✖


Jump to content

Триводородный катион

Триводородный катион
Имена
Название ИЮПАК
Гидрогеноний
Идентификаторы
3D model ( JSmol )
ЧЭБИ
ХимическийПаук
249
Характеристики
Н + 3
Молярная масса 3.024  g·mol −1
Сопряженная база дигидроген , Ч 2
Родственные соединения
Другие анионы
Гидрид
Другие катионы
Родственные соединения
триводород
Если не указано иное, данные приведены для материалов в стандартном состоянии (при 25 °C [77 °F], 100 кПа).

Катион триводорода или протонированный молекулярный водород ( название IUPAC : ион гидрогенония ) представляет собой катион (положительный ион ) с формулой H + 3 , состоящий из трёх водорода ядер ( протонов ), разделяющих два электрона .

Катион триводорода — один из самых распространенных ионов во Вселенной. Он стабилен в межзвездной среде (МЗС) из-за низкой температуры и малой плотности межзвездного пространства. Роль, которую H + 3 играет в газофазной химии ISM не имеющую аналогов среди других молекулярных ионов .

Катион триводорода является простейшей трехатомной молекулой , поскольку его два электрона являются единственными валентными электронами в системе. Это также простейший пример трехцентровой системы двухэлектронной связи .

История

[ редактировать ]

H + 3 был впервые открыт Дж. Дж. Томсоном в 1911 году. [1] Используя раннюю форму масс-спектрометрии для изучения возникающих видов плазменных разрядов, он обнаружил большое количество молекулярных ионов с отношением массы к заряду 3. Он заявил, что есть только две возможности: С 4+ или Н + 3 . Поскольку сигнал становился сильнее в чистом газообразном водороде, он правильно определил вид как Н + 3 .

Путь образования был открыт Хогнессом и Ланном в 1925 году. [2] Они также использовали раннюю форму масс-спектрометрии для изучения разрядов водорода. Они обнаружили, что с увеличением давления водорода количество H + 3 увеличивался линейно и количество H + 2 уменьшалась линейно. Кроме того, было мало ЧАС + при любом давлении. Эти данные позволяют предположить путь образования протонного обмена, обсуждаемый ниже.

В 1961 году Мартин и др. впервые предположил, что H + 3 может присутствовать в межзвездном пространстве, учитывая большое количество водорода в межзвездном пространстве и путь его реакции экзотермический (~ 1,5 эВ ). [3] Это привело к предположению Уотсона, Хербста и Клемперера в 1973 году, что H + 3 ответственен за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов. [4] [5]

Лишь в 1980 году был получен первый спектр H + 3 был открыт Такеши Окой. [6] который принадлежал фундаментальной полосе ν 2 (см. #Спектроскопия ) с использованием метода, называемого обнаружением частотной модуляции . Это положило начало поискам инопланетян. Н + 3 . Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980-х — начале 1990-х годов ионосферах Юпитера в , Сатурна и Урана . [7] [8] [9] В учебнике Банкера и Дженсена [10] На рисунке 1.1 воспроизведена часть полосы излучения ν 2 из области авроральной активности в верхней атмосфере Юпитера. [11] а в таблице 12.3 приведены волновые числа перехода линии в полосе, наблюдаемой Окой [6] со своими заданиями.

В 1996 году H + 3 был наконец обнаружен в межзвездной среде (ISM) Гебалле и Окой в ​​двух молекулярных межзвездных облаках на линиях обзора GL2136 и W33A. [12] В 1998 году H + 3 был неожиданно обнаружен McCall et al. в диффузном межзвездном облаке на линии обзора Cygnus OB2#12 . [13] В 2006 году Ока объявила, что H + 3 был повсеместно распространен в межзвездной среде, а центральная молекулярная зона содержала в миллион раз большую концентрацию ISM в целом. [14]

Структура

[ редактировать ]
Структура Н + 3
катиона МО-диаграмма триводорода.

