stringtranslate.com

Monohidruro de magnesio

El monohidruro de magnesio es un gas molecular con fórmula MgH que existe a altas temperaturas, como las atmósferas del Sol y las estrellas . [2] Originalmente se conocía como hidruro de magnesio, aunque ese nombre ahora se usa más comúnmente para referirse al compuesto químico similar dihidruro de magnesio .

Historia

Se afirma que George Downing Livingstone y James Dewar fueron los primeros en crear y observar una línea espectral de MgH en 1878. [3] [4] Sin embargo, no se dieron cuenta de qué sustancia era. [5]

Formación

Un láser puede evaporar el metal magnesio para formar átomos que reaccionan con el gas hidrógeno molecular para formar MgH y otros hidruros de magnesio. [6]

Una descarga eléctrica a través de gas hidrógeno a baja presión (20 pascales) que contiene trozos de magnesio puede producir MgH. [7]

Los átomos de hidrógeno y el vapor de magnesio producidos térmicamente pueden reaccionar y condensarse en una matriz de argón sólido . Este proceso no funciona con el neón sólido, probablemente debido a la formación de MgH 2 en su lugar. [8]

Una forma sencilla de producir algo de MgH es quemar magnesio en la llama de un mechero Bunsen, donde hay suficiente hidrógeno para formar MgH temporalmente. Los arcos de magnesio en vapor también producen MgH, pero también producen MgO. [5]

La formación natural de MgH ocurre en estrellas, enanas marrones y planetas grandes, donde la temperatura es lo suficientemente alta. La reacción que lo produce es 2 Mg + H 2 → 2 MgH o Mg + H → MgH. La descomposición se produce por el proceso inverso. La formación requiere la presencia de gas magnesio. La cantidad de gas magnesio se reduce en gran medida en estrellas frías por su extracción en nubes de enstatita , un silicato de magnesio. De lo contrario, en estas estrellas, debajo de cualquier nube de silicato de magnesio donde la temperatura es más alta, la concentración de MgH es proporcional a la raíz cuadrada de la presión y la concentración de magnesio, y 10 −4236/T . MgH es el segundo gas que contiene magnesio más abundante (después del magnesio atómico) en las partes más profundas y calientes de los planetas y enanas marrones. [9] [10]

La reacción de los átomos de Mg con H2 ( gas dihidrógeno) es en realidad endotérmica y se produce cuando los átomos de magnesio se excitan electrónicamente. El átomo de magnesio se inserta en el enlace entre los dos átomos de hidrógeno para crear una molécula temporal de MgH2 , que gira rápidamente y se descompone en una molécula de MgH giratoria y un átomo de hidrógeno. [11] Las moléculas de MgH producidas tienen una distribución bimodal de velocidades de rotación. Cuando se cambia el protio por deuterio en esta reacción, la distribución de rotaciones permanece inalterada ( Mg + D2 o Mg + HD ). Los productos con baja velocidad de rotación también tienen bajos niveles de vibración y, por lo tanto, son "fríos". [12]

Propiedades

Espectro

El infrarrojo lejano contiene el espectro rotacional de MgH que va de 0,3 a 2 THz. También contiene una estructura hiperfina. [7] Se predice que 24 MgH tendrá líneas espectrales para varias transiciones rotacionales para los siguientes niveles vibracionales. [13]

Las bandas de rotación de vibración infrarroja están en el rango de 800–2200 cm −1 . [14] El modo de vibración fundamental está a 6,7 ​​μm. [15] Tres isótopos de magnesio y dos de hidrógeno multiplican los espectros de banda con seis isotopómeros : 24 MgH 25 MgH 26 MgH 24 MgD 25 MgD 26 MgD. Las frecuencias de vibración y rotación se alteran significativamente por las diferentes masas de los átomos. [14]

El espectro de banda visible del hidruro de magnesio se observó por primera vez en el siglo XIX y pronto se confirmó que se debía a una combinación de magnesio e hidrógeno. Se debatió si realmente se trataba de un compuesto debido a que no era posible producir material sólido. A pesar de esto, se utilizó el término hidruro de magnesio para todo lo que formaba el espectro de banda. Este término se utilizó antes de que se descubriera el dihidruro de magnesio . Las bandas espectrales tenían cabezas con estrías en las partes verde amarillenta, verde y azul del espectro visible. [5]

