Трёхатомный ион водорода (Mj~]gmkbudw nku fk;kjk;g)

Перейти к навигации Перейти к поиску
Трёхатомный ион водорода
Изображение молекулярной модели
Изображение молекулярной модели
Общие
Систематическое
наименование		 Hydrogenonium ion
Традиционные названия

Трёхатомный ион водорода Трёхатомный молекулярный водород

Катион трёхатомного водорода
Хим. формула
Физические свойства
Молярная масса 3,024 г/моль
Классификация
Рег. номер CAS 28132-48-1
SMILES
 
InChI
 
ChEBI 30479
ChemSpider 21865043
Приведены данные для стандартных условий (25 °C, 100 кПа), если не указано иное.
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Трёхатомный ион водорода (название ИЮПАК[уточнить]: hydrogenonium ion) — катион (положительный молекулярный ион водорода) с формулой , состоящий из трёх атомов водорода, разделяющих между собой два электрона. Один из самых распространённых ионов во Вселенной[1]. В условиях сверхмалой плотности межзвёздного пространства и низкой температуры стабилен[2]. Играет огромную роль в процессах звёздообразования на этапах гравитационного коллапса молекулярных облаков, особенно важна его роль была важна в молодой Вселенной при низкой металличности межзвёздной среды[1][3]; не менее значим в процессах химических превращений в газопылевых туманностях в межзвёздном пространстве[4][5][6].

Катион триводорода — простейшая трёхатомная молекула, поскольку его два электрона — единственные валентные электроны в системе. Это также простейший пример двухэлектронной трёхцентровой связи.

История

[править | править код]

был впервые открыт Дж. Дж. Томсоном в 1911 году[7]. Используя ранний вариант масс-спектрометрии для изучения возникающих видов плазменных разрядов, он обнаружил большое количество молекулярных ионов с отношением массы к заряду 3. Он заявил, что единственными двумя вариантами могут быть или [4]. Поскольку сигнал становился сильнее в чистом газообразном водороде, он определил их как молекулярные ионы водорода.

Способ образования был открыт Хогнессом и Ланном в 1925 году[8]. Они также использовали раннюю форму масс-спектрометрии. Было обнаружено, что с увеличением давления водорода количество линейно увеличивается, а количество линейно уменьшается. Кроме того, Н+ было мало при любом давлении. Эти данные позволяют предположить путь образования через протонный обмен.

В 1961 году Мартин и др. впервые было высказано предположение, что может присутствовать в межзвёздном пространстве, учитывая большое количество водорода там и экзотермический путь его образования (~1.5 eV)[9]. Это привело к предположению Уотсона и Хербста c Клемперером в 1973 году, что ответственен за образование многих наблюдаемых молекулярных ионов[10][11].

Лишь в 1980 году Такеши Ока открыл первый спектр [12], который принадлежал фундаментальной полосе ν2 (см. #Спектроскопия), используя метод, называемый обнаружением частотной модуляции. Это положило начало поиску внеземного . Эмиссионные линии были обнаружены в конце 1980-х — начале 1990-х годов в ионосферах Юпитера[13], Сатурна[14] и Урана[15][16].

В 1996 году был обнаружен в межзвёздной среде в двух молекулярных облаках[17]. В 1998 году был неожиданно обнаружен в рассеянном межзвёздном облаке на линии видимости Лебедь OB2-12[18]. В 2006 году вышла работа, где было объявлено, что повсеместно распространён в межзвёздной среде[6].

Структура

[править | править код]
Структура

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)[19].

Изотопологи

[править | править код]

Теоретически катион имеет 10 изотопологов, образующихся в результате замены одного или нескольких протонов ядрами других изотопов водорода; а именно, на ядра дейтерия (дейтроны, 2H+) или трития (тритоны, 3H+). Некоторые из них были обнаружены в межзвёздных облаках[20]. Они различаются атомным массовым числом A и числом нейтронов N:

  • = 1 (A=3, N=0) (основной катион).
  • [DH2]+ = [2H1H2]+ (A=4, N=1) (дейтерий-дипротийный катион).
  • [D2H]+ = [2H21H]+ (A=5, N=2) (дейтерий-протийный катион).
  • = (A=6, N=3) (тридейтерийный катион).
  • [TH2]+ = [3H1H2]+ (A=5, N=2) (тритий-дипротийный катион).
  • [TDH]+ = [3H2H1H]+ (A=6, N=3) (тритий-дейтерий-протийный катион).
  • [TD2]+ = [3H2H2]+ (A=7, N=4) (тритий-дидейтерийный катион).
  • [T2H]+ = [3H21H]+ (A=7, N=4) (дитритий-протийный катион).
  • [T2D]+ = [3H22H]+ (A=8, N=5) (дитритий-дейтерийный катион).
  • = (A=9, N=6) (тритритийный катион).

