水素化ヘリウムイオン

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水素化ヘリウムイオン
識別情報
ChemSpider 21106447 チェック
ChEBI CHEBI:33688
Gmelin参照 2
特性
化学式 HeH+
モル質量 5.01054 g mol-1
精密質量 5.010428282 g mol-1
特記なき場合、データは常温 (25 °C)・常圧 (100 kPa) におけるものである。

水素化ヘリウムイオン(すいそかヘリウムイオン、: helium hydride ion)は、気相においてヘリウム陽子の反応によって生じるカチオンである。化学式は HeH+ で、1925年に初めて観察された[2]プロトン親和力は117.8 kJ/molで、既知のの中で最強である[3]。このイオンは水素化ヘリウム分子イオンとも呼ばれ、自然に星間物質中に存在することが示唆されている[4]。最もシンプルなヘテロ核イオンで、水素分子イオン H2+ に相当する。しかし H2+ とは異なり、HeH+永久双極子モーメントをもっており、そのことが赤外分光を容易にしている[5]

性質[編集]

関連したどのようなアニオン分子原子を用いたとしても、それをプロトン化して凝縮系 HeH+ を得ることはできない。しかし、ヘスの法則を使って仮想的な水溶液中の酸解離定数を予測することができる。

HHe+(g) H+(g) + He(g) +178 kJ/mol [3]
HHe+(aq) HHe+(g) +973 kJ/mol [6]
H+(g) H+(aq) –1530 kJ/mol
He(g) He(aq) +19 kJ/mol [7]
HHe+(aq) H+(aq) + He(aq) –360 kJ/mol

この解離による自由エネルギー変化-360 kJ/molは、pKa -63に等しい。

HeH+共有結合結合長は0.772 Åである[8]

他の水素化ヘリウムイオンは既知か、理論的に調査されている。HeH3+ の計算された結合エネルギーが0.1 kcal/molであるのに対して、マイクロ波分光法で検出された HeH2+ の計算された結合エネルギーは6 kcal/molであった[9][10]

自然発生[編集]

水素化ヘリウムイオンは、トリチウム化水素分子 HT またはトリチウム分子 T2崩壊によって生じる。これらはβ崩壊の反動によって励起されるが、分子は結合したままである[11]

HeH+星間物質中に存在すると考えられているが、まだ明確に検出されていない[12]。これは宇宙で生じた最初の化合物であるとされ[12]、初期の宇宙の化学を理解する上で基礎的な重要性がある[13]。原始の物質からつくられる星は HeH+ を含まなければならず、これが星形成と以降の進化に影響を与える。特に、その強い双極子モーメントは、これをゼロ金属量の星の不透明度と関連付けた[12]。HeH+ はヘリウムの豊富な白色矮星大気の重要な構成要素であるとも考えられている。これはガスの不透明度を高くし、結果として星の冷却を遅くする[14]

HeH+ が見つかる可能性のあるいくつかの場所が提案され、冷えたヘリウム星[12]HII領域[15]、収縮した惑星状星雲[15](特にNGC 7027)などが挙げられている[13]。その最も突出したスペクトル線の1本の波長が149.14 µmで、これが CH のもつスペクトル線のダブレットと一致するという事実によって、HeH+分光学的に検出することが困難になっている[12]

HeH+ は、恒星風の衝撃や超新星、若い星から流れ出る物質による濃い恒星間雲の中における解離性の衝撃の後に冷却されたガスから生じる。衝撃の速度が約90 km/sより大きい場合、検出するのに十分な量が生じる可能性がある。HeH+ を発見することができれば、このイオンからの放射は衝撃の有用なトレーサーとなるかもしれない[16]

中性分子[編集]

水素化ヘリウムイオンとは異なり、中性の水素化ヘリウム分子の基底状態は安定ではない。しかし、励起状態はエキシマとして安定である。この分子のスペクトルは1980年代に初めて観察された[17][18][19]

出典[編集]

特に明記しない限り、数値データは Weast, R. C. (Ed.) (1981). CRC Handbook of Chemistry and Physics (62nd Edn.). ボカラトン: CRC Press. ISBN 0-8493-0462-8 による。