La banda verde amarillenta del espectro de MgH está alrededor de la longitud de onda de 5622 Å. La banda azul es de 4845 Å [16]

La banda principal de MgH en el espectro visible se debe a la transición electrónica entre los niveles A 2 Π→X 2 Σ + combinados con transiciones en estado rotacional y vibracional . [17]

Para cada transición electrónica, hay diferentes bandas para los cambios entre los diferentes estados vibracionales. La transición entre estados vibracionales se representa usando paréntesis (n,m), donde n y m son números. Dentro de cada banda hay muchas líneas organizadas en tres conjuntos llamados ramas. Las ramas P, Q y R se distinguen por si el número cuántico rotacional aumenta en uno, permanece igual o disminuye en uno. Las líneas en cada rama tendrán diferentes números cuánticos rotacionales dependiendo de qué tan rápido estén girando las moléculas. [18] Para la transición A 2 Π→X 2 Σ + las transiciones de nivel vibracional más bajo son las más prominentes, sin embargo, el nivel de energía A 2 Π puede tener un estado cuántico de vibración de hasta 13. Cualquier nivel más alto y la molécula tiene demasiada energía y se deshace. Para cada nivel de energía vibracional hay un número de diferentes velocidades de rotación que la molécula puede sostener. Para el nivel 0, el número cuántico rotacional máximo es 49. Por encima de esta velocidad de rotación, giraría tan rápido que se rompería. Luego, para los niveles vibracionales subsiguientes más altos del 2 al 13, el número de niveles rotacionales máximos disminuye pasando por la secuencia 47, 44, 42, 39, 36, 33, 30, 27, 23, 19, 15, 11 y 6. [19]

El sistema B' 2 Σ + →X 2 Σ + es una transición desde un estado electrónico ligeramente superior al estado fundamental. También tiene líneas en el espectro visible que son observables en las manchas solares . Las bandas no tienen cabeza. La banda (0,0) es débil en comparación con las bandas vibracionales (0,3), (0,4), (0,5), (0,6), (0,7), (1,3), (1,4), (1,7) y (1,8). [15]

El estado C 2 Π tiene parámetros rotacionales de B = 6,104 cm −1 , D = 0,0003176 cm −1 , A = 3,843 cm −1 y p = -0,02653 cm −1 . Tiene un nivel de energía de 41242 cm −1 . [20]

Otro nivel electrónico 2 Δ tiene energía 42192 cm −1 y parámetros de rotación B = 6,2861 cm −1 y A = -0,168 cm −1 . [20]

El ultravioleta tiene muchas más bandas debido a estados electrónicos de mayor energía. [21] [22] [23]

El espectro UV contiene cabezas de banda a 3100 Å debido a una transición vibratoria (1,0) 2940 Å (2,0) 2720 Å (3,0) 2640 Å (0,1) 2567 Å (1,3). [24] [25] [26] [27] [28]

[31]

Físico

La molécula de monohidruro de magnesio es una molécula diatómica simple con un átomo de magnesio unido a un átomo de hidrógeno . La distancia entre los átomos de hidrógeno y magnesio es de 1,7297Å. [32] El estado fundamental del monohidruro de magnesio es X 2 Σ + . [1] Debido a la estructura simple, el grupo de puntos de simetría de la molécula es C ∞v . [32] El momento de inercia de una molécula es 4,805263×10 −40 g cm 2 . [32]

El enlace tiene un carácter covalente significativo . [33] El momento dipolar es 1,215 Debye . [34] [35]

Las propiedades en masa del gas MgH incluyen una entalpía de formación de 229,79 kJ mol −1 , [32] una entropía de 193,20 JK −1 mol −1 [32] y una capacidad térmica de 29,59 JK −1 mol −1 . [32]

La energía de disociación de la molécula es de 1,33 eV. [36] El potencial de ionización es de alrededor de 7,9 eV con el ion MgH + formado cuando la molécula pierde un electrón. [37]

