Αμμωνία 2,5lt 25-28%

Η αμμωνία^[1] (αγγλικά: ammonia) είναι ανόργανη δυαδική χημική ένωση που περιέχει άζωτο και υδρογόνο, με μοριακό τύποNH₃. Η χημικά καθαρή αμμωνία, στις κανονικές συνθήκες περιβάλλοντος, δηλαδή σε θερμοκρασία 25°C και υπό πίεση 1 atm, είναι άχρωμο αέριο, με χαρακτηριστική αποπνικτική οσμή. Είναι το απλούστερο αζάνιο. Η αμμωνία (άμεσα ή έμμεσα) συνεισφέρει σημαντικά στις θρεπτικές ανάγκες των γήινων οργανισμών, εξυπηρετώντας ως πρόδρομη ένωση για τροφές και λιπάσματα. Επίσης, η αμμωνία αποτελεί δομικό συστατικό για τη σύνθεση πολλών φαρμακευτικών, αλλά και πολλών εμπορικών καθαριστικών προϊόντων. Παρά την ευρύτατη χρήση της, η ίδια η αμμωνία είναι καυστική και βλαβερή.

Ταξινομήθηκε στις εξαιρετικά βλαβερές ουσίες στις ΗΠΑ (και όχι μόνο) και γι’ αυτό οι εγκαταστάσεις που παράγουν, αποθηκεύουν ή χρησιμοποιούν αμμωνία σε σημαντικές ποσότητες υπόκεινται (νομικά) σε αυστηρώς απαιτούμενες προδιαγραφές ασφαλείας.^[2]

Η παγκόσμια βιομηχανική παραγωγή αμμωνίας το 2014 ήταν 176.300.000 τόνοι.^[3] δηλαδή είχε μια αύξηση της τάξης του 16% σε σχέση με το 2006, κατά το οποίο η παγκόσμια βιομηχανική παραγωγή αμμωνίας ήταν 152.000.000 τόνοι.^[4]

Η (χημικά καθαρή) αμμωνία συχνά αποκαλείται «άνυδρη αμμωνία». Ο όρος δίνει έμφαση στην απουσία νερού από το υλικό. Η άνυδρη, λοιπόν, αμμωνία βράζει στους -33,34 °C (υπό πίεση 1 atm) οπότε όταν είναι υγρό πρέπει να αποθηκευθεί κάτω από υψηλή πίεση ή και σε ψύξη σε (αρκετά) χαμηλή θερμοκρασία. Σε αντιδιαστολή, το υδατικό διάλυμά της, που συχνά παριστάνεται με τον τύπο NH₄OH, ο οποίος είναι ισοδύναμος με τον τύπο NH_{3 (aq)}, και αποκαλείται «οικιακή αμμωνία». Ένα τυπικό εμπορικό προϊόν «πυκνής αμμωνίας» αντιστοιχεί σε περίπου 30% (άνυδρη) αμμωνία (κατά μάζα)^[5].

Ουσίες που περιέχουν αμμωνία ή και κάποια παρόμοια χημικά είδη (συνήθως το κατιόν του αμμωνίου, NH₄⁺) συχνά αποκαλούνται με τη χρήση του επιθέτου «αμμωνιακός».

Επίσης το συστηματικό όνομα «αζάνιο», επεκτείνεται τόσο στην ομώνυμη ομόλογη σειρά, όσο και ευρύτερα ακόμη, δηλαδή και σε μια σειρά «θυγατρικών» αζωτούχων ανόργανων και οργανικών ενώσεων, που συμπεριλαμβάνουν και τις αμίνες.