Изотопологи дейтерия участвуют во фракционировании дейтерия в межзвёздных облаках[21], что позволяет объяснить различие в изотопном составе различных объектов в космосе. Основная реакция образования дейтерированного изотополога

+ ↔ +

является экзотермической в прямом (слева направо) направлении[22], что обуславливает эффективный переход дейтерия в протонированный молекулярный водород, который активно участвует в дальнейших химических превращениях с образованием более сложных молекул. Кроме того, несимметричные (то есть содержащие одновременно различные изотопы) изотопологи имеют дополнительные степени свободы, связанные с вращением несимметричных молекул[23] и, следовательно, более сложный спектр и более эффективно участвуют в охлаждении газовых облаков.

Спиновые изомеры

[править | править код]

Протоны могут иметь две различные спиновые конфигурации, называемые орто- и пара-. Орто- имеет параллельные спины всех трёх протонов, что дает общий ядерный спин 3/2. В пара- два протона имеют параллельный спина, в то время как другой антипараллельный, что дает общий ядерный спин 1/2.

Образование

[править | править код]

Основным путём образования протонированного молекулярного водорода является реакция между нейтральной молекулой и молекулярным ионом водорода[5][6]:

+ → +

Концентрация — это то, что ограничивает скорость этой реакции в природе — единственным известным естественным источником ее является ионизация космическими лучами в межзвёздном пространстве:

+ γ → + e−

Химические реакции и распад

[править | править код]

Поскольку сродство нейтральной молекулы водорода ниже (4,4 эВ), чем у почти всех атомов и молекул (за некоторыми исключением вроде He, N и O2), действует как универсальный донор протонов (очень сильная кислота Льюиса) посредством реакции протонного перехода:

+ → +

После протонирования HX+ становится гораздо более активным, чем нейтральный X, что ведёт к дальнейшим реакциям[6].

Например, взаимодействуя со второй по распространённости во Вселенной молекулой CO[5],

+ → +

Важным продуктом этой реакции является HCO+ — важная молекула для межзвёздной химии. Её сильный дипольный момент и большое количество позволяют легко обнаруживать с помощью радиоастрономии, а взаимодействием с молекулой водорода ведёт к образованию формальдегида H2CO — простой органической молекулы.

Взаимодействуя с атомарным кислородом через цепочку реакций может получиться вода. Впрочем, данный процесс идёт не очень эффективно и основным способом образования воды во Вселенной являются реакции на поверхности пылевых частиц, а не в газовой фазе, как в случае и катионом триводорода.

Поскольку своевременное образование большого количества молекул необходимо для охлаждения гравитационно-конденсирующегося газа, играет решающую роль в звёздообразовании[6].

Межзвёздный разрушается не только в ходе химических реакций, но и при диссоциативной рекомбинации с электронами[24]. Как диффузные, так и плотные облака имеют один и тот же механизм образования , но разные доминирующие механизмы разрушения. В плотных облаках доминирующим механизмом разрушения является перенос протонов на CO, что соответствует прогнозируемой плотности молекул в 10–4 см–3. В диффузных облаках доминирующим механизмом разрушения является диссоциативная рекомбинация. Это соответствует прогнозируемой плотности численности 10–6 см–3[6].

Спектроскопия

[править | править код]

Спектроскопия представляет собой сложную задачу. Из-за симметрии H3+ не имеет постоянного электрического дипольного момента[6] и, следовательно, чистый вращательный спектр чрезвычайно слаб[25]. Инфракрасная спектроскопия возможна с , поскольку одна из колебательных мод имеет слабый переходный дипольный момент дважды вырожденного колебания, начало полосы которого составляет 4 мкм[6]. К счастью, этот спектр появляется в области длин волн, известной астрономам как L-окно, в котором нет сильных спектров других молекул. Это делает инфракрасный спектр доступным для наблюдения с наземных обсерваторий, поскольку поглощение молекул атмосферы не создает серьёзных помех[6]. Было обнаружено более 895 линий поглощения[26]. Линии излучения также были обнаружены при наблюдении атмосфер планет-гигантов. Эмиссионные линии обнаруживаются путем наблюдения за молекулярным водородом и обнаружения линий, которых нельзя отнести к нему.