Dímero

En matrices de gases nobles, el MgH puede formar dos tipos de dímero: HMgMgH y uno con forma rómbica (◊) (HMg) 2 en el que una molécula de dihidrógeno une el enlace entre dos átomos de magnesio. El MgH también puede formar un complejo con el dihidrógeno HMg·H 2 . La fotólisis aumenta las reacciones que forman el dímero. [6] La energía para romper el dímero HMgMgH en dos radicales MgH es de 197 kJ/mol. El Mg(μ-H 2 )Mg tiene 63 kJ/mol más energía que el HMgMgH. [38] En teoría, el HMgMgH en fase gaseosa puede descomponerse en Mg 2 y H 2 liberando 24 kJ/mol de energía de forma exotérmica. [38] Se calcula que la distancia entre los átomos de magnesio en el HMgMgH es de 2,861 Å. [39] El HMgMgH puede considerarse un compuesto de base formal para otras sustancias LMgMgL que tienen un enlace magnesio-magnesio. En estas, el magnesio puede considerarse en estado de oxidación +1 en lugar del normal +2. Sin embargo, este tipo de compuestos no están hechos de HMgMgH. [40] [41] [42]

Iones relacionados

El MgH + se puede formar cuando los protones chocan con el magnesio o el gas dihidrógeno H2 que interactúa con átomos de magnesio ionizados individuales ( H2 +Mg + → MgH ++ H ). [43]

MgH − , [44] MgH−3y MgH−2se forman a partir de hidrógeno o amoníaco a baja presión sobre un cátodo de magnesio. [44] El ion trihidruro es el que más se produce, y en mayor proporción cuando se utiliza hidrógeno puro en lugar de amoníaco. El ion dihidruro es el que menos se produce de los tres. [44]

Radicales relacionados

Se han investigado teóricamente el HMgO y el HMgS. El MgOH y el MgSH tienen menor energía. [45]

Aplicaciones

El espectro de MgH en las estrellas se puede utilizar para medir la proporción de isótopos de magnesio, la temperatura y la gravedad de la superficie de la estrella. [46] En las estrellas calientes, el MgH estará mayormente disociado debido a que el calor rompe las moléculas, pero se puede detectar en estrellas más frías de tipo G, K y M. [47] También se puede detectar en manchas estelares o solares . El espectro de MgH se puede utilizar para estudiar el campo magnético y la naturaleza de las manchas estelares. [48]

Algunas líneas espectrales de MgH aparecen de forma destacada en el segundo espectro solar , es decir, la polarización lineal fraccional. Las líneas pertenecen a las ramas Q 1 y Q 2 . Las líneas de absorción de MgH son inmunes al efecto Hanle , en el que la polarización se reduce en presencia de campos magnéticos, como cerca de las manchas solares. Estas mismas líneas de absorción tampoco sufren el efecto Zeeman . La razón por la que la rama Q aparece de esta manera es porque las líneas de la rama Q son cuatro veces más polarizables y dos veces más intensas que las líneas de las ramas P y R. Estas líneas que son más polarizables también están menos sujetas a los efectos del campo magnético. [49]