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

изотопологи

[ редактировать ]

Теоретически катион имеет 10 изотопологов , образующихся в результате замены одного или нескольких протонов ядрами других изотопов водорода ; а именно дейтерия ядра ( дейтроны , 2 ЧАС + ) или трития ядра ( тритоны , 3 ЧАС + ). Некоторые из них были обнаружены в межзвездных облаках. [16] Они различаются атомным массовым числом A и числом нейтронов N :

  • Ч + 3 = 1 H + 3 ( A =3, N =0) (общий). [17] [16]
  • [ДХ 2 ] + = [ 2 ЧАС 1 Ч 2 ] + ( A =4, N =1) (дигидрокатион дейтерия). [17] [16]
  • [ Д2Ч ] + = [ 2 Ч 2 1 ЧАС] + ( A =5, N =2) (катион дидейтерия-водорода). [17] [16]
  • Д + 3 = 2 H + 3 ( A =6, N =3) (катион трийтерия). [17] [16]
  • [ЧТ 2 ] + = [ 3 ЧАС 1 Ч 2 ] + ( A =5, N =2) (дигидрокатион трития).
  • [ТДХ] + = [ 3 ЧАС 2 ЧАС 1 ЧАС] + ( A =6, N =3) (катион трития-дейтерия-водорода).
  • [ТД 2 ] + = [ 3 ЧАС 2 Ч 2 ] + ( A =7, N =4) (катион трития-дидейтерия).
  • [ Т2Ч ] + = [ 3 Ч 2 1 ЧАС] + ( A =7, N =4) (водородный катион дитрия).
  • [Т 2 Д] + = [ 3 Ч 2 2 ЧАС] + ( A =8, N =5) (катион дитрия-дейтерия).
  • Т + 3 = 3 H + 2 ( A =9, N =6) (катион тритрия).

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

Формирование

[ редактировать ]

Основной путь производства H + 3 - по реакции Н + 2 и Н 2 . [18]

Ч + 2 + Ч 2 → Ч + 3 + Ч

Концентрация H + 2 — это то, что ограничивает скорость этой реакции в природе — единственный известный природный источник ее — ионизация H 2 в космическим лучом межзвездном пространстве:

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 Н 2 Молекула . В межзвездных облаках космические лучи оставляют за собой след H + 2 и, следовательно, Н + 3 . В лабораториях, H + 3 образуется по тому же механизму в плазменных разрядных ячейках, при этом потенциал разряда обеспечивает энергию для ионизации Н 2 .

Разрушение

[ редактировать ]

Информация для этого раздела также взята из статьи Эрика Хербста. [18] Существует множество реакций разрушения Н + 3 . Преобладающий путь разрушения в плотных межзвездных облаках — это передача протона нейтральному партнеру по столкновению. Наиболее вероятным кандидатом на роль партнера разрушительного столкновения является вторая по распространенности молекула в космосе — CO .

Н + 3 + СО → HCO + + Ч 2

Важным продуктом этой реакции является ОЗС + , важная молекула для межзвездной химии. Его сильный диполь и высокая распространенность позволяют легко обнаружить его с помощью радиоастрономии . H + 3 также может реагировать с атомарным кислородом с образованием ОЙ + и Н 2 .

Н + 3 + О → ОН + + Ч 2

ОЙ + затем обычно реагирует более H 2 для создания дальнейших гидрогенизированных молекул.

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

В этот момент реакция между ОН + 3 и H 2 больше не экзотермичен в межзвездных облаках. Наиболее распространенный путь разрушения OH + 3 представляет 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 эффективный продукт. Различные эксперименты показали, что вода образуется 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 + 3 в диффузных межзвездных облаках – это диссоциативная рекомбинация. Эта реакция имеет несколько продуктов. Основным продуктом является диссоциация на три атома водорода, которая происходит примерно в 75% случаев. Второстепенный продукт – это H 2 и H, что происходит примерно в 25% случаев.

Орто / Пара- Н + 3

[ редактировать ]
Столкновение орто- ​ Н + 3 и пара- ​ Н 2 .

Протоны [ 1 Н3 ] + может находиться в двух различных спиновых конфигурациях , называемых орто и пара . Орто - H + 3 имеет параллельные спины всех трех протонов, что дает общий ядерный спин 3/2. Пара- ​ H + 3 имеет два параллельных спина протона, а другой антипараллелен, что дает общий ядерный спин 1/2.