  1. ^ hydridohelium(1+) (CHEBI:33688)”. Chemical Entities of Biological Interest (ChEBI). UK: European Bioinformatics Institute. 2011年7月26日閲覧。
  2. ^ T. R. Hogness and E. G. Lunn (1925). “The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis”. Physical Review 26 (1): 44–55. doi:10.1103/PhysRev.26.44. 
  3. ^ a b Lias, S. G.; Liebman, J. F.; Levin, R. D. (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. doi:10.1063/1.555719. 
  4. ^ J. Fernandez; F. Martin (2007). “Photoionization of the HeH+ molecular ion”. J. Phys. B: At. Mol. Opt. Phys 40 (12): 2471–2480. doi:10.1088/0953-4075/40/12/020. 
  5. ^ Coxon, J; Hajigeorgiou, PG (1999). “Experimental Born–Oppenheimer Potential for theX1Σ+Ground State of HeH+: Comparison with theAb InitioPotential”. Journal of Molecular Spectroscopy 193 (2): 306. doi:10.1006/jmsp.1998.7740. PMID 9920707. 
  6. ^ Li+(aq) → Li+(g) の反応と同様であると見積もられている。
  7. ^ 溶解度から推定される。
  8. ^ Coyne, John P.; Ball, David W. (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): 37. doi:10.1007/s00894-008-0371-3. PMID 18936986. 
  9. ^ Alan Carrington, David I. Gammie, Andrew M. Shaw, Susie M. Taylor and Jeremy M. Hutson (1996). “Observation of a microwave spectrum of the long-range He···H2+ complex”. Chemical Physics Letters 260 (3-4): 395–405. doi:10.1016/0009-2614(96)00860-3. 
  10. ^ F.Pauzat and Y. Ellinger Where do noble gases hide in space?, Astrochemistry: Recent Successes and Current Challenges, Poster Book IAU Symposium No. 231, 2005 A. J. Markwick-Kemper (ed.)
  11. ^ F Mannone: Safety in Tritium Handling Technology Springer 1993, p 92
  12. ^ a b c d e Engel, Elodie A.; Doss, Natasha; Harris, Gregory J.; Tennyson, Jonathan (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. Bibcode 2005MNRAS.357..471E. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x. 
  13. ^ a b Liu, X.-W.; Barlow, M. J.; Dalgarno, A.; Tennyson, J.; Lim, T.; Swinyard, B. M.; Cernicharo, J.; Cox, P.; Baluteau, J.-P.; Pequignot, D.; Nguyen-Q-Rieu; Emery, R. J.; Clegg, P. E (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. 
  14. ^ Harris, G.J.; Lynas-Gray, A.E.; Miller, S.; Tennyson, J. (2004). “The Role of HeH+ in Cool Helium-rich White Dwarfs”. アストロフィジカルジャーナル 617 (2): L143–L146. Bibcode 2004ApJ...617L.143H. doi:10.1086/427391. 
  15. ^ a b Roberge, W.; Delgarno, A. (1982). “The formation and destruction of HeH/+/ in astrophysical plasmas”. アストロフィジカルジャーナル 255: 489–496. Bibcode 1982ApJ...255..489R. doi:10.1086/159849. 
  16. ^ Neufeld, David A.; Dalgarno, A. (1989). “Fast molecular shocks. I - Reformation of molecules behind a dissociative shock”. アストロフィジカルジャーナル 340: 869–893. Bibcode 1989ApJ...340..869N. doi:10.1086/167441. 
  17. ^ Thomas Möller, Michael Beland, and Georg Zimmerer (1985). “Observation of Fluorescence of the HeH Molecule”. Phys. Rev. Lett. 55 (20): 2145–2148. Bibcode 1985PhRvL..55.2145M. doi:10.1103/PhysRevLett.55.2145. PMID 10032060. 
  18. ^ Wolfgang Ketterle, The Nobel Prize in Physics 2001
  19. ^ W. Ketterle, H. Figger, and H. Walther (1985). “Emission spectra of bound helium hydride”. Phys. Rev. Lett. 55 (27): 2941–2944. Bibcode 1985PhRvL..55.2941K. doi:10.1103/PhysRevLett.55.2941. PMID 10032281.