Trihydrogenový kation - Trihydrogen cation

Trihydrogenový kation
Model vyplňování prostoru kationu H + 3
Identifikátory
3D model (JSmol )
Vlastnosti
H+
3
Molární hmotnost3.02
Konjugovaná základnaDihydrogen
Související sloučeniny
jiný anionty
hydrid
jiný kationty
vodíkový ion, dihydrogenový kation, klastr vodíkových iontů
Související sloučeniny
trihydrogen
Pokud není uvedeno jinak, jsou uvedeny údaje o materiálech v nich standardní stav (při 25 ° C [77 ° F], 100 kPa).
Reference Infoboxu

The trihydrogenový kation nebo protonovaný molekulární vodík je kation (pozitivní ion ) s vzorec H+
3, skládající se ze tří vodík jádra (protony ) sdílení dvou elektrony.

Trihydrogenový kation je jedním z nejhojnějších ionty ve vesmíru. Je stabilní v mezihvězdné médium (ISM) kvůli nízké teplotě a nízké hustotě mezihvězdného prostoru. Role, která H+
3 hraje v chemii plynných fází ISM nemá obdoby molekulární ion.

Trihydrogenový kation je nejjednodušší triatomová molekula, protože jeho dva elektrony jsou jediné valenční elektrony v systému. Je to také nejjednodušší příklad a třístředová vazba se dvěma elektrony Systém.

Dějiny

H+
3 byl poprvé objeven uživatelem J. J. Thomson v roce 1911.[1] Při studiu výsledných druhů plazma výboje, objevil něco velmi zvláštního. Pomocí rané formy hmotnostní spektrometrie, objevil velké množství a molekulární ion s poměr hmotnosti k náboji ze 3. Uvedl, že jediné dvě možnosti jsou C4+ nebo H+
3. Od C.4+ by bylo velmi nepravděpodobné a signál zesílil v čistém vodík plyn, správně přiřadil druh jako H+
3.

Cesta formace byla objevena společností Hogness & Lunn v roce 1925.[2] Rovněž použili ranou formu hmotnostní spektrometrie ke studiu výbojů vodíku. Zjistili, že se zvyšujícím se tlakem vodíku se zvyšuje i množství H+
3 lineárně vzrostl a množství H+
2 lineárně poklesl. Kromě toho tam byl malý H.+ při jakémkoli tlaku. Tyto údaje naznačují proton cesta formace výměny popsaná níže.

V roce 1961 Martin et al. nejprve to navrhl H+
3 může být přítomen v mezihvězdném prostoru vzhledem k velkému množství vodíku v mezihvězdném prostoru a jeho reakční cesta byla exotermické (~1.5 eV ).[3] To vedlo v roce 1973 k návrhu Watsona a Herbsta a Klemperera H+
3 je zodpovědný za tvorbu mnoha pozorovaných molekulárních iontů.[4][5]

To nebylo až do roku 1980, kdy první spektrum H+
3 byl objeven Takeshi Oka,[6] který byl z ν2 základní pásmo pomocí techniky zvané frekvenční modulace detekce. To zahájilo hledání mimozemšťanů H+
3. Emisní potrubí byly zjištěny na konci 80. let a počátkem 90. let v EU ionosféry z Jupiter, Saturn, a Uran.[7][8][9]V učebnici Bunkera a Jensena[10]Obrázek 1.1 reprodukuje část ν2 emisní pásmo z oblasti polární aktivity v horních vrstvách atmosféry Jupitera,[11] a Tabulka 12.3 uvádí seznam vln přechodů linek v pásmu pozorovaných Oka[6] s jejich úkoly.


V roce 1996 H+
3 byl nakonec detekován v mezihvězdném médiu (ISM) Geballe & Oka ve dvou molekulárních mezihvězdné mraky v mířidlech GL2136 a W33A.[12] V roce 1998 H+
3 byl neočekávaně detekován McCallem et al. v rozptýleném mezihvězdném mračnu v zorném poli Cygnus OB2 # 12.[13] V roce 2006 to Oka oznámila H+
3 byl v mezihvězdném prostředí všudypřítomný a to Centrální molekulární zóna obsahovala milionkrát větší koncentraci než ISM obecně.[14]

Struktura

Struktura H+
3
The MO diagram trihydrogenového kationtu.

