하이드록실 라디칼

Hydroxyl radical
하이드록실 라디칼
Stick model of the hydroxyl radical with molecular orbitals
이름들
IUPAC이름
하이드록실 라디칼
계통 IUPAC명
  • 산화아닐[1](대체)
  • 하이드리도산소(•)([1]첨가제)
기타이름
  • 히드록시
  • 하이드록실
  • γ-옥시다닐1
식별자
3D 모델(JSMO)
ChEBI
켐스파이더
105
케그
펍켐 CID
  • InChI=1S/HO/h1H
    키 : TUJKJAMUKRIRHC-UHFFFAOYSA-N 확인.Y
  • [OH]
특성.
HO
어금니 질량 17.007g·mol−1
열화학
183.71 JK−1−1 mol
38.99 kJ mol−1
관련화합물
관련화합물
 오2+
오−
오22−
별도의 언급이 없는 경우를 제외하고, 표준 상태(25 °C [77 °F], 100 kPa에서)의 재료에 대한 데이터가 제공됩니다.

하이드록실 라디칼은 이원자 분자 OH입니다.하이드록실 라디칼은 묽은 기체로서 매우 안정적이지만 응축된 상에서는 매우 빠르게 붕괴됩니다.그것은 어떤 [2]상황에서는 만연합니다.하이드록실 라디칼은 수소 과산화물(ROOH)의 분해 또는 대기 화학에서 여기된 원자 산소와 물의 반응에 의해 생성됩니다.또한 방사선 화학 분야에서도 중요한데, 이는 과산화수소와 산소의 형성으로 이어져 방사성 환경을 받는 냉각제 시스템의 부식 및 SCC를 향상시킬 수 있기 때문입니다.하이드록실 라디칼의 짝을 이루지 않은 전자는 공식적으로 O [3]옆의 가운데 점인 •로 표시됩니다.

구조 및 접합

O-H 거리는 0.97 Å입니다.O-H 진동 주파수는 3570cm-1입니다.이 자료들은 [4]물에 대한 자료들과 매우 비슷합니다.라디칼은 산소 원자 위에 존재합니다.하이드록실의 전자 구조는 9개의 전자를 갖는 (1s)(2sσ)(2pσ)(2pπ)(2pπ)에 의해 기술됩니다.

분자축에 따른 전자 각운동량은 +1 또는 -1이고, 전자 스핀 각운동량 S =1⁄2. 궤도-스핀 결합 때문에, 스핀 각운동량은 궤도 각운동량과 평행 또는 반 평행 방향으로 배향되어 Δ와 Δ 상태로 쪼개질 수 있습니다.OH의 Δ3⁄2 기저 상태는 람다 배가 상호작용(핵 회전과 궤도 주위의 짝을 이루지 않은 전자 운동 사이의 상호작용)에 의해 분리됩니다.양성자의 짝을 이루지 않은 스핀과 초미세 상호작용은 수준을 더욱 갈라놓습니다.

생산.

하이드록실 라디칼은 여러 가지 [6]방법으로 생성될 수 있습니다.

HO의22 광분해

과산화수소의 레이저 광분해는 0.4-0.5의 양자 수율로 진행됩니다.

HO → 2 HO·

하이드록실 라디칼의 재결합은 4.7 × 109−1−1 Ms(25 °C)의 2차 속도 상수로 진행됩니다.

하이드록실 라디칼은 과산화수소와 일련의 반응을 거치며, 처음에는 히드로페록소 라디칼을 생성합니다.

HO + HO · → HO + HO ·

산소와 함께 하이드록실 라디칼을 재생하는 것입니다.

HO + HO · → HO + O + HO ·

펜턴 반응

펜톤 반응은 다음과 같은 화학양론에 의해 하이드록실 라디칼을 생성합니다.

HO + Fe+2 → HO· + FeOH+2

이 식에서 Fe2+는 아쿠아 복합체 [Fe(HO2)]62+이고, FeOH는2+ 페릭 유도체 [Fe(OH)(HO2)]52+입니다.반응은 종종 pH 3-4에서 수행되며, 고체 수산화철의 동시 재침전으로 진행됩니다.이 과정의 많은 변형들이 edta의 철 복합체의 사용과 같이 개발되었습니다.복잡한 에다는 DNA와 다른 생체 분자와 양립할 수 있는 pH 7에서 하이드록실 라디칼을 생성할 수 있게 해줍니다.이 접근법은 DNA [6]풋프린팅에 사용됩니다.

