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Ion hidruro de helio

El ion hidruro de helio , ion hidrurohelio(1+) o helonio es un catión ( ion cargado positivamente ) con fórmula química HeH + . Consiste en un átomo de helio unido a un átomo de hidrógeno , con un electrón eliminado. También puede considerarse helio protonado. Es el ion heteronuclear más ligero y se cree que es el primer compuesto formado en el Universo después del Big Bang . [3]

El ion se produjo por primera vez en un laboratorio en 1925. Es estable en forma aislada, pero extremadamente reactivo y no se puede preparar en masa, porque reaccionaría con cualquier otra molécula con la que entrara en contacto. Considerado como el ácido más fuerte conocido —más fuerte incluso que el ácido fluoroantimónico— , su presencia en el medio interestelar se había conjeturado desde la década de 1970 [4] , y finalmente se detectó en abril de 2019 utilizando el telescopio aerotransportado SOFIA [ 5] [6]

Propiedades físicas

El ion hidrógeno-helio es isoelectrónico con el hidrógeno molecular ( H
2). [7]

A diferencia del ion dihidrógeno H+
2, el ion hidruro de helio tiene un momento dipolar permanente , lo que facilita su caracterización espectroscópica. [8] El momento dipolar calculado de HeH + es 2,26 o 2,84  D . [9] La densidad electrónica en el ion es mayor alrededor del núcleo de helio que del hidrógeno. El 80% de la carga electrónica está más cerca del núcleo de helio que del núcleo de hidrógeno. [10]

La detección espectroscópica se ve obstaculizada porque una de sus líneas espectrales más prominentes, a 149,14  μm , coincide con un doblete de líneas espectrales que pertenecen al radical metilidina ⫶ CH. [3]

La longitud del enlace covalente en el ion es 0,772  Å [11] o 77,2 pm .

Isotologos

El ion hidruro de helio tiene seis isotópo- logos relativamente estables , que difieren en los isótopos de los dos elementos y, por lo tanto, en el número de masa atómica total ( A ) y el número total de neutrones ( N ) en los dos núcleos:

Todos ellos tienen tres protones y dos electrones. Los tres primeros se generan por desintegración radiactiva del tritio en las moléculas HT = 1 H 3 H , DT = 2 H 3 H y T 2 = 3 H 2 , respectivamente. Los tres últimos se pueden generar ionizando el isotopólogo apropiado de H 2 en presencia de helio-4. [7]

Los siguientes isotopólogos del ion hidruro de helio, del ion dihidrógeno H+2, y del ion trihidrógeno H+3tienen el mismo número de masa atómica total A :

Sin embargo, las masas en cada fila de arriba no son iguales, porque las energías de enlace en los núcleos son diferentes. [16]

Molécula neutra

A diferencia del ion hidruro de helio, la molécula de hidruro de helio neutro HeH no es estable en el estado fundamental. Sin embargo, existe en un estado excitado como un excímero (HeH*), y su espectro se observó por primera vez a mediados de la década de 1980. [19] [20] [21]

La molécula neutra es la primera entrada en la base de datos de Gmelin . [4]

Propiedades y reacciones químicas

Preparación

Como el HeH + reacciona con todas las sustancias, no se puede almacenar en cualquier recipiente, por lo que su química debe estudiarse creándolo in situ .

Las reacciones con sustancias orgánicas se pueden estudiar sustituyendo el hidrógeno en el compuesto orgánico deseado por tritio . La descomposición del tritio en 3 He + seguida de la extracción de un átomo de hidrógeno del compuesto produce 3 HeH +, que luego queda rodeado por el material orgánico y, a su vez, reaccionará. [22] [23]

TR → 3 He + + R • ( desintegración beta )
3 He + + HR → 3 HeH + + R • ( abstracción de hidrógeno )

