三水素陽イオン
三水素陽イオン
名前
IUPAC名
水素ノニウム
識別子
3Dモデル（JSmol）
チェビ
ケムスパイダー
249
  • InChI=1S/H3/c1-2-3-1/q+1
    キー: RQZCXKHVAUFVMF-UHFFFAOYSA-N
  • [H+]1[H][H]1
プロパティ
H+3
モル質量3.024  g·mol −1
共役塩基二水素、H 2
関連化合物
その他の陰イオン
水素化物
その他の陽イオン
関連化合物
三水素
特に記載がない限り、データは標準状態（25 °C [77 °F]、100 kPa）における材料のものです。

三水素陽イオンまたはプロトン化分子水素（IUPAC名：水素オニウムイオン）は、化学式Hの陽イオン（正イオン）である。+32 つの電子を共有する 3 つの水素原子核 (陽子)から構成されます。

三水素陽イオンは宇宙で最も豊富なイオンの一つです。星間空間の低温・低密度のため、星間物質（ISM）内では安定しています。Hの役割は+3ISM の気相化学における多原子イオンの役割は、他のどの多原子イオンにも匹敵するものがありません。

三水素陽イオンは、その2つの電子が系内の唯一の価電子であるため、最も単純な三原子分子です。また、三中心二電子結合系の最も単純な例でもあります。

歴史

H+31911年にJJトムソンによって初めて発見されました。[ 1 ]プラズマ放電の結果として生じる種を研究するために初期の質量分析法を使用していたときに、彼は質量電荷比が3の多原子イオンが大量に存在することを発見しました。彼は、その唯一の可能性はC4 +またはHであると述べました。+3純粋な水素ガス中では信号が強くなったため、彼は正しくその種をHと分類した。+3。

この生成経路は1925年にホグネスとランによって発見された。[ 2 ]彼らはまた、初期の質量分析法を用いて水素放出を研究した。彼らは、水素の圧力が上昇するにつれて、H+3直線的に増加し、H+2直線的に減少した。さらに、どの圧力においてもH +はほとんど存在しなかった。これらのデータは、後述するプロトン交換形成経路を示唆している。

1961年にマーティンらは、 H+3星間空間に水素が大量に存在し、その反応経路が発熱反応（約1.5  eV）であることを考えると、星間空間に水素が存在する可能性は高い。[ 3 ]このことから、1973年にワトソンとハーブスト＆クレンペラーはH+3多くの観測される分子イオンの形成に関与している。[ 4 ] [ 5 ]

Hの最初のスペクトルが明らかになったのは1980年になってからだった。+3岡健[ 6 ]によって、周波数変調検出と呼ばれる技術を用いてν2基本バンド（分光法参照）のHバンドが発見された。これが地球外Hバンドの探索の始まりとなった。+31980年代後半から1990年代前半にかけて、木星、土星、天王星の電離層で輝線が検出されました。[7] [ 8 ] [ 9 ]ブンカーとジェンセンの教科書[ 10 ]の図1.1には、木星の上層大気のオーロラ活動領域からのν2輝線帯の一部が再現されており、 [ 11 ]表12.3には、岡[ 6 ] によって観測された帯の輝線の遷移波数とその割り当てが記載されています。

1996年、H+3は最終的に、GeballeとOkaによって、視線GL2136とW33Aの2つの分子星間雲で星間物質（ISM）中に検出された。 [ 12 ] 1998年に、H+3マッコールらは、はくちょう座OB2#12の視線方向にある拡散星間雲の中で、予期せずこの星を検出した。[ 13 ] 2006年に岡はH+3星間物質には遍在しており、中央分子層にはISMの濃度が通常より100万倍も高いことが示唆されている。[ 14 ]

構造

Hの構造+3
三水素陽イオンのMO図。

分子中の3つの水素原子は正三角形を形成し、各辺の結合長は0.90Å である。原子間の結合は三中心二電子結合であり、非局在共鳴混成型構造である。この結合の強さは約4.5eV（104kcal/mol）と計算されている 。 [ 15 ]