방사분해

물의 펄스 방사 분해는 용해된 전자뿐만 아니라 하이드록실 라디칼을 생성합니다.

HO → e + HO
HO → HO· + H

과산화수소 및 수산화물 형성에 의한 퀀칭(Quenching) 발생: HO· + e → OH


화학 및 생화학 반응

하이드록실 라디칼은 모든 유기 화합물과 거의 확산 속도로 반응합니다.따라서 활성 산소종 중 가장 위험한 구성원입니다.이러한 반응성의 하나의 발현에서, 하이드록실 라디칼은 DNA의 산화적 손상에 생체 내에서 크게 기여합니다.하이드록실 라디칼은 DNA의 뉴클레오티드 염기에 수많은 종류의 손상(예: 8-Oxo-2'-deoxyguanosine 형성)과 디옥시리보스 손상, 가닥 절단 및 가닥 간 교차 연결을 유발할 수 있습니다.DNA의 산화적 손상은 여러 인간 질병의 기원과 진행에 중요한 역할을 하는데, 가장 두드러진 암뿐만 아니라 신경퇴행성 질환과 [7]죽상경화증도 있습니다.

정수

하이드록실 라디칼은 일련의 방법론을 통칭하여 고도산화공정(Advanced Oxidation Process, AOP)으로 알려진 유기오염물질의 산화적 파괴에 중요한 역할을 합니다.AOPs에서 오염물질의 파괴는 유기 화합물에 대한 하이드록실 라디칼의 비선택적 반응에 기초합니다.살충제, 약학적 화합물, 염료 [8][9]등 일련의 오염물질에 효과가 높습니다.

대기.

하이드록실 라디칼은 대기 중에 널리 퍼져 있고 그것의 행동은 대기 [10]화학의 많은 부분을 지배합니다.수명은 약 1초이지만, 하이드록실OH 라디칼은 메탄, 이산화황, 일산화탄소, 질소산화물 및 임의의 유기 [11]화합물을 포함한 많은 대기 성분에 반응합니다.대기 중의 하이드록실은 연간 3.7 기가톤의 가스를 제거할 것으로 추정됩니다.이전에 나열된 가스 외에, 파괴된 다른 가스는 HFC와 HCFC를 포함합니다.[12]

대기 중에 존재하는 메탄(CH4)이 먼저 일산화탄소(CO)를 거쳐 이산화탄소(CO2)로 산화되는 과정에서 OH의 역할을 이해하는 것은 이 온실가스의 거주 시간, 대류권의 전체 탄소 예산, 그리고 지구 온난화 과정에 미치는 영향을 평가하는 데 중요합니다.지구 대기 중의 OH 라디칼의 수명은 매우 짧기 때문에 공기 중의 OH 농도는 매우 낮고 직접적인 [13]검출을 위해서는 매우 민감한 기술이 필요합니다.공기 중에 존재하는 메틸클로로포름(CHCCl33)을 분석하여 지구 평균 하이드록실 라디칼 농도를 간접적으로 측정하였습니다.Montzka et al. (2011)[14]이 얻은 결과는 CHCCl33 측정에서 추정된 OH의 연간 변동성이 작으며, 이는 글로벌 OH가 일반적으로 섭동에 대해 잘 완충된다는 것을 나타냅니다.이러한 작은 변동성은 OH에 의해 주로 산화되는 메탄 및 기타 미량 가스의 측정치와 전역 광화학 모델 계산과 일치합니다.

2014년, 연구원들은 열대 서태평양의 넓은 지역에 걸쳐 대류권의 전체 깊이에서 하이드록실이 없거나 구멍이 있는 것을 발견했다고 보고했습니다.그들은 이 구멍이 많은 양의 오존을 분해하는 화학물질이 성층권에 도달할 수 있도록 하고 있으며, 이것이 [15]지구의 기후에 잠재적인 결과와 함께 극지방의 오존 고갈을 상당히 강화시킬 수 있다고 제안했습니다.

천문학

성간 구름은 T = 30~100 K, n = 10~1000 cm의 확산성 구름과 T = 10~30 K, 밀도 n = 10~10 cm의 밀집성 구름을 구분하는 것이 편리합니다.