Acidez

El HeH + no se puede preparar en una fase condensada , ya que donaría un protón a cualquier anión , molécula o átomo con el que entrara en contacto. Se ha demostrado que protona O2 , NH3 , SO2 , H2O y CO2 , dando HO+
2, Nueva Hampshire+
4, HSO+2, H 3 O + y HCO+2 respectivamente. [22] Otras moléculas como óxido nítrico , dióxido de nitrógeno , óxido nitroso , sulfuro de hidrógeno , metano , acetileno , etileno , etano , metanol y acetonitrilo reaccionan pero se descomponen debido a la gran cantidad de energía producida. [22]

De hecho, HeH + es el ácido más fuerte conocido , con una afinidad protónica de 177,8 kJ/mol. [24]

Otros iones de helio-hidrógeno

Átomos de helio adicionales pueden unirse a HeH + para formar grupos más grandes como He 2 H + , He 3 H + , He 4 H + , He 5 H + y He 6 H + . [22]

El catión hidruro de dihelio, He 2 H + , se forma por la reacción del catión dihelio con hidrógeno molecular:

Él+
2+ H 2 → He 2 H + + H

Es un ion lineal con hidrógeno en el centro. [22]

El ion hidruro de hexahelio, He 6 H + , es particularmente estable. [22]

Se conocen otros iones hidruro de helio o se han estudiado teóricamente. El ion dihidruro de helio, o dihidruro de helio (1+) , HeH+
2, se ha observado mediante espectroscopia de microondas. [25] Tiene una energía de enlace calculada de 25,1 kJ/mol, mientras que el trihidridohelio(1+) , HeH+
3, tiene una energía de enlace calculada de 0,42 kJ/mol. [26]

Historia

Descubrimiento en experimentos de ionización

El hidrurohelio(1+), específicamente [ 4 He 1 H] + , fue detectado por primera vez indirectamente en 1925 por TR Hogness y EG Lunn. Estaban inyectando protones de energía conocida en una mezcla enrarecida de hidrógeno y helio, con el fin de estudiar la formación de iones de hidrógeno como H+
, yo+
2y H+
3Observaron que H+
3apareció con la misma energía de haz (16 eV ) que H+
2, y su concentración aumentó con la presión mucho más que la de los otros dos iones. A partir de estos datos, concluyeron que el H+
2Los iones transfirieron un protón a las moléculas con las que chocaron, incluido el helio. [7]

En 1933, K. Bainbridge empleó la espectrometría de masas para comparar las masas de los iones [ 4 He 1 H] + (ion hidruro de helio) y [ 2 H 2 1 H] + (ion trihidrógeno dos veces deuterado) con el fin de obtener una medida precisa de la masa atómica del deuterio en relación con la del helio. Ambos iones tienen 3 protones, 2 neutrones y 2 electrones. También comparó [ 4 He 2 H] + (ion deuteruro de helio) con [ 2 H 3 ] + ( ion trideuterio ), ambos con 3 protones y 3 neutrones. [16]

Primeros estudios teóricos

El primer intento de calcular la estructura del ion HeH + (específicamente, [ 4 He 1 H] + ) mediante la teoría mecánica cuántica fue realizado por J. Beach en 1936. [27] Cálculos mejorados se publicaron esporádicamente durante las décadas siguientes. [28] [29]

Métodos de desintegración del tritio en química

H. Schwartz observó en 1955 que la desintegración de la molécula de tritio T 2 = 3 H 2 debería generar el ion hidruro de helio [ 3 HeT] + con alta probabilidad.

En 1963, F. Cacace, de la Universidad La Sapienza de Roma, concibió la técnica de desintegración para preparar y estudiar radicales orgánicos e iones de carbenio . [30] En una variante de esa técnica, se producen especies exóticas como el metanio haciendo reaccionar compuestos orgánicos con el [ 3HeT ] + que se produce por la desintegración de T2 que se mezcla con los reactivos deseados. Gran parte de lo que sabemos sobre la química del [HeH] + se obtuvo mediante esta técnica. [31]