Tři atomy vodíku v molekule tvoří rovnostranný trojúhelník, s délka vazby 0,90A na každé straně. Vazba mezi atomy je a třícentrová vazba se dvěma elektrony, a přemístěn rezonanční hybridní typ struktury. Pevnost vazby byla vypočítána na přibližně 4,5eV (104 kcal / mol).[15]

Izotopologové

Teoreticky má kation 10 izotopologové, který je výsledkem nahrazení jednoho nebo více protonů jádry druhého vodíku izotopy; a to, deuterium jádra (deuterony, 2
H+) nebo tritium jádra (tritonů, 3
H+). Některé z nich byly detekovány v mezihvězdných mracích.[16] Liší se v číslo atomové hmotnosti A a počet neutrony N:

  • H+
    3     = 1
    H+
    3     (A=3, N= 0) (běžný).[17][16]
  • [DH
    2    ]+     = [2
    H1
    H
    2    ]+     (A=4, N= 1) (deuterium dihydrogen kation).[17][16]
  • [D
    2    H]+     = [2
    H
    2    1
    H]+     (A=5, N= 2) (dideuterium vodíkový kation).[17][16]
  • D+
    3     = 2
    H+
    3     (A=6, N= 3) (trideuterium kation).[17][16]
  • [TH
    2    ]+     = [3
    H1
    H
    2    ]+     (A=5, N= 2) (tritium dihydrogen kation).
  • [TDH]+ = [3
    H2
    H1
    H]+     (A=6, N= 3) (tritium deuterium vodíkový kation).
  • [TD
    2    ]+     = [3
    H2
    H
    2    ]+     (A=7, N= 4) (tritium dideuterium kation).
  • [T
    2    H]+     = [3
    H
    2    1
    H]+     (A=7, N= 4) (ditritium vodíkový kation).
  • [T
    2    D]+     = [3
    H
    2    2
    H]+     (A=8, N= 5) (kation ditritia deuteria).
  • T+
    3     = 3
    H+
    2     (A=9, N= 6) (kation tritritia).

Izotopologové deuteria se podílejí na frakcionaci deuteria v hustých mezihvězdných oblacích.[17]

Formace

Hlavní cesta pro výrobu H+
3 je reakcí H+
2 a H2.[18]

H+
2 + H2 → H+
3 + H

Koncentrace H+
2 je to, co omezuje rychlost této reakce v přírodě: jediným známým přirozeným zdrojem je ionizace H2 podle a kosmický paprsek v mezihvězdném prostoru ionizací H2:

H2 + kosmický paprsek → H+
2 + e− + kosmický paprsek

Kosmický paprsek má tolik energie, že je téměř neovlivněn relativně malou energií přenášenou na vodík při ionizaci H2 molekula. V mezihvězdných mracích zanechávají kosmické paprsky stopu H+
2, a proto H+
3. V laboratořích H+
3 je produkován stejným mechanismem v plazmatických výbojových buňkách, přičemž výbojový potenciál poskytuje energii pro ionizaci H2.

Zničení

Informace pro tuto část pocházela také z příspěvku Erica Herbsta.[18] Existuje mnoho destrukčních reakcí H+
3. Dominantní destrukční dráha v hustých mezihvězdných mracích je přenosem protonů s neutrálním srážkovým partnerem. Nejpravděpodobnějším kandidátem na destruktivního kolizního partnera je druhá nejhojnější molekula ve vesmíru, CO.

H+
3 + CO → HCO+ + H2

Významným produktem této reakce je HCO+, důležitá molekula pro mezihvězdnou chemii. Je to silné dipól a vysoká četnost je snadno zjistitelná pomocí radioastronomie. H+
3 může také reagovat s atomovým kyslík za vzniku OH+ a H2.

H+
3 + O → OH+ + H2

ACH+ pak obvykle reaguje s více H2 tvořit dále hydrogenovaný molekuly.

ACH+ + H2 → ACH+
2 + H
ACH+
2 + H2 → ACH+
3 + H

V tomto bodě je reakce mezi ACH+
3 a H2 již není v mezihvězdných mracích exotermická. Nejběžnější cesta ničení pro ACH+
3 je disociativní rekombinace, čímž se získají čtyři možné sady produktů: H2O + H, OH + H2, OH + 2H a O + H2 + H. Zatímco voda je možným produktem této reakce, není to příliš efektivní produkt. Různé experimenty naznačují, že voda se vytváří kdekoli od 5–33% času. Tvorba vody zapnutá zrna je stále považován za primární zdroj vody v mezihvězdném prostředí.