1963년 [18]10월 15일부터 29일까지 관측한 결과를 바탕으로 Weinreb [17]등은 카시오페아 A의 •전파 흡수 스펙트럼에 하이드록실(OH) 라디칼의 18cm 흡수선이 존재한다는 최초의 실험적 증거를 확보했습니다.성간 하이드록실 라디칼에 대한 보고는 1960년대와 1970년대에 [19][20][21][22][23][24][25]본격적으로 계속되었습니다.

성간매질 내 생성경로

OH 라디칼은 분자 구름에서 HO의 생성과2 관련이 있습니다.TMC-1(Taurus Molecular Cloud-1)[26]에서의 OH 분포에 대한 연구는 밀도가 높은 기체에서 OH는 주로 HO의3+ 해리성 재조합에 의해 형성된다는 것을 시사합니다.해리성 재조합은 분자 이온이 전자와 재조합하여 중성 조각으로 해리하는 반응입니다.OH의 중요한 형성 메커니즘은 다음과 같습니다.

HO + e → OH + H

(해체재조합 : 1a)

HO + e → OH + H + H

(해체재조합 : 1b)

HCO + e → OH + CO

(해체재조합 : 2a)

O + HCO → OH + CO

(중립-중립: 3a)

H + HO → OH + H + H

(이온-분자 이온 중화 : 4a)

성간매질 내 파괴경로

성간 구름의 작은 중성 분자들은 H와 [27]OH의 반응에 의해 형성될 수 있습니다.O의 형성은2 O와 OH 사이의 중성 교환 반응을 통해 기체 상에서 발생하며, 이는 밀집된 [26]영역에서 OH의 주요 싱크이기도 합니다.

원자 산소는 OH의 생성과 파괴에 모두 관여하므로 OH의 풍부함은 주로 H의 풍부함에3+ 의존합니다.그렇다면, OH 라디칼로부터 유도되는 중요한 화학적 경로는 다음과 같습니다.

OH + O → O + H

(중성-중립: 1A)

OH + C → CO + H

(이온 중립: 2A)

OH + N → NO + H

(중성-중립: 3A)

OH + C → CO + H

(중성-중립: 4A)

OH + H → HO + 광자

(중성-중립: 5A)

중요한 형성 및 파괴 메커니즘에 대한 속도 상수 및 상대 속도

속도 상수는 [28]웹 사이트에 게시된 데이터 집합에서 도출할 수 있습니다.속도 상수는 다음과 같은 형태를 갖습니다.

k(T) = α(T/300)xexp(-γ/T)cms

다음 표는 밀도가 높은 구름 T = 10 K의 일반적인 온도에 대해 계산된 속도 상수입니다.

반응 kat T = 10K (cm·s)
1a 3.29x10−6
1b 1.41x10−7
2a 4.71x10−7
3a 5.0x10−11
4a 1.26x10−6
5a 2.82x10−6
1A 7.7x10−10
2A 3.5x10−11
3A 1.38x10−10
4A 1.0x10−10
5A 3.33x10−14

생성 속도ix r은 속도 상수 k(T)와 반응물 종 C 및 D의 풍부함을 사용하여 얻을 수 있습니다.

r = k(T)[C][D]

여기서 [Y]는 종 Y의 풍부함을 나타냅니다.이 접근법에서, 풍부도는 천체화학 2006에 대한 The UMIST 데이터베이스로부터 얻어졌고, 그 값들은 H 밀도와2 관련이 있습니다.다음 표에서는 가장 중요한 반응을 보기 위해 r/r1a 비율을ix 보여 줍니다.

r1a r1b r2a r3a r4a r5a
r1a 1.0 0.043 0.013 0.035 3.6x10−5 0.679

그 결과 1a 반응이 짙은 구름에서 가장 두드러진 반응임을 보여줍니다.그것은 Harju et al 과 일치합니다.2000.

다음 표는 파괴 반응에 대해 동일한 절차를 수행하여 결과를 보여줍니다.

r1A r2A r3A r4A r5A
r1A 1.0 6.14x10−3 0.152 3.6x10−5 4.29x10−3

결과는 1A 반응이 짙은 구름에서 OH의 주 싱크라는 것을 보여줍니다.

