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一氫化鐵

化合物

一氫化鐵是由鐵和氫形成的化合物，化學式為FeH。僅在極端環境中才檢測到單獨存在的一氫化鐵，如在低溫稀有氣體中，在冷恆星的大氣層中，或在高於鐵沸點的溫度以氣體的形式存在。它被假定為具有三個懸空的價鍵，因此是一種自由基；其通式可以寫成FeH2•以強調這一事實。

一氫化鐵
IUPAC名
Iron(I) hydride
系統名
Hydridoiron(3•)
識別
CAS號 15600-68-7  checkY
SMILES
 
  • [Fe][H]
性質
化學式 FeH3•
摩爾質量 56.853 g·mol⁻¹
熱力學
ΔfHm⦵298K 450.6 kJ·mol−1[來源請求]
相關物質
相關化學品 氫化鐵，氫化亞鐵
氫化鉻，氫化鈣，氫化鎂
若非註明，所有數據均出自標準狀態（25 ℃，100 kPa）下。

在極端低溫下（低於10 K），FeH可以與分子氫形成配合物FeH·H2[1]。

一氫化鐵是幾種已知的鐵和氫氣的化合物之一，都同樣罕見；其中還包括只在極端低溫下才能穩定存在的氫化亞鐵（FeH2），及一種高壓鐵氫合金，化學式也為FeH。

20世紀50年代，科爾曼和L. Åkerlind首先在實驗室檢測到了一氫化鐵。[來源請求]

在外層空間中存在

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一氫化鐵是在太陽中發現的幾種分子之一[2]。1972年有研究報告了太陽光譜中代表FeH的藍綠線，同時還報告了許多吸收線[3]。同樣黑子的數量也突出了榮福特帶[4]。

FeH（及其他過渡金屬和鹼土金屬的氫化物）的光譜帶出現在M矮星和L矮星發射光譜的顯著位置上，其為最熱的一種褐矮星。對於較冷的L矮星，FeH的光譜帶沒有出現[5]，這可能是由於液態鐵雲阻擋了大氣中的視線，並且從大氣的氣相中除掉了它。對於更冷的褐矮星（<1350 K），FeH的信號再次出現，這可以用雲層中存在間隙來解釋[6]。

恆星出現FeH榮福特帶的原因是，其約為3000 K的溫度和適當的壓強足以形成大量FeH分子。如在K矮星中，一旦溫度達到4000 K譜線就更弱，因為更多的分子被分解掉了。在紅巨星M巨星中，氣壓太低以至於FeH無法形成[7]。

因為存在着大量的M矮星，橢圓和透鏡星系也有可以觀測到的榮福特帶[4]。

製備

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科爾曼和Åkerlind用王式爐在薄氫氣氛中加熱鐵至2600 K，首次在實驗室中製得FeH。

分子FeH（連同FeH2和其他物質）也可以通過在氬氫氣氛中加熱鐵至沸騰，並在約10 K（-263 °C）的固體表面上凝結氣體得到。該化合物可以通過紅外吸收光譜法進行檢測，而當樣品被快速加熱至30 K時出現了一半的損失[8]。一種變體技術使用的是在4 K下凝結的純氫氣氛[1]。

該過程還會生成被認為是FeH3（氫化鐵）的分子，但後來則認為其由FeH和分子氫H2組成[9]。

FeH分子可由嵌入固態氫的57Co衰變而形成。穆斯堡爾譜學顯示，與2.4 mm/s的金屬鐵和四極分裂相比，其有0.59 mm/s的同質異能移[10]。FeH也可以由五羰基鐵蒸汽和氫原子在微波放電條件下反應而成[11]。

結構

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FeH預計將有一個四重峰和一個六重峰基態。

FeH分子有至少四個由非成鍵電子占據不同的軌道位置而產生的低能電子態：X4Δ、a6Δ b6Π[12]，和c6Σ+[13]。較高的能態稱為B4Σ-、C4Φ、D4Σ+、E4Π和F4Δ[14]。比這更高的能級則標記為四重峰系統的G4Π和H4Δ，及d6Σ-、e6Π、f6Δ和g6Φ[12]。四重峰態內量子數J可取1/2、3/2、5/2、7/2。