同位体置換体

理論上、陽イオンには10種類の同位体があり、1個以上の陽子が他の水素同位体の核、すなわち重水素核（ジュウテロン、2H +）または三重水素核（トリトン、3H + ）に置換されたものです。これらのいくつかは星間雲で検出されています。[ 16 ]これらは原子質量数Aと中性子数Nが異なります。

  • H+3= 1時間+3（A =3、N =0）（一般的なもの）。[ 17 ] [ 16 ]
  • [DH 2 ] + = [ 2 H 1 H 2 ] + ( A =4, N =1) （重水素二水素陽イオン）。[ 17 ] [ 16 ]
  • [D 2 H] + = [ 2 H 2 1 H] + ( A =5, N =2) (二重水素陽イオン)。[ 17 ] [ 16 ]
  • D+3= 2 H+3（A =6、N =3）（三重水素陽イオン）。[ 17 ] [ 16 ]
  • [TH 2 ] + = [ 3 H 1 H 2 ] + ( A =5, N =2) (トリチウム二水素陽イオン)。
  • [TDH] + = [ 3 H 2 H 1 H] + ( A =6、N =3) (トリチウム重水素陽イオン)。
  • [TD 2 ] + = [ 3 H 2 H 2 ] + ( A =7, N =4) (トリチウム二重水素陽イオン)。
  • [T 2 H] + = [ 3 H 2 1 H] + ( A =7, N =4) (二水素二水素カチオン)。
  • [T 2 D] + = [ 3 H 2 2 H] + ( A =8、N =5) (二水素二水素陽イオン)。
  • T+3= 3時間+3（A =9、N =6）（トリチウム陽イオン）。

重水素同位体は高密度の星間雲コアにおける重水素の分離に関与していると考えられている。[ 17 ]

形成

H産生の主な経路+3Hの反応によるものである+2およびH2。[ 18 ]​

H+2+ H 2 → H+3+ H•

H濃度+2これが自然界におけるこの反応の速度を制限しているものです。唯一知られている自然発生源は、星間空間における宇宙線によるH 2のイオン化です。

H 2 + 宇宙線 → H+2+ e − + 宇宙線

宇宙線は非常に大きなエネルギーを持っているため、 H2分子を電離させる際に水素に伝達される比較的小さなエネルギーの影響をほとんど受けません。星間雲では、宇宙線はHの痕跡を残します。+2、したがってH+3実験室では、H+3プラズマ放電セルでも同じメカニズムで生成され、放電電位がH 2をイオン化するエネルギーを提供します。

破壊

Hの破壊反応は数多くある+3高密度の星間雲における主要な破壊経路は、中性衝突パートナーとの陽子移動です。破壊的な衝突パートナーとして最も可能性の高い候補は、宇宙で2番目に豊富な分子であるCOです。

H+3+ CO → HCO + + H 2

この反応の重要な生成物はHCO +であり、これは星間化学にとって重要な分子です。その強い双極子と高い存在比により、電波天文学によって容易に検出できます。H+3原子酸素と反応してOH +とH 2を形成することもできます。

H+3+ O → OH + + H 2

その後、 OH + は通常、さらに多くのH 2と反応して、さらに水素化された分子を生成します。

OH + + H 2 → OH+2+ H
おお+2+ H 2 → OH+3+ H

この時点で、OH+3そしてH2は星間雲ではもはや発熱反応ではない。OHの最も一般的な分解経路は+3解離性再結合であり、H 2 O + H、OH + H 2、OH + 2H、O + H 2 + Hという4つの生成物の組み合わせが考えられます。この反応では水が生成される可能性はありますが、それほど効率的な生成物ではありません。様々な実験から、水は5～33%の確率で生成されることが示唆されています。粒子上での水生成は、依然として星間物質における水の主要な発生源と考えられています。

Hの最も一般的な破壊経路+3拡散星間雲における最も基本的な反応は解離再結合である。この反応は複数の生成物を生成する。主要な生成物は3つの水素原子への解離であり、これは約75%の確率で起こる。副生成物はH 2とHであり、これは約25%の確率で起こる。[ 18 ]

