Monohydrid hořečnatý - Magnesium monohydride

Monohydrid hořečnatý
Jména
Název IUPAC
Monohydrid hořečnatý
Ostatní jména
Hydrid hořečnatý (I)
Identifikátory
3D model (JSmol )
Vlastnosti
MgH
Molární hmotnost25,313 g / mol
Vzhledzelený zářící plyn[1]
reaguje násilně
Související sloučeniny
jiný kationty
Monohydrid berylia,
Monohydrid vápenatý,
Monohydrid stroncia,
Monohydrid barnatý,
Hydrid draselný
Příbuzný Hořčík hydridy
Hydrid hořečnatý Mg4H6
Pokud není uvedeno jinak, jsou uvedeny údaje o materiálech v nich standardní stav (při 25 ° C [77 ° F], 100 kPa).
Reference Infoboxu

Monohydrid hořečnatý je molekulární plyn se vzorcem MgH který existuje při vysokých teplotách, jako jsou atmosféry Slunce a hvězd.[2] Původně byl známý jako hydrid hořečnatý, i když se tento název dnes běžněji používá, když se odkazuje na podobnou chemickou látku dihydrid hořečnatý.

Dějiny

George Downing žije a James Dewar se tvrdí, že jsou první, kdo vytvořil a pozoroval spektrální čáru z MgH v roce 1878.[3][4] Neuvědomili si však, o co jde.[5]

Formace

Laser může odpařovat kovový hořčík za vzniku atomů, které reagují s molekulárním plynným vodíkem za vzniku MgH a dalších hydridů hořčíku.[6]

Elektrický výboj plynným vodíkem za nízkého tlaku (20 pascalů) obsahující kousky hořčíku může produkovat MgH.[7]

Tepelně vyrobené atomy vodíku a páry hořčíku mohou reagovat a kondenzovat v a pevná argonová matice. Tento proces nefunguje s pevným neonem, pravděpodobně kvůli tvorbě MgH2 namísto.[8]

Jednoduchým způsobem, jak vyrobit nějaký MgH, je spalovat hořčík v plameni bunsenova hořáku, kde je dostatek vodíku k dočasné tvorbě MgH. Hořčíkové oblouky v páře také produkují MgH, ale také produkují MgO.[5]

Přirozená tvorba MgH probíhá ve hvězdách, hnědí trpaslíci a velké planety, kde je teplota dostatečně vysoká. Reakce, která jej produkuje, je buď 2Mg + H2 → 2MgH nebo Mg + H → MgH. Rozklad probíhá obráceně. Tvorba vyžaduje přítomnost plynného hořčíku. Množství plynného hořčíku je u chladných hvězd výrazně sníženo jeho extrakcí v oblacích enstatit, křemičitan hořečnatý. Jinak v těchto hvězdách, pod jakýmkoli mrakem křemičitanu hořečnatého, kde je teplota teplejší, je koncentrace MgH úměrná druhé odmocnině tlaku a koncentraci hořčíku a 10-4236 / T. MgH je druhý nejhojnější plyn obsahující hořčík (po atomovém hořčíku) v hlubších horkých částech planet a hnědých trpaslíků.[9][10]

Reakce atomů Mg s H2 (plynný vodík) ve skutečnosti je endotermický a pokračuje, když jsou atomy hořčíku excitovány elektronicky. Atom hořčíku se vloží do vazby mezi dvěma atomy vodíku a vytvoří dočasný MgH2 molekula, která se rychle točí a rozpadá se na rotující molekulu MgH a atom vodíku.[11] Produkované molekuly MgH mají bimodální distribuci rychlostí rotace. Když se v této reakci změní protium za deuterium, distribuce rotací zůstane nezměněna. (Mg + D2 nebo Mg + HD). Výrobky s nízkou rychlostí otáčení mají také nízkou hladinu vibrací, a proto jsou „studené“.[12]

Vlastnosti

Spektrum

Vzdálená infračervená oblast obsahuje rotační spektrum MgH v rozmezí od 0,3 do 2 THz. To také obsahuje hyperjemnou strukturu.[7] 24Předpokládá se, že MgH bude mít spektrální čáry pro různé rotační přechody pro následující vibrační úrovně.[13]

otáčeníGHz pro úroveň vibrací
0123
1-0343.68879332.92012321.68306309.86369
2-1687.10305665.59200643.11285619.46374
3-21030.07630997.76743964.03611928.54056