Implicaciones para los experimentos de masa de neutrinos

En 1980, V. Lubimov (Lyubimov) del laboratorio ITEP en Moscú afirmó haber detectado una masa en reposo ligeramente significativa (30 ± 16) eV para el neutrino , al analizar el espectro de energía de la desintegración β del tritio. [32] La afirmación fue cuestionada y varios otros grupos se propusieron comprobarla estudiando la desintegración del tritio molecular T
2Se sabía que parte de la energía liberada por esa desintegración se desviaría hacia la excitación de los productos de la desintegración, incluido [ 3 HeT] + ; y este fenómeno podría ser una fuente significativa de error en ese experimento. Esta observación motivó numerosos esfuerzos para calcular con precisión los estados de energía esperados de ese ion con el fin de reducir la incertidumbre de esas mediciones. [ cita requerida ] Muchos han mejorado los cálculos desde entonces, y ahora hay un acuerdo bastante bueno entre las propiedades calculadas y experimentales; incluso para los isotopólogos [ 4 He 2 H] + , [ 3 He 1 H] + y [ 3 He 2 H] + . [18] [13]

Predicciones y detección espectral

En 1956, M. Cantwell predijo teóricamente que el espectro de vibraciones de ese ion debería ser observable en el infrarrojo; y los espectros de los isotólogos deuterio e hidrógeno común ( [ 3 HeD] + y [ 3 He 1 H] + ) deberían estar más cerca de la luz visible y, por lo tanto, ser más fáciles de observar. [12] La primera detección del espectro de [ 4 He 1 H] + fue realizada por D. Tolliver y otros en 1979, en números de onda entre 1.700 y 1.900 cm −1 . [33] En 1982, P. Bernath y T. Amano detectaron nueve líneas infrarrojas entre 2.164 y 3.158 ondas por cm. [17]

Espacio interestelar

Desde la década de 1970 se ha especulado sobre la existencia de HeH + en el medio interestelar . [34] Su primera detección, en la nebulosa NGC 7027 , se informó en un artículo publicado en la revista Nature en abril de 2019. [5]

Ocurrencia natural

De la descomposición del tritio

El ion hidruro de helio se forma durante la desintegración del tritio en la molécula HT o la molécula de tritio T 2 . Aunque se excita por el retroceso de la desintegración beta, la molécula permanece unida. [35]

Medio interestelar

Se cree que es el primer compuesto que se formó en el universo, [3] y es de importancia fundamental para comprender la química del universo primitivo. [36] Esto se debe a que el hidrógeno y el helio fueron casi los únicos tipos de átomos formados en la nucleosíntesis del Big Bang . Las estrellas formadas a partir del material primordial deberían contener HeH + , lo que podría influir en su formación y posterior evolución. En particular, su fuerte momento dipolar lo hace relevante para la opacidad de las estrellas de metalicidad cero . [3] También se piensa que el HeH + es un componente importante de las atmósferas de las enanas blancas ricas en helio, donde aumenta la opacidad del gas y hace que la estrella se enfríe más lentamente. [37]

El HeH + podría formarse en el gas de enfriamiento detrás de choques disociativos en nubes interestelares densas, como los choques causados ​​por vientos estelares , supernovas y material que emana de estrellas jóvenes. Si la velocidad del choque es mayor que aproximadamente 90 kilómetros por segundo (56 mi/s), podrían formarse cantidades lo suficientemente grandes como para detectarlas. Si se detectan, las emisiones de HeH + serían entonces trazadores útiles del choque. [38]

Se han sugerido varias ubicaciones como posibles lugares donde podría detectarse HeH + . Estas incluían estrellas de helio frías , [3] regiones H II , [39] y nebulosas planetarias densas , [39] como NGC 7027 , [36] donde, en abril de 2019, se informó que se había detectado HeH + . [5]

