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].
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].
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
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 делокализованногорезонансного гибридного типа. Было рассчитано, что прочность связи составляет около 4,5 эВ (104 ккал/моль)[19].
Изотопологи
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:
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
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.
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
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
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
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
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
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
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].
↑ 123Eric 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. — ISSN1364-503X. — doi:10.1098/rsta.2000.0665. — Bibcode: 2000RSPTA.358.2523H.