Infračervené vibrační rotace pásy jsou v rozmezí 800–2200 cm−1.[14] Základní režim vibrací je 6,7 μm.[15]Tři izotopy hořčíku a dva vodíku znásobují pásmová spektra šesti izotopomery: 24MgH 25MgH 26MgH 24MgD 25MgD 26MgD. Frekvence vibrací a rotace jsou významně pozměněny různými hmotnostmi atomů.[14]

Viditelné pásové spektrum hydridu hořečnatého bylo poprvé pozorováno v 19. století a brzy se potvrdilo, že je způsobeno kombinací hořčíku a vodíku. O tom, zda skutečně existuje sloučenina, se debatovalo kvůli tomu, že nebylo možné vyrobit žádný pevný materiál. Navzdory tomu se termín hydrid hořečnatý používal pro cokoli, co tvoří pásové spektrum. Tento termín byl použit dříve dihydrid hořečnatý byl objeven. Spektrální pásma měla hlavy s vlněním ve žlutozelené, zelené a modré části viditelného spektra.[5]

Žlutozelený pás spektra MgH je kolem vlnové délky 5622 Å. Modrý pruh je 4845 Å[16]

Hlavní pás MgH ve viditelném spektru je způsoben elektronickým přechodem mezi A2Π → X2Σ+ úrovně v kombinaci s přechody v rotačním a vibračním stavu.[17]

Pro každý elektronický přechod existují různá pásma pro změny mezi různými vibračními stavy. Přechod mezi vibračními stavy je znázorněn pomocí závorek (n, m), přičemž n a m jsou čísla. V každém pásmu je mnoho linií organizovaných do tří sad zvaných větve. Větev P, Q a R se liší podle toho, zda se rotační kvantové číslo zvyšuje o jednu, zůstává stejné nebo klesá o jednu. Řádky v každé větvi budou mít různá rotační kvantová čísla podle toho, jak rychle se molekuly otáčejí.[18] Pro A2Π → X2Σ+ přechod přechody s nejnižší úrovní vibrací jsou nejvýznamnější, nicméně A2Energetická hladina Π může mít vibrační kvantový stav až do 13. Jakákoli vyšší úroveň a molekula má příliš mnoho energie a třese se od sebe. Pro každou úroveň vibrační energie existuje celá řada různých rychlostí otáčení, které může molekula vydržet. Pro úroveň 0 je maximální rotační kvantové číslo 49. Nad touto rychlostí rotace by se točilo tak rychle, že by se rozpadlo. Pak pro následně vyšší vibrační úrovně od 2 do 13 počet maximálních rotačních úrovní klesajících procházením sekvencí 47, 44, 42, 39, 36, 33, 30,27, 23, 19, 15, 11 a 6.[19]

B '2Σ+→ X2Σ+ systém je přechod z mírně vyššího elektronického stavu do základního stavu. Má také čáry ve viditelném spektru, které jsou pozorovatelné sluneční skvrny. Pásy jsou bez hlavy. Pásmo (0,0) je slabé ve srovnání s pásmy (0,3), (0,4), (0,5), (0,6), (0,7), (1,3), (1 , 4), (1,7) a (1,8) vibrační pásma.[15]

C.2Stav Π má rotační parametry B = 6,104 cm−1, D = 0,0003176 cm −1, A = 3,843 cm−1a p = -0,02653 cm−1. Má energetickou hladinu 41242 cm−1.[20]

Další 2Δ elektronická vodováha má energii 42192 cm−1 a parametry rotace B = 6,1861 cm−1 a A = -0,168 cm−1.[20]

Ultrafialové záření má mnohem více pásem kvůli elektronům s vyšší energií.[21][22][23]

UV spektrum obsahuje hlavy pásů při 3100 Á díky vibračnímu přechodu (1,0) 2940 Á (2,0) 2720 Á (3,0) 2640 Á (0,1) 2567 Á (1,3).[24][25][26][27][28]

barvavlnová délka pásmahlava kapelypřechod vibracísíla
zelená4950-5330[29]5212(0.0)nejsilnější
degraduje na fialovou[30]
5182(1,1)silný
5155(2,2)silný
modrý4844
žluto zelená56225621(0,1)docela silný
5568(1,2)slabý
5516(2,3)slabý
6083(0,2)slabý
UV2350-23302348.8(0,0) a (1,1) Q větev 2Π → X2Σ+fialová degradována
UV2329slabá fialová degradována