Referencias

  1. ^ ab Ziurys, LM ; Barclay Jr., WL; Anderson, MA (1993). "El espectro de ondas milimétricas de los radicales MgH y MgD". The Astrophysical Journal . 402 : L21–L24. Código Bibliográfico :1993ApJ...402L..21Z. doi : 10.1086/186690 . ISSN  0004-637X.
  2. ^ Bernath, Peter F. (octubre de 2009). "Astronomía molecular de estrellas frías y objetos subestelares". Reseñas internacionales de química física . 28 (4): 681–709. arXiv : 0912.5085 . Código Bibliográfico :2009IRPC...28..681B. doi :10.1080/01442350903292442. S2CID  119217993.
  3. ^ Liveing, GD; Dewar, J. (1878). "Sobre la inversión de las líneas de vapores metálicos. N.º IV". Actas de la Royal Society de Londres . 28 (190–195): 352–358. Bibcode :1878RSPS...28..352L. doi :10.1098/rspl.1878.0140. ISSN  0370-1662. S2CID  186212316.
  4. ^ Liveing, GD; Dewar, J. (1879). "Sobre los espectros de los compuestos de carbono con hidrógeno y nitrógeno. N.º II". Actas de la Royal Society de Londres . 30 (200–205): 494–509. Bibcode :1879RSPS...30..494L. doi : 10.1098/rspl.1879.0152 . ISSN  0370-1662.
  5. ^ abc Fowler, A. (1909). "El espectro del hidruro de magnesio". Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 209 (441–458): 447–478. Bibcode :1909RSPTA.209..447F. doi : 10.1098/rsta.1909.0017 . ISSN  1364-503X.
  6. ^ ab Tague, Thomas J.; Andrews, Lester (1994). "Reacciones de átomos de magnesio evaporados por láser pulsado con hidrógeno: espectros infrarrojos de cinco moléculas de hidruro de magnesio". The Journal of Physical Chemistry . 98 (35): 8611–8616. doi :10.1021/j100086a004. ISSN  0022-3654.
  7. ^ ab Zink, LR; Jennings, DA; Evenson, KM; Leopold, KR (1990). "Medidas de laboratorio para la identificación astrofísica de MgH" (PDF) . The Astrophysical Journal . 359 : L65. Bibcode :1990ApJ...359L..65Z. doi :10.1086/185796. ISSN  0004-637X.
  8. ^ Knight, Lon B.; Eltner, JR (1 de mayo de 1971). "Interacción hiperfina y enlace químico en moléculas de MgH, CaH, SrH y BaH". The Journal of Chemical Physics . 54 (9): 3875–3884. Bibcode :1971JChPh..54.3875K. doi :10.1063/1.1675441. ISSN  0021-9606.
  9. ^ Visscher, Channon; Lodders, Katharina ; Fegley, Bruce (2010). "Química atmosférica en planetas gigantes, enanas marrones y estrellas enanas de baja masa. III. Hierro, magnesio y silicio". The Astrophysical Journal . 716 (2): 1060–1075. arXiv : 1001.3639 . Código Bibliográfico :2010ApJ...716.1060V. doi :10.1088/0004-637X/716/2/1060. ISSN  0004-637X. S2CID  26176752.Las páginas 1065-1068 se concentran en el magnesio.
  10. ^ Liu, Dean-Kuo; Lin, King-Chuen; Chen, Jye-Jong (2000). "Dinámica de reacción de Mg(4 [sup 1]S[sub 0], 3 [sup 1]D[sub 2]) con H[sub 2]: mecanismo de tipo Harpoon para estados altamente excitados". The Journal of Chemical Physics . 113 (13): 5302. Bibcode :2000JChPh.113.5302L. doi :10.1063/1.1290125.
  11. ^ Liu, Dean-Kuo; Lin, King-Chuen (mayo de 1999). "Dinámica de la reacción de Mg(3s4s) con H2: interferencia de la contribución del producto MgH del estado inferior de Mg(3s3p)" (PDF) . Chemical Physics Letters . 304 (5–6): 336–342. Bibcode :1999CPL...304..336L. doi :10.1016/S0009-2614(99)00332-2.
  12. ^ Breckenridge, WH; Wang, Jiang-Hua (junio de 1987). "Dinámica de las reacciones de Mg(3s3p1p1) con H2, HD y D2: distribuciones de estados cuánticos rotacionales de productos MgH (MgD)". Chemical Physics Letters . 137 (3): 195–200. Código Bibliográfico :1987CPL...137..195B. doi :10.1016/0009-2614(87)80204-x.