Nejběžnější cesta ničení H+
3 v difúzních mezihvězdných mracích je disociační rekombinace. Tato reakce má několik produktů. Hlavním produktem je disociace na tři atomy vodíku, ke kterému dochází zhruba 75% času. Vedlejším produktem je H2 a H, ke kterému dochází zhruba 25% času.

Ortho / Para-H3+

Kolize orto-H+
3 a para-H2.

Protony z [1
H
3]+ může být ve dvou různých konfigurace odstřeďování, nazývané ortho a para. Orto-H+
3 má všechny tři protonové spiny paralelní, což dává celkem jaderná rotace ze dne 3/2. Para-H+
3 má dvě protonová protočení paralelní, zatímco druhá je antiparalelní, což vede k celkovému jadernému protočení 1/2.

Nejhojnější molekula v hustých mezihvězdných mracích je 1
H
2 který také má ortho a para státy s celkovým počtem jaderných zatočení 1, respektive 0. Když H+
3 molekula se srazí s H2 molekula, může dojít k přenosu protonu. Převod stále přináší a H+
3 molekula a H2 molekula, ale může potenciálně změnit celkovou nukleární rotaci dvou molekul v závislosti na nukleárních rotacích protonů. Když orto-H+
3 a para-H2 srazit, výsledkem může být para-H+
3 a ortho-H2.[18]

Spektroskopie

The spektroskopie z H+
3 je náročné. Čisté rotační spektrum je mimořádně slabé.[19] Ultrafialové světlo je příliš energické a molekulu by disociovalo. Rovibronic (infračervená) spektroskopie poskytuje schopnost pozorovat H+
3. Rovibronická spektroskopie je možná s H+
3 protože jeden z vibrační režimy z H+
3, ν2 asymetrický režim ohybu, má slabý přechodový dipólový moment. Od počátečního spektra Oka,[6] přes 900 absorpční linie byly detekovány v infračervené oblasti. H+
3 emisní čáry byly také nalezeny pozorováním atmosféry Jupitských planet. H+
3 emisní čáry se nacházejí pozorováním molekulárního vodíku a nalezení čáry, kterou nelze připsat molekulárnímu vodíku.

Astronomická detekce

H+
3 byla detekována ve dvou typech nebeských prostředí: planety Jovian a mezihvězdné mraky. Na jupianských planetách byla detekována v ionosférách planety, v oblasti, kde ionizuje vysokoenergetické záření Slunce částice v atmosféře. Protože tam je vysoká hladina H2 v těchto atmosférách může toto záření produkovat značné množství H+
3. S širokopásmovým zdrojem, jako je Slunce, je také spousta záření, které pumpuje H+
3 do vyšších energetických stavů, ze kterých se může uvolnit stimulovanou a spontánní emisí.

Planetární atmosféry

Detekce prvního H+
3 emisní linky uvedl v roce 1989 Drossart et al.,[7] nalezený v ionosféře Jupitera. Drossart našel celkem 23 H+
3 řádky s hustotou sloupce 1,39×109/cm2. Pomocí těchto linek byli schopni přiřadit teplotu H+
3 kolem 1100 K (830 ° C), což je srovnatelné s teplotami stanovenými z emisních linií jiných druhů, jako je H2. V roce 1993 H+
3 byl nalezen v Saturnu Geballe et al.[8] a na Uranu Traftonem et al.[9]

Molekulární mezihvězdné mraky

H+
3 nebyl v mezihvězdném médiu detekován až do roku 1996, kdy Geballe & Oka ohlásily detekci H+
3 ve dvou molekulárních mračnách, GL2136 a W33A.[12] Oba zdroje měly teploty H+
3 asi 35 K (-238 ° C) a hustoty kolony asi 1014/cm2. Od té doby, H+
3 byl detekován v mnoha dalších molekulárních mračnách, jako je AFGL 2136,[20] Po R2 IRS 3,[20] GCS 3-2,[21] GC IRS 3,[21] a LkHa 101.[22]