[31]

Fyzický

Molekula monohydridu hořečnatého je jednoduchá rozsivková molekula s hořčík atom vázaný na a atom vodíku. Vzdálenost mezi atomy vodíku a hořčíku je 1,7297Å.[32]Základní stav monohydridu hořečnatého je X2Σ+.[1] Díky jednoduché struktuře symetrie bodová skupina molekuly je C.V.[32] The moment setrvačnosti jedné molekuly je 4,805263 × 10−40 g cm2.[32]

Vazba má významné kovalentní charakter.[33] The dipólový moment je 1,215 Debye.[34][35]

Mezi objemové vlastnosti plynu MgH patří entalpie formace 229,79 kJ mol−1,[32] entropie 193,20 JK−1 mol−1[32] a tepelná kapacita 29,59 JK−1 mol−1.[32]

The disociační energie molekuly je 1,33 eV.[36] Ionizační potenciál je kolem 7,9 eV s MgH+ iont, který vznikne, když molekula ztratí elektron.[37]

Dimer

V matricích vzácného plynu může MgH tvořit dva druhy dimeru: HMgMgH a a kosočtverečný ve tvaru (◊) (HMg)2 ve kterém molekula dihydrogenu přemosťuje vazbu mezi dvěma atomy hořčíku. MgH také může tvořit komplex s dihydrogenem HMg · H2. Fotolýza zvyšuje reakce, které tvoří dimer.[6] Energie k rozpadu dimeru HMgMgH na dva radikály MgH je 197 kJ / mol. Mg (μ-H2) Mg má o 63 kJ / mol více energie než HMgMgH.[38] Teoreticky se plynná fáze HMgMgH může rozkládat na Mg2 a H2 exotermicky uvolňuje 24 kJ / mol energie.[38] Vzdálenost mezi atomy hořčíku v HMgMgH se vypočítá na 2,861 Å.[39] HMgMgH lze považovat za formální základní sloučeninu pro další látky LMgMgL, které mají vazbu hořčíku na hořčík. U těchto lze hořčík považovat spíše za oxidační než +1 než za normální +2. Tyto druhy sloučenin však nejsou vyrobeny z HMgMgH.[40][41][42]

Související ionty

MgH+ může být vyroben protony zasaženými hořčíkem nebo plynným dihydrogenem H2 interakce s jednotlivě ionizovanými atomy hořčíku (H2 + Mg+ → MgH+ + H).[43]

MgH−,[44] MgH3− a MgH2− se tvoří z nízkotlakého vodíku nebo amoniaku nad hořčíkovou katodou.[44] Trihydridový iont se vyrábí nejvíce a ve větším poměru, když se použije spíše čistý vodík než amoniak. Dihydridový ion se vyrábí nejméně ze tří.[44]

Související radikály

HMgO a HMgS byly teoreticky zkoumány. MgOH a MgSH mají nižší energii.[45]

Aplikace

Spektrum MgH ve hvězdách lze použít k měření izotopového poměru hořčíku, teploty a gravitace povrchu hvězdy.[46] V horkých hvězdách bude MgH většinou disociován v důsledku rozbití molekul teplem, ale může být detekován v chladnějších hvězdách typu G, K a M.[47] Může být také detekován v hvězdná místa nebo sluneční skvrny. Spektrum MgH lze použít ke studiu magnetického pole a povahy hvězdných skvrn.[48]

Některé spektrální čáry MgH se prominentně objevují v druhé sluneční spektrum, to je zlomková lineární polarizace. Řádky patří Q1 a Q2 větve. Absorpční linie MgH jsou imunní vůči Hanleho efekt kde je polarizace snížena v přítomnosti magnetických polí, například v blízkosti slunečních skvrn. Tyto stejné absorpční linie netrpí Zeemanův efekt buď. Důvod, proč se větev Q zobrazuje tímto způsobem, je ten, že větve Q jsou čtyřikrát polarizovatelnější a dvakrát tak intenzivní než větve P a R. Tyto řádky, které jsou více polarizovatelné, také méně podléhají účinkům magnetického pole.[49]

