氢化氦离子

氦氢离子或氢氦(1+)离子或氦是化学式为HEH+的阳离子(带正电的离子)。它由一个氦原子与一个氢原子结合组成，其中一个电子被移除。它也可以看作质子化的氦。它是最轻的异核离子，据信是宇宙大爆炸后在宇宙中形成的第一种化合物。[2]。

1925年，该离子首次在实验室生产。它在分离时是稳定的，但极具活性，而且不能批量制备，因为它会与任何与其接触的其他分子发生反应。作为已知最强的酸，自20世纪70年代以来，人们一直在猜测它在星际介质中的存在[3]，最终在2019年4月用机载索非亚望远镜探测到了它。[4][5]。

与二氢离子H+2不同的是，氢化氦离子具有永久的偶极矩，这使得它的光谱表征变得更容易。[7]计算出HeH+的偶极矩为2.26或2.84D。[8]离子中氦核周围的电子密度高于氢。80%的电子电荷更靠近氦原子核，而不是氢原子核。[9]。

光谱检测受到阻碍，因为它最突出的一条谱线，在149.14μm，与属于亚甲基自由基⫶CH的一对谱线重合。[2]。

氢化氦离子有六种相对稳定的同位素，它们在两种元素的同位素上不同，因此在两个原子核中的总原子质量数(A)和中子总数(N)方面也不同：

它们都有三个质子和两个电子。前三个是由分子HT=1H3H、DT=2H3H和T2=3H2中的氚放射性衰变产生的。后三种可以通过在氦-4存在下电离适当的H2同位素而产生。[6]。

以下氦氢离子、二氢离子H+2和三氢离子H+3的同位素具有相同的总原子质量数A：

然而，上面每一排的质量并不相等，因为原子核中的结合能不同。[15]

与氢化氦离子不同，中性氢化氦分子HEH在基态下并不稳定。然而，它确实以激发态(Heh*)存在，它的光谱在20世纪80年代中期首次被观测到。[18][19][20]。

由于HEH+不能以任何可用的形式储存，因此必须通过在原位形成它来研究其化学。

例如，可以通过生成所需有机化合物的氚衍生物来研究与有机物质的反应。氚衰变为3He+，然后提取氢原子，产生3HeH+，然后被有机物质包围，进而发生反应。[21][22]。

HEH+不能在凝聚相中制备，因为它会向任何与其接触的阴离子、分子或原子提供质子。质子化O2、NH3、SO2、H2O和CO2，分别生成O2 H+、NH+4、HSO+2、H3O+和HCO+2。[21]诸如一氧化氮、二氧化氮、一氧化二氮、硫化氢、甲烷、乙炔、乙烯、乙烷、甲醇和乙腈的其它分子由于产生大量的能量而反应但分解。[21]。

事实上，HEH+是已知的最强酸，质子亲和力为177.8千焦耳/摩尔。[23]假设的水溶液酸度可以用赫斯定律估算：

298K时，−360kJ/mol的解离自由能变化相当于−63的pKa。

额外的氦原子可以附着在HeH+上形成更大的团簇，如He 2H+、He 3H+、He 4H+、He 5H+和He 6H+。[21]。

二氦氢化阳离子，He 2H+，是由二氦离子与分子氢反应形成的：

其他氦氢离子是已知的或已经从理论上研究过的。用微波光谱观察到了氦二氢离子，或二氢氦(1+)，HeH+2。[24]它的计算结合能为25.1kJ/mol，而三氢氦(1+)HeH+3的计算结合能为0.42kJ/mol。[25]。

氢氦(1+)，特别是[4He 1H]+，于1925年由T.R.Hogness和E.G.Lunn首次间接探测到。为了研究H+、H+2和H+3等氢离子的形成，他们将已知能量的质子注入到稀薄的氢和氦的混合物中。他们观察到H+3的束流能量与H+2相同(16 EV)，而且其浓度随压力的增加要比其他两种离子的浓度高得多。根据这些数据，他们得出结论，H+2离子正在将质子转移到它们碰撞的分子中，包括氦。[6]。