Φυσική παρουσία

Η αμμωνία βρίσκεται σε ιχνοποσότητες στην ατμόσφαιρα. Προέρχεται από την αποσύνθεση αζωτούχας ζωικής και φυτικής ύλης. Η αμμωνία και τα αμμωνιακά άλατα βρίσκονται επίσης, σε μικρές ποσότητες στο νερό της βροχής, όπου το χλωριούχο αμμώνιο(NH₄Cl) και το θειικό αμμώνιο [(NH₄)₂SO₄] προέρχεται από ηφαιστειακές εκλύσεις. Κρύσταλλοι όξινου ανθρακικού αμμωνίου[NH₄(HCO₃)] βρίσκονται στο ψευδοορυκτό γουανό, σε περιοχές της Παταγωνίας, προερχόμενο από την αποσύνθεση των περιττωμάτων θαλάσσιων πουλιών. Οι νεφροί χρησιμοποιούν αμμωνία για να εξουδετερώνουν τυχόν (τοπική) περίσσεια οξέων(ελέγχοντας έτσι το pH στο αίμα)^[6]. Άλατα του αμμωνίου βρίσκονται και κατανέμονται μέσω του εύφορου εδάφους και του θαλάσσιου νερού.

Στο διάστημα

Η αμμωνία έχει βρεθεί επίσης και στο (υπόλοιπο εκτός της Γης) ηλιακό σύστημα, και πιο συγκεκριμένα στους πλανήτες Άρη, Δία, Κρόνο, Ουρανό και Ποσειδώνα, αλλά και στον πλανήτη-νάνο Πλούτωνα.

Πιο συγκεκριμένα, η αμμωνία έχει ανιχνευθεί στις ατμόσφαιρες των γιγαντιαίων πλανητών, που συμπεριλαμβάνουν το Δία, στην ατμόσφαιρα του οποίου βρίσκεται αμμωνία ανάμεσα σε άλλα αέρια όπως το μεθάνιο, το υδρογόνο και το ήλιο. Εκτός από την ατμόσφαιρα και το εσωτερικό του Κρόνου μπορεί να περιέχει παγωμένους κρυστάλλους αμμωνίας^[7]. Τέλος έχει βρεθεί και στους δύο φυσικούς δορυφόρους του Άρη, δηλαδή στο Δείμο και στο Φόβο.

Στο διαστρικό διάστημα

Η αμμωνία ανιχνεύθηκε για πρώτη φορά στο διαστρικό διάστημα το 1968, με βάση τις εκπομπές μικροκυμάτων από τη διεύθυνση του γαλακτικού πυρήνα^[8]. Η αμμωνία ήταν η πρώτη πολυατομική ένωση που ανιχνεύθηκε στο διαστρικό διάστημα. Η ευαισθησία του μορίου της σε ένα μεγάλο εύρος διεγέρσεων και η (σχετική) ευκολία με την οποία αυτές μπορούν να παρατηρηθούν σε έναν αριθμό περιοχών, έχουν καταστήσει την αμμωνία μια από τις πιο σημαντικές ενώσεις για μελέτες στα μοριακά νεφελώματα^[9]. Η σχετική ένταση των φασματικών γραμμών της αμμωνίας μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τη μέτρηση της θερμοκρασίας του υλικού που εκπέμπει αυτές τις ακτινοβολίες. Τα ακόλουθα ισοτοπικά χημικά είδη ανιχνεύθηκαν: NH₃, ¹⁵NH₃, NH₂D, NHD₂, και ND₃.

Η ανίχνευση της τριδευτεριούχας αμμωνίας θεωρήθηκε έκπληξη, εφόσον το δευτέριο είναι σχετικά σπάνιο. Μια εξήγηση που προτάθηκε είναι ότι οι συνθήκες χαμηλών θερμοκρασιών (που επικρατούν) εκεί επιτρέπουν στα μόρια αυτό να επιβιώνουν και να συσσωρεύονται^[10].

Από την διαστρική της ανακάλυψη, η αμμωνία αποδείχθηκε ότι είναι ανεκτίμητο φασματοσκοπικό εργαλείο για τη μελέτη του διαστρικού ενδιάμεσου. Με ένα μεγάλο αριθμό μηκών κύματος εκπομπής, εξαιτίας του μεγάλου εύρους διεγέρσεων που επιτρέπει το μόριό της, η ανακάλυψη αμμωνίας έχει αναφερθεί σε εκατοντάδες επιστημονικά άρθρα.

