Моногидрид магния - Magnesium monohydride

Моногидрид магния
Имена
Название ИЮПАК
Моногидрид магния
Другие имена
Гидрид магния (I)
Идентификаторы
3D модель (JSmol )
Характеристики
MgH
Молярная масса25,313 г / моль
Внешностьзеленый светящийся газ[1]
бурно реагирует
Родственные соединения
Другой катионы
Моногидрид бериллия,
Моногидрид кальция,
Моногидрид стронция,
Моногидрид бария,
Гидрид калия
Связанный Магний гидриды
Гидрид магния Mg4ЧАС6
Если не указано иное, данные для материалов приводятся в их стандартное состояние (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
Ссылки на инфобоксы

Моногидрид магния это молекулярный газ с формулой MgH который существует при высоких температурах, например, в атмосфере Солнца и звезд.[2] Первоначально он был известен как гидрид магния, хотя теперь это название чаще используется при обозначении аналогичного химического вещества. дигидрид магния.

История

Джордж Даунинг Живой и Джеймс Дьюар считаются первыми, кто в 1878 году создал и наблюдал спектральную линию от MgH.[3][4] Однако они не понимали, что это за вещество.[5]

Формирование

Лазер может испарять металлический магний с образованием атомов, которые реагируют с газообразным молекулярным водородом с образованием MgH и других гидридов магния.[6]

Электрический разряд через газообразный водород при низком давлении (20 паскалей), содержащий частицы магния, может производить MgH.[7]

Произведенные термически атомы водорода и пары магния могут реагировать и конденсироваться в матрица из твердого аргона. Этот процесс не работает с твердым неоном, вероятно, из-за образования MgH2 вместо.[8]

Простой способ произвести некоторое количество MgH - сжечь магний в пламени горелки Бунзена, где имеется достаточно водорода для временного образования MgH. Магниевые дуги в паре также производят MgH, но также производят MgO.[5]

Естественное образование MgH происходит в звездах, коричневые карлики, и большие планеты, где температура достаточно высока. Реакция, которая производит это, - либо 2Mg + H2 → 2MgH или Mg + H → MgH. Разложение происходит в обратном порядке. Для образования требуется присутствие газообразного магния. В холодных звездах количество газообразного магния значительно снижается за счет его извлечения в облаках энстатит, силикат магния. В противном случае в этих звездах, ниже любых облаков силиката магния, где температура выше, концентрация MgH пропорциональна квадратному корню из давления и концентрации магния, и 10-4236 / т. MgH - второй по распространенности газ, содержащий магний (после атомарного магния), в более глубоких и горячих частях планет и коричневых карликах.[9][10]

Реакция атомов Mg с H2 (газообразный дигидроген) на самом деле эндотермический и происходит при электронном возбуждении атомов магния. Атом магния вставляется в связь между двумя атомами водорода, создавая временный MgH.2 молекула, которая быстро вращается и распадается на вращающуюся молекулу MgH и атом водорода.[11] Полученные молекулы MgH имеют бимодальное распределение скоростей вращения. Когда в этой реакции протий заменяется на дейтерий, распределение вращений остается неизменным. (Mg + D2 или Mg + HD). Изделия с низкой скоростью вращения также имеют низкий уровень вибрации и поэтому являются «холодными».[12]

Характеристики

Спектр

Дальняя инфракрасная область содержит вращательный спектр MgH в диапазоне от 0,3 до 2 ТГц. Он также содержит сверхтонкую структуру.[7] 24Предполагается, что MgH будет иметь спектральные линии для различных вращательных переходов для следующих колебательных уровней.[13]

вращениеГГц для уровня вибрации
0123
1-0343.68879332.92012321.68306309.86369
2-1687.10305665.59200643.11285619.46374
3-21030.07630997.76743964.03611928.54056

Инфракрасный вибрационное вращение полосы находятся в диапазоне 800–2200 см−1.[14] Основная мода колебаний составляет 6,7 мкм.[15]Три изотопа магния и два изотопа водорода умножают полосовой спектр на шесть изотопомеры: 24MgH 25MgH 26MgH 24MgD 25MgD 26MgD. Частоты колебаний и вращения существенно меняются из-за разной массы атомов.[14]