Самая распространенная молекула в плотных межзвездных облаках — 1 H 2 , который также имеет орто- и пара -состояния с полными ядерными спинами 1 и 0 соответственно. Когда Молекула H + 3 сталкивается с В молекуле H 2 может произойти перенос протона. Трансфер по-прежнему приносит Молекула H + 3 и Молекула H 2 , но потенциально может изменить общий ядерный спин двух молекул в зависимости от ядерных спинов протонов. Когда орто- ​ Н + 3 и пара- ​ Столкновение H 2 может привести пара- к Н + 3 и орто- ​ Н 2 . [18]

Спектроскопия

[ редактировать ]

Спектроскопия ​ ​ H + 3 — это сложно. Чистый вращательный спектр чрезвычайно слаб. [19] Ультрафиолетовый свет слишком энергичен и может диссоциировать молекулу. Ровибронная (инфракрасная) спектроскопия дает возможность наблюдать Н + 3 . Ровибронная спектроскопия возможна с H + 3, поскольку одна из колебаний мод H + 3 , асимметричная изгибная мода ν 2 (см. пример ν 2 ) имеет слабый переходный дипольный момент. Поскольку первоначальный спектр Оки, [6] более 900 линий поглощения . в инфракрасной области обнаружено Эмиссионные линии H + 3 были также обнаружены при наблюдении атмосфер планет-гигантов. Эмиссионные линии H + 3 обнаруживаются путем наблюдения за молекулярным водородом и обнаружения линии, которую нельзя отнести к молекулярному водороду.

Астрономическое обнаружение

[ редактировать ]

H + 3 был обнаружен в двух типах сред Вселенной : планетах-гигантах и ​​межзвездных облаках . На планетах-гигантах он был обнаружен в ионосферах планет , области, где Солнца высокоэнергетическое излучение ионизирует частицы планет в атмосферах . Поскольку существует высокий уровень H 2 в этих атмосферах это излучение может производить значительное количество Н + 3 . Кроме того, широкополосный источник , такой как Солнце, обеспечивает достаточное количество радиации для накачки. H + 3 переходит в более высокие энергетические состояния , из которых он может релаксировать путем спонтанного излучения .

Планетарные атмосферы

[ редактировать ]

Обнаружение первого H + 3 О эмиссионных линиях сообщили в 1989 году Дроссарт и др. , [7] найден в ионосфере Юпитера. Дроссарт нашел всего 23 H + 3 строки с плотностью столбцов 1,39 × 10 9 /см 2 . Используя эти линии, они смогли определить температуру H + 3 около 1100 К (830 ° C), что сопоставимо с температурами, определенными по эмиссионным линиям других видов, таких как Н 2 . В 1993 году H + 3 был обнаружен на Сатурне Geballe et al. [8] и в Уране Трафтона и др. [9]

Молекулярные межзвездные облака

[ редактировать ]

H + 3 не был обнаружен в межзвездной среде до 1996 года, когда Гебалле и Ока сообщили об обнаружении H + 3 на двух линиях обзора молекулярных облаков , GL 2136 и W33A . [12] Оба источника имели температуру H + 3 около 35 К (-238 ° C) и плотность столбца около 10. 14 /см 2 . С того времени, H + 3 был обнаружен во многих других молекулярных облаках, таких как AFGL 2136 , [20] Пн R2 IRS 3 , [20] ОКС 3–2 , [21] ГК ИРС 3 , [21] и LkHα 101 . [22]

Диффузные межзвездные облака

[ редактировать ]

Неожиданно трое Линии H + 3 были обнаружены в 1998 г. McCall et al. на рассеянного межзвездного облака линии обзора Cyg OB2 No. 12 . [13] До 1998 года плотность Считалось, что количество H 2 слишком низкое, чтобы производить заметное количество Н + 3 . МакКолл обнаружил температуру ~ 27 К (-246 ° C) и плотность столбца ~ 10 14 /см 2 , та же плотность столбцов, что и у Geballe & Oka . С того времени, H + 3 был обнаружен на многих других линиях обзора диффузных облаков, таких как GCS 3–2, [21] ГК ИРС 3, [21] и ζ Персея . [23]

Прогнозы стационарной модели

[ редактировать ]

Чтобы приблизительно определить длину пути Н + 3 в этих облаках, Ока [24] использовал стационарную модель для определения прогнозируемой плотности численности в диффузных и плотных облаках. Как объяснялось выше, как диффузные, так и плотные облака имеют одинаковый механизм формирования. H + 3 , но разные доминирующие механизмы разрушения. В плотных облаках доминирующим механизмом разрушения является перенос протонов с CO. Это соответствует прогнозируемой плотности числа 10 −4 см −3 в плотных облаках.