Véase también

Referencias

  1. ^ "hidridohelio(1+) (CHEBI:33688)". Entidades químicas de interés biológico (ChEBI) . Instituto Europeo de Bioinformática.
  2. ^ "Hidruro de helio". Sociedad Química Americana .
  3. ^ abcde Engel, Elodie A.; Doss, Natasha; Harris, Gregory J.; Tennyson, Jonathan (2005). "Espectros calculados para HeH+ y su efecto en la opacidad de estrellas frías pobres en metales". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 357 (2): 471–477. arXiv : astro-ph/0411267 . Bibcode :2005MNRAS.357..471E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x . S2CID  17507960.
  4. ^ ab "Hidridohelio (CHEBI:33689)". Entidades químicas de interés biológico (ChEBI) . Instituto Europeo de Bioinformática.
  5. ^ abc Güsten, Rolf; Wiesemeyer, Helmut; Neufeld, David; Menten, Karl M.; Graf, Urs U.; Jacobs, Karl; Klein, Bernd; Ricken, Oliver; Risacher, Christophe; Stutzki, Jürgen (abril de 2019). "Detección astrofísica del ion hidruro de helio HeH + ". Naturaleza . 568 (7752): 357–359. arXiv : 1904.09581 . Código Bib :2019Natur.568..357G. doi :10.1038/s41586-019-1090-x. PMID  30996316. S2CID  119548024.
  6. ^ Andrews, Bill (22 de diciembre de 2019). «Los científicos encuentran la primera molécula del universo». Discover . Consultado el 22 de diciembre de 2019 .
  7. ^ abcd Hogness, TR; Lunn, EG (1925). "La ionización del hidrógeno por impacto de electrones según la interpretación del análisis de rayos positivos". Physical Review . 26 (1): 44–55. Bibcode :1925PhRv...26...44H. doi :10.1103/PhysRev.26.44.
  8. ^ Coxon, J.; Hajigeorgiou, PG (1999). "Potencial de Born-Oppenheimer experimental para el estado fundamental X 1 Σ + de HeH + : comparación con el potencial ab initio ". Journal of Molecular Spectroscopy . 193 (2): 306–318. Bibcode :1999JMoSp.193..306C. doi :10.1006/jmsp.1998.7740. PMID  9920707.
  9. ^ Dias, AM (1999). "Cálculo del momento dipolar para pequeñas moléculas diatómicas: implementación en un programa ab initio de campo autoconsistente de dos electrones" (PDF) . Rev da Univ de Alfenas . 5 (1): 77–79. Archivado desde el original (PDF) el 2019-04-19 . Consultado el 2019-02-23 .
  10. ^ Dey, Bijoy Kr.; Deb, BM (abril de 1999). "Cálculo directo ab initio de energías y densidades electrónicas del estado fundamental para átomos y moléculas a través de una única ecuación hidrodinámica dependiente del tiempo". The Journal of Chemical Physics . 110 (13): 6229–6239. Bibcode :1999JChPh.110.6229D. doi :10.1063/1.478527.
  11. ^ Coyne, John P.; Ball, David W. (2009). "Química de partículas alfa. Sobre la formación de complejos estables entre He 2+ y otras especies simples: implicaciones para la química atmosférica e interestelar". Journal of Molecular Modeling . 15 (1): 35–40. doi :10.1007/s00894-008-0371-3. PMID  18936986. S2CID  7163073.
  12. ^ abcd Cantwell, Murray (1956). "Excitación molecular en la desintegración beta". Physical Review . 101 (6): 1747–1756. Código Bibliográfico :1956PhRv..101.1747C. doi :10.1103/PhysRev.101.1747..
  13. ^ abcde Tung, Wei-Cheng; Pavanello, Michele; Adamowicz, Ludwik (28 de octubre de 2012). "Curvas precisas de energía potencial para isotópo- logos HeH + ". The Journal of Chemical Physics . 137 (16). AIP Publishing: 164305. Bibcode :2012JChPh.137p4305T. doi :10.1063/1.4759077. ISSN  0021-9606. PMID  23126708.
