Диазенилий
Диазенилий – это химическое вещество N 2 H + , неорганический катион , который был одним из первых ионов, наблюдавшихся в межзвездных облаках . С тех пор его наблюдали в нескольких различных типах межзвездной среды , и эти наблюдения имели несколько различных научных применений. Он дает астрономам информацию о фракционной ионизации газовых облаков, химических процессах, происходящих внутри этих облаков, и часто используется в качестве индикатора молекул, которые не так легко обнаружить (например, N 2 ). [1] Его вращательный переход 1–0 происходит на частоте 93,174 ГГц, 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 помощью наземных обсерваторий. Результаты N 2 H + наблюдения могут быть использованы не только для определения химического состава межзвездных облаков, но и для картирования профилей плотности и скорости этих облаков. [4]
Астрономические открытия
[ редактировать ]Н 2 Ч + Впервые наблюдался в 1974 году Б. Е. Тернером. Он наблюдал ранее неопознанный триплет на частоте 93,174 ГГц с помощью 11-метрового телескопа NRAO. [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 молекулярных расчетов ab initio и сравнения подобных молекул, таких как N 2 , CO , HCN , HNC и HCO. + , которые все изоэлектронны N 2 H + . На основании этих расчетов можно было ожидать, что наблюдаемый вращательный переход будет иметь семь сверхтонких компонентов, но наблюдались только три из них, поскольку разрешение телескопа было недостаточно, 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), используя тот же телескоп, но на этот раз они интегрировались в течение 26 часов, что привело к разрешению, достаточно хорошему, чтобы различать меньшие частицы. сверхтонкие компоненты. [7]
За последние три десятилетия N 2 H + наблюдается довольно часто, и полоса вращения 1–0 — это почти исключительно та полоса, которую ищут астрономы. В 1995 году сверхтонкая структура этого септуплета наблюдалась с абсолютной точностью ~7 кГц, что было достаточно для определения его молекулярных констант с точностью, на порядок большей, чем это было возможно в лаборатории. [8] Это наблюдение было сделано в направлении L1512 с использованием 37-метрового телескопа NEROC Haystack. В том же году Сейдж и др. наблюдал переход 1–0 N 2 H + в семи из девяти близлежащих галактик, которые они наблюдали с помощью 12-метрового телескопа NRAO в Китт-Пик. [9] Н 2 Ч + был одним из первых молекулярных ионов, наблюдавшихся в других галактиках, и его наблюдения помогли показать, что химия в других галактиках очень похожа на ту, которую мы видим в нашей собственной галактике.
Н 2 Ч + чаще всего наблюдается в плотных молекулярных облаках, где он оказался полезным как одна из последних молекул, замерзающих на пылинках по мере увеличения плотности облака к центру. В 2002 году Бергин и др. провел пространственное исследование плотных ядер, чтобы увидеть, насколько далеко к центру N 2 H + можно было наблюдать и обнаружить, что его численность падает как минимум на два порядка при движении от внешнего края ядра к центру. Это показало, что даже N 2 H + не является идеальным индикатором химии плотных дозвездных ядер , и пришел к выводу, что H 2 D + может быть единственным хорошим молекулярным зондом самых внутренних областей дозвездных ядер. [10]
Лабораторные обнаружения
[ редактировать ]
Хотя N 2 H + чаще всего наблюдается астрономами из-за легкости его обнаружения; было проведено несколько лабораторных экспериментов, в ходе которых его наблюдали в более контролируемой среде. Первый лабораторный спектр N 2 H + имел вращательную полосу 1–0 на земном колебательном уровне, тот самый микроволновый переход, который астрономы недавно обнаружили в космосе. [11]
Десять лет спустя Оуруцкий и др. выполнил колебательную спектроскопию N 2 H + наблюдая плазму, создаваемую разрядом смеси азота, водорода и аргона, с помощью лазера на центре окраски. Во время импульсного разряда полюса менялись местами при чередующихся импульсах, поэтому ионы протягивались вперед и назад через разрядную ячейку. Это привело к смещению характеристик поглощения ионов, но не нейтральных молекул, в частотном пространстве вперед и назад, поэтому синхронный усилитель можно было использовать для наблюдения спектров только ионов в разряде. Синхронизация в сочетании с модуляцией скорости обеспечила дискриминацию ионов и нейтральных частиц >99,9%. Подаваемый газ был оптимизирован по N 2 H. + образование, а переходы до J = 41 наблюдались как для фундаментальной валентной полосы N–H, так и для горячей полосы изгиба. [12]
Позже Каббадж и др. наблюдал еще больше горячих полос, связанных с основной колебательной полосой, используя лазер разностной частоты для наблюдения разряда смеси газов азота, водорода и гелия. Они использовали модуляцию скорости так же, как Owrutsky et al. имелся, чтобы отличать ионы от нейтральных. Они объединили это с методом встречного луча, чтобы помочь в вычитании шума, и это значительно увеличило их чувствительность. У них было достаточно чувствительности, чтобы наблюдать ОН + , Н 2 О + , и H 3 O + которые образовались из мельчайших примесей O 2 и H 2 O в их гелиевом резервуаре. [13]
Подгоняя все наблюдаемые полосы, вращательные константы N 2 H + были определены как 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 нанести на график рассчитанные уровни вращательной энергии вместе с их процентной численностью при 30 кельвинах . Частоты пиков, предсказанных этим методом, отличаются от наблюдаемых в лаборатории максимум на 700 кГц.