オルト/パラ- H+3

オルト-Hの衝突+3およびパラ-H 2。​

[ 1 H 3 ] +の陽子は、オルトとパラと呼ばれる2つの異なるスピン配置をとることができます。オルト-H+33つの陽子スピンがすべて平行であるため、核スピンの合計は3/2となる。パラ- H+32 つの陽子スピンが平行で、もう 1 つは反平行であるため、合計核スピンは 1/2 になります。

高密度の星間雲で最も豊富な分子は1H2で、これはオルト状態とパラ状態も持ち、それぞれ核スピンの総数は1と0である。H+3分子がH 2分子と衝突すると、プロトン移動が起こります。この移動によってもH+3分子とH 2分子の結合ですが、陽子の核スピンに応じて、2つの分子の核スピン全体を変化させる可能性があります。オルト-H+3パラ- H 2が衝突すると、結果はパラ- H+3オルト-H2である[ 18 ]​​

分光法

Hの分光法+3は困難である。純粋な回転スペクトルは非常に弱い。[ 19 ]紫外線はエネルギーが高すぎて分子を解離してしまう。回転振動分光法（赤外線分光法）はH+3回転振動分光法はHで可能である+3Hの振動モードの1つは+3ν 2非対称ベンドモード（ν 2の例を参照）は弱い遷移双極子モーメントを持つ。岡の最初のスペクトル以来、[ 6 ] 900本以上の吸収線が赤外領域で検出されている。H+3木星系惑星の大気の観測によっても輝線が発見されている。H+3輝線は、分子状水素を観測し、分子状​​水素に起因しない線を見つけることによって発見されます。

天文検出

H+3宇宙環境には、木星系惑星と星間雲の2種類があり、この2種類で検出されています。木星系惑星では、太陽の高エネルギー放射線が惑星の大気中の粒子を電離させる領域である電離層で検出されています。これらの大気には高濃度のH 2 が存在するため、この放射線によって相当量のH 2が生成されます。+3また、太陽のような広帯域光源では、 Hを励起するのに十分な放射線があります。+3より高いエネルギー状態に移行し、そこから自然放出によって緩和することができます。

惑星の大気

最初のHの検出+31989年にドロサートら[ 7 ]によって報告された、木星の電離層で発見されたH輝線は合計23本であった。+3列密度1.39 × 109 /cm 2 。これらの線を使って、 Hの温度を推定することができた。+3約1,100 K（830 °C）で、これはH 2などの他の種の輝線から測定された温度と同等である。1993年に、H+3土星ではゲバレらによって発見された[ 8 ]。また天王星ではトラフトンらによって発見された[ 9 ]。

分子星間雲

H+31996年にゲバレとオカがHの検出を報告するまで、星間物質では検出されていませんでした。+32つの分子雲視線、GL 2136とW33Aで観測された。[ 12 ]どちらの源も温度はH+3約35 K（-238 °C）で、柱密度は約10 14 /cm 2であった。それ以来、H+3AFGL 2136、[ 20 ] Mon R2 IRS 3、[ 20 ] GCS 3–2、[ 21 ] GC IRS 3、[ 21 ] LkHα 101など、他の多くの分子雲視線でも検出されています。[ 22 ]

拡散星間雲

予想外に、3つのH+31998年にマッコールらは、Cyg OB2 No. 12の拡散星間雲視線上で、H2の線を検出した。[ 13 ] 1998年以前は、 H2の密度が低すぎて、検出可能な量のH2を生成することができないと考えられていた。+3マッコールは温度約27 K（-246 °C）と柱密度約10 14 /cm 2を検出した。これはゲバレとオカの柱密度と同じである。それ以来、H+3GCS 3–2、 [ 21 ] GC IRS 3、[ 21 ] ζ Perseiなど、他の多くの拡散雲視線でも検出されています。[ 23 ]