  14. ^ Schwartz, HM (1955). "Excitación de moléculas en la desintegración beta de un átomo constituyente". Journal of Chemical Physics . 23 (2): 400–401. Código Bibliográfico :1955JChPh..23R.400S. doi :10.1063/1.1741982.
  15. ^ Snell, Arthur H.; Pleasonton, Frances; Leming, HE (1957). "Disociación molecular tras desintegración radiactiva: hidruro de tritio". Revista de química inorgánica y nuclear . 5 (2): 112–117. doi :10.1016/0022-1902(57)80051-7.
  16. ^ abcd Bainbridge, Kenneth T. (1933). "Comparación de las masas de H 2 y helio". Physical Review . 44 (1): 57. Bibcode :1933PhRv...44...57B. doi :10.1103/PhysRev.44.57.
  17. ^ ab Bernath, P.; Amano, T. (1982). "Detección de la banda fundamental infrarroja de HeH + ". Physical Review Letters . 48 (1): 20–22. Código Bibliográfico :1982PhRvL..48...20B. doi :10.1103/PhysRevLett.48.20.
  18. ^ ab Pachucki, Krzysztof; Komasa, Jacek (2012). "Niveles rovibratorios del ion hidruro de helio". The Journal of Chemical Physics . 137 (20): 204314. Bibcode :2012JChPh.137t4314P. doi :10.1063/1.4768169. PMID  23206010.
  19. ^ Möller, Thomas; Beland, Michael; Zimmerer, Georg (1985). "Observación de fluorescencia de la molécula de HeH". Physical Review Letters . 55 (20): 2145–2148. Bibcode :1985PhRvL..55.2145M. doi :10.1103/PhysRevLett.55.2145. PMID  10032060.
  20. ^ "Wolfgang Ketterle: El Premio Nobel de Física 2001". nobelprize.org.
  21. ^ Ketterle, W.; Figger, H.; Walther, H. (1985). "Espectros de emisión del hidruro de helio ligado". Physical Review Letters . 55 (27): 2941–2944. Código Bibliográfico :1985PhRvL..55.2941K. doi :10.1103/PhysRevLett.55.2941. PMID  10032281.
  22. ^ abcdef Grandinetti, Felice (octubre de 2004). "Química del helio: un estudio del papel de las especies iónicas". Revista internacional de espectrometría de masas . 237 (2–3): 243–267. Bibcode :2004IJMSp.237..243G. doi :10.1016/j.ijms.2004.07.012.
  23. ^ Cacace, Fulvio (1970). Iones de carbonio gaseosos de la desintegración de moléculas tritiadas . Avances en química orgánica física. Vol. 8. págs. 79-149. doi :10.1016/S0065-3160(08)60321-4. ISBN 9780120335084.
  24. ^ Lias, SG; Liebman, JF; Levin, RD (1984). "Evaluación de las basicidades en fase gaseosa y afinidades protónicas de las moléculas; calores de formación de moléculas protonadas". Journal of Physical and Chemical Reference Data . 13 (3): 695. Bibcode :1984JPCRD..13..695L. doi :10.1063/1.555719.
  25. ^ Carrington, Alan; Gammie, David I.; Shaw, Andrew M.; Taylor, Susie M.; Hutson, Jeremy M. (1996). "Observación de un espectro de microondas del He⋯ H de largo alcance+
    2    complejo". Chemical Physics Letters . 260 (3–4): 395–405. Bibcode :1996CPL...260..395C. doi :10.1016/0009-2614(96)00860-3.
  26. ^ Pauzat, F.; Ellinger, Y. (2005). "¿Dónde se esconden los gases nobles en el espacio?". En Markwick-Kemper, AJ (ed.). Astroquímica: éxitos recientes y desafíos actuales (PDF) . Libro de carteles del simposio de la IAU n.º 231. Vol. 231. Código bibliográfico : 2005IAUS..231.....L. Archivado desde el original (PDF) el 2 de febrero de 2007.
