Hidrógeno molecular protonado
Thomson en 1911 al estudiar las especies químicas contenidas en el gas sometido a descarga eléctrica en los tubos de rayos catódicos.
Estableció dos posibles hipótesis que corresponderían a los iones C4+ o bien H3+.
Puesto que C4+ sería muy improbable y la cantidad obtenida crecía si el gas del tubo era hidrógeno puro, dedujo correctamente que se trataba de H3+.
sugirieron en primer lugar que H3+ puede estar presente en el espacio interestelar debido a la gran cantidad de hidrógeno en dicho medio y a que su hipotético mecanismo de reacción era exotérmico (~1.5 eV).
[9] Estaba en la banda fundamental ν2 y utilizó una técnica llamada detección por modulación de frecuencia.
[10][11][12] En 1996, se detectó finalmente H3+ en el medio interestelar por parte de Geballe & Oka en dos nubes interestelares moleculares interstellar clouds en las trayectorias hasta GL2136 and W33A.
[13] In 1998, H3+ was unexpectedly detected by McCall et al.
La molécula tiene una estructura resonante que corresponde a un enlace de tres centros y dos electrones.
La fuerza del enlace ha sido calculada y es aproximadamente 4.5 eV (104 kcal/mol o 24,9 kJ/mol).
Los iones H3+ sólo pueden generarse en el espacio interestelar, por la existencia de H2 ionizado por rayos cósmicos.
Sin embargo, los rayos cósmicos tienen tanta energía que serán relativamente poco afectados, dado que la energía requerida para ionizar la molécula de H3+ es pequeña en términos relativos.
El producto significativo de esta reacción es HCO+, una molécula importante para la química interestelar.
Su gran momento dipolar y elevada abundancia relativa la hacen fácilmente detectable por radioastronomía.
Los iones OH+ reaccionan habituamente con más H2 para formar moléculas hidrogenadas.
Llegados a este punto, la reacción entre OH3+ y H2 ya no es exotérmica en nubes interestelares.
Diferentes experimentos han sugerido que el agua se crea en cualquier sitio un 5% - 33% del tiempo.
La conversión en H2 y H sólo ocurre en torno al 25% del tiempo.
El mecanismo de destrucción más frecuente para H3+ es también la recombinación disociativa, que produce múltiple productos, siéndola reacción más frecuente la que produce tres átomos de hidrógeno, la cual ocurre aproximadamente el 75% del tiempo.
Cuando una molécula de H3+ colisiona con H2, estquiométricamente no hay rendimiento neto.
Debido a su falta de momento dipolar permanente, la espectroscopia rotacional pura del H3+ es imposible.
En el espectro inicial realizado por Oka,[9] se detectaron unas 900 líneas de absorción en la región infrarroja.
Se han detectado moléculas de H3+ en dos entornos astronómicos: los planetas jovianos y las nubes interestelares.
En los planetas jovianos, se ha detectado en las ionosferas, la región donde la radiación de alta energía procedente del Sol ioniza las partículas atmosféricas.
También, con una fuente tan extensa como el Sol, hay mucha radiación para excitar las moléculas de H3+ a estados energéticos más altos desde los que pueden relajarse por emisión estimulada y espontánea.
[12] No se detectó H3+ en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe & Oka informaron sobre la detección de H3+ en dos nubes moleculares visibles, GL2136 y W33A.
Desde entonces, se ha detectado H3+ en otras muchas nubes difusas, como GCS 3-2,[18] GC IRS 3,[18] y ζ Persei.
[20] Para aproximar la longitud de camino del H3+ en estas nubes, Oka[21] empleó el modelo del estado continuo para determinar las densidades de número predichas en nubes densas y difusas.
En nubes difusas, el mecanismo de destrucción dominante es la recombinación disociativa.
Por tanto, ya que las densidades de columna para nubes difusas y densas son aproximadamente del mismo orden de magnitud, las nubes difusas deben tener una longitud de camino 100 veces mayor que para nubes densas.
Y por consiguiente, empleando el H3+ como una sonda en estas nubes, se puede determinar su tamaño relativo.