  13. ^ Maciel, WJ; Singh, PD (enero de 1977). "La molécula /Mg-24/H en las atmósferas de estrellas de tipo tardío - Probabilidades de transición, intensidades de osciladores y estructuras finas de bandas de rotación-vibración". Astronomía y Astrofísica . 54 (2): 417–424. Bibcode :1977A&A....54..417M.
  14. ^ ab Shayesteh, A.; Appadoo, DRT; Gordon, I.; Le Roy, RJ; Bernath, PF (2004). "Espectros de emisión infrarroja por transformada de Fourier de MgH y MgD". The Journal of Chemical Physics . 120 (21): 10002–8. Bibcode :2004JChPh.12010002S. doi :10.1063/1.1724821. ISSN  0021-9606. PMID  15268020. S2CID  27232050.
  15. ^ ab Wallace, Lloyd; Hinkle, Kenneth; Li, Gang; Bernath, Peter (1999). "La transición MgH B′2Σ+–X2Σ+: una nueva herramienta para estudiar las abundancias de isótopos de magnesio". The Astrophysical Journal . 524 (1): 454–461. Bibcode :1999ApJ...524..454W. doi : 10.1086/307798 . ISSN  0004-637X.
  16. ^ Öhman, Yngve (3 de junio de 1936). "Sobre las bandas de hidruro de magnesio en espectros estelares". Observatorios de Estocolmo Annaler . 12 (8): 8. Bibcode : 1936StoAn..12....8O.
  17. ^ Balfour, WJ (diciembre de 1970). "Los sistemas A 2 Π→X 2 Σ + de 24Mg 25Mg 26Mg". The Astrophysical Journal . 162 : 1031–1035. Código Bibliográfico :1970ApJ...162.1031B. doi :10.1086/150734.
  18. ^ Watson, William W.; Philip Rudnick (1926). "El espectro de bandas del hidruro de magnesio". The Astrophysical Journal . 63 : 20. Bibcode :1926ApJ....63...20W. doi :10.1086/142947. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Weck, PF; A. Schweitzer; PC Stancil; PH Hauschildt; K. Kirby (2003). "La opacidad de la línea molecular de MgH en atmósferas estelares frías". The Astrophysical Journal . 582 (2): 1059–1065. arXiv : astro-ph/0206219 . Código Bibliográfico :2003ApJ...582.1059W. doi :10.1086/344722. ISSN  0004-637X. S2CID  14267169.
  20. ^ ab Caron, Nicholas; Tokaryk, D.; Adam, AG (17 de junio de 2014). "ESPECTROSCOPÍA LÁSER DE LOS ESTADOS C2Π (41242 cm−1) Y 2∆ (42192 cm−1) DEL HIDRURO DE MAGNESIO". Actas del 69.º Simposio Internacional sobre Espectroscopia Molecular . p. 1. doi : 10.15278/isms.2014.TK01 . hdl :2142/50785. ISBN 978-1-4993-8865-7.
  21. ^ Turner, Louis; Wilbur Harris (1937). "Las bandas ultravioleta del hidruro de magnesio". Physical Review . 52 (6): 626–630. Bibcode :1937PhRv...52..626T. doi :10.1103/PhysRev.52.626. ISSN  0031-899X.
  22. ^ Khan, M Aslam (1962). "Bandas de MgH en 2172, 2100 y 2088 y bandas de MgD en 2172, 2358 y 2364 A". Actas de la Physical Society . 80 (1): 209–221. Bibcode :1962PPS....80..209A. doi :10.1088/0370-1328/80/1/324. ISSN  0370-1328.
  23. ^ Pearse, RWB (1929). "El espectro ultravioleta del hidruro de magnesio. 1. La banda en la fórmula 2430". Actas de la Royal Society A: Ciencias matemáticas, físicas e ingeniería . 122 (790): 442–455. Bibcode :1929RSPSA.122..442P. doi : 10.1098/rspa.1929.0033 . ISSN  1364-5021.
  24. ^ Pearse, RWB (1929). "El espectro ultravioleta del hidruro de magnesio. II. El sistema de fórmulas de múltiples líneas". Actas de la Royal Society A: Ciencias matemáticas, físicas e ingeniería . 125 (796): 157–179. Bibcode :1929RSPSA.125..157P. doi : 10.1098/rspa.1929.0159 . ISSN  1364-5021. JSTOR  95255.
