羟基自由基

羟基自由基使用一系列统称为高级氧化过程(AOP)的方法在有机污染物的氧化破坏中发挥关键作用。AOPs中污染物的破坏是基于羟基自由基对有机化合物的非选择性反应。对农药、药物化合物、染料等一系列污染物具有高效的杀灭作用。

羟基自由基通常被称为对流层的清洁剂，因为它与许多污染物发生反应，分解它们，通常是去除它们的xxx步。它还在消除一些温室气体如甲烷和臭氧，以及灭活致病病毒和细菌以及中和致敏花粉和霉菌孢子方面也具有重要作用。与羟基自由基的反应速率通常决定了许多污染物在大气中持续多久，如果它们不进行光解或被下雨。例如，与羟基自由基反应相对缓慢的甲烷的平均寿命超过5年，许多CFC的寿命为50年或更长。其他污染物（例如较大的碳氢化合物）的平均寿命可能非常短，不到几个小时。

与许多挥发性有机化合物(VOC)的xxx个反应是去除氢原子，形成水和烷基自由基(R•)。

OH+RH→H2O+R

烷基自由基通常会与氧快速反应形成过氧自由基。

R•+O2→RO•2

这种自由基在对流层中的命运取决于诸如阳光量、大气污染以及形成它的烷基自由基的性质等因素。

导致羟基自由基产生的大气化学通常在室内不存在。然而，由NASA开创的新技术（参见下一代混合光催化氧化(PCO)用于痕量污染物控制(H-PCO)）现在可以在室内重现羟基自由基的室外效应，从而实现连续失活病毒和细菌，去除有毒气体（如氨、一氧化碳和甲醛）和气味，以及中和整个内部空间的过敏原。在类似的发展中，工程水纳米结构(EWNS)是使用平行的两个过程合成的，即电喷雾和水的电离。加压水离开皮下注射针进入电场(3–5kV)以产生大量活性氧(ROS)，主要是羟基(OH•)和超氧化物(O•-2)自由基。据报道灭活病原体的效果很好。

羟基自由基是通过两个主要的化学反应在大气中产生的：

羟基•OH自由基是控制全球地球大气氧化能力的主要化学物质之一。这种氧化活性物质对地球大气中温室气体和污染物的浓度和分布有重大影响。它是对流层中分布最广的氧化剂，也是大气层的最低部分。了解•OH变异性对于评估人类对大气和气候的影响很重要。•OH物种在地球大气中的寿命不到一秒。了解•OH在大气中甲烷(CH4)氧化过程中的作用，首先是一氧化碳(CO)，然后是二氧化碳(CO2)，这对于评估这种温室气体的停留时间、总碳预算很重要对流层的变化及其对全球变暖过程的影响。•OH自由基在地球大气中的寿命很短，因此空气中的•OH浓度非常低，需要非常灵敏的技术对其进行直接检测。通过分析空气中存在的甲基氯仿(CH3CCl3)间接测量了全球平均羟基自由基浓度。Montzka等人获得的结果。(2011)表明，根据CH3CCl3测量估计的•OH的年际变化很小，这表明全球•OH通常可以很好地缓冲扰动。这种微小的变化与甲烷和其他主要被•OH氧化的微量气体的测量结果以及全球光化学模型计算结果一致。

2014年，研究人员报告称，他们在热带西太平洋大片区域的对流层整个深度发现了一个空洞或没有羟基。他们认为，这个洞允许大量臭氧降解化学物质到达平流层，这可能会显着加剧极地地区的臭氧消耗，并对地球气候产生潜在影响。

Weinreb等人获得了仙后座A的无线电吸收光谱中羟基(•OH)基团存在18cm吸收线的xxx个实验证据。基于1963年10月15日至29日期间的观察。

•OH是一种双原子分子。沿分子轴的电子角动量为+1或-1，电子自旋角动量S=1⁄2。由于轨道-自旋耦合，自旋角动量可以与轨道角动量平行或反平行，从而分裂成Π1⁄2和Π3⁄2状态。•OH的2Π3⁄2基态被λ倍增相互作用（原子核旋转和围绕其轨道的未成对电子运动之间的相互作用）分裂。与质子不成对自旋的超精细相互作用进一步分裂了能级。

为了研究气相星际化学，区分两种类型的星际云很方便：T=30-100K和n=10-1000cm-3的扩散云和T=10-30的稠密云K和密度n=104–103cm−3。（Hartquist，分子天体物理学，1990）。