Reference

  1. ^ A b Ziurys, L. M .; Barclay Jr., W. L .; Anderson, M. A. (1993). "Spektrum milimetrových vln radikálů MgH a MgD". Astrofyzikální deník. 402: L21 – L24. Bibcode:1993ApJ ... 402L..21Z. doi:10.1086/186690. ISSN  0004-637X.
  2. ^ Bernath, Peter F. (říjen 2009). „Molekulární astronomie chladných hvězd a subhvězdných objektů“. Mezinárodní recenze ve fyzikální chemii. 28 (4): 681–709. arXiv:0912.5085. Bibcode:2009IRPC ... 28..681B. doi:10.1080/01442350903292442. S2CID  119217993.
  3. ^ Liveing, G. D .; Dewar, J. (1878). „O obrácení linií kovových par. Ne. IV“. Sborník královské společnosti v Londýně. 28 (190–195): 352–358. Bibcode:1878RSPS ... 28..352L. doi:10.1098 / rspl.1878.0140. ISSN  0370-1662. S2CID  186212316.
  4. ^ Liveing, G. D .; Dewar, J. (1879). „Na spektru sloučenin uhlíku s vodíkem a dusíkem. Ne. II“. Sborník královské společnosti v Londýně. 30 (200–205): 494–509. Bibcode:1879RSPS ... 30..494L. doi:10.1098 / rspl.1879.0152. ISSN  0370-1662.
  5. ^ A b C Fowler, A. (1909). „Spektrum hydridu hořečnatého“. Filozofické transakce Královské společnosti A: Matematické, fyzikální a technické vědy. 209 (441–458): 447–478. Bibcode:1909RSPTA.209..447F. doi:10.1098 / rsta.1909.0017. ISSN  1364-503X.
  6. ^ A b Tague, Thomas J .; Andrews, Lester (1994). „Pulzní laserový odpařený atom hořčíku s vodíkem: infračervené spektrum pěti molekul hydridu hořečnatého“. The Journal of Physical Chemistry. 98 (35): 8611–8616. doi:10.1021 / j100086a004. ISSN  0022-3654.
  7. ^ A b Zink, L. R .; Jennings, D. A .; Evenson, K. M .; Leopold, K. R. (1990). „Laboratorní měření pro astrofyzikální identifikaci MgH“ (PDF). Astrofyzikální deník. 359: L65. Bibcode:1990ApJ ... 359L..65Z. doi:10.1086/185796. ISSN  0004-637X.
  8. ^ Knight, Lon B .; Eltner, J. R. (1. května 1971). „Hyperjemná interakce a chemická vazba v molekulách MgH, CaH, SrH a BaH“. The Journal of Chemical Physics. 54 (9): 3875–3884. Bibcode:1971JChPh..54,3875K. doi:10.1063/1.1675441. ISSN  0021-9606.
  9. ^ Visscher, Channon; Lodders, Katharina; Fegley, Bruce (2010). „Atmosférická chemie na obřích planetách, hnědých trpaslících a trpasličích hvězdách s nízkou hmotností. III. Železo, hořčík a křemík“. Astrofyzikální deník. 716 (2): 1060–1075. arXiv:1001.3639. Bibcode:2010ApJ ... 716.1060V. doi:10.1088 / 0004-637X / 716/2/1060. ISSN  0004-637X. S2CID  26176752. Stránky 1065-1068 se soustředí na hořčík.
  10. ^ Liu, Dean-Kuo; Lin, King-Chuen; Chen, Jye-Jong (2000). „Dynamika reakce Mg (4 [sup 1] S [sub 0], 3 [sup 1] D [sub 2]) s H [sub 2]: mechanismus typu harpuny pro vysoce vzrušené stavy“. The Journal of Chemical Physics. 113 (13): 5302. Bibcode:2000JChPh.113.5302L. doi:10.1063/1.1290125.
  11. ^ Liu, Dean-Kuo; Lin, King-Chuen (květen 1999). „Dynamika reakce Mg (3s4s) s H2: interference příspěvku produktu MgH ze stavu nižšího Mg (3s3p)“. Dopisy o chemické fyzice. 304 (5–6): 336–342. Bibcode:1999CPL ... 304..336L. doi:10.1016 / S0009-2614 (99) 00332-2.
  12. ^ Breckenridge, W.H .; Wang, Jiang-Hua (červen 1987). "Dynamika reakcí Mg (3s3p1p1) s H2, HD a D2: Rotační kvantové distribuce stavu produktů MgH (MgD)". Dopisy o chemické fyzice. 137 (3): 195–200. Bibcode:1987CPL ... 137..195B. doi:10.1016 / 0009-2614 (87) 80204-x.