Спектр видимой полосы гидрида магния был впервые обнаружен в 19 веке, и вскоре было подтверждено, что он связан с комбинацией магния и водорода. Было ли соединение на самом деле обсуждено из-за невозможности производства твердого материала. Несмотря на это, термин «гидрид магния» использовался для обозначения полосового спектра. Этот термин использовался раньше дигидрид магния был открыт. Спектральные полосы имели головы с гофрами в желто-зеленой, зеленой и синей частях видимого спектра.[5]

Желто-зеленая полоса спектра MgH имеет длину около 5622 Å. Синяя полоса 4845 Å.[16]

Основная полоса MgH в видимой области спектра связана с электронным переходом между A2Π → X2Σ+ уровни в сочетании с переходы во вращательное и колебательное состояние.[17]

Для каждого электронного перехода существуют разные полосы для изменений между различными колебательными состояниями. Переход между колебательными состояниями представлен в скобках (n, m), где n и m - числа. Внутри каждой полосы есть множество линий, организованных в три группы, называемых ветвями. Ветви P, Q и R различаются по тому, увеличивается ли вращательное квантовое число на единицу, остается неизменным или уменьшается на единицу. Линии в каждой ветви будут иметь разные квантовые числа вращения в зависимости от того, насколько быстро вращаются молекулы.[18] Для А2Π → X2Σ+ переходы низшие колебательные уровни наиболее заметны, однако A2Π энергетический уровень может иметь квантовое состояние вибрации до 13. На любом более высоком уровне молекула имеет слишком много энергии и раскалывается. Для каждого уровня колебательной энергии существует ряд различных скоростей вращения, которые молекула может поддерживать. Для уровня 0 максимальное квантовое число вращения равно 49. Выше этой скорости вращения он будет вращаться так быстро, что разобьется на части. Затем для последующих более высоких колебательных уровней от 2 до 13 количество максимальных уровней вращения уменьшается, проходя через последовательность 47, 44, 42, 39, 36, 33, 30, 27, 23, 19, 15, 11 и 6.[19]

B '2Σ+→ X2Σ+ система представляет собой переход из более высокого электронного состояния в основное состояние. У него также есть линии в видимом спектре, которые можно наблюдать в солнечные пятна. Группы безголовые. Полоса (0,0) слабая по сравнению с (0,3), (0,4), (0,5), (0,6), (0,7), (1,3), (1 , 4), (1,7) и (1,8) колебательные полосы.[15]

C2Π состояние имеет параметры вращения B = 6,104 см−1, D = 0,0003176 см −1, A = 3,843 см−1, а p = -0,02653 см−1. Он имеет уровень энергии 41242 см.−1.[20]

Другой 2Электронный уровень Δ имеет энергию 42192 см−1 и параметры вращения B = 6,2861 см−1 и A = -0,168 см−1.[20]

У ультрафиолета намного больше полос из-за более высоких электронных состояний.[21][22][23]

УФ-спектр содержит головки полос при 3100 Å из-за колебательного перехода (1,0) 2940 Å (2,0) 2720 Å (3,0) 2640 Å (0,1) 2567 Å (1,3).[24][25][26][27][28]

цветдлина волны диапазонаголова группывибрационный переходсила
зеленый4950-5330[29]5212(0.0)сильнейший
деградирует до фиолетового[30]
5182(1,1)сильный
5155(2,2)сильный
синий4844
желто-зеленый56225621(0,1)довольно сильный
5568(1,2)слабый
5516(2,3)слабый
6083(0,2)слабый
УФ2350-23302348.8(0,0) и (1,1) Q ветвь 2Π → X2Σ+фиолетовый деградированный
УФ2329слабый фиолетовый деградированный

[31]

Физический

Молекула моногидрида магния представляет собой простую двухатомная молекула с магний атом, связанный с атом водорода. Расстояние между атомами водорода и магния 1,7297 Å.[32]Основное состояние моногидрида магния - X2Σ+.[1] Благодаря простой конструкции симметрия точечная группа молекулы C∞v.[32] В момент инерции одной молекулы 4,805263 × 10−40 г см2.[32]

Облигация имеет значительные ковалентный персонаж.[33] В дипольный момент составляет 1,215 Дебай.[34][35]