定常状態モデル予測

Hの経路長を近似するには+3これらの雲において、岡[ 24 ]は定常モデルを用いて拡散雲と密集雲における予測される数密度を決定した。上で説明したように、拡散雲と密集雲はどちらもH+3だが、支配的な破壊機構は異なる。高密度雲では、COによる陽子移動が支配的な破壊機構である。これは、高密度雲における 予測される数密度10 −4 cm −3に相当する。

n（H3+）＝ζけ二酸化炭素[n（H2）n（二酸化炭素）]≈10−4/cm3n（H3+）＝ζけe[n（H2）n（C+）]≈10−6/cm3{\displaystyle {\begin{aligned}n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {CO}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {CO}})}}\right]\approx 10^{-4}/{\text{cm}}^{3}\\n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {e}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {C+}})}}\right]\approx 10^{-6}/{\text{cm}}^{3}\end{aligned}}}

拡散雲においては、支配的な分解機構は解離再結合である。これは、拡散雲における予測される数密度10 −6 /cm 3に相当する。したがって、拡散雲と密集雲の柱密度はほぼ同じ桁数であるため、拡散雲の経路長は密集雲の100倍長くなるはずである。したがって、H+3これらの雲を調べることで、それらの相対的な大きさを決定することができます。

参照

参考文献

  1. ^ Thomson, JJ (1913). 「正電気の光線」 . Proceedings of the Royal Society A. 89 ( 607): 1– 20. Bibcode : 1913RSPSA..89....1T . doi : 10.1098/rspa.1913.0057 . S2CID  124295244 .
  2. ^ Hogness, TR; Lunn, EG (1925). 「陽線分析による電子衝撃による水素のイオン化の解釈」. Physical Review . 26 (1): 44– 55. Bibcode : 1925PhRv...26...44H . doi : 10.1103/PhysRev.26.44 .
  3. ^ Martin, DW; McDaniel, EW; Meeks, ML (1961). 「 Hの発生の可能性について+3​星間空間における宇宙の探査。天体物理学ジャーナル。134 :1012。Bibcode : 1961ApJ ... 134.1012M。doi : 10.1086/147232。
  4. ^ Watson, WD (1973). 「イオン-分子反応による星間分子の形成速度」.アストロフィジカル・ジャーナル. 183 (2): L17. Bibcode : 1973ApJ...183L..17W . doi : 10.1086/181242 .
  5. ^ Herbst, E.; Klemperer, W. (1973). 「高密度星間雲における分子の形成と枯渇」 . Astrophysical Journal . 185 : 505. Bibcode : 1973ApJ...185..505H . doi : 10.1086/152436 .
  6. ^ a b c Oka, T. (1980). 「 Hの赤外線スペクトルの観測」+3​".フィジカルレビューレター. 45 (7): 531– 534.書誌コード: 1980PhRvL..45..531O . doi : 10.1103/PhysRevLett.45.531 .
  7. ^ a b Drossart, P.; et al. (1989). 「 Hの検出+3​木星の" (PDF) . Nature . 340 (6234): 539. Bibcode : 1989Natur.340..539D . doi : 10.1038/340539a0 . hdl : 2027.42/62824 . S2CID  4322920 .
  8. ^ a bジェバレ、TR;他。 （1993年）。 「 Hの検出」+3​土星の赤外線輝線"。天体物理学ジャーナル。408 （2）：L109。Bibcode ： 1993ApJ ...408L.109G。doi ： 10.1086 / 186843。
  9. ^ a b Trafton, LM; et al. (1993). 「 Hの検出+3​天王星からの発見」。天体物理学ジャーナル。405 : 761。Bibcode : 1993ApJ ...405..761T。doi : 10.1086/172404。
  10. ^バンカー, PR; ジェンセン, P. (2005). 『分子対称性の基礎』CRCプレス. ISBN 0-7503-0941-5。