Η μελέτη της διαστρικής αμμωνίας ήταν σημαντική σε έναν αριθμό περιοχών έρευνας τις λίγες τελευταίες δεκαετίες. Η πιο σημαντική από αυτές είναι η ανάδειξη της αμμωνίας ως «διαστρικού θερμομέτρου».

Διαστρικός μηχανισμός παραγωγής αμμωνίας

Η διαστρική (σχετική) αφθονία της αμμωνίας έχει μετρηθεί με σε μια ποικιλία περιβαλλόντων. Η αναλογία συγκεντρώσεων [NH₃]/[H₂] εκτιμήθηκε στο εύρος 10^-7 (στα μικρά σκοτεινά νεφελώματα^[11]) – 10^-5 (στον πυκνό πυρήνα του συμπλέγματος νεφελωμάτων Ωρίωνα^[12]). Παρόλο που συνολικά έχουν προταθεί 18 «παραγωγικές οδοί»^[13], ο κύριος μηχανισμός σχηματισμού της διαστρικής αμμωνίας είναι η ακόλουθη χημική αντίδραση:

Η σταθερά ταχύτητας, k, αυτής της αντίδρασης εξαρτάται από τη θερμοκρασία του περιβάλλοντος. Στους 10 K (-263°C) είναι k = 5,2·10^-6[14]. Η σταθερά ταχύτητας της αντίδρασης υπολογίζεται από τον τύπο:

Για μια κύρια αντίδραση σχηματισμού, οι σταθερές είναι a = 1,05·10^-6 και B = -0,47. Θεωρώντας συγκέντρωση αμμωνιοκατιόντων [NH₄⁺] = 3·10^-7 και συγκέντρωση ηλεκτρονίων [e^–] = 10^-7, που είναι τυπικές για τα μοριακά νεφελώματα, η ταχύτητα σχηματισμού αμμωνίας υπολογίζεται (με τα αναφερόμενα δεδομένα και τύπους) σε υ = 1,6·10^-9 cm^-3·s^-1 σε μοριακά νεφελώματα με συνολική (μοριακή) πυκνότητα 105 cm^-3[15].

Όλες οι άλλες προτεινόμενες αντιδράσεις σχηματισμού έχουν σταθερές ταχύτητας μικρότερες κατά 2 – 13 τάξεις μεγέθους, οπότε η συνεισφορά τους στην αφθονία της αμμωνίας είναι σχετικά ασήμαντες^[16]. Ένα παράδειγμα αντίδρασης με μικρή συνεισφορά στο σχηματισμό της διαστρικής αμμωνίας είναι η ακόλουθη:

Αυτή η αντίδραση έχει σταθερά ταχύτητας αντίδρασης k = 2,2·10^-15. Θεωρώντας την (μοριακή) πυκνότητα του υδρογόνου σε 105 cm^-3 και την αναλογία [NH₂^•]/[Η₂] = 10^-7, η αντίδραση αυτή έχει ταχύτητα υ = 2,2·10^-12 cm^-3·s^-1. Είναι δηλαδή σχεδόν 1.000 φορές (3 τάξεις μεγέθους) πιο αργή από την παραπάνω αναφερόμενη κύρια αντίδραση.

Μερικές άλλες πιθανές αντιδράσεις σχηματισμού διαστρικής αμμωνίας είναι οι ακόλουθες:

Διαστρικός μηχανισμός καταστροφής αμμωνίας

Υπάρχουν συνολικά 113 χημικές αντιδράσεις που προτάθηκαν ότι οδηγούν στην καταστροφή αμμωνίας στο διαστρικό διάστημα. Οι 39 από αυτές τοποθετούνται σε εκτεταμένους πίνακες χημείας μεταξύ χημικών ενώσεων άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου^[17]. Μια επανεξέταση των άρθρων που αναφέρονται στη διαστρική αμμωνία συγκεντρώνει τους ακόλουθους κύριους μηχανισμούς διάσπασης διαστρικής αμμωνίας^[9]:

