Diferencia entre revisiones de «Hidrógeno molecular protonado»

El mecanismo de [[formación]] fue descubierto por Hogness & Lunn en 1925<ref>{{cita publicación |apellido=Hogness |nombre=T. R. |enlaceautor= |coautoresautor2=Lunn, E. G. |año=1925 |mes= |título=The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis |publicación=[[Physical Review]] |volumen=26 |número=1 |páginas=44–55 |doi=10.1103/PhysRev.26.44 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref> que también emplearon una forma primaria de espectrometría de masas para estudiar los productos obtenidos tras someter al hidrógeno a descarga eléctrica. Observaron que la cantidad de H₃⁺ aumentaba con la presión del gas hidrógeno del tubo, al mismo tiempo que disminuía linealmente la cantidad de H₂⁺. Además, para cualquier presión, la presencia de H⁺ era escasa. Estos datos sugerían un mecanismo de formación por intercambio de [[protón]], que se muestra en el apartado de [[#Formación|formación]].

En 1961, Martin ''et al.'' 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 [[Electronvoltio|eV]]).<ref name="occurrence">{{cita publicación |apellido=Martin |nombre=D. W. |enlaceautor= | autor2 = McDaniel, E. W. | autor3 = Meeks, M. L. |año=1961 |mes= |título=On the Possible Occurrence of H₃⁺ in Interstellar Space |publicación=[[Astrophysical Journal]] |volumen=134 |número= |páginas=1012 |doi= |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref> Esto condujo a la sugerencia de Watson y Herbst & Klemperer en 1973 de que el H₃⁺ es responsable de la formación de muchos iones moleculares observados.<ref name="Watson1973">{{cita publicación |apellido=Watson |nombre=W. D. |enlaceautor= |coautores= |año=1973 |mes= |título=The Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions |publicación=Astrophysical Journal |volumen=183 |número=2 |páginas=L17 |doi=10.1086/181242 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref><ref>{{cita publicación |apellido=Herbst |nombre=E. |enlaceautor= |coautoresautor2=Klemperer, W. |año=1973 |mes= |título=The Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds |publicación=Astrophysical Journal |volumen=185 |número= |páginas=505 |doi=10.1086/152436 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref>

Hasta 1980 no se descubrió el [[espectro de frecuencias|espectro]] de H₃⁺ por parte de [[Takeshi Oka]].<ref name="Oka1980">{{cita publicación |apellido=Oka |nombre=T. |enlaceautor= |coautores= |año=1980 |mes= |título=Observation of the Infrared Spectrum of H₃⁺ |publicación=[[Physical Review Letters]] |volumen=45 |número= |páginas=531–534 |doi=10.1103/PhysRevLett.45.531 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref> Estaba en la banda fundamental ν₂ y utilizó una técnica llamada detección por [[modulación de frecuencia]]. Esto dio comienzo a la búsqueda del H₃⁺ interestelar. Las [[línea de emisión|líneas de emisión]] fueron detectadas a finales de los 1980s y comienzos de los 1990s en las [[ionosfera]]s de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], [[Saturno (planeta)|Saturno]], y [[Urano (planeta)|Urano]].<ref name="Drossart1989">{{cita publicación |apellido=Drossart |nombre=P. |enlaceautor= |coautores=''et al.'' |año=1989 |mes= |título=Detection of H₃⁺ on Jupiter |publicación=[[Nature (journal)|Nature]] |volumen=340 |número=6234 |páginas=539 |doi=10.1038/340539a0 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref><ref name="Geballe1993">{{cita publicación |apellido=Geballe |nombre=T. R. |enlaceautor= |coautores=''et al.'' |año=1993 |mes= |título=Detection of H₃⁺ Infrared Emission Lines in Saturn |publicación=Astrophysical Journal |volumen=408 |número=2 |páginas=L109 |doi=10.1086/186843 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref><ref name="Trafton1993">{{cita publicación |apellido=Trafton |nombre=L. M. |enlaceautor= |coautores=''et al.'' |año=1993 |mes= |título=Detection of H₃⁺ from Uranus |publicación=Astrophysical Journal |volumen=405 |número= |páginas=761 |doi=10.1086/172404 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref> En 1996, se detectó finalmente H₃⁺ en el medio interestelar por parte de Geballe & Oka en dos [[nube interestelar|nubes interestelares]] moleculares [[interstellar clouds]] en las trayectorias hasta GL2136 and W33A.<ref name="Geballe1996">{{cita publicación |apellido=Geballe |nombre=T. R. |enlaceautor= |coautoresautor2=Oka, T. |año=1996 |mes= |título=Detection of H₃⁺ in Interstellar Space |publicación=Nature |volumen=384 |número=6607 |páginas=334–335 |doi=10.1038/384334a0 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref> In 1998, H₃⁺ was unexpectedly detected by McCall ''et al.'' in a diffuse interstellar cloud in the sightline Cyg OB2 No. 12.<ref name="McCall1998">{{cita publicación |apellido=McCall |nombre=B. J. |enlaceautor= |coautores=''et al.'' |año=1998 |mes= |título=Detection of H₃⁺ in the Diffuse Interstellar Meduim Toward Cygnus OB2 No. 12 |publicación=[[Science (journal)|Science]] |volumen=279 |número=5358 |páginas=1910–1913 |doi=10.1126/science.279.5358.1910 |url= |fechaaceso= |quote= }}</ref>