El catión trihidrógeno o hidrógeno molecular protonado ( nombre IUPAC : ion hidrogenonio ) es un catión ( ion positivo ) con fórmula H+3, formado por tres núcleos de hidrógeno ( protones ) que comparten dos electrones .
El catión trihidrógeno es uno de los iones más abundantes del universo. Es estable en el medio interestelar (ISM) debido a la baja temperatura y la baja densidad del espacio interestelar. El papel que H+3El papel que desempeña en la química en fase gaseosa del ISM no tiene paralelo con 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 tres centros y dos electrones .
h+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+3. Dado que 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 & 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 de intercambio de protones que se analiza a continuación.
En 1961, Martín et al. sugirió 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 el primer espectro de H+3Fue descubierto por Takeshi Oka, [6] que era de la banda fundamental ν 2 (ver #Espectroscopia) utilizando una técnica llamada detección de modulación de frecuencia . Esto inició la búsqueda de H extraterrestre.+3. Se detectaron líneas de emisión a finales de los años 1980 y principios de los 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 sus listas en la Tabla 12.3. 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 & 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 de 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 tres centros y dos electrones , una estructura de tipo híbrido 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 isotopólogos , resultantes de la sustitución de uno o más protones por núcleos de los otros isótopos de 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 isotopólogos del deuterio han sido implicados en el fraccionamiento del deuterio en densos núcleos de nubes interestelares. [17]
La vía principal para la producción de H+3es por la reacción de H+2y H2 . [18]
La concentración de H+2es lo que limita la velocidad de esta reacción en la naturaleza; la única fuente natural conocida es a través de la ionización de H 2 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 un rastro de H+2, y por lo tanto H+3. En 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 de esta sección también procede de un artículo de Eric Herbst. [18] Hay muchas reacciones de destrucción para H+3. La vía de destrucción dominante en las densas nubes interestelares es mediante la transferencia de protones con un compañero de colisión neutral. El candidato más probable para ser compañero de colisión destructiva 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 gran abundancia lo hacen fácilmente detectable por radioastronomía . h+3También puede reaccionar con oxígeno atómico para formar OH + y H2 .
Luego, el OH + suele reaccionar con más H 2 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 recombinación disociativa , que produce cuatro posibles conjuntos 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 se crea agua entre el 5 y el 33% del tiempo. La formación de agua en los granos todavía se considera la principal fuente de agua en el medio interestelar.
La vía de destrucción más común de H+3en las nubes interestelares difusas hay recombinación disociativa. Esta reacción tiene múltiples productos. El producto principal es la disociación en tres átomos de hidrógeno, que ocurre aproximadamente el 75% del tiempo. El producto menor es H2 y H, que ocurre aproximadamente el 25% del tiempo.
Los protones de [ 1H 3 ] + pueden estar en dos configuraciones de espín diferentes , llamadas orto y para . Orto - H+3tiene los tres espines de los protones paralelos, lo que produce un espín nuclear total de 3/2. Pará - 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 el 1H2 , que también tiene estados orto y para , con espines nucleares totales 1 y 0, respectivamente. cuando una h+3Una molécula choca con una molécula de H2 , puede tener lugar una transferencia de protones. La transferencia todavía produce una H+3molécula y una molécula de H 2 , pero potencialmente puede cambiar el espín nuclear total de las dos moléculas dependiendo de los espines 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 reto. 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+3. La espectroscopia rovibrónica es posible con H+3porque uno de los modos vibratorios de H+3, el modo de curvatura asimétrica ν 2 (ver 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. h+3También se han encontrado líneas de emisión observando las atmósferas de los planetas jovianos. h+3Las líneas de emisión se encuentran observando el hidrógeno molecular y encontrando una línea que no puede atribuirse al hidrógeno molecular.
h+3Se ha detectado en dos tipos de ambientes del universo : planetas jovianos y nubes interestelares . En los planetas jovianos, se ha detectado en las ionosferas de los planetas , la región donde la radiación de alta energía del Sol ioniza las partículas de las atmósferas de los planetas . Dado que en estas atmósferas hay un alto nivel de H 2 , esta radiación puede producir una cantidad significativa de H+3. Además, con una fuente de banda ancha como el Sol, hay mucha radiación para bombear el H+3a estados de mayor energía de los cuales puede relajarse mediante emisión espontánea .
La detección del primer H+3 líneas de emisión fue informado en 1989 por Drossart et al. , [7] encontrado en la ionosfera de Júpiter. Drossart encontró un total de 23 H+3líneas con una densidad de columna de 1,39 × 109 / cm2 . Usando 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 líneas de emisión de otras especies como el H 2 . En 1993, H.+3fue encontrado en Saturno por Geballe et al. [8] y en Urano por Trafton et al. [9]
h+3no se detectó en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe & Oka informaron de 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 muchas 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 de la nube interestelar difusa de Cyg OB2 No. 12. [13] Antes de 1998, se pensaba que la densidad del H 2 era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H+3. McCall 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 & 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 estacionario para determinar las densidades numéricas predichas en nubes densas y difusas. Como se explicó anteriormente, tanto las nubes difusas como las densas tienen el mismo mecanismo de formación de H+3, pero diferentes mecanismos de destrucción dominantes. En las 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 nubes difusas. Por lo tanto, dado que las densidades de columna de 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 usar 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]\aprox 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)