Οι σταθερές ταχύτητας των παραπάνω αντιδράσεων είναι 4,39·10^-9[18] και 2,2·10^-9[19], αντιστοίχως. Οι παραπάνω στοιχειομετρικές εξισώσεις έχουν ταχύτητες αντίδρασης 8,8·10^-9και 4,4·10^-13, αντιστοίχως. Αυτοί οι υπολογισμοί θεωρήθηκαν με βάση τις παραπάνω αναφερόμενες σταθερές ταχύτητας, με αναλογίες συγκεντρώσεων [NH₃]/[H₂] = 10^-5, [H₃⁺]/[H₂] = 2·10^-5, [HCO⁺]/[H₂] = 2·10^-9, και συνολική (μοριακή) πυκνότητα 105 cm^-3. Τα παραπάνω δεδομένα είναι τυπικά σε ψυχρά, πυκνά μοριακά νεφελώματα^[20]. Καθαρά, ανάμεσα σε αυτές τις δυο κύριες χημικές αντιδράσεις καταστροφής, η πρώτη είναι η κυρίαρχη αντίδραση καταστροφής διαστρικής αμμωνίας, αφού είναι περίπου 10.000 φορές ταχύτερη από τη δεύτερη. Αυτό οφείλεται, ουσιαστικά, στη σχετικά μεγαλύτερη αφθονία των ιόντων H₃⁺ σε σύγκριση με την αντίστοιχη αφθονία των ιόντων HCO⁺.

Ανιχνεύσεις μεμονωμένων ραδιοτηλεσκοπίων

Παρατηρήσεις της διαστρικής αμμωνίας με ραδιοκύματα από το ραδιοτηλεσκόπιο Έφελσμπεργκ (Effelsberg 100-m Radio Telescope) αποκάλυψαν ότι η γραμμή αμμωνίας διαχωρίστηκε σε δύο συνιστώσες: μια κορυφή φόντου και έναν άγνωστο πυρήνα. Ο φόντος αντιστοιχεί σε περιοχές που προηγουμένως ανιχνεύθηκε μονοξείδιο του άνθρακα^[21]. Το (ραδιο)τηλεσκόπιο Χίλμπολτον (25 m Chilbolton telescope), στην Αγγλία, ανακάλυψε ραδιοϋπογραφές αμμωνίας σε περιοχές H II, σε μέιζερς HNH₂O και σε H-H αντικείμενα, καθώς και σε άλλα αντικείμενα που σχετίζονται με το σχηματισμό αστέρων. Η σύγκριση του πλάτους γραμμής εκπομπής δείχνει ότι οι ταραχώδεις ή συστηματικές ταχύτητες δεν αυξάνονται στους κεντρικούς πυρήνες των μοριακών νεφελωμάτων^[22].

Η ακτινοβολία μικροκυμάτων από την αμμωνία ανιχνεύθηκε σε αρκετά γαλακτικά αντικείμενα, που περιλαμβάνουν το W3(OH), το Ωρίων Α, το W43, το W51 και πέντε (5) πηγές στο κέντρο του Γαλαξία. Ο υψηλός ρυθμός ανίχνευσης δείχνει ότι η αμμωνία είναι ένα συνηθισμένο μόριο στο διαστρικό ενδιάμεσο και ότι οι περιοχές υψηλής (μοριακής) πυκνότητας είναι συνηθισμένες στο Γαλαξία^[23].

Συμβολομετρικές ανιχνεύσεις

Οι ανιχνεύσεις αμμωνίας με πολύ μεγάλη διάταξη (ραδιοτηλεσκοπίων) (Very Large Array, VLA) σε επτά (7) πηγές με υψηλής ταχύτητας κινήσεις αερίων αποκάλυψαν συγκεντρώσεις (αμμωνίας σε περιοχές μικρότερες) από 0,1 Παρσέκ στο L1551, στο S140 και στον Κηφέα Α. Τρεις (3) ξεχωριστές συγκεντρώσεις (αμμωνίας) ανιχνεύθηκαν στον Κηφέα Α, μια από τις οποίες έχει ένα πολύ επίμηκες σχήμα. Πρέπει να παίζουν σημαντικό ρόλο στη δημιουργία διπολικής εκροής στην περιοχή^[24].