В диффузных облаках доминирующим механизмом разрушения является диссоциативная рекомбинация. Это соответствует прогнозируемой плотности числа 10 −6 /см 3 в диффузных облаках. Следовательно, поскольку плотность столбов для диффузных и плотных облаков примерно одного порядка, длина пути диффузных облаков должна быть в 100 раз больше, чем для плотных облаков. Поэтому, используя H + 3 как зонд этих облаков, можно определить их относительные размеры.

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Томсон, Джей-Джей (1913). «Лучи положительного электричества». Труды Королевского общества А. 89 (607): 1–20. Бибкод : 1913RSPSA..89....1T . дои : 10.1098/rspa.1913.0057 . S2CID   124295244 .
  2. ^ Хогнесс, TR; Ланн, Э.Г. (1925). «Ионизация водорода электронным ударом, интерпретируемая методом положительного лучевого анализа». Физический обзор . 26 (1): 44–55. Бибкод : 1925PhRv...26...44H . дои : 10.1103/PhysRev.26.44 .
  3. ^ Мартин, Д.В.; Макдэниел, EW; Микс, ML (1961). «О возможном возникновении H +
    3     в межзвездном пространстве»     . Astrophysical Journal . 134 : 1012. Бибкод : 1961ApJ...134.1012M . doi : 10.1086/147232 .
  4. ^ Уотсон, WD (1973). «Скорость образования межзвездных молекул в результате ионно-молекулярных реакций». Астрофизический журнал . 183 (2): Л17. Бибкод : 1973ApJ...183L..17W . дои : 10.1086/181242 .
  5. ^ Хербст, Э.; Клемперер, В. (1973). «Образование и истощение молекул в плотных межзвездных облаках» . Астрофизический журнал . 185 : 505. Бибкод : 1973ApJ...185..505H . дои : 10.1086/152436 .
  6. ^ Jump up to: а б с 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. ^ Jump up to: а б Дроссарт, П.; и др. (1989). «Обнаружение H +
    3     на Юпитере»     (PDF) . Nature . 340 (6234): 539. Бибкод : 1989Natur.340..539D . doi : 10.1038/340539a0 . hdl : 2027.42/62824 . S2CID   4322920 .
  8. ^ Jump up to: а б Гебалле, ТР; и др. (1993). «Обнаружение H +
    3     Линии инфракрасного излучения на Сатурне»     . Astrophysical Journal . 408 (2): L109. Bibcode : 1993ApJ...408L.109G . doi : 10.1086/186843 .
  9. ^ Jump up to: а б Трафтон, Луизиана; и др. (1993). «Обнаружение H +
    3     от Урана». Astrophysical Journal . 405 : 761. Бибкод : 1993ApJ...405..761T . doi : 10.1086/172404 .
  10. ^ Бункер, PR; Дженсен, П. (2005). Основы молекулярной симметрии . ЦРК Пресс. ISBN  0-7503-0941-5 .
  11. ^ Жан-Пьер Майяр; Пьер Дроссар; Дж. К. Г. Уотсон; С. Дж. Ким; Дж. Колдуэлл (1990). «Основной диапазон H + 3 в авроральных зонах Юпитера при высоком разрешении от 2400 до 2900 обратных сантиметров». Астрофиз. Дж . 363 : Л37. Бибкод : 1990ApJ...363L..37M . дои : 10.1086/185859 .
  12. ^ Jump up to: а б Гебалле, ТР; Ока, Т. (1996). «Обнаружение H +
    3     в межзвездном пространстве». Nature . 384 (6607): 334–335. : 1996Natur.384..334G . doi : 10.1038 /384334a0 . PMID   8934516. . S2CID   4370842 Bibcode
  13. ^ Jump up to: а б МакКолл, Би Джей; и др. (1998). «Обнаружение H +
    3     в диффузной межзвездной среде в направлении Лебедя OB2 № 12". Science . 279 (5358): 1910–1913. Bibcode : 1998Sci...279.1910M . doi : 10.1126/science.279.5358.1910 . PMID   9506936 .