  25. ^ Khan, M Aslam (1961). "Bandas de MgH y MgD en 2819 y 2702". Actas de la Physical Society . 77 (6): 1133–1140. Bibcode :1961PPS....77.1133A. doi :10.1088/0370-1328/77/6/304. ISSN  0370-1328.
  26. ^ Balfour, WJ (1970). "El espectro electrónico del hidruro de magnesio y del deuteruro de magnesio". Journal of Physics B: Atomic and Molecular Physics . 3 (12): 1749–1756. Bibcode :1970JPhB....3.1749B. doi :10.1088/0022-3700/3/12/019. ISSN  0022-3700.
  27. ^ Grundstrõm, B. (1936). "Espectro de absorción del hidruro de magnesio en el ultravioleta". Nature . 137 (3455): 108–109. Código Bibliográfico :1936Natur.137..108G. doi :10.1038/137108b0. ISSN  0028-0836. S2CID  4127045.
  28. ^ Güntsch, Arnold (1938). "Druckeffekt in der Magnesiumhydridbande bei λ 2590 Å". Zeitschrift für Physik (en alemán). 110 (9–10): 549–552. Código Bib : 1938ZPhy..110..549G. doi :10.1007/BF01340215. ISSN  1434-6001. S2CID  120599233.
  29. ^ Hema, BP; Gajendra Pandey (2014). "DESCUBRIMIENTO DE GIGANTES RELATIVAMENTE POBRES EN HIDRÓGENO EN EL CÚMULO GLOBULAR GALÁCTICO ω CENTAURI". The Astrophysical Journal . 792 (2): L28. arXiv : 1408.1205 . Bibcode :2014ApJ...792L..28H. doi :10.1088/2041-8205/792/2/L28. ISSN  2041-8213. S2CID  56189503.
  30. ^ Branch, David (1970). "Isótopos de magnesio en el Sol". The Astrophysical Journal . 159 : 39. Bibcode :1970ApJ...159...39B. doi :10.1086/150288. ISSN  0004-637X.
  31. ^ Sotirovski, P. (2 de julio de 1971). "El espectro molecular de las umbras de las manchas solares". Astronomía y astrofísica . 14 : 319. Bibcode :1971A&A....14..319S.
  32. ^ abcdef «Lista de datos experimentales del CCCBDB sobre MgH (monohidruro de magnesio)» . Consultado el 3 de enero de 2015 .
  33. ^ Bucchino, Matthew P.; Lucy M. Ziurys (2013). "Espectroscopia de terahercios de 25 MgH (X 2 Σ + ) y 67 ZnH (X 2 Σ + ): enlace en hidruros metálicos simples". The Journal of Physical Chemistry A . 117 (39): 9732–9737. Bibcode :2013JPCA..117.9732B. doi :10.1021/jp3123743. ISSN  1089-5639. PMID  23517252.
  34. ^ "Detalles de la especie "MgH"". Base de datos cinética para astroquímica . Archivado desde el original el 8 de enero de 2015. Consultado el 8 de enero de 2015 .
  35. ^ Fowler, PW; AJ Sadlej (2006). "Estudios correlacionados de las propiedades eléctricas de las moléculas iónicas: hidruros, haluros y calcogenuros alcalinos y alcalinotérreos". Física molecular . 73 (1): 43–55. Bibcode :1991MolPh..73...43F. doi :10.1080/00268979100101041. ISSN  0026-8976.
  36. ^ Balfour, WJ; HM Cartwright (diciembre de 1976). "Un sistema 2 Π-X 2 Σ + y energía de disociación del hidruro de magnesio". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 26 : 389–397. Código Bibliográfico :1976A&AS...26..389B.
  37. ^ Singh, PD; WJ Maciel (1976). "Posibilidad de 24 MgH + en la atmósfera solar: espectros de rotación y vibración de alta resolución". Física solar . 49 (2): 217–230. Bibcode :1976SoPh...49..217S. doi :10.1007/BF00162446. ISSN  0038-0938. S2CID  118183709.
  38. ^ ab Schnepf, Andreas; Hans-Jörg Himmel (2005). "Compuestos subvalentes que presentan enlaces directos metal-metal: el enlace Zn-Zn en [Cp*2Zn2]". Edición internacional Angewandte Chemie . 44 (20): 3006–3008. doi :10.1002/anie.200500597. ISSN  1433-7851. PMID  15844126.
  39. ^ Boldyrev, Alexander I.; Lai-Sheng Wang (2001). "Más allá de la estequiometría clásica: experimento y teoría". The Journal of Physical Chemistry A . 105 (48): 10759–10775. Bibcode :2001JPCA..10510759B. doi :10.1021/jp0122629. ISSN  1089-5639.Vea la página 10763, columna derecha.