Объемные свойства газа MgH включают: энтальпия образования 229,79 кДж моль−1,[32] энтропия 193.20 JK−1 моль−1[32] и теплоемкость из 29,59 JK−1 моль−1.[32]

В энергия диссоциации молекулы составляет 1,33 эВ.[36] Потенциал ионизации составляет около 7,9 эВ с MgH+ ион образуется, когда молекула теряет электрон.[37]

Димер

В матрицах благородных газов MgH может образовывать димеры двух видов: HMgMgH и ромбический в форме (◊) (HMg)2 в котором молекула дигидрогена соединяет связь между двумя атомами магния. MgH также может образовывать комплекс с дигидрогеном HMg · H.2. Фотолиз увеличивает реакции, которые образуют димер.[6] Энергия разрушения димера HMgMgH на два радикала MgH составляет 197 кДж / моль. Mg (мк-H2) Mg имеет на 63 кДж / моль больше энергии, чем HMgMgH.[38] Теоретически газовая фаза HMgMgH может разлагаться до Mg.2 и H2 экзотермически высвобождая 24 кДж / моль энергии.[38] Расчетное расстояние между атомами магния в HMgMgH составляет 2,861 Å.[39] HMgMgH можно рассматривать как формальное базовое соединение для других веществ LMgMgL, которые связаны магнием с магнием. В них магний находится в степени окисления +1, а не в нормальной +2. Однако такого рода соединения не сделаны из HMgMgH.[40][41][42]

Связанные ионы

MgH+ может быть произведено протонами, поражающими магний или газообразный дигидроген H2 взаимодействуя с однократно ионизованными атомами магния (H2 + Mg+ → MgH+ + H).[43]

MgH−,[44] MgH3− и MgH2− образуются из водорода или аммиака низкого давления над магниевым катодом.[44] Ион тригидрида образуется больше всего и в большей пропорции, когда используется чистый водород, а не аммиак. Ион дигидрида образуется наименьшим из трех.[44]

Родственные радикалы

HMgO и HMgS теоретически исследованы. MgOH и MgSH меньше по энергии.[45]

Приложения

Спектр MgH в звездах можно использовать для измерения изотопного отношения магния, температуры и силы тяжести на поверхности звезды.[46] В горячих звездах MgH будет в основном диссоциирован из-за теплового разрушения молекул, но его можно обнаружить в более холодных звездах G, K и M.[47] Его также можно обнаружить в звездные пятна или же солнечные пятна. Спектр MgH можно использовать для изучения магнитного поля и природы звездных пятен.[48]

Некоторые спектральные линии MgH заметно выделяются на второй солнечный спектр, то есть дробно-линейная поляризация. Линии принадлежат Q1 и Q2 ветви. Линии поглощения MgH невосприимчивы к Эффект Ханле где поляризация уменьшается в присутствии магнитных полей, например вблизи солнечных пятен. Эти же линии поглощения не страдают от Эффект Зеемана либо. Причина того, что Q-ветвь проявляется таким образом, заключается в том, что линии Q-ветви в четыре раза более поляризуемы и в два раза интенсивнее, чем линии P- и R. Эти линии с большей поляризацией также менее подвержены влиянию магнитного поля.[49]

