삼수소 양이온

Trihydrogen cation
삼수소 양이온
Space-filling model of the H+ 3 cation
식별자
3D 모델(JSmol)
체비
켐스파이더
249
특성.
H+
3
어금질량 3.02
콘게이트 베이스 이수소
관련 화합물
기타 음이온
 수성화하다
기타 양이온
 수소 이온, 이수소 양이온, 수소 이온 클러스터
관련 화합물
 삼수체
달리 명시된 경우를 제외하고, 표준 상태(25°C [77°F], 100 kPa)의 재료에 대한 데이터가 제공된다.
Infobox 참조 자료

삼수소 양이온 또는 양성자 분자 수소는 공식 H를+
3 갖는 양이온(양성 이온)으로, 두 개의 전자를 공유하는 세 개의 수소 핵(프로톤)으로 구성되어 있다.

삼수소 양이온은 우주에서 가장 풍부한 이온 중 하나이다. 성간 공간의 저온과 저밀도 때문에 성간 매체(ISM)에서 안정적이다. ISM의 기체 위상 화학에서+
3 H가 하는 역할은 다른 어떤 분자 이온에도 견줄 수 없다.

3수소 양이온은 가장 단순한 3원자 분자인데, 그 두 전자가 시스템에서 유일한 발란스 전자이기 때문이다. 그것은 또한 3중심의 2전자기본체제의 가장 단순한 예다.

역사

H는+
3 1911년 J. J. 톰슨에 의해 처음 발견되었다.[1] 그 결과 발생하는 혈장 방전 종을 연구하던 중, 그는 매우 이상한 것을 발견했다. 그는 초기 형태의 질량 분광법을 사용하여 질량 대 충전 비율이 3인 분자 이온이 풍부하다는 것을 발견했다. 그는 두 가지4+ 가능성만이+
3 C나 H라고 말했다. C는4+ 매우 가능성이 희박하고 신호가 순수한 수소 가스로 강해지기 때문에, 그는 그 종을 H로+
3 정확하게 할당했다.

형성의 길은 1925년 호그네스 & 룬에 의해 발견되었다.[2] 그들은 또한 수소 방출을 연구하기 위해 초기 형태의 질량 분광법을 사용했다. 수소의 압력이 증가함에 따라+
3 H의 양이 선형적으로 증가하고+
2 H의 양이 선형적으로 감소한다는 것을 알아냈다. 게다가 어떤 압력에도 H는+ 거의 없었다. 이러한 데이터는 아래에서 논의된 양성자 교환 형성 경로를 제시하였다.

1961년 마틴 외 연구진은 성간 공간에 많은 양의 수소가 있고 그 반응 경로가 발열성(~1.5 eV)인 점을 감안할 때 성간 공간에 H가+
3 존재할 수 있다고 처음 제안했다.[3] 이것은 1973년 왓슨과 허브스트 & 클렘페러의 제안으로 이어졌다. H는+
3 많은 관측된 분자 이온의 형성을 담당한다.[4][5]

H의 첫 스펙트럼이+
3 발견된 것은 1980년이 되어서야, 주파수 변조 검출이라는 기법을 이용하여 ν2 기본 대역의 Oka 다케시에 의해서였다.[6] 이로써 외계 H+
3. 방출선은 1980년대 말과 1990년대 초 목성, 토성,[7][8][9] 천왕성의 이온 우주에서 검출되었다. 벙커와 젠슨의 교과서에서.[10] 이 책의 그림 1.1은 목성의 상층 대기권 내 오로라 활동 영역에서 나오는 ν2 방출 대역의 일부를 재현하고 있으며, 표 12.3은 오카에[6] 의해 관측된 대역의 선들의 변환을 과제와 함께 나열하고 있다.

1996년에 마침내 H는+
3 Geballe & Oka에 의해 시선 GL2136과 W33A의 두 분자간 성간 구름에서 성간 매개체(ISM)에서 검출되었다.[12] 1998년에 H는+
3 시야선 시그너스 OB2#12의 분산 성간 구름에서 McCall 등에 의해 예기치 않게 감지되었다.[13] 2006년 오카 교수는 성간 매질에서 H가+
3 어디에나 존재하며, 중앙 분자 구역은 일반적으로 ISM의 100만 배 농도를 포함하고 있다고 발표했다.[14]

구조

H의+
3 구조
3수소 계통의 MO 다이어그램.

분자 안에 있는 세 개의 수소 원자는 정삼각형을 이루며, 양쪽에 결합 길이가 0.90 bond이다. 원자 사이의 결합은 3중추 2전자기본드(delocalized community hybrid type of structure)이다. 본드의 강도는 약 4.5 eV(104 kcal/mol)로 계산되었다.[15]

동위원소

이론적으로, cation은 10개의 동위원소를 가지고 있으며, 다른 수소 동위원소의 핵, 즉 중수소 핵(중수소, 2H
+) 또는 삼중수소 핵(트리톤, 3H
+)에 의해 하나 이상의 양성자를 대체함으로써 발생한다. 그들 중 일부는 성간 구름에서 발견되었다.[16] 원자 질량 번호 A와 중성자 N의 수가 서로 다르다.