  14. ^ ПНАС, 2006 г.
  15. ^ МакКолл, Би Джей; и др. (2004). «Диссоциативная рекомбинация вращательно холодного H +
    3     ". Physical Review A. 70 ( 5): 052716. Bibcode : 2004PhRvA..70e2716M . doi : 10.1103/PhysRevA.70.052716 .
  16. ^ Jump up to: а б с д и Пагани, Л.; Вастель, К.; Хьюго, Э.; Кокулин, В.; Грин, Швейцария; Бакманн, А.; Байет, Э.; Чеккарелли, К. ; Пэн, Р.; Шлеммер, С. (2009). «Химическое моделирование L183 (L134N): оценка соотношения орто/пара H» . Астрономия и астрофизика . 494 (2): 623–636. arXiv : 0810.1861 . дои : 10.1051/0004-6361:200810587 .
  17. ^ Jump up to: а б с д и Робертс, Хелен; Хербст, Эрик; Миллар, Ти Джей (2003). «Увеличенное фракционирование дейтерия в плотных межзвездных ядрах в результате многократно дейтерированного H3+» . Письма астрофизического журнала . 591 (1): Л41–Л44. Бибкод : 2003ApJ...591L..41R . дои : 10.1086/376962 .
  18. ^ Jump up to: а б с Хербст, Э. (2000). «Астрохимия H +
    3     ". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 358 ( 1774): 2523–2534. Бибкод : 2000RSPTA.358.2523H . doi : 10.1098/rsta.2000.0665 . S2CID   97131120 .
  19. ^ Уотсон, JKG (1971). «Запрещенные вращательные спектры многоатомных молекул». Журнал молекулярной спектроскопии . 40 (3): 546–544. Бибкод : 1971JMoSp..40..536W . дои : 10.1016/0022-2852(71)90255-4 .
  20. ^ Jump up to: а б МакКолл, Би Джей; и др. (1999). «Наблюдения Х. +
    3     в плотных молекулярных облаках»     . Astrophysical Journal . 522 (1): 338–348. Bibcode : 1999ApJ...522..338M . doi : 10.1086/307637 .
  21. ^ Jump up to: а б с д Гото, М.; и др. (2002). «Обследование линии поглощения H +
    3     к галактическому центру Источники I. GCS 3-2 и GC IRS3"     . Публикации Астрономического общества Японии . 54 (6): 951. arXiv : astro-ph/0212159 . doi : 10.1093/pasj/54.6.951 .
  22. ^ Бриттен, Южная Дакота; и др. (2004). "Интерстеллар Н. +
    3     Линия поглощения в направлении LkHα 101"     . Astrophysical Journal . 606 (2): 911–916. Bibcode : 2004ApJ...606..911B . doi : 10.1086/383024 .
  23. ^ МакКолл, Би Джей; и др. (2003). «Усиленный поток космических лучей в направлении ζ Персея, полученный на основе лабораторного исследования H +
    3     -е − Скорость рекомбинации». Nature . 422 (6931): 500–2. : astro -ph/0302106 . Бибкод : 2003Natur.422..500M . doi : 10.1038/nature01498 . PMID   12673244. S2CID arXiv   4427350 .
  24. ^ Ока, Т. (2006). «Интерстеллар H3+» . ПНАС . 103 (33): 12235–12242. Бибкод : 2006PNAS..10312235O . дои : 10.1073/pnas.0601242103 . ПМЦ   1567864 . ПМИД   16894171 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Trihydrogen_cation&oldid=1228991779"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 9871466518358cd39d415f3356793886__1718339580
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/98/86/9871466518358cd39d415f3356793886.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Trihydrogen cation - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)