных колебательных уровней протонированного азота, HN + 2", Журнал молекулярной спектроскопии , 163 (1): 180–205, Bibcode : 1994JMoSp.163..180K , doi : 10.1006 /jmsp.1994.1016
  14. ^ a b "С. Прасад и В. Хантресс, ApJS, 43: 1-35 (1980)" . Архивировано 6 июля 2014 года . Проверено 16 декабря 2008 .
  15. ^ Т. Миллар, П. Фаркуар и К. Уилласи, A \ & A Supp, 121: 139 (1997)