  13. ^ Maciel, W. J .; Singh, P. D. (leden 1977). „Molekula / Mg-24 / H v atmosférách hvězd pozdního typu - pravděpodobnosti přechodu, síly oscilátoru a jemné struktury rotačně-vibračních pásem“. Astronomie a astrofyzika. 54 (2): 417–424. Bibcode:1977A & A .... 54..417M.
  14. ^ A b Shayesteh, A .; Appadoo, D. R. T .; Gordon, I .; Le Roy, R. J .; Bernath, P. F. (2004). „Infračervená emisní spektra Fourierovy transformace MgH a MgD“. The Journal of Chemical Physics. 120 (21): 10002–8. Bibcode:2004JChPh.12010002S. doi:10.1063/1.1724821. ISSN  0021-9606. PMID  15268020. S2CID  27232050.
  15. ^ A b Wallace, Lloyd; Hinkle, Kenneth; Li, Gang; Bernath, Peter (1999). „MgH B ′2Σ+-X2Σ+Přechod: nový nástroj pro studium množství izotopů hořčíku “. Astrofyzikální deník. 524 (1): 454–461. Bibcode:1999ApJ ... 524..454W. doi:10.1086/307798. ISSN  0004-637X.
  16. ^ Öhman, Yngve (3. června 1936). „Na pásmech hydridu hořečnatého ve hvězdných spektrech“. Stockholms Observatoriums Annaler. 12 (8): 8. Bibcode:1936StoAn..12 .... 8O.
  17. ^ Balfour, W. J. (prosinec 1970). "A2Π → X2Σ+ Systémy 24Mg 25Mg 26Mg ". Astrofyzikální deník. 162: 1031–1035. Bibcode:1970ApJ ... 162.1031B. doi:10.1086/150734.
  18. ^ Watson, William W .; Philip Rudnick (1926). "Spektrum pásem hydridu hořečnatého". Astrofyzikální deník. 63: 20. Bibcode:1926ApJ .... 63 ... 20W. doi:10.1086/142947. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Weck, P. F .; A. Schweitzer; P. C. Stancil; P. H. Hauschildt; K. Kirby (2003). "Opacita molekulárních linií MgH v chladných hvězdných atmosférách". Astrofyzikální deník. 582 (2): 1059–1065. arXiv:astro-ph / 0206219. Bibcode:2003ApJ ... 582,1059W. doi:10.1086/344722. ISSN  0004-637X. S2CID  14267169.
  20. ^ A b Caron, Nicholas; Tokaryk, D .; Adam, A.G. (17. června 2014). „LASEROVÁ SPEKTROSKOPIE STAVŮ HYDRIDU HOŘEČNATÉHO C2Π (41242 cm − 1) A 2∆ (42192 cm − 1). Proceedings of the International Symposium on Molecular Spectroscopy: 1. doi:10.15278 / isms.2014.TK01. hdl:2142/50785. ISBN  978-1-4993-8865-7.
  21. ^ Turner, Louis; Wilbur Harris (1937). "Ultrafialové skupiny hydridu hořečnatého". Fyzický přehled. 52 (6): 626–630. Bibcode:1937PhRv ... 52..626T. doi:10.1103 / PhysRev.52.626. ISSN  0031-899X.
  22. ^ Khan, M. Aslam (1962). „Pásma MgH při 2172, 2100 a 2088 a pásma MgD při 2172, 2358 a 2364 A.“. Sborník Fyzikální společnosti. 80 (1): 209–221. Bibcode:1962PPS .... 80..209A. doi:10.1088/0370-1328/80/1/324. ISSN  0370-1328.
  23. ^ Pearse, R. W. B. (1929). „Ultrafialové spektrum hydridu hořečnatého. 1. Kapela ve formuli 2430“. Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 122 (790): 442–455. Bibcode:1929RSPSA.122..442P. doi:10.1098 / rspa.1929.0033. ISSN  1364-5021.
  24. ^ Pearse, R. W. B. (1929). „Ultrafialové spektrum hydridu hořečnatého. II. Mnohostranný vzorec systému“. Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 125 (796): 157–179. Bibcode:1929RSPSA.125..157P. doi:10.1098 / rspa.1929.0159. ISSN  1364-5021. JSTOR  95255.
