Открыть главное меню

Ион гидрида гелия или ион гидридогелия (1+) представляет собой катион (положительно заряженный ион) с химической формулой HeH+. Его молекула состоит из атома гелия, связанного с атомом водорода, с одним удалённым электроном. Это самый лёгкий гетероядерный ион, сравнимый с молекулярным ионом водорода, H2+.

Ион гидрида гелия
Общие
Хим. формула HeH+
Классификация
SMILES
InChI
ChEBI 33688
ChemSpider
Приводятся данные для стандартных условий (25 °C, 100 кПа), если не указано иного.

Впервые ион был получен в лаборатории в 1925 году. Он стабилен в изоляции, но чрезвычайно реактивен и не может быть приготовлен в массе, потому что вступает в реакцию с любой другой молекулой, с которой контактирует. На самом деле это самая сильная из известных кислот. Его появление в межзвёздной среде было предположено с 1970-х годов[1], и было окончательно подтверждено в 2019 году[2].

Содержание

Физические свойстваПравить

Гидридогелий (1+) является изоэлектронным с молекулярным водородом[3]. В отличие от H2+, он имеет постоянный дипольный момент, что облегчает его спектроскопическую характеристику.[4] Расчетный дипольный момент HeH+ составляет 2,26 или 2,84 D[5] Тем не менее, одна из его наиболее заметных спектральных линий, в 149,14 мкм, совпадает с дублетом спектральных линий, принадлежащих радикалу метилидина CH.[6]

Длина ковалентной связи в ионе составляет 0,772 Å.[7]

Нейтральная молекулаПравить

В отличие от иона гидрида гелия, нейтральная молекула гидрида гелия не является стабильной в основном состоянии. Тем не менее, она существует в возбужденном состоянии, как эксимер (НеН*), и его спектр впервые был обнаружен в середине 1980-х годов.[8][9][10]

Нейтральная молекула является первой записью в базе данных Gmelin.[11]

Химические свойства и реакцииПравить

ПодготовкаПравить

Поскольку HeH+ не может храниться в какой-либо пригодной для использования форме, его химический состав должен быть изучен путём формирования его на месте.

Реакции с органическими веществами, например, могут быть изучены путем создания тритиевого производного желаемого органического соединения. Распад трития до 3Не+ с последующим его выделением атома водорода дает 3НеН+, который затем окружается органическим материалом и, в свою очередь, вступает в реакцию.[12]

КислотностьПравить

HeH+ не может быть получен в конденсированной фазе, так как он передаст протон любому аниону, молекуле или атому, с которым он вступит в контакт. Было показано, что он протонирует O2, NH3, SO2, H2O и CO2, давая O2H+, NH4+, HSO2+, H3O+ и HCO2+[12]. Другие молекулы, такие как оксид азота, диоксид азота, закись азота, сероводород, метан, ацетилен, этилен, этан, метанол и ацетонитрил, реагируют, но распадаются из-за большого количества произведенной энергии.[12]

На самом деле, HeH+ является самой сильной из известных кислот с сродством к протону 177,8 кДж / моль.[13] Гипотетическая кислотность воды может быть оценена с использованием закона Гесса:

HeH+(g) H+(g) + He(g) +178 kJ/mol [13]
HeH+(aq) HeH+(g) +973 kJ/mol
H+(g) H+(aq) −1530 kJ/mol
He(g) He(aq) +19 kJ/mol
HeH+(aq) H+(aq) + He(aq) −360 kJ/mol

Изменение свободной энергии диссоциации −360 кДж/моль эквивалентно a pKa −63.

Другие ионы гелия-водородаПравить

Дополнительные атомы гелия могут присоединяться к HeH + с образованием более крупных кластеров, таких как He2H+, He3H+, He4H+, He5H+ и He6H+.[12]

Катион гидрида дигелия, He2H+, образуется в результате реакции катиона дигелия с молекулярным водородом:

He2+ + H2 → He2H+ + H

Это линейный ион с водородом в центре.[12]

Ион гексагелий гидрида, He6H+, является особенно стабильным.[12]

Другие ионы гидрида гелия известны или были изучены теоретически. Ион дигидрида гелия или дигидридогелий (1+) НеH2+, наблюдался с помощью микроволновой спектроскопии[14]. Он имеет расчетную энергию связи 25,1 кДж / моль, в то время как тригидридогелий (1+), НеH3+, имеет расчётную энергию связи 0,42 кДж/моль[15].

ИсторияПравить

Гидридогелий (1+) был впервые обнаружен косвенно в 1925 году Т. Р. Хогнессом и Э. Г. Ланном. Они впрыскивали протоны с известной энергией в разреженную смесь водорода и гелия, чтобы изучить образование ионов водорода, таких как H+, H2+ и H3+. Они заметили, что H3+ появился при той же энергии пучка (16 эВ), что и H2+, и его концентрация увеличивается с давлением гораздо больше, чем у двух других ионов. Из этих данных они пришли к выводу, что ионы H2+ передавали протон молекулам, с которыми они сталкивались, включая гелий[3].

