Catión trihidrógeno
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 del universo. Es estable en el medio interestelar (ISM) debido a la baja temperatura y la baja densidad del espacio interestelar. El rol que H+
3 juega en la química en fase gaseosa de El 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 en el sistema. También es el ejemplo más simple de un sistema de enlace de tres centros y dos electrones.
Historia
H+
3 fue descubierto por primera vez por J. J. Thomson en 1911. 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 el gas hidrógeno puro, asignó correctamente la especie como H+
>3.
El camino de formación fue descubierto por Hogness & Lunn en 1925. 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+
>3 aumentó linealmente y la cantidad de H+
>2 disminuyó linealmente. Además, hubo poco H+ a cualquier presión. Estos datos sugirieron la vía de formación de intercambio de protones que se analiza a continuación.
En 1961, Martin et al. sugirieron por primera vez que H+
>3 puede 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). Esto llevó a la sugerencia de Watson y Herbst & Klemperer en 1973 que H+
3 es responsable de la formación de muchos iones moleculares observados.
No fue hasta 1980 que se creó el primer espectro de H+
>3 fue descubierto por Takeshi Oka, que era de la banda fundamental ν2 (ver #Espectroscopia) usando una técnica llamada detección de modulación de frecuencia. Esto inició la búsqueda del extraterrestre H+
>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. En el libro de texto de Bunker y Jensen, la Figura 1.1 reproduce parte de la banda de emisión ν2 de una región de actividad auroral en la atmósfera superior de Júpiter.
y su Tabla 12.3 enumera los números de onda de transición de
las líneas en la banda observadas por Oka con sus asignaciones.
En 1996, H+
3 finalmente se detectó en el medio interestelar (ISM) por Geballe & Oka en dos nubes interestelares moleculares en las líneas de visión GL2136 y W33A. En 1998, H+
3 fue detectado inesperadamente por McCall et al. en una nube interestelar difusa en la línea de visión Cygnus OB2#12. En 2006, Oka anunció que H+< br/>3 era omnipresente en el medio interestelar, y que la Zona Molecular Central contenía un millón de veces la concentración de ISM en general.
Estructura
3
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).
Isotopólogos
En teoría, el catión tiene 10 isotopólogos, resultantes de la sustitución de uno o más protones por núcleos de otros isótopos de hidrógeno; a saber, núcleos de deuterio (deuterones, 2H+) o núcleos de tritio (tritones, 3H+). Algunos de ellos han sido detectados en nubes interestelares. Se diferencian en el número de masa atómica A y el número de neutrones N:
- H+3 = 1H+3 ()A=3 N=0) (el común).
- [DH]2]+ = [2H1H2]+ ()A= 4 N=1) (Cación de dihidrógeno de deuterio).
- [D2H]+ = [2H21H]+ ()A=5 N=2) (Cación de hidrógeno dideuterio).
- D+3 = 2H+3 ()A=6, N=3) (criación de trideuterio).
- [TH]2]+ = [3H1H2]+ ()A=5 N=2) (criación de dihidrógeno de tritio).
- [TDH]+ = [3H2H1H]+ ()A=6, N=3) (criación de hidrógeno de deuterio deuterio).
- [TD2]+ = [3H2H2]+ ()A=7, N=4) (Cación de tritio de dideuterio).
- [T]2H]+ = [3H21H]+ ()A=7, N=4) (Cación de hidrógeno deditritio).
- [T]2D]+ = [3H22H]+ ()A= 8 N=5) (Cación de deuterio).
- T+3 = 3H+2 ()A=9, N=6) (criación de tritritio).
Los isotopólogos del deuterio han sido implicados en el fraccionamiento del deuterio en densos núcleos de nubes interestelares.
Formación
La vía principal para la producción de H+
>3 es por la reacción de H+2 y H2.
La concentración de H+
2 es lo que limita la tasa de esta reacción en la naturaleza: la única fuente natural conocida es a través de 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 un rastro de H +
>2 , y por lo tanto H+
3. En los laboratorios, H+
3 se produce mediante el mismo mecanismo en el plasma. celdas de descarga, donde el potencial de descarga proporciona la energía para ionizar el H2.
Destrucción
La información de esta sección también proviene de un artículo de Eric Herbst. 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 importante 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+
3 también puede reaccionar con oxígeno atómico para formar OH+ y H2.
OH+ normalmente reacciona con más H2 para crear más moléculas hidrogenadas.
En este punto, la reacción entre OH+
>3 y El H2 ya no es exotérmico en las nubes interestelares. La ruta de destrucción más común para OH+
>3 es recombinación disociativa, lo que produce cuatro posibles conjuntos de productos: H2O + H, OH + H2, OH + 2H y O + H2 + 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 ruta de destrucción más común de H+< /sup>
3 en difuso Las nubes interestelares son 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.