  11. ^ Jean-Pierre Maillard; Pierre Drossart; JKG Watson; SJ Kim; J. Caldwell (1990). 「木星のオーロラ帯におけるH + 3 Fundamental Band in Jupiter's Auroral Zones at High Resolution from 2400 to 2900 Inverse Centimeters」. Astrophys. J. 363 : L37. Bibcode : 1990ApJ...363L..37M . doi : 10.1086/185859 .
  12. ^ a b Geballe, TR; Oka, T. (1996). 「 Hの検出+3​星間空間における. Nature . 384 (6607): 334– 335. Bibcode : 1996Natur.384..334G . doi : 10.1038/384334a0 . PMID  8934516 . S2CID  4370842 .
  13. ^ a b McCall, BJ; et al. (1998). 「 Hの検出+3​「はくちょう座OB2号12号に向かう拡散星間物質中の」。Science . 279 (5358): 1910– 1913. Bibcode : 1998Sci...279.1910M . doi : 10.1126/science.279.5358.1910 . PMID  9506936 .
  14. ^ PNAS、2006年
  15. ^ McCall, BJ; et al. (2004). 「回転冷却Hの解離的再結合+3​".フィジカルレビューA. 70 ( 5) 052716.書誌コード: 2004PhRvA..70e2716M . doi : 10.1103/PhysRevA.70.052716 .
  16. ^ a b c d eパガーニ、L.;ヴァステル、C.ヒューゴ、E。ココオリン、V.スイス、グリーン。バックマン、A.バイエ、E.チェッカレッリ、Ｃ．ペン、R.シュレンマー、S. (2009)。「L183 (L134N) の化学モデリング: オルト/パラ H 比の推定」。天文学と天体物理学。494 (2): 623–636 . arXiv : 0810.1861。土井: 10.1051/0004-6361:200810587。
  17. ^ a b c d eロバーツ, ヘレン; ハーブスト, エリック; ミラー, TJ (2003). 「多重重水素化H3+による高密度星間コアにおける重水素分別の促進」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 591 (1): L41– L44.書誌コード: 2003ApJ...591L..41R . doi : 10.1086/376962 .
  18. ^ a b cハーブスト、E. (2000). 「 Hの天体化学+3​「王立協会哲学論文集 A . 358 (1774): 2523– 2534. Bibcode : 2000RSPTA.358.2523H . doi : 10.1098/rsta.2000.0665 . S2CID  97131120 .
  19. ^ Watson, JKG (1971). 「多原子分子の禁制回転スペクトル」.分子分光ジャーナル. 40 (3): 546– 544. Bibcode : 1971JMoSp..40..536W . doi : 10.1016/0022-2852(71)90255-4 .
  20. ^ a b McCall, BJ; et al. (1999). 「 Hの観察+3​高密度分子雲における「超高層大気」 .天体物理学ジャーナル. 522 (1): 338– 348. Bibcode : 1999ApJ...522..338M . doi : 10.1086/307637 .
  21. ^ a b c d後藤 正之; et al. (2002). 「 Hの吸収線調査」+3​銀河中心源I. GCS 3-2とGC IRS3の方向へ" .日本天文学会誌. 54 (6): 951. arXiv : astro-ph/0212159 . doi : 10.1093/pasj/54.6.951 .
  22. ^ Brittain, SD; et al. (2004). 「星間H+3​LkHα101への線吸収" .天体物理学ジャーナル. 606 (2): 911– 916 . Bibcode : 2004ApJ...606..911B . doi : 10.1086/383024 .
  23. ^ McCall, BJ; et al. (2003). 「ζ Persei 方向への宇宙線フラックスの増強、Hの実験室研究から推定」+3​-e −組換え率"。Nature . 422 ( 6931): 500–2 . arXiv : astro-ph/0302106 . Bibcode : 2003Natur.422..500M . doi : 10.1038/nature01498 . PMID  12673244 . S2CID  4427350 .
  24. ^ Oka, T. (2006). 「星間H3+」 . PNAS . 103 ( 33): 12235– 12242. Bibcode : 2006PNAS..10312235O . doi : 10.1073/pnas.0601242103 . PMC 1567864. PMID 16894171 .  
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=三水素化物&oldid =1323460048」より取得