1933年，K.Bainbridge用质谱法比较了离子[4He 1H]+(氦氢化物离子)和[2H2 1H]+(两次氘三氢离子)的质量，以便准确地测量氘相对于氦的原子质量。两个离子都有3个质子、2个中子和2个电子。他还比较了[4He2H]+(氦氘离子)和[2H3]+(三氘离子)，两者都有3个质子和3个中子。[15]。

1936年，J·比奇首次尝试用量子力学理论计算HeH+离子(具体地说，[4He 1H]+)的结构。[26]在接下来的几十年里，改进后的计算零星地发表了。[27][28]。

H.Schwartz在1955年观察到氚分子T2=3H2的衰变很有可能产生氦氢离子[3HET]+。

1963年，罗马萨皮恩扎大学的F.Cacace构思了用于制备和研究有机自由基和卡宾离子的衰变技术。[29]在该技术变体中，通过使有机化合物与由与所需试剂混合的T2的衰变而产生的[3HET]+反应来产生像甲烷离子这样的外来物种。我们所知道的很多关于[heh]+的化学知识都是通过这种技术来实现的。[30][30]。

1980年，莫斯科ITEP实验室的V.Lubimov(Lyubimov)声称，通过分析氚的β衰变的能谱，他探测到了一个中等显著的中微子静止质量(30±16)eV。[31]这一说法是有争议的，其他几个小组开始通过研究氚分子T2的衰变来检验它。众所周知，衰变释放的一些能量将被转移到衰变产物的激发上，包括[3HET]+；这种现象可能是该实验中的一个重要误差来源。为了减少这些测量的不确定性，这一观察激发了大量的努力来精确计算该离子的预期能量状态。[需要引用]许多人从那时起改进了计算，现在计算和实验性质之间有很好的一致性；包括同位素[4He 2H]+，[3He 1H]+和[3He 2H]+。[17][12]。

1956年，M.Cantwell从理论上预测，该离子的振动光谱应该在红外可见；氘和普通氢同位素([3Hed]+和[3He 1H]+)的光谱应该更靠近可见光，因此更容易观察。[11][11]D.Tolliver等人于1979年首次探测到[4He 1H]+的光谱，波数在1700到1900 cm−1之间。[32]1982年，P.Bernath和T.Amano在2164到3158 cm之间探测到9条红外线。[16]

自20世纪70年代以来，人们一直猜测HEH+存在于星际介质中。[33]它的第一次探测是在星云NGC-7027中，在2019年4月发表在《自然》杂志上的一篇文章中报道了这一发现。[4]。

氦氢离子是在氚分子HT或氚分子T2衰变过程中形成的。尽管受到β衰变的反冲激发，分子仍然结合在一起。[34]。

它被认为是宇宙中第一个形成的化合物[2]，对理解早期宇宙的化学具有重要意义。[35]这是因为氢和氦几乎是大爆炸核合成中形成的唯一类型的原子。由原始物质形成的恒星应该含有HEH+，这可能会影响它们的形成和随后的演化。特别值得一提的是，它的强偶极矩使其与零金属度恒星的不透明度有关。[2]HeH+也被认为是富氦白矮星大气的重要组成部分，在那里它增加了气体的不透明度，导致恒星冷却得更慢。[36]。

HEH+可以在密集星际云中解离激波背后的冷却气体中形成，例如由恒星风、超新星和年轻恒星流出的物质引起的激波。如果冲击波的速度大于每秒约90公里(56英里/秒)，可能会形成足够大到可以检测到的量。如果检测到，HEH+的辐射将是有用的冲击波的示踪物。[37]。

有几个地点被认为是可能检测到HEH+的地方。其中包括冷氦恒星，[2]H-II区，[38]和致密的行星状星云，[38]如NGC 7027，[35]，据报道，2019年4月在那里探测到了HeH+。[4]。