Difúzní mezihvězdné mraky

Nečekaně tři H+
3 linky byly detekovány v roce 1998 McCallem et al. v zorném poli rozptýleného mraku Cyg OB2 č. 12.[13] Před rokem 1998 byla hustota H2 byla považována za příliš nízkou na to, aby vyprodukovala zjistitelné množství H+
3. McCall detekoval teplotu ~ 27 K (-246 ° C) a hustotu kolony ~ 1014/cm2, stejná hustota sloupce jako Geballe & Oka. Od té doby, H+
3 byl detekován v mnoha dalších rozptýlených oblacích, jako je GCS 3-2,[21] GC IRS 3,[21] a ζ Persei.[23]

Předpovědi modelu v ustáleném stavu

Pro přiblížení délky cesty H+
3 v těchto oblacích, ok[24] použil model ustáleného stavu k určení předpokládané hustoty čísel v rozptýlených a hustých oblacích. Jak bylo vysvětleno výše, difúzní i husté mraky mají stejný formační mechanismus H+
3, ale různé dominující mechanismy ničení. V hustých mracích je dominantní destrukční mechanismus přenos protonů s CO. To odpovídá předpokládané hustotě čísel 10−4 cm−3 v hustých oblacích.

n(H+
3) = (ζ / kCO)[n(H2) / n(CO)] ≈ 10−4/cm3
n(H+
3) = (ζ / kE)[n(H2) / n(C+)] ≈ 10−6/cm3

V rozptýlených oblacích je dominujícím destrukčním mechanismem disociační rekombinace. To odpovídá předpokládané hustotě čísel 10−6/cm3 v rozptýlených oblacích. Proto, protože hustoty sloupců pro rozptýlené a husté mraky jsou zhruba stejného řádu, musí mít rozptýlené mraky délku dráhy stokrát větší než dráhu hustých mraků. Proto pomocí H+
3 jako sonda těchto mraků lze určit jejich relativní velikosti.