Химия
[ редактировать ]Н 2 Ч + встречается главным образом в плотных молекулярных облаках, где его присутствие тесно связано с присутствием многих других азотсодержащих соединений. [14] Он особенно тесно связан с химией N 2 , который труднее обнаружить (поскольку у него отсутствует дипольный момент). Вот почему N 2 H + обычно используется для косвенного определения содержания N 2 в молекулярных облаках.
Скорости доминирующих реакций образования и разрушения можно определить по известным константам скорости и дробным содержаниям (относительно H 2 ) в типичном плотном молекулярном облаке. [15] Рассчитанные здесь скорости были для раннего времени (316 000 лет) и температуры 20 К, что является типичными условиями для относительно молодого молекулярного облака.
Производство диазенилия Реакция Константа скорости Скорость/[H 2 ] 2 Относительная ставка Н 2 + Н +
2 → Н 2 Ч + + Ч2.0 × 10 −9 1.7 × 10 −23 1.0 ЧАС +
3 + Н 2 → Н 2 Ч + + Ч 21.8 × 10 −9 1.5 × 10 −22 9.1
Разрушение диазенилия Реакция Константа скорости Скорость/[H 2 ] 2 Относительная ставка Н 2 Ч + + О → Н 2 + ОН + 1.4 × 10 −10 1.6 × 10 −23 1.0 Н 2 Ч + + CO → N 2 + HCO + 1.4 × 10 −10 5.0 × 10 −23 3.2 Н 2 Ч + + и – → Н 2 + Н 2.0 × 10 −6 4.4 × 10 −23 2.8 Н 2 Ч + + и – → НХН 2.6 × 10 −6 5.7 × 10 −23 3.7
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 плотность электронов в так называемых «плотных облаках» довольно мала, разрушение N 2 H + регулируется главным образом диссоциативной рекомбинацией .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Казелли, П.; Майерс, ПК; Таддеус, П. (1995). «П. Казелли, ПК Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)» . Астрофизический журнал . 455 . Бибкод : 1995ApJ...455L..77C . дои : 10.1086/309805 . Архивировано из оригинала 6 июля 2014 г. Проверено 30 октября 2008 г.
- ^ «Интерактивный плоттер CSO по передаче атмосферы» . Архивировано из оригинала 18 сентября 2008 г. Проверено 30 октября 2008 г.
- ^ Л. Пирогов, И. Зинченко, П. Казелли, ЛЕБ Йоханссон и ПК Майерс, A&A, 405: 639-654 (2003)
- ^ Казелли, Паола ; Бенсон, Присцилла Дж.; Майерс, Филип К.; Тафалла, Марио (2002). «Плотные ядра в темных облаках. XIV. N 2 H + (1–0) Карты ядер плотных облаков». The Astrophysical Journal . 572 (1): 238–63. arXiv : astro-ph/0202173 . Бибкод : 2002ApJ...572..238C . doi : 10.1086/340195 . ISSN 0004-637X .
- ^ Б. Тернер, ApJ, 193: L83 (1974)
- ^ С. Грин, Дж. Монтгомери и П. Таддеус, ApJ, 193: L89 (1974)
- ^ П. Таддеус и Б.Е. Тернер, ApJ, 201: L25-L26 (1975)
- ^ Казелли, П.; Майерс, ПК; Таддеус, П. (1995). «П. Казелли, П. Майерс и П. Таддеус, ApJL, 455: L77 (1995)» . Астрофизический журнал . 455 . Бибкод : 1995ApJ...455L..77C . дои : 10.1086/309805 . Архивировано из оригинала 6 июля 2014 г. Проверено 30 октября 2008 г.
- ^ Л. Сейдж и Л. Зиурис, ApJ, 447: 625 (1995)
- ^ Бергин, Эдвин А.; Алвес, Жуан; Хуард, Трейси; Лада, Чарльз Дж. (2002). " 2Н Н + и С 18 O Истощение в холодном темном облаке». The Astrophysical Journal Letters . 570 (2): L101–L104. arXiv : astro-ph/0204016 . Bibcode : 2002ApJ...570L.101B . doi : 10.1086/340950 . ISSN 1538- 4357 .
- ^ Р. Сайкалли, Т. Диксон, Т. Андерсон, П. Санто и Р. Вудс, ApJ, 205: L101 (1976)
- ^ Дж. Оуруцкий, К. Гудеман, К. Мартнер, Л. Тэк, Н. Розенбаум и Р. Сайкалли, JCP, 84: 605 (1986) [ мертвая ссылка ]
- ^ Каббадж, Ю; Хуэт, ТР; Рефусс, Б.Д.; Габрис, СМ; Ока, Т. (1994), «Инфракрасная спектроскопия высоковозбужденных колебательных уровней протонированного азота, HN+2», Журнал молекулярной спектроскопии , 163 (1): 180–205, Бибкод : 1994JMoSp.163..180K , doi : 10.1006 /jmsp.1994.1016
- ^ Jump up to: а б Прасад, СС; Охотница, WT-мл. (1980). «С. Прасад и В. Хантресс, ApJS, 43: 1-35 (1980)» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 43 : 1. Бибкод : 1980ApJS...43....1P . дои : 10.1086/190665 . Архивировано из оригинала 6 июля 2014 г. Проверено 16 декабря 2008 г.
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Т. Миллар, П. Фаркуар и К. Уилласи, A\&A Supp, 121: 139 (1997)