A b c d e Engel，Elodie A.；Doss，Natasha；Harris，Gregory J.；Tennyson，Jonathan(2005)。计算了HeH+的光谱及其对冷的贫金属星不透明度的影响。皇家天文学会月刊。357(2)：471-477。Arxiv：天文-ph/0411267。密码：2005MNRAS.357..471E。doi：10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x.。

a b c Güsten，罗尔夫；Wiesemeyer，赫尔穆特；Neufeld，David；Menten，Karl M.；Graf，Urs U；Jacobs，Karl；Klein，Bernd；里肯，奥利弗；Risacher，Christophe；Stutzki，Jürgen(2019年4月)。氦氢化物离子的天体物理探测。大自然。568(7752)：357。密码：2019Natur.568..357G。电话：10.1038/s41586.0191090x.。PMID为30996316。

^a bc d hogness，T.R.；Lunn，E.G.(1925年)。由正射线分析解释的由电子撞击引起的氢的电离。物理回顾。26(1)：44-55。密码：1925PhRv.26.44H。DOI：10.1103/PhysRev.26.44.

书名/责任者：Reinessy of the Socket(1999)(1)；(1)；(1)；(2).。HEH+的X_1Σ+基态的实验Born-Oppenheimer势：与从头算势的比较。分子光谱学杂志。193(2)：306-318。密码：1999JMoSp.193..306C。doi：10.1006/jmsp.1998.7740.。PMID为9920707。

首页--期刊主要分类--期刊细介绍--期刊题录与文摘--期刊详细文摘内容。(1999年4月)。直接从头计算原子和分子的基态电子能量和密度，通过一个依赖于时间的单一流体动力学方程。化学物理杂志。110(13)：6229-6239。10.1063/1.478527。

约翰·P·科恩；鲍尔，大卫·W(2009)。阿尔法粒子化学。论He~(2+)与其他简单物种之间稳定络合物的形成：对大气和星际化学的影响#34；分子建模杂志。15(1)：35-40。DOI：10.1007/s0089400800371-3.。PMID为18936986。

^a b c d Cantwell，Murray(1956)。β衰变中的分子激发。物理回顾。101：1747-1756。DOI：10.1103/PhysRev.101.1747.。。

董伟成，米歇尔·帕瓦内洛和路德维克·阿达莫维奇(2012)：HEH+同位素的精确势能曲线。化学物理杂志，第137卷，第16期，164305页。编号：10.1063/1.4759077。

施瓦茨，H.M.(1955)。组分原子的β衰变中分子的激发。化学物理杂志。23：400-401。10.1063/1.1741982。

亚瑟·H·斯内尔；弗朗西斯·普利森顿；莱明，H.E.(1957)。放射性衰变后的分子解离：氚氢化物。无机化学与核化学杂志。5(2)：112-117。电话：80051-7(57)10.1016。

^a bc d bainbridge，Kenneth T.(1933年)。氢和氦的质量比较。物理回顾。44(1)：57。DOI：10.1103/PhysRev.44.57.

A.b Bernath，P.；Amano，T.(1982)。HOH+#34；红外基带的探测。物理评论快报。48(1)：20-22。DOI：10.1103/PhysRevLett.48.20.。

^a b Pachucki，Krzysztof；Komasa，Jacek(2012)。氢化氦离子的振动能级。化学物理杂志。137时204314秒。10.1063/1.4768169。

托马斯·莫勒；迈克尔·贝兰；齐默勒·格奥尔格(1985)。HEH分子荧光的观察。物理评论快报。55(20)：2145-2148。密码：1985PhRvL..55.2145M。DOI：10.1103/PhysRevLett.55.2145.。PMID为10032060。

书名/书名/作者：The Figger，H./W.Ketterle，W.；Figger，H.；Walther，H.(1985)。束缚氢化氦的发射光谱。物理评论快报。55(27)：2941-2944。密码：1985PhRvL..55.2941K。DOI：10.1103/PhysRevLett.55.2941.。PMID为10032281。

^a b c d e f Grandinetti，费利斯(2004年10月)。氦化学：离子物种作用的调查。国际质谱学杂志。237(2-3)：243-267。密码：2004IJMSp.237..243g。doi：10.1016/j.ijms.2004.07.012.。