Рекомендации

  1. ^ а б Зюрис, Л. М .; Barclay Jr., W. L .; Андерсон, М.А. (1993). «Миллиметровый спектр радикалов MgH и MgD». Астрофизический журнал. 402: L21 – L24. Bibcode:1993ApJ ... 402L..21Z. Дои:10.1086/186690. ISSN  0004-637X.
  2. ^ Бернат, Питер Ф. (октябрь 2009 г.). «Молекулярная астрономия холодных звезд и субзвездных объектов». Международные обзоры по физической химии. 28 (4): 681–709. arXiv:0912.5085. Bibcode:2009IRPC ... 28..681B. Дои:10.1080/01442350903292442. S2CID  119217993.
  3. ^ Живя, Г. Д .; Дьюар, Дж. (1878). «Об обращении линий паров металлов. № IV». Труды Лондонского королевского общества. 28 (190–195): 352–358. Bibcode:1878RSPS ... 28..352L. Дои:10.1098 / rspl.1878.0140. ISSN  0370-1662. S2CID  186212316.
  4. ^ Живя, Г. Д .; Дьюар, Дж. (1879). «О спектрах соединений углерода с водородом и азотом. № II». Труды Лондонского королевского общества. 30 (200–205): 494–509. Bibcode:1879RSPS ... 30..494L. Дои:10.1098 / rspl.1879.0152. ISSN  0370-1662.
  5. ^ а б c Фаулер, А. (1909). «Спектр гидрида магния». Философские труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки. 209 (441–458): 447–478. Bibcode:1909RSPTA.209..447F. Дои:10.1098 / рста.1909.0017. ISSN  1364-503X.
  6. ^ а б Tague, Thomas J .; Эндрюс, Лестер (1994). «Импульсные лазерные реакции испаренного атома магния с водородом: инфракрасные спектры пяти молекул гидрида магния». Журнал физической химии. 98 (35): 8611–8616. Дои:10.1021 / j100086a004. ISSN  0022-3654.
  7. ^ а б Zink, L.R .; Дженнингс, Д. А .; Evenson, K. M .; Леопольд, К. Р. (1990). «Лабораторные измерения для астрофизической идентификации MgH» (PDF). Астрофизический журнал. 359: L65. Bibcode:1990ApJ ... 359L..65Z. Дои:10.1086/185796. ISSN  0004-637X.
  8. ^ Knight, Lon B .; Элтнер, Дж. Р. (1 мая 1971 г.). «Сверхтонкое взаимодействие и химическая связь в молекулах MgH, CaH, SrH и BaH». Журнал химической физики. 54 (9): 3875–3884. Bibcode:1971ЖЧФ..54.3875К. Дои:10.1063/1.1675441. ISSN  0021-9606.
  9. ^ Вишер, Ченнон; Лоддерс, Катарина; Фегли, Брюс (2010). "Химия атмосферы на планетах-гигантах, коричневых карликах и карликовых звездах малой массы. III. Железо, магний и кремний". Астрофизический журнал. 716 (2): 1060–1075. arXiv:1001.3639. Bibcode:2010ApJ ... 716.1060V. Дои:10.1088 / 0004-637X / 716/2/1060. ISSN  0004-637X. S2CID  26176752. Страницы 1065-1068 посвящены магнию.
  10. ^ Лю, Дин-Куо; Линь, Кинг-Чуэн; Чен, Джи-Чжон (2000). «Динамика реакции Mg (4 [sup 1] S [sub 0], 3 [sup 1] D [sub 2]) с H [sub 2]: механизм типа гарпуна для высоковозбужденных состояний» ». Журнал химической физики. 113 (13): 5302. Bibcode:2000ЖЧФ.113.5302Л. Дои:10.1063/1.1290125.
  11. ^ Лю, Дин-Куо; Лин, Кинг-Чуэн (май 1999 г.). «Динамика реакции Mg (3s4s) с H2: интерференция вклада продукта MgH из нижнего состояния Mg (3s3p)». Письма по химической физике. 304 (5–6): 336–342. Bibcode:1999CPL ... 304..336L. Дои:10.1016 / S0009-2614 (99) 00332-2.
  12. ^ Breckenridge, W.H .; Ван, Цзян-Хуа (июнь 1987 г.). «Динамика реакций Mg (3s3p1p1) с H2, HD и D2: вращательные распределения квантовых состояний продуктов MgH (MgD)». Письма по химической физике. 137 (3): 195–200. Bibcode:1987CPL ... 137..195B. Дои:10.1016 / 0009-2614 (87) 80204-х.
