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重氮鎓（Diazenylium）是化學式為 N2H+ 的無機陽離子，也是最早在星際雲中觀測到的離子之一。此後，它在數種不同類型的星際環境中被觀測到，而這些觀測具有多種不同的科學用途。它為天文學家提供了關於氣體雲分數電離度、雲內化學反應的資訊，並常被用作不易探測分子（如 N2）的示蹤物。它的 1–0 轉動躍遷發生在 93.174GHz，此頻譜區段地球大氣層是透明的，且它在冷雲和暖雲中都具有顯著的光深度，因此相對容易用地面天文台觀測。N2H+ 的觀測結果不僅可用於確定星際雲的化學性質，還可用於繪製這些雲的密度與速度剖面圖。

== 天文學探測 ==
N2H+ 最早由 B.E. Turner 於 1974 年觀測到。他使用 NRAO 11米望遠鏡在 93.174GHz 觀測到一個先前未被識別的三重線。在這次初步觀測後，Green 等人立即將該三重線鑑定為 N2H+ 的 1–0 轉動躍遷。這是透過結合從頭計算法與對相似分子（如 N2、CO、HCN、HNC 和 HCO+）的比較來完成的，這些分子皆為 N2H+ 的等電子體。根據這些計算，觀測到的轉動躍遷預計會有七個超精細結構組分，但由於望遠鏡的解析度不足以分辨由內層氮原子超精細分裂引起的譜峰，因此只觀測到其中三個。僅一年後，Thaddeus 和 Turner 使用同一台望遠鏡在獵戶座分子雲2 (OMC-2) 中觀測到相同的躍遷，但這次他們進行了長達 26 小時的積分觀測，其解析度足以分辨較小的超精細結構組分。

在過去三十年間，N2H+ 被相當頻繁地觀測到，而 1–0 轉動譜帶幾乎是天文學家唯一尋找的目標。1995年，這個七重線的超精細結構以約 7kHz 的絕對精度被觀測到，這足以測定其分子常數，其精度比實驗室中可能達到的高出一個數量級。該觀測是使用 37米 NEROC 海斯塔克望遠鏡朝 L1512 方向進行的。同年，Sage 等人使用位於基特峰的 NRAO 12米望遠鏡，在他們觀測的九個鄰近星系中，有七個觀測到了 N2H+ 的 1–0 躍遷。N2H+ 是首批在其他星系中觀測到的分子離子之一，其觀測有助於證明其他星系的化學性質與我們在銀河系中所見的相當類似。

N2H+ 最常在稠密分子雲中被觀測到，在這些環境中，隨著雲密度向中心增加，它被證實是最後一批凍結在塵埃顆粒上的分子之一，因此相當有用。2002年，Bergin 等人對稠密核進行了一項空間調查，以探究 N2H+ 能被觀測到多靠近中心的位置，並發現當從核的外緣移向中心時，其豐度下降了至少兩個數量級。這顯示即使是 N2H+ 也不是稠密前恆星核化學性質的理想示蹤物，並得出結論認為 H2D+ 可能是前恆星核最內部區域唯一良好的分子探針。

== 實驗室探測 ==

儘管 N2H+ 因其易於探測而最常被天文學家觀測到，但也有一些實驗室實驗在更受控制的環境中對其進行了觀測。N2H+ 的第一個實驗室光譜是振動基態中的 1–0 轉動譜帶，這與天文學家近期在太空中發現的微波躍遷相同。

十年後，Owrutsky 等人使用色心雷射觀測由氮氣、氫氣和氬氣混合物放電產生的電漿，從而對 N2H+ 進行了振動光譜學研究。在脈衝放電期間，電極在交替的脈衝中反轉，使離子在放電管中來回移動。這導致離子的吸收特徵（而非中性分子的）在頻率空間中來回移動，因此可以使用鎖相放大器來觀測放電中僅屬於離子的光譜。鎖相技術與速度調變結合，對離子和中性分子的鑑別率超過 99.9%。饋入氣體經過優化以利於 N2H+ 的產生，並觀測到基本 N–H 伸展譜帶與彎曲熱譜帶中高達 J= 41 的躍遷。

之後，Kabbadj 等人使用差頻雷射觀測氮氣、氫氣和氦氣混合物的放電，觀測到更多與基本振動譜帶相關的熱譜帶。他們以與 Owrutsky 等人相同的方式使用速度調變，以區分開離子與中性分子。他們將此技術與反向傳播光束技術相結合以助於雜訊扣除，這大大提高了他們的靈敏度。他們的靈敏度足以觀測到由其氦氣罐中微量 O2 和 H2O 雜質形成的 OH+、H2O+ 和 H3O+。

透過擬合所有觀測到的譜帶，N2H+ 的轉動常數被確定為 Be= 1.561928cm−1 和 De= ，除了確定超精細分裂外，這些是確定此線性分子在振動基態下轉動光譜所需的唯二常數。根據選擇定則 ΔJ= ±1，可以繪製出計算出的轉動能階及其在 30K 時的布居百分比。此方法預測的譜峰頻率與實驗室觀測值的差異最大為 700kHz。

== 化學性質 ==
N2H+ 主要存在於稠密分子雲中，其存在與許多其他含氮化合物密切相關。它與 N2 的化學性質尤其緊密相連，而 N2 由於缺乏偶極矩而更難探測。這就是為何 N2H+ 通常被用來間接測定分子雲中 N2 的豐度。

在典型的稠密分子雲中，主要的生成與毀滅反應的速率可以透過已知的速率常數和分數豐度（相對於 H2）來確定。此處計算的速率是針對早期（316,000 年）和 20K 的溫度，這是一個相對年輕分子雲的典型條件。

主要的生成反應：
H3+ + N2 → N2H+ + H2 (k = 1.7×10−9 cm3s−1)

主要的毀滅反應：
N2H+ + CO → HCO+ + N2 (k = 8.8×10−10 cm3s−1)

還有數十種可能的反應，但只有這些反應的速率快到足以影響稠密分子雲中 N2H+ 的豐度。因此，重氮鎓在許多含氮分子的化學反應中扮演著關鍵角色。儘管所謂「稠密雲」中的實際電子密度相當低，但 N2H+ 的毀滅主要由解離性復合所主導。

==參考文獻==

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