•OH自由基与分子云中H2O的产生有关。TaurusMolecularCloud-1(TMC-1)中•OH分布的研究表明，在稠密气体中，•OH主要由H3O+的解离复合形成。解离重组是分子离子与电子重组并解离成中性片段的反应。•OH的重要形成机制是：

（解离重组：1a）

（解离重组：1b）

（解离重组：2a）

（中性-中性：3a）

（离子-分子离子中和：4a）

星际云中的小中性分子可能由•H和•OH反应形成。O2的形成是通过O和•OH之间的中性交换反应在气相中形成的，这也是•OH在密集区域的主要汇。

原子氧同时参与了•OH的产生和破坏，所以•OH的丰度主要取决于H3+的丰度。然后，从•OH自由基引出的重要化学途径是：

（中性-中性：1A）

（离子中性2A）

（中性-中性：3A）

（中性-中性：4A）

（中性-中性：5A）

速率常数可以从网站上发布的数据集导出。速率常数具有以下形式：

k(T)=α(T/300)β×exp(−γ/T)cm3s−1

下表列出了为稠密云中的典型温度T=10K计算的速率常数。

可以使用速率常数k(T)和反应物种类C和D的丰度来获得形成速率rix：

rix=k(T)ix

其中表示物种Y的丰度。在这种方法中，丰度取自UMIST天体化学数据库2006，这些值与H2密度相关。下表显示了rix/r1a的比率，以便了解最重要的反应。

结果表明，1a反应是稠密云中最突出的反应。这与Harju等人的一致。2000年。

下表显示了对破坏反应执行相同程序的结果：

结果表明，反应1A是稠密云中•OH的主要汇。

大量分子的微波光谱的发现证明了星际云中存在相当复杂的分子，并为研究被它们所含尘埃遮挡的稠密云提供了可能性。自1963年以来，通过其18cm跃迁在星际介质中观察到•OH分子。在随后的几年中，•OH主要在猎户座地区通过远红外波长的旋转跃迁被观察到。由于•OH的每个旋转能级都被λ倍增分裂，天文学家可以从基态观察到各种各样的能量状态。

•OH的旋转跃迁热化需要非常高的密度，因此很难从静止的分子云中检测远红外发射线。即使在H2密度为106cm-3的情况下，尘埃在红外波长处也必须具有光学厚度。但是冲击波穿过分子云的过程正是使分子气体与尘埃失去平衡的过程，从而使远红外发射线的观测成为可能。中等速度的冲击可能会导致•OH丰度相对于氢的瞬时升高。因此，•OH的远红外发射线可能是对冲击条件的良好诊断。

漫射云具有天文意义，因为它们在ISM的演化和热力学中发挥着主要作用。对21cm中丰富的原子氢的观察表明，发射和吸收都具有良好的信噪比。然而，当HI观测针对氢核的低质量区域（作为扩散云的中心部分）时，它们存在一个根本性的困难：氢线的热宽度与感兴趣结构的内部速度具有相同的数量级，因此各种温度和中心速度的云分量在光谱中是无法区分的。分子线观测原则上不会遇到这个问题。与HI不同，分子通常具有激发温度Tex≪Tkin，因此即使来自丰富的物种，发射也非常微弱。CO和•OH是最容易研究的候选分子。CO在没有强背景连续谱源的光谱区域（波长<3mm）具有跃迁，但•OH的发射线为18cm，便于吸收观测。观察研究提供了检测具有亚热激发的分子的最灵敏的方法，并且可以给出谱线的不透明度，这是模拟分子区域的核心问题。

对来自扩散云的•OH和HI吸收线的运动学比较研究有助于确定它们的物理条件，特别是因为较重的元素提供更高的速度分辨率。

•OH脉泽，一种天体物理脉泽，是最早在太空中发现的脉泽，并且在比任何其他类型的脉泽中更多的环境中被观察到。

在银河系中，•OH脉泽存在于恒星脉泽（演化的恒星）、星际脉泽（大质量恒星形成区域）或超新星遗迹与分子物质之间的界面中。星际•OH脉泽经常从超致密HII区域周围的分子材料中观察到(UCHII)。但是有一些与尚未创建UCHII区域的非常年轻的恒星相关的微波激射器。这类•OH脉泽似乎是在非常致密的物质的边缘附近形成的，那里是H2O脉泽形成的地方，总密度迅速下降的地方，年轻恒星形成的紫外线辐射可以解离H2O分子。因此，在这些区域对•OH脉泽的观测，可以成为以高空间分辨率探测星际激波中重要的H2O分子分布的重要方法。