Orto/Para-H3+
3 y para-H2.
Los protones de [1H3]+ puede estar en dos configuraciones de giro diferentes, llamadas orto y para. Orto-H+
3 tiene los tres espines de protones paralelos, lo que produce un espín nuclear total de 3/2. Para-H+
3 tiene 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 1H2 que también tiene estados orto y para, con espines nucleares totales 1 y 0, respectivamente. Cuando un H+
La molécula 3 choca con un H2 molécula, puede tener lugar una transferencia de protones. La transferencia aún produce un H+< br/>3 molécula y una H2 molécula, pero potencialmente puede cambiar el espín nuclear total de las dos moléculas dependiendo de los espines nucleares de los protones. Cuando una orto-H+
3 y un para-H2 chocan, el resultado puede ser un para-H+
3 y un orto-H2.
Espectroscopia
La espectroscopia de H+
3 es un desafío. El espectro rotacional puro es extremadamente débil. 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+< br/>3 porque uno de los modos vibratorios de H+
>< sub style="font-size:inherit;line-height:inherit;vertical-align:baseline">3, el ν2 el modo de curvatura asimétrica (ver ejemplo de ν2) tiene un momento dipolar de transición débil. Desde el espectro inicial de Oka, se han detectado más de 900 líneas de absorción en la región infrarroja. H+
3 también se han encontrado líneas de emisión al observar las atmósferas de los planetas jovianos. H+
3 líneas de emisión se encuentran observando el hidrógeno molecular y encontrando una línea que no se puede atribuir al hidrógeno molecular.
Detección astronómica
H+
3 se ha detectado en dos tipos de cielo ambientes: planetas jovianos y nubes interestelares. En los planetas jovianos, se ha detectado en las ionosferas del planeta, la región donde la radiación de alta energía del Sol ioniza las partículas de la atmósfera. Dado que hay un alto nivel de H2 en estas atmósferas, 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 la H+
>3< /span> a estados energéticos superiores de los cuales puede relajarse mediante emisión estimulada y espontánea.
Atmósferas planetarias
La detección del primer H+
>3 líneas de emisión fueron reportado en 1989 por Drossart et al., encontrado en la ionosfera de Júpiter. Drossart encontró un total de 23 H+
>3 líneas con una densidad de columnas de 1,39×109 /cm2. Usando estas líneas, pudieron asignar una temperatura al H+
>3 de 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 H2. En 1993, H+
3 fue encontrado en Saturno por Geballe et al. y en Urano por Trafton et al.
Nubes interestelares moleculares
H+
3 no fue detectado en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe & Oka informó la detección de H+< br/>3 en dos líneas de visión de nubes moleculares, GL2136 y W33A. Ambas fuentes tenían temperaturas de H+< br/>3 de aproximadamente 35 K (- 238 °C) y densidades de columna de aproximadamente 1014/cm2. Desde entonces, H+
3 se ha detectado en muchas otras nubes moleculares. líneas de visión, como AFGL 2136, Mon R2 IRS 3, GCS 3–2, GC IRS 3 y LkHα 101.
Nubes interestelares difusas
Inesperadamente, tres H+
>3 se detectaron líneas en 1998 por McCall et al. en la línea de visión de la nube difusa de Cyg OB2 No. 12. Antes de 1998, se pensaba que la densidad de H2 era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H+
>< sub style="font-size:inherit;line-height:inherit;vertical-align:baseline">3. McCall detectó una temperatura de ~27 K (-246 °C) y una densidad de columna de ~1014/cm2, la misma densidad de columna que Geballe & Está bien. Desde entonces, H+
3 se ha detectado en muchas otras nubes difusas líneas de visión, como GCS 3–2, GC IRS 3 y ζ Persei.
Predicciones del modelo de estado estacionario
Para aproximar la longitud de la ruta de H+< /sup>
3 en estos nubes, Oka utilizó el modelo de estado estacionario para determinar las densidades numéricas previstas en nubes densas y difusas. Como se explicó anteriormente, tanto las nubes difusas como las densas tienen el mismo mecanismo de formación para 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.
![{\displaystyle {\begin{aligned}n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {CO}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {CO}})}}\right]\approx 10^{-4}/{\text{cm}}^{3}\\n({\ce {H3+}})&={\frac {\zeta }{k_{{\ce {e}}}}}\left[{\frac {n({\ce {H2}})}{n({\ce {C+}})}}\right]\approx 10^{-6}/{\text{cm}}^{3}\end{aligned}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8ade7ed17df512bcbb6b6f934f9d06c941ef35e4)
En las nubes difusas, el mecanismo de destrucción dominante es la recombinación disociativa. Esto corresponde a una densidad numérica prevista de 10−6/cm3 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+
3 como sonda de estas nubes, se pueden determinar sus tamaños relativos.