성간 관측

상당한 수의 분자들의 마이크로파 스펙트럼의 발견은 성간 구름에서 다소 복잡한 분자들의 존재를 증명하고, 그것들이 [29]포함하고 있는 먼지에 의해 가려진 밀집된 구름을 연구할 수 있는 가능성을 제공합니다.OH 분자는 1963년부터 18 cm의 [30]전이를 통해 성간매질에서 관찰되어 왔습니다.이후 몇 년 동안 OH는 주로 오리온자리 영역에서 원적외선 파장의 회전 전이로 관측되었습니다.OH의 각 회전 레벨은 람다 더블링에 의해 나뉘기 때문에 천문학자들은 바닥 상태로부터 다양한 에너지 상태를 관찰할 수 있습니다.

충격 상태 추적기

OH의 [31]회전 전이를 열화하기 위해서는 매우 높은 밀도가 요구되므로, 대기 분자 구름에서 원적외선 방출선을 검출하기가 어렵습니다.H밀도가 10cm인26−3 경우에도 적외선 파장에서 먼지가 광학적으로 두꺼워져야 합니다.그러나 충격파가 분자 구름을 통과하는 것은 정확히 분자 가스를 먼지와의 평형에서 벗어나게 하는 과정이며, 이는 원적외선 방출선의 관측을 가능하게 합니다.중간 정도의 빠른 충격은 수소에 대한 OH 함량의 일시적인 증가를 일으킬 수 있습니다.따라서 OH의 원적외선 방출선이 충격 상태를 진단하는 데 좋은 역할을 할 가능성이 있습니다.

확산성 구름속에서

확산성 구름은 ISM의 진화와 열역학에 주요한 역할을 하기 때문에 천문학적으로 관심이 있습니다.21 cm의 풍부한 원자 수소를 관찰한 결과 방출과 흡수 모두에서 좋은 신호 대 잡음비를 보여주었습니다.그럼에도 불구하고 HI 관측은 확산성 구름의 중심부처럼 수소 핵의 질량이 작은 영역을 향할 때 근본적인 어려움이 있습니다. 수소선의 열폭은 관심 구조의 내부 속도와 같습니다.따라서 다양한 온도와 중심 속도의 구름 성분은 스펙트럼에서 구별할 수 없습니다.분자선 관측은 원칙적으로 이 문제를 겪지 않습니다.HI와는 달리 분자는 일반적으로 여기 온도ex T ≥ T를kin 가지므로 풍부한 종에서조차 방출이 매우 약합니다.CO와 OH는 가장 쉽게 연구된 후보 분자입니다.CO는 강력한 배경 연속체 소스가 없는 스펙트럼(파장 < 3 mm) 영역에서 전이가 있지만 OH는 흡수 [32]관측에 편리한 18 cm 방출선을 가지고 있습니다.관측 연구는 열하 여기가 있는 분자의 가장 민감한 검출 수단을 제공하며, 분자 영역을 모델링하는 데 핵심적인 문제인 스펙트럼 라인의 불투명성을 제공할 수 있습니다.

확산 구름으로부터 OH와 HI 흡수선의 운동학적 비교를 기반으로 한 연구는 특히 무거운 원소가 더 높은 속도 분해능을 제공하기 때문에 물리적 조건을 결정하는 데 유용합니다.

마서스

천체물리학적 마스터의 한 종류인 OH 마스터는 우주에서 발견된 최초의 마스터였으며 다른 어떤 종류의 마스터보다 더 많은 환경에서 •관찰되었습니다.

은하수에서, OH 매서는 항성 매서(진화된 별), 성간 매서(거대한 별 형성의 영역), 또는 초신성 잔재와 분자 물질 사이의 계면에서 발견됩니다.성간 OH 마스터는 초소형 HII 영역(UCH II)을 둘러싼 분자 물질에서 종종 관찰됩니다.하지만 아직 UCH II [33]지역을 만들지 못한 아주 젊은 별들과 연관된 마스터들이 있습니다.이 종류의 OH 매서는 매우 밀도가 높은 물질의 가장자리 근처에서 형성되는 것으로 보이며, HO 매서가 형성되는 곳2, 그리고 총 밀도가 급격히 떨어지고 자외선이 형성되는 젊은 별들은 HO 분자를2 해리시킬 수 있습니다.따라서 이러한 영역에서 OH 마스터의 관측은 높은 공간 해상도에서 성간 충격에서 중요한 HO2 분자의 분포를 조사하는 중요한 방법이 될 수 있습니다.

참고 항목

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