Уже давно предполагается, что HeH+ существует в межзвездной среде.[1] О его первом обнаружении в туманности NGC 7027 было сообщено в статье, опубликованной в журнале Nature в апреле 2019 года.[2]

Нахождение в природеПравить

От распада тритияПравить

Ион гидрида гелия образуется при распаде трития в молекуле HT или в молекуле трития T2. Хотя она возбуждается отдачей от бета-распада, молекула остается связанной вместе.[16]

Межзвездная средаПравить

Считается, что это первое соединение, которое сформировалось во вселенной,[6] и имеет фундаментальное значение для понимания химии ранней вселенной.[17] Это связано с тем, что водород и гелий были почти единственными типами атомов, образовавшихся в результате нуклеосинтеза Большого взрыва. Звёзды, образованные из первичного материала, должны содержать HeH+, что может повлиять на их формирование и последующую эволюцию. В частности, его сильный дипольный момент делает его важным для непрозрачности звезд с нулевой металличностью.[6] Также считается, что HeH+ является важной составляющей атмосферы богатых гелием белых карликов, где он увеличивает непрозрачность газа и заставляет звезду более медленно охлаждаться.[18]

В качестве возможных мест, где может быть обнаружен HeH+, было предложено несколько мест. К ним относятся холодные гелиевые звёзды,[6] H II,[19] и плотные планетарные туманности[19] такие как NGC 7027.[17]

HeH+ может образовываться в охлаждающем газе за диссоциативными ударами в плотных межзвёздных облаках, такими как удары, вызванные звёздными ветрами, сверхновыми и истекающим материалом из молодых звёзд. Если скорость удара превышает 90 км/c, могут быть сформированы количества, достаточно большие для обнаружения. Если обнаружено, выбросы HeH+ будут полезными индикаторами шока.[20]

ПримечанияПравить

  1. 1 2 Fernández, J. (2007). “Photoionization of the HeH+ molecular ion”. Journal of Physics B. 40 (12): 2471—2480. Bibcode:2007JPhB...40.2471F. DOI:10.1088/0953-4075/40/12/020.
  2. 1 2 Stutzki, Jürgen (April 2019). “Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH+. Nature [англ.]. 568 (7752): 357. DOI:10.1038/s41586-019-1090-x. ISSN 1476-4687.
  3. 1 2 Hogness, T. R. (1925). “The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis”. Physical Review. 26 (1): 44—55. Bibcode:1925PhRv...26...44H. DOI:10.1103/PhysRev.26.44.
  4. Coxon, J. (1999). “Experimental Born–Oppenheimer Potential for the X1Σ+ Ground State of HeH+: Comparison with the Ab Initio Potential”. Journal of Molecular Spectroscopy. 193 (2): 306—318. Bibcode:1999JMoSp.193..306C. DOI:10.1006/jmsp.1998.7740. PMID 9920707.
  5. Dipole Moment Calculation to Small Diatomic Molecules: Implementation on a Two-Electron Self-Consistent-Field ab initio Program.
  6. 1 2 3 4 Engel, Elodie A. (2005). “Calculated spectra for HeH+ and its effect on the opacity of cool metal-poor stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 357 (2): 471—477. arXiv:astro-ph/0411267. Bibcode:2005MNRAS.357..471E. DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x.
  7. Coyne, John P. (2009). “Alpha particle chemistry. On the formation of stable complexes between He2+ and other simple species: implications for atmospheric and interstellar chemistry”. Journal of Molecular Modeling. 15 (1): 35—40. DOI:10.1007/s00894-008-0371-3. PMID 18936986.
  8. Möller, Thomas (1985). “Observation of Fluorescence of the HeH Molecule”. Physical Review Letters. 55 (20): 2145—2148. Bibcode:1985PhRvL..55.2145M. DOI:10.1103/PhysRevLett.55.2145. PMID 10032060.
  9. Wolfgang Ketterle: The Nobel Prize in Physics 2001.
  10. Ketterle, W. (1985). “Emission spectra of bound helium hydride”. Physical Review Letters. 55 (27): 2941—2944. Bibcode:1985PhRvL..55.2941K. DOI:10.1103/PhysRevLett.55.2941. PMID 10032281.
  11. Hydridohelium (CHEBI:33689). Chemical Entities of Biological Interest (ChEBI). European Bioinformatics Institute.
  12. 1 2 3 4 5 6 Grandinetti, Felice (October 2004). “Helium chemistry: a survey of the role of the ionic species”. International Journal of Mass Spectrometry. 237 (2—3): 243—267. Bibcode:2004IJMSp.237..243G. DOI:10.1016/j.ijms.2004.07.012.
  13. 1 2 Lias, S. G. (1984). “Evaluated Gas Phase Basicities and Proton Affinities of Molecules; Heats of Formation of Protonated Molecules”. Journal of Physical and Chemical Reference Data. 13 (3): 695. Bibcode:1984JPCRD..13..695L. DOI:10.1063/1.555719.
  14. Carrington, Alan (1996). “Observation of a microwave spectrum of the long-range He⋯ complex”. Chemical Physics Letters. 260 (3—4): 395—405. Bibcode:1996CPL...260..395C. DOI:10.1016/0009-2614(96)00860-3.
  15. Astrochemistry: Recent Successes and Current Challenges.
  16. Safety in Tritium Handling Technology. — DOI:10.1007/978-94-011-1910-8_4.
  17. 1 2 Liu, X.-W. (1997). “An ISO Long Wavelength Spectrometer detection of CH in NGC 7027 and an HeH+ upper limit”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 290 (4): L71—L75. Bibcode:1997MNRAS.290L..71L. DOI:10.1093/mnras/290.4.l71.
  18. Harris, G. J. (2004). “The Role of HeH+ in Cool Helium-rich White Dwarfs”. The Astrophysical Journal. 617 (2): L143—L146. arXiv:astro-ph/0411331. Bibcode:2004ApJ...617L.143H. DOI:10.1086/427391.
  19. 1 2 Roberge, W. (1982). “The formation and destruction of HeH+ in astrophysical plasmas”. The Astrophysical Journal. 255: 489—496. Bibcode:1982ApJ...255..489R. DOI:10.1086/159849.
  20. Neufeld, David A. (1989). “Fast molecular shocks. I – Reformation of molecules behind a dissociative shock”. Astrophysical Journal. 340: 869—893. Bibcode:1989ApJ...340..869N. DOI:10.1086/167441.

ЛитератураПравить

СсылкиПравить