  13. ^ Maciel, W. J .; Сингх П. Д. (январь 1977 г.). «Молекула / Mg-24 / H в атмосферах звезд поздних типов - переходные вероятности, силы осцилляторов и тонкие структуры полос вращения-колебаний». Астрономия и астрофизика. 54 (2): 417–424. Bibcode:1977A&A .... 54..417M.
  14. ^ а б Shayesteh, A .; Appadoo, D. R. T .; Гордон, I .; Ле Рой, Р. Дж .; Бернат П.Ф. (2004). «Инфракрасные эмиссионные спектры с преобразованием Фурье для MgH и MgD». Журнал химической физики. 120 (21): 10002–8. Bibcode:2004ЖЧФ.12010002С. Дои:10.1063/1.1724821. ISSN  0021-9606. PMID  15268020. S2CID  27232050.
  15. ^ а б Уоллес, Ллойд; Хинкль, Кеннет; Ли, банда; Бернат, Питер (1999). "MgH B ′2Σ+-ИКС2Σ+Transition: новый инструмент для изучения изотопов магния ». Астрофизический журнал. 524 (1): 454–461. Bibcode:1999ApJ ... 524..454Вт. Дои:10.1086/307798. ISSN  0004-637X.
  16. ^ Оман, Ингве (3 июня 1936 г.). «О полосах гидрида магния в звездных спектрах». Annaler Стокгольмской обсерватории. 12 (8): 8. Bibcode:1936СтоАн..12 .... 8О.
  17. ^ Бальфур, У. Дж. (Декабрь 1970 г.). "А2Π → X2Σ+ Системы 24Mg 25Mg 26Mg ». Астрофизический журнал. 162: 1031–1035. Bibcode:1970ApJ ... 162.1031B. Дои:10.1086/150734.
  18. ^ Уотсон, Уильям У .; Филип Рудник (1926). "Спектр полосы гидрида магния". Астрофизический журнал. 63: 20. Bibcode:1926ApJ .... 63 ... 20Вт. Дои:10.1086/142947. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Weck, P. F .; А. Швейцер; П. К. Стэнсил; П. Х. Хаушильдт; К. Кирби (2003). «Непрозрачность молекулярной линии MgH в холодных звездных атмосферах». Астрофизический журнал. 582 (2): 1059–1065. arXiv:Astro-ph / 0206219. Bibcode:2003ApJ ... 582.1059W. Дои:10.1086/344722. ISSN  0004-637X. S2CID  14267169.
  20. ^ а б Кэрон, Николас; Токарык, Д .; Адам, А.Г. (17 июня 2014 г.). «ЛАЗЕРНАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ С2Π (41242 см − 1) И 2∆ (42192 см − 1) СОСТОЯНИЙ ГИДРИДА МАГНИЯ». Материалы Международного симпозиума по молекулярной спектроскопии: 1. Дои:10.15278 / isms.2014.TK01. HDL:2142/50785. ISBN  978-1-4993-8865-7.
  21. ^ Тернер, Луи; Уилбур Харрис (1937). «Ультрафиолетовые полосы гидрида магния». Физический обзор. 52 (6): 626–630. Bibcode:1937ПхРв ... 52..626Т. Дои:10.1103 / PhysRev.52.626. ISSN  0031-899X.
  22. ^ Хан, М. Аслам (1962). «Полосы MgH на 2172, 2100 и 2088 и диапазоны MgD на 2172, 2358 и 2364 A». Труды физического общества. 80 (1): 209–221. Bibcode:1962ППС .... 80..209А. Дои:10.1088/0370-1328/80/1/324. ISSN  0370-1328.
  23. ^ Пирс, Р. В. Б. (1929). «Ультрафиолетовый спектр гидрида магния. 1. Полоса формулы 2430». Труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки. 122 (790): 442–455. Bibcode:1929RSPSA.122..442P. Дои:10.1098 / rspa.1929.0033. ISSN  1364-5021.
  24. ^ Пирс, Р. В. Б. (1929). "Ультрафиолетовый спектр гидрида магния. II. Многострочная система формул". Труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки. 125 (796): 157–179. Bibcode:1929RSPSA.125..157P. Дои:10.1098 / rspa.1929.0159. ISSN  1364-5021. JSTOR  95255.
  25. ^ Хан, М. Аслам (1961). «Полосы MgH и MgD на 2819 и 2702». Труды физического общества. 77 (6): 1133–1140. Bibcode:1961ПС .... 77.1133А. Дои:10.1088/0370-1328/77/6/304. ISSN  0370-1328.