  40. ^ Green, SP; C. Jones, A. Stasch; Stasch, Andreas (2007). "Compuestos estables de magnesio (I) con enlaces Mg-Mg". Science . 318 (5857): 1754–1757. Bibcode :2007Sci...318.1754G. doi : 10.1126/science.1150856 . ISSN  0036-8075. PMID  17991827. S2CID  40657565.
  41. ^ Jones, Cameron; Andreas Stasch (2013). "Dímeros de magnesio(I) moleculares estables: una clase de compuestos fundamentalmente atractiva pero sintéticamente versátil". Compuestos de metales alcalinotérreos . Temas de química organometálica. Vol. 45. págs. 73–101. doi :10.1007/978-3-642-36270-5_3. ISBN 978-3-642-36269-9. ISSN  1436-6002.
  42. ^ Liu, Yanyan; Shaoguang Li; Xiao-Juan Yang; Peiju Yang; Biao Wu (2009). "Enlace magnesio-magnesio estabilizado por una α-diimina doblemente reducida: síntesis y estructura de [K(THF)3]2[LMg−MgL] (L = [(2,6-iPr2C6H3)NC(Me)]22−)". Revista de la Sociedad Química Americana . 131 (12): 4210–4211. doi :10.1021/ja900568c. ISSN  0002-7863. PMID  19271703.
  43. ^ Højbjerre, K; Hansen, AK; Skyt, PS; Staanum, PF; Drewsen, M (14 de mayo de 2009). "Espectroscopia de fotodisociación resuelta por estado rotacional de iones MgH fríos translacional y vibracionalmente: hacia el enfriamiento rotacional de iones moleculares". New Journal of Physics . 11 (5): 055026. Bibcode :2009NJPh...11e5026H. doi : 10.1088/1367-2630/11/5/055026 .
  44. ^ abc Middleton, Roy (febrero de 1990). "A Negative Ion Cookbook" (PDF) . pp. 10, 40–42 . Consultado el 7 de enero de 2015 .
  45. ^ Zaidi, A; Lahmar, S; Ben Lakhdar, Z; Diehr, M; Rosmus, P; Chambaud, G (noviembre de 2003). "Estructura electrónica y espectroscopia de los estados fundamental y excitado de los radicales HMgO y HMgS". Chemical Physics . 295 (1): 89–95. Bibcode :2003CP....295...89Z. doi :10.1016/j.chemphys.2003.08.010.
  46. ^ Yadin, Benjamin; Thomas Veness; Pierandrea Conti; Christian Hill; Sergei N. Yurchenko; Jonathan Tennyson (2012). "Listas de líneas ExoMol - I. El espectro rovibratorio de BeH, MgH y CaH en el estado X 2Σ+". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 425 (1): 34–43. arXiv : 1204.0137 . Bibcode :2012MNRAS.425...34Y. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21367.x . ISSN  0035-8711. S2CID  119273315.
  47. ^ Pavlenko, Ya. V.; GJ Harris, J. Tennyson, HRA Jones, JM Brown, C. Hill, LA Yakovina; Tennyson, J.; Jones, HRA; Brown, JM; Hill, C.; Yakovina, LA (2008). "Las bandas electrónicas de CrD, CrH, MgD y MgH: aplicación a la 'prueba del deuterio'" (PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (3): 1338–1346. arXiv : 0710.0368 . Bibcode :2008MNRAS.386.1338P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12522.x . ISSN  0035-8711. S2CID  8583739 . Consultado el 5 de enero de 2015 .{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  48. ^ Afram, Nadine (2008). Diagnóstico molecular de los campos magnéticos solares y estelares. Cuvillier Verlag. pág. 95. ISBN 9783867277631. Recuperado el 5 de enero de 2015 .
  49. ^ Berdyugina, SV; Stenflo, JO; Gandorfer, A. (junio de 2002). "Dispersión de líneas moleculares y efectos del campo magnético: resolución de un enigma". Astronomía y Astrofísica . 388 (3): 1062–1078. Bibcode :2002A&A...388.1062B. doi : 10.1051/0004-6361:20020587 .

Otras lecturas