El diazenylium es el químico N 2 H + , un catión inorgánico que fue uno de los primeros iones que se observaron en las nubes interestelares . Desde entonces, se ha observado en varios tipos diferentes de entornos interestelares , observaciones que tienen varios usos científicos diferentes. Proporciona a los astrónomos información sobre la ionización fraccionada de las nubes de gas, la química que ocurre dentro de esas nubes y, a menudo, se utiliza como trazador de moléculas que no se detectan tan fácilmente (como el N 2 ). [1]Su transición rotacional 1–0 ocurre en 93.174 GHz, una región del espectro donde la atmósfera de la Tierra es transparente [2] y tiene una profundidad óptica significativa tanto en nubes frías como cálidas [3], por lo que es relativamente fácil de observar con el suelo. observatorios basados. Los resultados de las observaciones de N 2 H + pueden usarse no solo para determinar la química de las nubes interestelares, sino también para mapear los perfiles de densidad y velocidad de estas nubes. [4]
Detecciones astronómicas
BE Turner observó por primera vez N 2 H + en 1974. Observó un triplete no identificado previamente a 93,174 GHz utilizando el telescopio NRAO de 11 m. [5] Inmediatamente después de esta observación inicial, Green et al. identificó el triplete como la transición rotacional 1–0 de N 2 H + . Esto se hizo usando una combinación de cálculos moleculares ab initio y comparación de moléculas similares, como N 2 , CO , HCN , HNC y HCO + , que son todas isoelectrónicas con N 2 H + . Con base en estos cálculos, se esperaría que la transición rotacional observada tuviera siete componentes hiperfinos, pero solo se observaron tres de ellos, ya que la resolución del telescopio fue insuficiente para distinguir los picos causados por la división hiperfina del átomo de nitrógeno interno. [6] Solo un año después, Thaddeus y Turner observaron la misma transición en la Nube Molecular Orion 2 (OMC-2) usando el mismo telescopio, pero esta vez se integraron durante 26 horas, lo que resultó en una resolución lo suficientemente buena como para distinguir los componentes hiperfinos más pequeños. [7]
Durante las últimas tres décadas, el N 2 H + se ha observado con bastante frecuencia, y la banda de rotación 1–0 es casi exclusivamente la que buscan los astrónomos. En 1995, se observó la estructura hiperfina de este septilllo con una precisión absoluta de ~ 7 kHz, lo que fue lo suficientemente bueno como para determinar sus constantes moleculares con un orden de magnitud mejor de lo que era posible en el laboratorio. [8] Esta observación se realizó hacia L1512 utilizando el telescopio NEROC Haystack de 37 m. En el mismo año, Sage et al. observaron la transición 1–0 de N 2 H + en siete de las nueve galaxias cercanas que observaron con el telescopio NRAO de 12 m en Kitt Peak. [9] N 2 H + fue uno de los primeros iones moleculares que se observaron en otras galaxias, y su observación ayudó a demostrar que la química en otras galaxias es bastante similar a la que vemos en nuestra propia galaxia.
El N 2 H + se observa con mayor frecuencia en densas nubes moleculares, donde ha demostrado ser útil como una de las últimas moléculas en congelarse en granos de polvo a medida que la densidad de la nube aumenta hacia el centro. En 2002, Bergin et al. Hizo un estudio espacial de núcleos densos para ver qué tan lejos hacia el centro se podía observar N 2 H + y descubrió que su abundancia cae en al menos dos órdenes de magnitud cuando uno se mueve desde el borde exterior del núcleo al centro. Esto demostró que incluso el N 2 H + no es un trazador ideal para la química de los núcleos preestelares densos , y concluyó que el H 2 D + puede ser la única sonda molecular buena de las regiones más internas de los núcleos preestelares. [10]
Detecciones de laboratorio
Aunque los astrónomos observan con mayor frecuencia el N 2 H + debido a su facilidad de detección, ha habido algunos experimentos de laboratorio que lo han observado en un entorno más controlado. El primer espectro de laboratorio de N 2 H + fue de la banda rotacional 1-0 en el nivel vibratorio del suelo, la misma transición de microondas que los astrónomos habían descubierto recientemente en el espacio. [11]
Diez años después, Owrutsky et al. realizó espectroscopía vibracional de N 2 H + observando el plasma creado por una descarga de una mezcla de nitrógeno, hidrógeno y gas argón usando un láser de centro de color. Durante la descarga pulsada, los polos se invirtieron en pulsos alternos, por lo que los iones se empujaron hacia adelante y hacia atrás a través de la celda de descarga. Esto provocó que las características de absorción de los iones, pero no las moléculas neutrales, se desplazaran hacia adelante y hacia atrás en el espacio de frecuencia, por lo que se podría usar un amplificador de bloqueo para observar los espectros de solo los iones en la descarga. El bloqueo combinado con la modulación de velocidad dio> 99,9% de discriminación entre iones y neutros. El gas de alimentación se optimizó para la producción de N 2 H + , y se observaron transiciones hasta J = 41 tanto para la banda de estiramiento fundamental N – H como para la banda caliente de flexión. [12]
Posteriormente, Kabbadj et al. observaron bandas aún más calientes asociadas con la banda vibratoria fundamental usando un láser de frecuencia diferencial para observar una descarga de una mezcla de gases de nitrógeno, hidrógeno y helio. Utilizaron la modulación de velocidad de la misma manera que Owrutsky et al. tenía, con el fin de discriminar iones de neutrales. Combinaron esto con una técnica de haz de contrapropagación para ayudar en la sustracción de ruido, y esto aumentó en gran medida su sensibilidad. Tenían suficiente sensibilidad para observar OH + , H 2 O + y H 3 O + que se formaron a partir de las diminutas impurezas de O 2 y H 2 O en su tanque de helio. [13]
Al ajustar todas las bandas observadas, se determinó que las constantes de rotación para N 2 H + eran B e = 1.561928 cm −1 y D e =2.746 × 10 −6 cm −1 , que son las únicas constantes necesarias para determinar el espectro rotacional de esta molécula lineal en el estado vibratorio fundamental, con la excepción de determinar la división hiperfina. Dada la regla de selección Δ J = ± 1 , se pueden graficar los niveles de energía rotacional calculados, junto con su porcentaje de población a 30 kelvin . Las frecuencias de los picos predichos por este método difieren de las observadas en el laboratorio en como máximo 700 kHz.