  26. ^ Бальфур, У. Дж (1970). «Электронный спектр гидрида магния и дейтерида магния». Журнал физики B: атомная и молекулярная физика. 3 (12): 1749–1756. Bibcode:1970JPhB .... 3.1749B. Дои:10.1088/0022-3700/3/12/019. ISSN  0022-3700.
  27. ^ Грундстрем Б. (1936). «Спектр поглощения гидрида магния в ультрафиолете». Природа. 137 (3455): 108–109. Bibcode:1936Натура.137..108Г. Дои:10.1038 / 137108b0. ISSN  0028-0836. S2CID  4127045.
  28. ^ Гунч, Арнольд (1938). "Эффект в гидридной полосе магния на λ 2590 Å". Zeitschrift für Physik (на немецком). 110 (9–10): 549–552. Bibcode:1938ZPhy..110..549G. Дои:10.1007 / BF01340215. ISSN  1434-6001. S2CID  120599233.
  29. ^ Hema, B.P .; Гаджендра Пандей (2014). «ОТКРЫТИЕ ОТНОСИТЕЛЬНО БЕДНЫХ ВОДОРОДОМ ГИГАНТОВ В ГАЛАКТИЧЕСКОМ ГЛОБУЛЯРНОМ КЛАСТЕРЕ ω CENTAURI». Астрофизический журнал. 792 (2): L28. arXiv:1408.1205. Bibcode:2014ApJ ... 792L..28H. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 792/2 / L28. ISSN  2041-8213. S2CID  56189503.
  30. ^ Бранч, Дэвид (1970). «Изотопы магния на Солнце». Астрофизический журнал. 159: 39. Bibcode:1970ApJ ... 159 ... 39B. Дои:10.1086/150288. ISSN  0004-637X.
  31. ^ Сотировский, П. (2 июля 1971 г.). «Молекулярный спектр солнечных пятен в тени». Астрономия и астрофизика. 14: 319. Bibcode:1971A&A .... 14..319S.
  32. ^ а б c d е ж «Список CCCBDB экспериментальных данных для MgH (моногидрид магния)». Получено 3 января 2015.
  33. ^ Bucchino, Мэтью П .; Люси М. Зюрис (2013). «Терагерцовая спектроскопия 25MgH (X2Σ+) и 67ZnH (X2Σ+): Связывание в простых гидридах металлов ». Журнал физической химии A. 117 (39): 9732–9737. Bibcode:2013JPCA..117.9732B. Дои:10.1021 / jp3123743. ISSN  1089-5639. PMID  23517252.
  34. ^ "Детали вида" MgH"". Кинетическая база данных для астрохимии. Получено 8 января 2015.
  35. ^ Fowler, P.W .; А.Дж. Садлей (2006). «Коррелированные исследования электрических свойств ионных молекул: гидридов, галогенидов и халькогенидов щелочных и щелочноземельных металлов». Молекулярная физика. 73 (1): 43–55. Bibcode:1991МолФ..73 ... 43Ф. Дои:10.1080/00268979100101041. ISSN  0026-8976.
  36. ^ Balfour, W. J .; Х. М. Картрайт (декабрь 1976 г.). "А2Π-X2Σ+ система и энергия диссоциации гидрида магния ». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 26: 389–397. Bibcode:1976A & AS ... 26..389B.
  37. ^ Singh, P.D .; В. Дж. Масиэль (1976). "Возможность 24MgH+ в солнечной атмосфере - спектры вращательных колебаний высокого разрешения ». Солнечная физика. 49 (2): 217–230. Bibcode:1976Соф ... 49..217С. Дои:10.1007 / BF00162446. ISSN  0038-0938. S2CID  118183709.
  38. ^ а б Шнепф, Андреас; Ханс-Йорг Химмель (2005). «Субвалентные соединения с прямыми связями металл-металл: связь Zn – Zn в [Cp * 2Zn2]». Angewandte Chemie International Edition. 44 (20): 3006–3008. Дои:10.1002 / anie.200500597. ISSN  1433-7851. PMID  15844126.
  39. ^ Болдырев, Александр I .; Лай-Шэн Ван (2001). «За пределами классической стехиометрии: эксперимент и теория». Журнал физической химии A. 105 (48): 10759–10775. Bibcode:2001JPCA..10510759B. Дои:10.1021 / jp0122629. ISSN  1089-5639. См. Страницу 10763 в правом столбце.
