El catión trihidrógeno o hidrógeno molecular protonado ( nombre IUPAC : ion hidrogenonio ) es un catión ( ion positivo ) con fórmula H+3, que consta de tres núcleos de hidrógeno ( protones ) que comparten dos electrones .
El catión trihidrógeno es uno de los iones más abundantes en el universo. Es estable en el medio interestelar (ISM) debido a la baja temperatura y baja densidad del espacio interestelar. El papel que desempeña el H+3Su papel en la química en fase gaseosa del ISM no tiene paralelo con el de ningún otro ion molecular .
El catión trihidrógeno es la molécula triatómica más simple , porque sus dos electrones son los únicos electrones de valencia del sistema. También es el ejemplo más simple de un sistema de enlace de dos electrones con tres centros .
yo+3Fue descubierto por primera vez por JJ Thomson en 1911. [1] Mientras utilizaba una forma temprana de espectrometría de masas para estudiar las especies resultantes de descargas de plasma , descubrió una gran abundancia de un ion molecular con una relación masa-carga de 3. Afirmó que las únicas dos posibilidades eran C 4+ o H+3Como la señal se hizo más fuerte en gas hidrógeno puro , asignó correctamente la especie como H+3.
La vía de formación fue descubierta por Hogness y Lunn en 1925. [2] También utilizaron una forma temprana de espectrometría de masas para estudiar las descargas de hidrógeno. Descubrieron que a medida que aumentaba la presión del hidrógeno, la cantidad de H+3aumentó linealmente y la cantidad de H+2disminuyó linealmente. Además, había poco H + a cualquier presión. Estos datos sugirieron la vía de formación del intercambio de protones que se analiza a continuación.
En 1961, Martin et al. sugirieron por primera vez que H+3puede estar presente en el espacio interestelar dada la gran cantidad de hidrógeno en el espacio interestelar y su vía de reacción fue exotérmica (~1,5 eV ). [3] Esto llevó a la sugerencia de Watson y Herbst & Klemperer en 1973 de que H+3es responsable de la formación de muchos iones moleculares observados. [4] [5]
No fue hasta 1980 que se descubrió el primer espectro de H+3Fue descubierto por Takeshi Oka, [6] que pertenecía a la banda fundamental ν 2 (ver #Espectroscopia) utilizando una técnica llamada detección de modulación de frecuencia . Esto dio inicio a la búsqueda de H extraterrestres+3. Se detectaron líneas de emisión a finales de los años 1980 y principios de los años 1990 en las ionosferas de Júpiter , Saturno y Urano . [7] [8] [9] En el libro de texto de Bunker y Jensen [10] la Figura 1.1 reproduce parte de la banda de emisión ν 2 de una región de actividad auroral en la atmósfera superior de Júpiter, [11] y su Tabla 12.3 enumera los números de onda de transición de las líneas en la banda observadas por Oka [6] con sus asignaciones.
En 1996, H+3Finalmente fue detectado en el medio interestelar (ISM) por Geballe y Oka en dos nubes interestelares moleculares en las líneas de visión GL2136 y W33A. [12] En 1998, H+3fue detectado inesperadamente por McCall et al. en una nube interestelar difusa en la línea de visión Cygnus OB2#12 . [13] En 2006, Oka anunció que H+3era omnipresente en el medio interestelar y que la Zona Molecular Central contenía un millón de veces la concentración del ISM en general. [14]
Los tres átomos de hidrógeno de la molécula forman un triángulo equilátero , con una longitud de enlace de 0,90 Å en cada lado. El enlace entre los átomos es un enlace de dos electrones con tres centros , un tipo de estructura híbrida de resonancia deslocalizada . Se ha calculado que la fuerza del enlace es de alrededor de 4,5 eV (104 kcal/mol). [15]
En teoría, el catión tiene 10 isotópogos , resultantes de la sustitución de uno o más protones por núcleos de los otros isótopos del hidrógeno ; a saber, núcleos de deuterio ( deuterones , 2 H + ) o núcleos de tritio ( tritones , 3 H + ). Algunos de ellos han sido detectados en nubes interestelares. [16] Se diferencian en el número de masa atómica A y el número de neutrones N :
Los isotópologos del deuterio han estado implicados en el fraccionamiento del deuterio en núcleos de nubes interestelares densas. [17]
La vía principal para la producción de H+3es por la reacción de H+2y H 2 . [18]
La concentración de H+2es lo que limita la velocidad de esta reacción en la naturaleza: la única fuente natural conocida es la ionización de H2 por un rayo cósmico en el espacio interestelar :
El rayo cósmico tiene tanta energía que casi no se ve afectado por la energía relativamente pequeña transferida al hidrógeno al ionizar una molécula de H2 . En las nubes interestelares, los rayos cósmicos dejan tras de sí un rastro de H2.+2, y por lo tanto H+3. En los laboratorios, H+3Se produce por el mismo mecanismo en las células de descarga de plasma, donde el potencial de descarga proporciona la energía para ionizar el H 2 .