Астрономическое обнаружение

[править | править код]

Протонированный водород был обнаружен в двух типах объектов: газовых гигантов вроде Юпитера, и межзвёздных облаках. На планетах он был обнаружен в ионосферах —области, где высокоэнергетическое излучение Солнца ионизирует частицы в атмосферах планет. Поскольку в атмосферах газовых гигантов присутствует высокий уровень H2, то это излучение может производить значительное количество . Кроме того, с таким источником, как Солнце, спектральный диапазон излучения которого очень широкий, имеется достаточно излучения для перевода на более высокие энергетические уровни, из которых он может выйти путём самопроизвольного излучения.

Поскольку ионизация космическими лучами распространена повсеместно, образуется в изобилии в любой области с молекулярным водородом, хотя его постоянная концентрация не высока из-за его высокой химической активности[6].

Атмосферы планет

[править | править код]

Первые эмиссионные линии были обнаружены в 1989 году в ионосфере Юпитера[13]. Было обнаружено всего 23 линии, используя которые линии, они смогли определить температуру около 1100 К (830 °C), что сравнимо с температурами, определёнными по другим эмиссионным линиям, таких как H2. В 1993 году обнаружили на Сатурне[14] и Уране[15].

Молекулярные межзвёздные облака

[править | править код]

не был обнаружен в межзвёздной среде до 1996 года, когда две его линии были идентифицированы в результате обзора двух молекулярных облаков[17][6]. Оба источника имели температуру протонированного водорода около 35 К (-238 °C). С тех пор он был обнаружен во многих других молекулярных облаках[27][28], включая NGC 1579[29].

Особенно большие количества катионов трёхатомного водорода содержатся в области 200 парсек от центра Галактики, которая содержит огромные количества преимущественно молекулярного газа. Там по расчётам должны быть большие запасы , но наблюдения на радиотелескопе Субару и других показали, что его количества в 5 раз больше теоретических оценок[6].

Диффузные межзвёздные облака

[править | править код]