  40. ^ Green, S.P .; К. Джонс, А. Сташ; Сташ, Андреас (2007). «Стабильные соединения магния (I) со связями Mg-Mg». Наука. 318 (5857): 1754–1757. Bibcode:2007Научный ... 318.1754G. Дои:10.1126 / наука.1150856. ISSN  0036-8075. PMID  17991827. S2CID  40657565.
  41. ^ Джонс, Кэмерон; Андреас Сташ (2013). «Стабильные молекулярные димеры магния (I): принципиально привлекательный, но синтетически универсальный класс соединений». Соединения щелочноземельных металлов. Разделы металлоорганической химии. 45. С. 73–101. Дои:10.1007/978-3-642-36270-5_3. ISBN  978-3-642-36269-9. ISSN  1436-6002.
  42. ^ Лю, Яньянь; Шаогуан Ли; Сяо-Цзюань Ян; Пейджу Ян; Бяо Ву (2009). «Связь магний-магний, стабилизированная дважды восстановленным α-диимином: синтез и структура [K (THF) 3] 2 [LMg-MgL] (L = [(2,6-iPr2C6H3) NC (Me)] 22-) ". Журнал Американского химического общества. 131 (12): 4210–4211. Дои:10.1021 / ja900568c. ISSN  0002-7863. PMID  19271703.
  43. ^ Højbjerre, K; Хансен, А. К.; Skyt, P S; Staanum, P F; Дрюсен, М. (14 мая 2009 г.). "Спектроскопия фотодиссоциации с разрешением вращательного состояния поступательно и колебательно холодных ионов MgH: в сторону вращательного охлаждения молекулярных ионов". Новый журнал физики. 11 (5): 055026. Bibcode:2009NJPh ... 11e5026H. Дои:10.1088/1367-2630/11/5/055026.
  44. ^ а б c Миддлтон, Рой (февраль 1990 г.). "Поваренная книга отрицательных ионов" (PDF). С. 10, 40–42. Получено 7 января 2015.
  45. ^ Заиди, А; Лахмар, S; Бен Лахдар, Z; Diehr, M; Росмус, П; Шамбо, Г. (ноябрь 2003 г.). «Электронная структура и спектроскопия основного и возбужденного состояний радикалов HMgO и HMgS». Химическая физика. 295 (1): 89–95. Bibcode:2003CP .... 295 ... 89Z. Дои:10.1016 / j.chemphys.2003.08.010.
  46. ^ Ядин, Бенджамин; Томас Венесс; Пьерандреа Конти; Кристиан Хилл; Сергей Н. Юрченко; Джонатан Теннисон (2012). «Списки линий ExoMol - I. Колебательный спектр BeH, MgH и CaH в состоянии X 2Σ +». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 425 (1): 34–43. arXiv:1204.0137. Bibcode:2012МНРАС.425 ... 34л. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21367.x. ISSN  0035-8711.
  47. ^ Павленко, Я. V .; Дж. Дж. Харрис, Дж. Теннисон, Х. Р. А. Джонс, Дж. М. Браун, К. Хилл, Л. А. Яковина; Tennyson, J .; Jones, H.R.A .; Brown, J.M .; Hill, C .; Яковина, Л. А. (2008). "Электронные полосы CrD, CrH, MgD и MgH: применение к дейтериевому тесту.'" (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 386 (3): 1338–1346. arXiv:0710.0368. Bibcode:2008МНРАС.386.1338П. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.12522.x. ISSN  0035-8711. S2CID  8583739. Получено 5 января 2015.CS1 maint: несколько имен: список авторов (связь)
  48. ^ Афрам, Надин (2008). Молекулярная диагностика солнечного и звездного магнитных полей.. Cuvillier Verlag. п. 95. ISBN  9783867277631. Получено 5 января 2015.
  49. ^ Бердюгина, С. В .; Стенфло, Дж. О .; Гандорфер, А. (июнь 2002 г.). «Рассеяние молекулярных линий и эффекты магнитного поля: разрешение загадки». Астрономия и астрофизика. 388 (3): 1062–1078. Bibcode:2002A & A ... 388.1062B. Дои:10.1051/0004-6361:20020587.

Другое чтение