一氧化磷

一氧化硅是一种不稳定的自由基无机化合物，分子式为PO。

一氧化硅是为数不多的在地球外检测到的含磷分子化合物之一。 在太空中发现的其他含磷分子包括 PN、PC、PC2、HCP 和 PH3。 它在 VY Canis Majoris 的星周壳和编号为 AFGL 5142 的恒星形成区中被检测到。该化合物被发现最初是在恒星形成区产生的，并推测由星际彗星携带到整个外太空， 包括早期地球。

一氧化硅对磷的磷光起着重要作用。

1894 年，W. N. Hartley 是第一个报告观察到磷化合物发射紫外线的人，后来 Geuter 对此进行了扩展。 已知谱线和谱带的来源与磷有关，但确切的性质尚不清楚。 1927 年，H. J. Emeléus 和 R. H. Purcell 确定原因是氧化磷。 但直到 1921 年，P. N. Ghosh 和 G. N. Ball 才确定该氧化物是一氧化磷。

一氧化硅被认为是星际云中发现的最丰富的含磷分子。 1998 年，在研究人员发现磷与氢 (P/H) 的宇宙比率约为 3×10−7 后，磷被确定为一种宇宙丰富的元素。 即使在星际云中普遍存在磷，也只有极少数的含磷分子被识别出来，并且在极少数来源中发现； 1987 年，在 IRC +10215 的富碳包层中发现了氮化磷、PN 和自由基 CP。这表明必须在星际空间中发现更多的含磷分子。 在检查超巨星 VY Canis Majoris (VY CMa) 的富氧壳时，检测到了 PO 的存在。 使用亚利桑那射电天文台 (ARO) 的亚毫米望远镜 (SMT) 研究了 VY CMa。 望远镜能够观察到 PO 的旋转频率。 ARO 的 10 m SMT 能够测量 PO 的旋转跃迁，显示 240 GHz 时的 J=5.5→4.5 和 284 GHz 时的 J=6.5→5.5 朝向演化的恒星，每个都由明确定义的 lambda 双峰组成。 自从 2001 年在 VY CMa 超巨星包层探测到 PO 以来，PO 在更多的星际云中被发现，并且在富氧壳层周围大量存在。

磷在氧气或臭氧中燃烧时会形成 PO。 它是在热火焰中观察到的瞬态分子，或者可以凝结成惰性气体基质。 PO 可以在 P4S3O（一种氧硫化物）的光解过程中在惰性气体基质中形成。

在地球上，可以通过将磷酸喷入火焰来制备一氧化磷用于研究。 由于商用乙炔气体中含有一些磷化氢，因此氧乙炔火焰在其光谱中也会有较弱的 PO 发射带。 在火焰中，PO 氧化回 P4O10。

当白磷氧化时，它会发出绿白色的光。 当 PO 被以下反应之一氧化时会发光：PO + O• → PO2； 或 PO + O2 →PO2 + O•。 PO 在此过程中出现的可能方式是 P2O 分子的分解，而 P2O 分子又可能来自 P4O。

一氧化硅可作为钼、钌、锇等过渡元素的配体。 磷与金属形成三键。 第一个被发现的是镍钨簇。 WNi2P2 簇被过氧化物氧化，产生 μ3 配位，其中每个磷原子与三个金属原子结合。

一氧化硅是磷与氧双键结合的自由基，磷具有不成对的价电子。 债券订单约为1.8。 PO 中的 P=O 键的解离能为 6.4 eV。 PO 双键的键长为 1.476 Å，由于键的拉伸，游离 PO 显示出 1220 cm−1 的红外振动频率。 与其他已进一步氧化的氧化磷相比，PO 的自由基性质使其具有高反应性和不稳定性。

一氧化磷的可见到紫外光谱具有三个重要波段。 在 540 nm 附近有一个连续谱带。 324 nm 附近的 β 系统是由于 D2Σ→2Π 跃迁。 由于 A2Σ→2Π 跃迁，γ 系统在 246 nm 附近有谱带。 该波段的峰值出现在紫外线的 230、238、246、253 和 260 nm 处。 所有这些波段都可以是发射、吸收或荧光，具体取决于照明方式和温度。 还有一个C'2Δ状态。

γ系统带可以根据不同的振动跃迁分解成子带。 (0,0)、(0,1) 和 (1,0) 是在电子跃迁发生时由两个振动状态之间的跃迁产生的子带的名称。