Química
El N 2 H + se encuentra principalmente en densas nubes moleculares, donde su presencia está estrechamente relacionada con la de muchos otros compuestos que contienen nitrógeno. [14] Está particularmente ligado a la química del N 2 , que es más difícil de detectar (ya que carece de un momento dipolar). Es por eso que el N 2 H + se usa comúnmente para determinar indirectamente la abundancia de N 2 en las nubes moleculares.
Las velocidades de las reacciones de formación y destrucción dominantes se pueden determinar a partir de constantes de velocidad conocidas y abundancias fraccionarias (relativas al H 2 ) en una nube molecular densa típica. [15] Las tasas calculadas aquí fueron para tiempos tempranos (316.000 años) y una temperatura de 20 kelvin, que son condiciones típicas para una nube molecular relativamente joven.
Producción de diazenylium Reacción Tarifa constante Tasa / [H 2 ] 2 Tasa relativa H 2 + N+
2→ N 2 H + + H2,0 × 10 −9 1,7 × 10 −23 1.0 H+
3+ N 2 → N 2 H + + H 21,8 × 10 −9 1,5 × 10 −22 9.1
Destrucción de diazenylium Reacción Tarifa constante Tasa / [H 2 ] 2 Tasa relativa N 2 H + + O → N 2 + OH + 1,4 × 10 −10 1,6 × 10 −23 1.0 N 2 H + + CO → N 2 + HCO + 1,4 × 10 −10 5,0 × 10 −23 3.2 N 2 H + + e - → N 2 + H 2,0 × 10 −6 4,4 × 10 −23 2.8 N 2 H + + e - → NHN 2,6 × 10 −6 5,7 × 10 −23 3,7
Hay docenas de reacciones posibles, pero estas son las únicas que son lo suficientemente rápidas como para afectar la abundancia de N 2 H + en densas nubes moleculares. Por tanto, el diazenilio juega un papel fundamental en la química de muchas moléculas que contienen nitrógeno. [14] Aunque la densidad real de electrones en las llamadas "nubes densas" es bastante baja, la destrucción de N 2 H + se rige principalmente por recombinación disociativa .
Referencias
- ^ "P. Caselli, PC Myers y P. Thaddeus, ApJL, 455: L77 (1995)" . Archivado desde el original el 6 de julio de 2014 . Consultado el 30 de octubre de 2008 .
- ^ "Trazador interactivo de transmisión atmosférica CSO" . Archivado desde el original el 18 de septiembre de 2008 . Consultado el 30 de octubre de 2008 .
- ^ L. Pirogov, I. Zinchenko, P. Caselli, LEB Johansson y PC Myers, A&A, 405: 639-654 (2003)
- ^ Caselli, Paola; Benson, Priscilla J .; Myers, Philip C .; Tafalla, Mario (2002). "Núcleos densos en nubes oscuras. XIV. N 2 H + (1–0) Mapas de núcleos de nubes densas". El diario astrofísico . 572 (1): 238–63. arXiv : astro-ph / 0202173 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 572..238C . doi : 10.1086 / 340195 . ISSN 0004-637X .
- ^ B. Turner, ApJ, 193: L83 (1974)
- ^ S. Green, J. Montgomery y P. Thaddeus, ApJ, 193: L89 (1974)
- ^ P. Thaddeus y BE Turner, ApJ, 201: L25-L26 (1975)
- ^ "P. Caselli, P. Myers y P. Thaddeus, ApJL, 455: L77 (1995)" . Archivado desde el original el 6 de julio de 2014 . Consultado el 30 de octubre de 2008 .
- ^ L. Sage y L. Ziurys , ApJ, 447: 625 (1995)
- ^ Bergin, Edwin A .; Alves, João; Huard, Tracy; Lada, Charles J. (2002). "Agotamiento de N 2 H + y C 18 O en una fría nube oscura". Las cartas de la revista astrofísica . 570 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 0204016 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 570L.101B . doi : 10.1086 / 340950 . ISSN 1538-4357 .
- ^ R. Saykally, T. Dixon, T. Anderson, P. Szanto y R. Woods, ApJ, 205: L101 (1976)
- ^ J. Owrutsky, C. Gudeman, C. Martner, L. Tack, N. Rosenbaum y R. Saykally, JCP, 84: 605 (1986) [enlace muerto ]
- ^ Kabbadj, Y; Huet, TR; Rehfuss, BD; Gabrys, CM; Oka, T (1994), "Espectroscopía infrarroja de niveles vibratorios altamente excitados de nitrógeno protonado, HN + 2", Journal of Molecular Spectroscopy , 163 (1): 180-205, Bibcode : 1994JMoSp.163..180K , doi : 10.1006 /jmsp.1994.1016
- ^ a b "S. Prasad y W. Huntress, ApJS, 43: 1-35 (1980)" . Archivado desde el original el 6 de julio de 2014 . Consultado el 16 de diciembre de 2008 .
- ^ T. Millar, P. Farquhar y K. Willacy, A \ & A Supp, 121: 139 (1997)