  • H+
    3     = 1H
    +
    3     (A=3, N=0) (공통)[17][16]
  • [DH2]
    +     = [2H1H2


    ]+     (A=4, N=1) (중수소계)[17][16]
  • [D2H
    ]+     = [2H21H


    ]+     (A=5, N=2) (중수소 양이온)[17][16]
  • D+
    3     = 2H
    +
    3     (A=6, N=3) (삼중수소 계)[17][16]
  • [TH2
    ]+     = [3H1H2


    ]+     (A=5, N=2) (삼리튬 이수소 양이온)
  • [TDH]+ = [3H2H1H


    ]+     (A=6, N=3) (삼중수소계)
  • [TD2]
    +     = [3H2H2


    ]+     (A=7, N=4) (삼중수소 계통)
  • [T2H
    ]+     = [3H21H


    ]+     (A=7, N=4) (디트리튬 수소 양이온)
  • [T2D
    ]+     = [3H22H


    ]+     (A=8, N=5) (디트리튬 중수소 계)
  • T+
    3     = 3H
    +
    2     (A=9, N=6) (삼리튬 양이온)

중수소 동위원소 원소는 촘촘한 성간 구름 중심에서 중수소 분리에 관여했다.[17]

포메이션

H+
3 생산의 주요 경로는 H와+
2 H의2 반응이다.[18]

H+
2 + H2 → H+
3 + H

H의+
2 농도는 자연에서 이러한 반응의 비율을 제한하는 것이다. H의 유일한 자연원은 성간 공간에서 우주선에 의한 H의2 이온화를 통해서이다.

H2+
2 + 우주선 → H + e + 우주선−

우주선은 매우 많은 에너지를 가지고 있으며, H2 분자를 이온화할 때 수소로 전달되는 비교적 작은 에너지의 영향을 거의 받지 않는다. 성간 구름에서 우주 광선은 H의+
2 흔적을 남기고, 따라서 H의+
3 흔적을 남긴다. 실험실에서 H는+
3 혈장 방출 세포에서 동일한 메커니즘에 의해 생성되며, 방출 전위는 H를2 이온화하는 에너지를 제공한다.

파괴

이 섹션에 대한 정보도 에릭 허브스트의 논문에서 나왔다.[18] H에게는+
3 많은 파괴 반응이 있다. 밀집한 성간 구름 속에서 지배적인 파괴 통로는 중성 충돌 파트너와의 양성자 이송에 의한 것이다. 파괴적인 충돌 파트너의 후보로는 우주에서 두 번째로 풍부한 분자인 CO가 가장 유력하다.

H+
3 + CO → HCO+ + H2

이 반응의 중요한 산물은 성간 화학의 중요한 분자인 HCO이다+. 그것의 강한 쌍극자극과 높은 풍부함은 그것을 전파절제술로 쉽게 발견할 수 있게 한다. H는+
3 또한 원자 산소와 반응하여 OH와+ H를2 형성할 수 있다.

H+
3 + O → OH+ + H2

그러면+ OH는 더 많은 H와2 반응하여 더 많은 수소화 분자를 만든다.

OH+ + H2 → OH+
2 + H
OH+
2 + H2 → OH+
3 + H

이 시점에서 OH와+
32 H의 반응은 더 이상 성간 구름에서 발열성이 없다. OH의+
3 가장 흔한 파괴경로는 HO2 + H, OH + H, OH + H2, OH + 2H, O + H의2 네 가지 가능한 제품을 산출하는 분산 재조합이다. 물이 이 반응의 가능한 산물이지만, 그것은 그리 효율적인 제품이 아니다. 다른 실험에서 물은 그 시간의 5-33%에서 어느 곳에서나 생성된다는 것을 시사했다. 곡물 위의 물 형성은 여전히 성간 매체에서 물의 주요 공급원으로 간주된다.

확산성 간 구름에서 H의+
3 가장 흔한 파괴 경로는 분열 재결합이다. 이 반응은 여러 가지 제품을 가지고 있다. 주요 생산물은 세 개의 수소 원자로 분리되는데, 이것은 대략 75%의 시간에 발생한다. 부제품은 H와2 H로 대략 25% 정도 발생한다.

정형/파라-H3+

정형외과-H와+
3 Para-H의2 충돌.

[1H3

]+의 양자는 두 개의 다른 스핀 구성으로 구성될 수 있으며, 이를 Ortho와 para라고 한다. Ortho-H는+
3 세 개의 양성자 스핀을 모두 평행하게 가지고 있으며, 총 핵 스핀은 3/2이다. Para-H는+
3 두 개의 양성자 스핀을 병렬로 가지고 있고 다른 하나는 반병렬로 되어 있어 총 핵 스핀이 1/2이다.