  27. ^ Beach, JY (1936). "Tratamiento mecánico cuántico de la molécula de hidruro de helio-ion HeH + ". Journal of Chemical Physics . 4 (6): 353–357. Bibcode :1936JChPh...4..353B. doi :10.1063/1.1749857.
  28. ^ Toh, Sôroku (1940). "Tratamiento mecánico cuántico del ion HeH + de la molécula de hidruro de helio ". Actas de la Sociedad Físico-Matemática de Japón . Tercera serie. 22 (2): 119–126. doi :10.11429/ppmsj1919.22.2_119.
  29. ^ Evett, Arthur A. (1956). "Estado fundamental del ion hidruro de helio". Journal of Chemical Physics . 24 (1): 150–152. Código Bibliográfico :1956JChPh..24..150E. doi :10.1063/1.1700818.
  30. ^ Cacace, Fulvio (1990). "Técnicas de desintegración nuclear en química iónica". Science . 250 (4979): 392–399. Bibcode :1990Sci...250..392C. doi :10.1126/science.250.4979.392. PMID  17793014. S2CID  22603080.
  31. ^ Speranza, Maurizio (1993). "Tritio para la generación de carbocationes". Chemical Reviews . 93 (8): 2933–2980. doi :10.1021/cr00024a010.
  32. ^ Lubimov, VA; Novikov, EG; Nozik, VZ; Tretyakov, EF; Kosik, VS (1980). "Una estimación de la masa ν e a partir del espectro β del tritio en la molécula de valina". Physics Letters B . 94 (2): 266–268. Bibcode :1980PhLB...94..266L. doi :10.1016/0370-2693(80)90873-4..
  33. ^ Tolliver, David E.; Kyrala, George A.; Wing, William H. (3 de diciembre de 1979). "Observación del espectro infrarrojo del ion molecular de hidruro de helio [ 4 HeH] + ". Physical Review Letters . 43 (23). American Physical Society (APS): 1719–1722. Código Bibliográfico :1979PhRvL..43.1719T. doi :10.1103/physrevlett.43.1719. ISSN  0031-9007.
  34. ^ Fernández, J.; Martín, F. (2007). "Fotoionización del ion molecular HeH + ". Journal of Physics B . 40 (12): 2471–2480. Bibcode :2007JPhB...40.2471F. doi :10.1088/0953-4075/40/12/020. S2CID  120284828.
  35. ^ Mannone, F., ed. (1993). "Interacciones de materiales con tritio". Seguridad en la tecnología de manipulación de tritio . Eurocourses: Ciencia y tecnología nuclear. Vol. 1. Springer. p. 92. doi :10.1007/978-94-011-1910-8_4. ISBN 978-94-011-1910-8.
  36. ^ ab Liu, X.-W.; Barlow, MJ; Dalgarno, A.; Tennyson, J.; Lim, T.; Swinyard, BM; Cernicharo, J.; Cox, P.; Baluteau, J.-P.; Pequignot, D.; Nguyen, QR; Emery, RJ; Clegg, PE (1997). "Una detección de CH en NGC 7027 y un límite superior de HeH+ mediante un espectrómetro de longitud de onda larga ISO". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 290 (4): L71–L75. Bibcode :1997MNRAS.290L..71L. doi : 10.1093/mnras/290.4.l71 .
  37. ^ Harris, GJ; Lynas-Gray, AE; Miller, S.; Tennyson, J. (2004). "El papel de HeH + en enanas blancas frías ricas en helio". The Astrophysical Journal . 617 (2): L143–L146. arXiv : astro-ph/0411331 . Código Bibliográfico :2004ApJ...617L.143H. doi :10.1086/427391. S2CID  18993175.
  38. ^ Neufeld, David A.; Dalgarno, A. (1989). "Choques moleculares rápidos. I – Reforma de moléculas tras un choque disociativo". The Astrophysical Journal . 340 : 869–893. Bibcode :1989ApJ...340..869N. doi :10.1086/167441.
  39. ^ ab Roberge, W.; Delgarno, A. (1982). "La formación y destrucción de HeH + en plasmas astrofísicos". The Astrophysical Journal . 255 : 489–496. Bibcode :1982ApJ...255..489R. doi :10.1086/159849.