La información para esta sección también proviene de un artículo de Eric Herbst. [18] Hay muchas reacciones de destrucción de H+3La vía de destrucción dominante en las densas nubes interestelares es la transferencia de protones con un compañero de colisión neutral. El candidato más probable para un compañero de colisión destructivo es la segunda molécula más abundante en el espacio, el CO .
El producto significativo de esta reacción es HCO + , una molécula importante para la química interestelar. Su fuerte dipolo y su alta abundancia hacen que sea fácilmente detectable por radioastronomía .+3También puede reaccionar con oxígeno atómico para formar OH + y H 2 .
Luego , el OH + suele reaccionar con más H2 para crear más moléculas hidrogenadas .
En este punto, la reacción entre OH+3y el H 2 ya no es exotérmico en las nubes interestelares. La vía de destrucción más común para el OH+3es una recombinación disociativa , que produce cuatro conjuntos posibles de productos: H 2 O + H, OH + H 2 , OH + 2H y O + H 2 + H . Si bien el agua es un posible producto de esta reacción, no es un producto muy eficiente. Diferentes experimentos han sugerido que el agua se crea entre el 5 y el 33 % del tiempo. La formación de agua en los granos todavía se considera la fuente principal de agua en el medio interestelar.
La vía de destrucción más común de H+3En las nubes interestelares difusas se produce una recombinación disociativa. Esta reacción tiene múltiples productos. El producto principal es la disociación en tres átomos de hidrógeno, que ocurre aproximadamente el 75 % de las veces. El producto secundario es H2 y H, que ocurre aproximadamente el 25 % de las veces.
Los protones de [ 1 H 3 ] + pueden estar en dos configuraciones de espín diferentes , llamadas orto y para . Orto - H+3tiene los tres espines de protones paralelos, lo que da como resultado un espín nuclear total de 3/2. Para - H+3tiene dos espines de protones paralelos mientras que el otro es antiparalelo, lo que produce un espín nuclear total de 1/2.
La molécula más abundante en las densas nubes interestelares es 1 H 2 que también tiene estados orto y para , con espines nucleares totales 1 y 0, respectivamente. Cuando un H+3Si una molécula de hidrógeno choca con una molécula de H 2 , puede producirse una transferencia de protones. La transferencia produce un H+3y una molécula de H 2 , pero potencialmente puede cambiar el giro nuclear total de las dos moléculas dependiendo de los giros nucleares de los protones. Cuando un orto - H+3y un para - H 2 chocan, el resultado puede ser un para - H+3y un orto - H 2 . [18]
La espectroscopia de H+3es un desafío. El espectro rotacional puro es extremadamente débil. [19] La luz ultravioleta es demasiado energética y disociaría la molécula. La espectroscopia rovibrónica (infrarroja) proporciona la capacidad de observar H+3La espectroscopia rovibrónica es posible con H+3porque uno de los modos vibracionales de H+3El modo de curvatura asimétrico ν 2 (véase el ejemplo de ν 2 ) tiene un momento dipolar de transición débil. Desde el espectro inicial de Oka, [6] se han detectado más de 900 líneas de absorción en la región infrarroja .+3También se han encontrado líneas de emisión observando las atmósferas de los planetas joviales .+3Las líneas de emisión se encuentran observando el hidrógeno molecular y encontrando una línea que no se puede atribuir al hidrógeno molecular.