촘촘한 성간 구름에서 가장 풍부한 분자는 1H2로

정형외과와 파라과이 상태도 있고, 각각 총 핵 스핀 1과 0이 있다. H+
3 분자가 H2 분자와 충돌할 때 양성자 전이가 일어날 수 있다. 이 전달은 여전히+
3 H 분자와2 H 분자를 생산하지만 양자의 핵 스핀에 따라 두 분자의 총 핵 스핀을 변화시킬 수 있다. 정형외과-H와+
3 Para-H가2 충돌할 때, 그 결과는 Para-H와+
3 정형외과-H가2 될 수 있다.[18]

분광학

H의+
3 분광법은 도전적이다. 순수 회전 스펙트럼은 매우 약하다.[19] 자외선은 너무 활기차서 분자를 분리시킬 것이다. 로비브로닉(적외선) 분광법은 H를+
3 관찰할 수 있는 능력을 제공한다. ib 비대칭 굽힘 모드인2 H의+
3 진동 모드 중 하나는 전환 쌍극모멘트가 약하기 때문에 로비브로닉 분광법이 H로+
3 가능하다. 오카 초기 스펙트럼 이후 적외선 영역에서 900개 이상의 흡수선이 검출됐다.[6] 조비안+
3 행성의 대기를 관찰함으로써 H 방출선도 발견되었다. 분자수소를 관찰하고 분자수소에 기인할 수 없는 선을 발견함으로써 H+
3 방출선을 발견하게 된다.

천문탐지

H는+
3 두 종류의 천체 환경에서 발견되었다: 조비안 행성과 성간 구름이다. 조비안 행성에서는 태양의 고에너지 방사선이 대기 중의 입자를 이온화하는 지역인 행성의 이오노스피어에서 검출되었다. 이러한 대기 중 H의2 수준이 높기 때문에 이 방사선은 상당한 양의 H를+
3 생성할 수 있다. 또한 태양과 같은 광대역 공급원과 함께 H를+
3 자극과 자발적 방출로 이완시킬 수 있는 높은 에너지 상태로 펌핑할 수 있는 많은 방사선이 있다.

행성 대기

최초의 H+
3 방출 라인의 검출은 1989년 목성의 전리층에서 발견된 [7]Drossart 외 연구진에 의해 보고되었다. 드로사트는 기둥 밀도가 1.39×109/cm인2 총 23 H 선을+
3 발견했다. 이 선들을 이용하여, 그들은 약 1,100 K (830 °C)의 H에+
3 온도를 배정할 수 있었는데, 이것은2 H와 같은 다른 종의 배출 선으로부터 결정되는 온도와 비교된다. 1993년 게발레 등에 의해 토성, 트라프톤 등에 의해 천왕성에서 H가+
3 발견되었다.[8][9]

분자간 성운

Geballe & Oka가 두 분자 구름 가시선인 GL2136과 W33A에서 H의+
3 검출 사실을 보고한 1996년까지는 성간 매체에서 H가+
3 검출되지 않았다.[12] 두 선원은 약 35K(-238 °C)의+
3 H 온도와 약 1014/cm의2 열 밀도를 가지고 있었다. 그+
3 후, H는 AFGL [20]2136, Mon R2 [20]IRS 3, GCS [21]3-2, GC [21]IRS 3, LkHα 101과 같은 수많은 다른 분자 구름 조준선에서 검출되었다.[22]

성간 구름 확산

뜻밖에도 1998년 싸이그 OB2 No. 12의 확산 구름 조준선에서 McCall 등에 의해 3개의+
3 H 라인이 검출되었다.[13] 1998년 이전에는 H의2 밀도가 너무 낮아서 H의+
3 검출 가능한 양을 산출할 수 없다고 생각되었다. McCall은 온도 ~27K (-246 °C)와 기둥 밀도14 ~102/cm를 검출하였는데, 이는 Geballe & Oka와 동일한 열 밀도였다. 그+
3 후, H는 [21]GCS 3-2, GC IRS 3, [21]ζ Persei와 같은 많은 다른 분산 클라우드 조준선에서 검출되었다.[23]

정상 상태 모델 예측

Oka는[24] 이러한+
3 구름에서 H의 경로 길이를 대략적으로 측정하기 위해 정상 상태 모델을 사용하여 확산과 밀도가 높은 구름에서 예측된 수 밀도를 결정했다. 위에서 설명한 것처럼 확산과 밀도가 높은 구름은 모두 H에+
3 대한 형성 메커니즘은 동일하지만 지배적인 파괴 메커니즘은 다르다. 짙은 구름 속에서 CO를 이용한 양성자 이송이 지배적인 파괴 메커니즘이다. 이는 짙은 구름 속에서 10−4 cm의−3 예측 수치 밀도에 해당한다.

n(H+
3) = (ζ / kCO)[n(H2) / n(CO)]] ≈ 10−4/cm3
n(H+
3) = (ζ / ke)[n(H2) / n(C+)] ≈ 10−6/cm3

확산된 구름에서 지배적인 파괴 메커니즘은 분열 재조합이다. 이는 확산 구름의 예측 수치−6 밀도 10/cm에3 해당한다. 따라서 확산과 밀도가 높은 구름의 열 밀도는 대략 같은 크기 순서가므로, 확산 구름은 밀도가 높은 구름의 경로 길이보다 100배 더 커야 한다. 따라서 이러한 구름의 프로브로 H를+
3 사용함으로써 상대적인 크기를 결정할 수 있다.

참고 항목

참조

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외부 링크