  25. ^ Khan, M. Aslam (1961). "Pásma MgH a MgD při 2819 a 2702". Sborník Fyzikální společnosti. 77 (6): 1133–1140. Bibcode:1961PPS .... 77.1133A. doi:10.1088/0370-1328/77/6/304. ISSN  0370-1328.
  26. ^ Balfour, W J (1970). "Elektronové spektrum hydridu hořečnatého a deuteridu hořečnatého". Journal of Physics B: Atomic and Molecular Physics. 3 (12): 1749–1756. Bibcode:1970JPhB .... 3.1749B. doi:10.1088/0022-3700/3/12/019. ISSN  0022-3700.
  27. ^ Grundstrõm, B. (1936). „Absorpční spektrum hydridu hořečnatého v ultrafialové“. Příroda. 137 (3455): 108–109. Bibcode:1936Natur.137..108G. doi:10.1038 / 137108b0. ISSN  0028-0836. S2CID  4127045.
  28. ^ Guntsch, Arnold (1938). „Druckeffekt in der Magnesiumhydridbande bei λ 2590 Å“. Zeitschrift für Physik (v němčině). 110 (9–10): 549–552. Bibcode:1938ZPhy..110..549G. doi:10.1007 / BF01340215. ISSN  1434-6001. S2CID  120599233.
  29. ^ Hema, B. P .; Gajendra Pandey (2014). „OBJEDNÁVÁNÍ RELATIVNĚ OBORNÝCH VODÍKŮ V GALAKTICKÉ GLOBULÁRNÍ CLUSTER ω CENTAURI“. Astrofyzikální deník. 792 (2): L28. arXiv:1408.1205. Bibcode:2014ApJ ... 792L..28H. doi:10.1088 / 2041-8205 / 792/2 / L28. ISSN  2041-8213. S2CID  56189503.
  30. ^ Branch, David (1970). "Izotopy hořčíku na slunci". Astrofyzikální deník. 159: 39. Bibcode:1970ApJ ... 159 ... 39B. doi:10.1086/150288. ISSN  0004-637X.
  31. ^ Sotirovski, P. (2. července 1971). „Molekulární spektrum sluneční skvrny Umbrae“. Astronomie a astrofyzika. 14: 319. Bibcode:1971A & A .... 14..319S.
  32. ^ A b C d E F „CCCBDB Výpis experimentálních údajů pro MgH (monohydrid hořečnatý)“. Citováno 3. ledna 2015.
  33. ^ Bucchino, Matthew P .; Lucy M. Ziurys (2013). „Terahertzova spektroskopie 25MgH (X2Σ+) a 67ZnH (X2Σ+): Lepení v jednoduchých hydridech kovů ". The Journal of Physical Chemistry A. 117 (39): 9732–9737. Bibcode:2013JPCA..117,9732B. doi:10.1021 / jp3123743. ISSN  1089-5639. PMID  23517252.
  34. ^ „Podrobnosti o druhu“ MgH"". Kinetická databáze pro astroschemii. Citováno 8. ledna 2015.
  35. ^ Fowler, P.W .; AJ. Sadlej (2006). „Korelované studie elektrických vlastností iontových molekul: hydridy alkalických kovů a kovů alkalických zemin, halogenidy a chalkogenidy“. Molekulární fyzika. 73 (1): 43–55. Bibcode:1991MolPh..73 ... 43F. doi:10.1080/00268979100101041. ISSN  0026-8976.
  36. ^ Balfour, W. J .; H. M. Cartwright (prosinec 1976). "A2Π-X2Σ+ systém a disociační energie hydridu hořečnatého “. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 26: 389–397. Bibcode:1976A & AS ... 26..389B.
  37. ^ Singh, P. D .; W. J. Maciel (1976). "Možnost 24MgH+ ve sluneční atmosféře - rotační a vibrační spektra s vysokým rozlišením ". Sluneční fyzika. 49 (2): 217–230. Bibcode:1976SoPh ... 49..217S. doi:10.1007 / BF00162446. ISSN  0038-0938. S2CID  118183709.
  38. ^ A b Schnepf, Andreas; Hans-Jörg Himmel (2005). „Subvalentní sloučeniny s přímými vazbami kov-kov: vazba Zn – Zn v [Cp * 2Zn2]“. Angewandte Chemie International Edition. 44 (20): 3006–3008. doi:10.1002 / anie.200500597. ISSN  1433-7851. PMID  15844126.
  39. ^ Boldyrev, Alexander I .; Lai-Sheng Wang (2001). „Beyond Classical Steichiometry: Experiment and Theory“. The Journal of Physical Chemistry A. 105 (48): 10759–10775. Bibcode:2001JPCA..10510759B. doi:10.1021 / jp0122629. ISSN  1089-5639. Viz strana 10763 pravý sloupec.