Εξωγαλακτική αμμωνία παρατηρήθηκε χρησιμοποιώντας VLA στο IC 342. (Σχετικά) θερμό αέριο με θερμοκρασίες πάνω από 70 K (-203° C), στο οποίο οι αναλογίες γραμμών υπερύθρου αμμωνίας και μονοξειδίου του άνθρακα εμφανίζονται στενά συσχετιζόμενες με τις πιο εσωτερικές περιοχές των (γαλαξιακών) κέντρων^[25]. Αμμωνία επίσης παρατηρήθηκε με VLA σε ένα δείγμα τεσσάρων (4) γαλακτικών υπερσυμπυκνωμένων HII περιοχών: G9.62+0.19, G10.47+0.03, G29.96−0.02, και G31.41+0.31. Διαγνώσεις, με βάση τη θερμοκρασία και την πυκνότητα, συμπέραναν ότι τέτοιες συστάδες είναι πιθανό να αποτελούν περιοχές μαζικού σχηματισμού αστέρων σε μια πολύ πρώιμη φάση, πριν από την ανάπτυξη μιας υπερσυμπυκνωμένης HII περιοχής^[26].

Ανιχνεύσεις υπερύθρου

Η απορρόφηση στα 2,98 μm, που οφείλεται στη στερεή αμμωνία, καταγράφηκε από διαστρικούς κόκκους στο Αντικείμενο Μπέκλιν-Νευγκαμπάουρ (interstellar grains in the Becklin-Neugebauer Object) και πιθανώς και στο NGC 2264-IR. Αυτές οι ανιχνεύσεις βοήθησαν να εξηγηθεί το φυσικό σχήμα των προηγουμένως φτωχά κατανοητών και σχετικών με την απορρόφηση από πάγο (φασματικές) γραμμές^[27].

Το φάσμα από το δίσκο του (πλανήτη) Δία παρατηρήθηκε από το Ιπτάμενο Αστεροσκοπείο Κάιπερ (Kuiper Airborne Observatory), καλύπτοντας φασματικό εύρος από 100 – 300 cm^-1. Η ανάλυση του φάσματος δίνει πληροφορίες σε γενικές ιδιότητες αέριας και στερεοποιημένης αμμωνίας^[28].

Ένα σύνολο από 149 περιοχές σκοτεινών νεφελωμάτων εξερευνήθηκαν για ενδείξεις «πυκνών κέντρων» (dense cores), χρησιμοποιώντας (J,K) = (1,1) ως περιστροφική γραμμή αναστροφής της αμμωνίας. Γενικά, τα κέντρα αυτά δεν είναι σφαιρικά, ως προς το σχήμα, έχοντας αναλογίες ακτίνων που κυμαίνονται από 1,4 – 4,4. Επίσης βρέθηκε ότι τα κέντρα που περιέχουν αστέρες έχουν ευρύτερες γραμμές από τα κέντρα που δεν περιέχουν αστέρες^[29].

Η αμμωνία ανιχνεύθηκε στο Νεφέλωμα του Δράκοντα (Draco Nebula) και σε ένα (1) ή πιθανώς δύο (2) μοριακά νεφελώματα, που είναι σχετιζόμενα με υψηλού πλάτους γαλαξιακούς cirrus. Αυτό το εύρημα είναι σημαντικό επειδή πρέπει να αντιπροσωπεύει τις περιοχές «γέννησης» για τον Πληθυσμό I μεταλλικότητας τύπου B αστέρων στο γαλακτικό φωτοστέφανο που θα πρέπει να γεννούνται στο γαλαξιακό δίσκο^[30].