Неожиданностью оказалось обнаружение в 1998 году трёх линий в рассеянном межзвёздном облаке на линии видимости Лебедь OB2-12[18][6]. До этого считалось, что плотность H2 слишком мала для образования заметного количества . Температура газа была определена в 27 К (-246 ° C). С тех пор был обнаружен во многих других диффузных облаках[28], в том числе и на линии обзора ζ Персея[30].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 Хель, Илья Как проходит изучение самой важной молекулы в космосе. hi-news.ru (3 сентября 2014). Дата обращения: 20 декабря 2024.
  2. ↑ Susanne Raynor, Dudley R. Herschbach. Electronic structure of Rydberg states of triatomic hydrogen, neon hydride, hydrogen fluoride (H2F), H3O, NH4 and CH5 molecules (англ.) // The Journal of Physical Chemistry : журнал. — 1982. — September (vol. 86, iss. 18). — P. 3592–3598. — ISSN 0022-3654. — doi:10.1021/j100215a020.
  3. ↑ Учёные нашли главную молекулу Вселенной. R&D.CNews (19 апреля 2012). Дата обращения: 20 декабря 2024.
  4. ↑ 1 2 Аркадий Курамшин. Катион триводорода удалось получить из органических молекул при помощи лазера • Новости науки. «Элементы» (28 июля 2017). Дата обращения: 20 декабря 2024.
  5. ↑ 1 2 3 Eric Herbst. The astrochemistry of  (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences : журнал / E. Herbst, S. Miller, T. Oka, J. K.G. Watson. — 2000. — 15 September (vol. 358, iss. 1774). — P. 2523–2534. — ISSN 1364-503X. — doi:10.1098/rsta.2000.0665. — Bibcode: 2000RSPTA.358.2523H.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Takeshi Oka. Interstellar  (англ.) // Proceedings of the National Academy of Sciences. — 2006. — 15 August (vol. 103, iss. 33). — P. 12235–12242. — doi:10.1073/pnas.0601242103.
  7. ↑ Bakerian Lecture :—Rays of positive electricity (англ.) // Proceedings of the Royal Society. Series A, Containing Papers of a Mathematical and Physical Character : журнал. — London, 1913. — August (vol. 89, iss. 607). — P. 1–20. — ISSN 0950-1207. — doi:10.1098/rspa.1913.0057. — Bibcode: 1913RSPSA..89....1T.
  8. ↑ T. R. Hogness, E. G. Lunn. The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis (англ.) // Physical Review : журнал. — 1925. — July (vol. 26, iss. 1). — P. 44–55. — ISSN 0031-899X. — doi:10.1103/PhysRev.26.44. — Bibcode: 1925PhRv...26...44H.
  9. ↑ D. W. Martin, E. W. McDaniel, M. L. Meeks. On the Possible Occurence of in Interstellar Space (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1961. — November (vol. 134). — P. 1012. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/147232. — Bibcode: 1961ApJ...134.1012M.
  10. ↑ William D. Watson. The Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1973. — July (vol. 183, iss. 2). — P. L17. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/181242. — Bibcode: 1973ApJ...183L..17W.
  11. ↑ Eric Herbst, William Klemperer. The Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1973. — October (vol. 185). — P. 505. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/152436. — Bibcode: 1973ApJ...185..505H.
  12. ↑ Takeshi Oka. Observation of the Infrared Spectrum of  (англ.) // Physical Review Letters : журнал. — 1980. — 18 August (vol. 45, iss. 7). — P. 531–534. — ISSN 0031-9007. — doi:10.1103/PhysRevLett.45.531. — Bibcode: 1980PhRvL..45..531O.
  13. ↑ 1 2 P. Drossart, J.-P. Maillard, J. Caldwell, S. J. Kim, J. K. G. Watson, W. A. Majewski, J. Tennyson, S. Miller, S. K. Atreya, J. T. Clarke, J. H. Waite, R. Wagener. Detection of on Jupiter (англ.) // Nature : журнал. — 1989. — August (vol. 340, iss. 6234). — P. 539–541. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/340539a0. — Bibcode: 1989Natur.340..539D.
  14. ↑ 1 2 T. R. Geballe, M.-F. Jagod, T. Oka. Detection of infrared emission lines in Saturn (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1993. — May (vol. 408). — P. L109. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/186843. — Bibcode: 1993ApJ...408L.109G.
  15. ↑ 1 2 L. M. Trafton, T. R. Geballe, S. Miller, J. Tennyson, G. E. Ballester. Detection of from Uranus (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1993. — March (vol. 405). — P. 761. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172404. — Bibcode: 1993ApJ...405..761T.
  16. ↑ Philip R. Bunker, Per Jensen. Fundamentals of molecular symmetry. — Bristol: Institute of Physics Publ, 2005. — 358 с. — (Series in chemical physics). — ISBN 978-0-7503-0941-7.