yo+3Se ha detectado en dos tipos de entornos del universo : planetas joviales y nubes interestelares . En los planetas joviales, se ha detectado en las ionosferas de los planetas , la región donde la radiación de alta energía del Sol ioniza las partículas en las atmósferas de los planetas . Dado que hay un alto nivel de H 2 en estas atmósferas, esta radiación puede producir una cantidad significativa de H+3Además, con una fuente de banda ancha como el Sol, hay suficiente radiación para bombear el H+3a estados de energía superiores desde los cuales puede relajarse por emisión espontánea .
La detección del primer H+3 En 1989 , Drossart et al. [7] informaron sobre líneas de emisión que se encontraron en la ionosfera de Júpiter. Drossart encontró un total de 23 H+3líneas con una densidad de columna de 1,39 × 109 /cm 2 . Utilizando estas líneas, pudieron asignar una temperatura al H+3de alrededor de 1.100 K (830 °C), que es comparable a las temperaturas determinadas a partir de las líneas de emisión de otras especies como el H 2 . En 1993, el H+3Fue encontrado en Saturno por Geballe et al. [8] y en Urano por Trafton et al. [9]
yo+3No se detectó en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe y Oka informaron sobre la detección de H+3en dos líneas de visión de nubes moleculares , GL 2136 y W33A . [12] Ambas fuentes tenían temperaturas de H+3de aproximadamente 35 K (−238 °C) y densidades de columna de aproximadamente 10 14 /cm 2 . Desde entonces, H+3Se ha detectado en numerosas otras líneas de visión de nubes moleculares, como AFGL 2136, [20] Mon R2 IRS 3, [20] GCS 3–2, [21] GC IRS 3, [21] y LkHα 101. [ 22]
Inesperadamente, tres H+3Las líneas fueron detectadas en 1998 por McCall et al. en la línea de visión difusa de la nube interestelar de Cyg OB2 No. 12. [13] Antes de 1998, se pensaba que la densidad de H 2 era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H+3McCall detectó una temperatura de ~27 K (−246 °C) y una densidad de columna de ~10 14 /cm 2 , la misma densidad de columna que Geballe y Oka. Desde entonces, H+3Se ha detectado en muchas otras líneas de visión de nubes difusas, como GCS 3–2, [21] GC IRS 3, [21] y ζ Persei . [23]
Para aproximar la longitud del camino de H+3En estas nubes, Oka [24] utilizó el modelo de estado estable para determinar las densidades numéricas previstas en nubes difusas y densas. Como se explicó anteriormente, tanto las nubes difusas como las densas tienen el mismo mecanismo de formación de H+3, pero predominan diferentes mecanismos de destrucción. En nubes densas, la transferencia de protones con CO es el mecanismo de destrucción dominante. Esto corresponde a una densidad numérica prevista de 10 −4 cm −3 en nubes densas.
En las nubes difusas, el mecanismo de destrucción dominante es la recombinación disociativa. Esto corresponde a una densidad numérica prevista de 10 −6 /cm 3 en las nubes difusas. Por lo tanto, dado que las densidades de columna para las nubes difusas y densas son aproximadamente del mismo orden de magnitud, las nubes difusas deben tener una longitud de trayectoria 100 veces mayor que la de las nubes densas. Por lo tanto, al utilizar H+3Como sonda de estas nubes, se pueden determinar sus tamaños relativos.
![{\displaystyle {\begin{aligned}n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {CO}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {CO}})}}\right]\aproximadamente 10^{-4}/{\text{cm}}^{3}\\n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {e}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {C+}})}}\right]\aproximadamente 10^{-6}/{\text{cm}}^{3}\end{aligned}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8ade7ed17df512bcbb6b6f934f9d06c941ef35e4)