Viz také

Reference

  1. ^ Thomson, J. J. (1913). „Paprsky pozitivní elektřiny“. Sborník královské společnosti A. 89 (607): 1–20. Bibcode:1913RSPSA..89 .... 1T. doi:10.1098 / rspa.1913.0057.
  2. ^ Hogness, T. R .; Lunn, E. G. (1925). „Ionizace vodíku nárazem elektronu interpretovaná analýzou pozitivního paprsku“. Fyzický přehled. 26 (1): 44–55. Bibcode:1925PhRv ... 26 ... 44H. doi:10.1103 / PhysRev.26.44.
  3. ^ Martin, D. W .; McDaniel, E. W .; Meeks, M. L. (1961). „O možném výskytu H+
    3     v mezihvězdném prostoru ". Astrofyzikální deník. 134: 1012. Bibcode:1961ApJ ... 134,1012M. doi:10.1086/147232.
  4. ^ Watson, W. D. (1973). „Rychlost tvorby mezihvězdných molekul reakcemi iontů a molekul“. Astrofyzikální deník. 183 (2): L17. Bibcode:1973ApJ ... 183L..17W. doi:10.1086/181242.
  5. ^ Herbst, E .; Klemperer, W. (1973). "Vznik a vyčerpání molekul v hustých mezihvězdných mračnech". Astrofyzikální deník. 185: 505. Bibcode:1973ApJ ... 185..505H. doi:10.1086/152436.
  6. ^ A b C Dobře, T. (1980). "Pozorování infračerveného spektra H+
    3    ". Dopisy o fyzické kontrole. 45 (7): 531–534. Bibcode:1980PhRvL..45..531O. doi:10.1103 / PhysRevLett.45.531.
  7. ^ A b Drossart, P .; et al. (1989). "Detekce H+
    3     na Jupiteru "     (PDF). Příroda. 340 (6234): 539. Bibcode:1989 Natur.340..539D. doi:10.1038 / 340539a0.
  8. ^ A b Geballe, T. R .; et al. (1993). "Detekce H+
    3     Linky infračerveného záření v Saturnu ". Astrofyzikální deník. 408 (2): L109. Bibcode:1993ApJ ... 408L.109G. doi:10.1086/186843.
  9. ^ A b Trafton, L. M .; et al. (1993). "Detekce H+
    3     z Uranu “. Astrofyzikální deník. 405: 761. Bibcode:1993ApJ ... 405..761T. doi:10.1086/172404.
  10. ^ P. R. Bunker a P. Jensen (2005),Základy Molekulární symetrie (CRC Press)ISBN  0-7503-0941-5[1]
  11. ^ Jean-Pierre Maillard; Pierre Drossart; J. K. G. Watson; S. J. Kim; J. Caldwell (1990). „Základní pásmo H + 3 v polárních zónách Jupitera při vysokém rozlišení od 2400 do 2900 inverzních centimetrů“. Astrophys. J. 363: L37. doi:10.1086/185859.
  12. ^ A b Geballe, T. R .; Dobře, T. (1996). "Detekce H+
    3     v mezihvězdném prostoru ". Příroda. 384 (6607): 334–335. Bibcode:1996 Natur.384..334G. doi:10.1038 / 384334a0. PMID  8934516.
  13. ^ A b McCall, B. J .; et al. (1998). "Detekce H+
    3     v difuzním mezihvězdném médiu směrem k Cygnus OB2 č. 12 ". Věda. 279 (5358): 1910–1913. Bibcode:1998Sci ... 279.1910M. doi:10.1126 / science.279.5358.1910.
  14. ^ PNAS, 2006
  15. ^ McCall, B. J .; et al. (2004). „Disociativní rekombinace rotačně chladného H+
    3    ". Fyzický přehled A. 70 (5): 052716. Bibcode:2004PhRvA..70e2716M. doi:10.1103 / PhysRevA.70.052716.
  16. ^ A b C d E Pagani, L .; Vastel, C .; Hugo, E .; Kokoouline, V .; Greene, C. H .; Bacmann, A .; Bayet, E .; Ceccarelli, C.; Peng, R .; Schlemmer, S. (2009). „Chemické modelování L183 (L134N): odhad poměru ortho / para H“. Astronomie a astrofyzika. 494 (2): 623–636. doi:10.1051/0004-6361:200810587.
  17. ^ A b C d E Roberts, Helen; Herbst, Eric; Millar, T. J. (2003). „Vylepšená frakce deuteria v hustých mezihvězdných jádrech, která je výsledkem mnohonásobně deuterované H3 +“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 591 (1): L41 – L44. doi:10.1086/376962.
  18. ^ A b C Herbst, E. (2000). "Astrochemie z H+
    3    ". Filozofické transakce královské společnosti A. 358 (1774): 2523–2534. doi:10.1098 / rsta.2000.0665.
  19. ^ Watson, J.K.G (1971). "Zakázaná rotační spektra polyatomových molekul". Journal of Molecular Spectroscopy. 40 (3): 546–544. Bibcode:1971JMoSp..40..536W. doi:10.1016/0022-2852(71)90255-4.
  20. ^ A b McCall, B. J .; et al. (1999). "Pozorování H+
    3     v hustých molekulárních oblacích "    . Astrofyzikální deník. 522 (1): 338–348. Bibcode:1999ApJ ... 522..338M. doi:10.1086/307637.
  21. ^ A b C d Goto, M .; et al. (2002). "Průzkum absorpční linie z H+
    3     směrem ke Galaktickému středu Zdroje I. GCS 3-2 a GC IRS3 "    . Publikace Astronomické společnosti Japonska. 54 (6): 951. doi:10.1093 / pasj / 54.6.951.
  22. ^ Brittain, S. D .; et al. (2004). "Mezihvězdný H+
    3     Absorpce vedení směrem k LkHα 101 "    . Astrofyzikální deník. 606 (2): 911–916. Bibcode:2004ApJ ... 606..911B. doi:10.1086/383024.
  23. ^ McCall, B. J .; et al. (2003). „Vylepšený tok kosmického záření směrem k erse Persei odvozený z laboratorní studie H+
    3    -E− Míra rekombinace ". Příroda. 422 (6931): 500–2. arXiv:astro-ph / 0302106. Bibcode:2003 Natur.422..500M. doi:10.1038 / nature01498. PMID  12673244.
  24. ^ Dobře, T. (2006). „Interstellar H3 +“. PNAS. 103 (33): 12235–12242. Bibcode:2006PNAS..10312235O. doi:10.1073 / pnas.0601242103. PMC  1567864. PMID  16894171.

externí odkazy