福尔维奥·卡塞斯(1970)。氚分子衰变产生的气态碳离子。物理有机化学研究进展。8.第79-149页。电话：60321-4(08)10.1016/S00653160。ISBN为9780120335084。

A b Lias，S.G.；Liebman，J.F.；Levin，R.D.(1984)。评估分子的气相碱性和质子亲和力；质子化分子的生成热。物理和化学参考数据杂志。13(3)：695。密码：1984JPCRD..13..695L。10.1063/1.555719。

艾伦·卡林顿；大卫·I·加米；安德鲁·M·肖；苏西·M·泰勒；杰里米·M·哈特森(1996)。远程He⋯H+2络合物微波光谱的观测。化学物理通讯。260(3-4)：395-405。密码：1996CPL.260..395C。电话：00860-32614(96)10.1016

鲍扎特，F.；艾林格，Y.(2005)。稀有气体在太空中藏在哪里？在Markwick-Kemper，A.J.(编辑)。天体化学：最近的成功和当前的挑战(PDF)。海报册IAU学术讨论会第231期。231.。Bibcode：2005IAUS.231.L.存档自2007-02-02年2月2日的原件(PDF)。

^比奇，J.Y.(1936年)。氢化氦分子的量子力学处理--离子。化学物理杂志。4(6)：353-357。10.1063/1.1749857。

^Toh，SôRoku(1940)。氦-氢化物分子离子的量子力学处理。日本物理数学学会论文集。第三系列。22(2)：119-126。doi：10.11429/ppmsj1919.22.2_119.。

亚瑟·A·埃维特(1956)。氢化氦离子的基态。化学物理杂志。24(1)：150-152。10.1063/1.1700818。

福尔维奥·卡塞斯(1990)。离子化学中的核衰变技术。科学。250(4979)：392-399。DOI：10.1126/Science.250.4979.392.。

^Speranza，Maurizio(1993)。用于产生碳正离子的氚。化学评论。93(8)：2933-2980。DOI：10.1021/cr00024a010.。

^Lubimov，V.A.；Novikov，例如；Nozik，V.Z；Tretyakov，E.F.；Kosik，V.S.(1980)。从缬氨酸分子中氚的ν谱估计βe的质量。物理通讯B.94：266-268。电话：90873-4(80)10.1016/0370-2693。。

戴维·E·托利弗，乔治·A·基拉拉，威廉·H·荣(1979)："；氦-氢化物分子离子红外光谱的观测[4HEH]+"；物理评论快报，第43卷，第23期，第1719-1722页。网址：10.1103/PhysRevLett.43.1719

^Fernández，J.；Martín，F.(2007)。HeH+分子离子的光致电离。物理学报B.40(12)：2471-2480。密码：2007JPhB.40.2471F。DOI：10.1088/0953-407540/12/020.。

^Mannone，F.，ed.。(1993年)。氚处理技术中的安全问题。斯普林格。第92页。邮政编码：10.1007/978-94-011-1910-8_4，ISBN978-94-011-1910-8。

^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.R.；Emery，R.J.；Clegg，P.E.(1997)。ISO长波光谱仪检测NGC7027中的CH和HEH+上限。皇家天文学会月刊。290(4)：L71-L75。密码：1997MNRAS.290L..71L。DOI：10.1093/mnras/290.4.171.。

哈里斯，G.J.；莱纳斯-格雷，A.E.；米勒，S.；丁尼森，J.(2004)。冷富氦白矮星中HeH+的作用。“天体物理学杂志”。617(2)：L143-L146。Arxiv：天文-ph/0411331。密码：2004ApJ.617L.143H。10.1086/427391。

David A.；Dalgarno，A.(1989)。快速分子冲击。i-解离电击背后的分子改造"；“天体物理学杂志”。340：869-893。密码：1989ApJ.340..869N。10.1086/167441。

^a b Roberge，W.；Delgarno，A.(1982)。天体物理等离子体中HeH+的形成和破坏。“天体物理学杂志”。255：489-496。密码：1982ApJ.255.489R.。10.1086/159849。