光譜

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帶名 波長
nm 		波數
cm-1 		躍遷
榮福特 989.6 10100 F4Δ—X4Δ
藍 490 20408 g6Φ—a6Δ
綠 530 18867 e6Π—a6Δ

FeH在近紅外區有一個重要的吸收帶，稱為榮福特帶，帶邊緣位於989.652 nm處，在991 nm處吸收達到最大[15]。它還有在470至502.5 nm的藍色譜線和520至540 nm的綠色譜線[3]。

與FeH在此波段相比，氘化物FeD有一個小的同位素位移，表明該帶是從基態(0,0)躍遷形成，即F4Δ—X4Δ[7]。

頻譜中存在於各個位置的其他各頻帶則是由不同的振動躍遷形成[4]。同樣源於F4Δ—X4Δ躍遷的(1,0)帶大約在869.0 nm周圍，而(2,0)帶則在781.8 nm附近[14]。

每個頻帶都有大量的譜線。這是不同的旋轉狀態之間發生了躍遷。譜線分為子帶4Δ7/2—4Δ7/2（最強）及4Δ5/2—4Δ5/2、4Δ3/2—4Δ3/2和4Δ1/2—4Δ1/2。像7/2的數字是自旋分量的Ω值[4]。它們都有兩個分支P和R，一些還有Q支。每個中都有所謂的Λ分裂，結果得到了一個較低的能量線（表示為「a」）和較高的能量線（稱為「b」）。這一系列的譜線由J和轉動量子數決定，從3.5開始持續向上增長，步長為1。J的最高取值取決於溫度。此外，還有12個衛星分支4Δ7/2—4Δ5/2、4Δ5/2—4Δ3/2、4Δ3/2—4Δ1/2、4Δ5/2—4Δ7/2、4Δ3/2—4Δ5/2及帶P和R支的4Δ1/2—4Δ3/2[15]。

有些譜線對磁敏感，如994.813和995.825 nm。它們因塞曼效應而擴大，而同一個頻段的其它譜線則對磁場不敏感，如994.911和995.677 nm[16]。有在(0-0)帶頻譜的222線[17]。

參見

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參考

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  1. ^ 1.0 1.1 Xuefeng Wang and Lester Andrews (2009), "Infrared Spectra and Theoretical Calculations for Fe, Ru, and Os Metal Hydrides and Dihydrogen Complexes". The Journal of Physical Chemistry A, volume 113, issue 3, pages 551–563 issn:1089-5639 doi:10.1021/jp806845h
  2. ^ Sinha, K. Molecules in the sun. Proceedings of the Astronomical Society of Australia (Astronomical Society of Australia). 1991, 9 (1): 32. Bibcode:1991PASAu...9...32S.  about 11 different molecules
  3. ^ 3.0 3.1 Carroll, P. K.; P. McCormack. The Spectrum of FeH: Laboratory and Solar Identification. Astrophysical Journal Letters. 1972-10-01, 177: L33–L36 [2014-07-01]. Bibcode:1972ApJ...177L..33C. doi:10.1086/181047. （原始內容存檔於2022-04-26）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 Schiavon, Ricardo P.; B. Barbuy; Patan D. Singh. The FeH Wing-Ford Band in Spectra of M Stars. The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society). 1997-07-20, 484: 499–510. Bibcode:1997ApJ...484..499S. arXiv:astro-ph/9701186  . doi:10.1086/304332. 
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  6. ^ Burgasser, Adam J.; Mark S. Marley; Andrew S. Ackerman; Didier Saumon; Katharina Lodders; Conard C. Dahn; Hugh C. Harris; J. Davy Kirkpatrick. Evidence of cloud disruption in the L/T dwarf transition (PDF). The Astrophysical Journal. 2002-06-01, 571 (2): L151–L154. Bibcode:2002ApJ...571L.151B. arXiv:astro-ph/0205051  . doi:10.1086/341343. 
  7. ^ 7.0 7.1 Nordh, H. L.; Lindgren; Wing; Lindgren, B., & Wing, R. F. A proposed identification of FeH in the spectra of M dwarfs and S stars. Astronomy and Astrophysics. April 1977, 56 (1–2): 1–6 [2012-04-21]. Bibcode:1977A&A....56....1N. （原始內容存檔於2021-08-06）. 
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