  40. ^ Green, S. P .; C. Jones, A. Stasch; Stasch, Andreas (2007). "Stabilní sloučeniny hořčíku (I) s vazbami Mg-Mg". Věda. 318 (5857): 1754–1757. Bibcode:2007Sci ... 318.1754G. doi:10.1126 / science.1150856. ISSN  0036-8075. PMID  17991827. S2CID  40657565.
  41. ^ Jones, Cameron; Andreas Stasch (2013). „Stabilní molekulární dimery hořčíku (I): zásadně přitažlivý, přesto synteticky univerzální třída sloučenin“. Sloučeniny kovů alkalických zemin. Témata v organokovové chemii. 45. str. 73–101. doi:10.1007/978-3-642-36270-5_3. ISBN  978-3-642-36269-9. ISSN  1436-6002.
  42. ^ Liu, Yanyan; Shaoguang Li; Xiao-Juan Yang; Peiju Yang; Biao Wu (2009). „Hořčík - hořčíkový vaz stabilizovaný dvojnásobně sníženým α-diiminem: Syntéza a struktura [K (THF) 3] 2 [LMg-MgL] (L = [(2,6-iPr2C6H3) NC (Me)] 22−) ". Journal of the American Chemical Society. 131 (12): 4210–4211. doi:10.1021 / ja900568c. ISSN  0002-7863. PMID  19271703.
  43. ^ Højbjerre, K; Hansen, AK; Skyt, PS; Staanum, PF; Drewsen, M (14. května 2009). „Rotační stav vyřešil fotodisociační spektroskopii translačně a vibračně chladných iontů MgH: směrem k rotačnímu ochlazení molekulárních iontů“. New Journal of Physics. 11 (5): 055026. Bibcode:2009NJPh ... 11e5026H. doi:10.1088/1367-2630/11/5/055026.
  44. ^ A b C Middleton, Roy (únor 1990). „Negativní iontová kuchařka“ (PDF). str. 10, 40–42. Citováno 7. ledna 2015.
  45. ^ Zaidi, A; Lahmar, S; Ben Lakhdar, Z; Diehr, M; Rosmus, P; Chambaud, G (listopad 2003). "Elektronická struktura a spektroskopie základního a excitovaného stavu radikálů HMgO a HMgS". Chemická fyzika. 295 (1): 89–95. Bibcode:2003CP .... 295 ... 89Z. doi:10.1016 / j.chemphys.2003.08.010.
  46. ^ Yadin, Benjamin; Thomas Veness; Pierandrea Conti; Christian Hill; Sergej N. Jurčenko; Jonathan Tennyson (2012). "Seznamy řádků ExoMol - I. Rovibrační spektrum BeH, MgH a CaH ve stavu X 2Σ +". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 425 (1): 34–43. arXiv:1204.0137. Bibcode:2012MNRAS.425 ... 34R. doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21367.x. ISSN  0035-8711.
  47. ^ Pavlenko, Ya. PROTI.; G. J. Harris, J. Tennyson, H. R. A. Jones, J. M. Brown, C. Hill, L. A. Yakovina; Tennyson, J .; Jones, H. R. A .; Brown, J. M .; Hill, C .; Yakovina, L. A. (2008). „Elektronická pásma CrD, CrH, MgD a MgH: aplikace na‚ deuteriový test'" (PDF). Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 386 (3): 1338–1346. arXiv:0710.0368. Bibcode:2008MNRAS.386.1338P. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.12522.x. ISSN  0035-8711. S2CID  8583739. Citováno 5. ledna 2015.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  48. ^ Afram, Nadine (2008). Molekulární diagnostika solárních a hvězdných magnetických polí. Cuvillier Verlag. p. 95. ISBN  9783867277631. Citováno 5. ledna 2015.
  49. ^ Berdyugina, S. V .; Stenflo, J. O .; Gandorfer, A. (červen 2002). „Molekulární rozptyl čar a účinky magnetického pole: rozlišení záhady“. Astronomie a astrofyzika. 388 (3): 1062–1078. Bibcode:2002A & A ... 388.1062B. doi:10.1051/0004-6361:20020587.

Jiné čtení