  17. ↑ 1 2 T. R. Geballe, T. Oka. Detection of in interstellar space (англ.) // Nature : журнал. — 1996. — November (vol. 384, iss. 6607). — P. 334–335. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/384334a0. — Bibcode: 1996Natur.384..334G.
  18. ↑ 1 2 B. J. McCall, T. R. Geballe, K. H. Hinkle, T. Oka. Detection of in the Diffuse Interstellar Medium Toward Cygnus OB2#12 (англ.) // Science : журнал. — 1998. — 20 March (vol. 279, iss. 5358). — P. 1910–1913. — ISSN 0036-8075. — doi:10.1126/science.279.5358.1910. — Bibcode: 1998Sci...279.1910M. — PMID 9506936.
  19. ↑ B. J. McCall, A. J. Huneycutt, R. J. Saykally, N. Djuric, G. H. Dunn, J. Semaniak, O. Novotny, A. Al-Khalili, A. Ehlerding, F. Hellberg, S. Kalhori, A. Neau, R. D. Thomas, A. Paal, F. Österdahl, M. Larsson. Dissociative recombination of rotationally cold  (англ.) // Physical Review A : журнал. — 2004. — 30 November (vol. 70, iss. 5). — ISSN 1050-2947. — doi:10.1103/PhysRevA.70.052716. — Bibcode: 2004PhRvA..70e2716M.
  20. ↑ L. Pagani, C. Vastel, E. Hugo, V. Kokoouline, C. H. Greene, A. Bacmann, E. Bayet, C. Ceccarelli, R. Peng, S. Schlemmer. Chemical modeling of L183 (L134N): an estimate of the ortho/para H2 ratio // Astronomy & Astrophysics : журнал. — 2009. — Февраль (т. 494, вып. 2). — С. 623–636. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361:200810587. — arXiv:0810.1861.
  21. ↑ Helen Roberts, Eric Herbst, T. J. Millar. Enhanced Deuterium Fractionation in Dense Interstellar Cores Resulting from Multiply Deuterated  (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2003. — 4 July (vol. 591, iss. 1). — P. L41–L44. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/376962. — Bibcode: 2003ApJ...591L..41R.
  22. ↑ Dieter Gerlich, Eric Herbst, Evelyne Roueff. + ↔ + : low-temperature laboratory measurements and interstellar implications // Planetary and Space Science : журнал. — 2002. — Октябрь (т. 50, вып. 12). — С. 1275–1285. — ISSN 0032-0633. — doi:10.1016/S0032-0633(02)00094-6.
  23. ↑ Pierre-Michel Hillenbrand. Reactions of H3+ deuteration for Astrochemistry // GSI. — 2019. — 20 November.
  24. ↑ Mats Larsson. H3+: the initiator of interstellar chemistry (англ.) // International Journal of Astrobiology : журнал. — 2008. — 7 August (vol. 7, iss. 3-4). — P. 237–241. — ISSN 1475-3006. — doi:10.1017/S1473550408004230.
  25. ↑ James K. G. Watson. Forbidden rotational spectra of polyatomic molecules // Journal of Molecular Spectroscopy : журнал. — 1971. — 12 июля (т. 40, вып. 3). — С. 536–544. — ISSN 0022-2852. — doi:10.1016/0022-2852(71)90255-4. — Bibcode: 1971JMoSp..40..536W.
  26. ↑ C.Michael Lindsay, Benjamin J. McCall. Comprehensive Evaluation and Compilation of Spectroscopy (англ.) // Journal of Molecular Spectroscopy : журнал. — 2001. — November (vol. 210, iss. 1). — P. 60–83. — doi:10.1006/jmsp.2001.8444.
  27. ↑ B. J. McCall, T. R. Geballe, K. H. Hinkle, T. Oka. Observations of in Dense Molecular Clouds (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 1999. — September (vol. 522, iss. 1). — P. 338–348. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/307637. — Bibcode: 1999ApJ...522..338M.
  28. ↑ 1 2 Miwa Goto, Benjamin J. McCall, Thomas R. Geballe, Tomonori Usuda, Naoto Kobayashi, Hiroshi Terada, Takeshi Oka. Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources I. GCS 3-2 and GC IRS3 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan. — 2002. — 25 December (vol. 54, iss. 6). — P. 951–961. — ISSN 2053-051X. — doi:10.1093/pasj/54.6.951. — arXiv:astro-ph/0212159.
  29. ↑ Sean D. Brittain, Theodore Simon, Craig Kulesa, Terrence W. Rettig. Interstellar Line Absorption toward LkHα 101 (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2004. — 10 May (vol. 606, iss. 2). — P. 911–916. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/383024. — Bibcode: 2004ApJ...606..911B.
  30. ↑ B. J. McCall, A. J. Huneycutt, R. J. Saykally, T. R. Geballe, N. Djuric, G. H. Dunn, J. Semaniak, O. Novotny, A. Al-Khalili, A. Ehlerding, F. Hellberg, S. Kalhori, A. Neau, R. Thomas, F. Österdahl, M. Larsson. An enhanced cosmic-ray flux towards ζ Persei inferred from a laboratory study of the H3+–e- recombination rate (англ.) // Nature : журнал. — 2003. — April (vol. 422, iss. 6931). — P. 500–502. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/nature01498. — Bibcode: 2003Natur.422..500M. — arXiv:astro-ph/0302106. — PMID 12673244.

См. также

[править | править код]

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/wiki/Трёхатомный_ион_водорода