Diferencia entre revisiones de «Hidrógeno molecular protonado»

== Historia ==

El ión H₃⁺ fue descubierto por [[J.J. Thomson]] en 1911 al estudiar las especies químicas contenidas en el gas sometido a descarga eléctrica en los [[tubo de rayos catódicos|tubos de rayos catódicos]]<ref name="elecrays">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Thomson |firstnombre=J. J. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores= |yearaño=1913 |monthmes= |titletítulo=Rays of Positive Electricity |journalpublicación=[[Proceedings of the Royal Society A]] |volumevolumen=89 |issuenúmero=607 |pagespáginas=1–20 |doi=10.1098/rspa.1913.0057 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> . Usando una forma primitiva de [[espectrometría de masas]], descubrió un gran número de [[ión molecular|iones moleculares]] con una [[relación masa-carga]] igual a 3. 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 [[hidrogeno]] puro, dedujo correctamente que se trataba de H₃⁺.

El mecanismo de [[formacion]] fue descubierto por Hogness & Lunn en 1925 <ref>{{citecita journalpublicación |lastapellido=Hogness |firstnombre=T. R. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=Lunn, E. G. |yearaño=1925 |monthmes= |titletítulo=The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis |journalpublicación=[[Physical Review]] |volumevolumen=26 |issuenúmero=1 |pagespáginas=44–55 |doi=10.1103/PhysRev.26.44 |url= |accessdatefechaaceso= |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 [[eV]]).<ref name="occurrence">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Martin |firstnombre=D. W. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=McDaniel, E. W.; Meeks, M. L. |yearaño=1961 |monthmes= |titletítulo=On the Possible Occurrence of H₃⁺ in Interstellar Space |journalpublicación=[[Astrophysical Journal]] |volumevolumen=134 |issuenúmero= |pagespáginas=1012 |doi= |url= |accessdatefechaaceso= |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">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Watson |firstnombre=W. D. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores= |yearaño=1973 |monthmes= |titletítulo=The Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=183 |issuenúmero=2 |pagespáginas=L17 |doi=10.1086/181242 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref><ref>{{citecita journalpublicación |lastapellido=Herbst |firstnombre=E. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=Klemperer, W. |yearaño=1973 |monthmes= |titletítulo=The Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=185 |issuenúmero= |pagespáginas=505 |doi=10.1086/152436 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref>

Hasta 1980 no se descubrió el [[espectro]] de H₃⁺ por parte de Takeshi Oka.<ref name="Oka1980">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Oka |firstnombre=T. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores= |yearaño=1980 |monthmes= |titletítulo=Observation of the Infrared Spectrum of H₃⁺ |journalpublicación=[[Physical Review Letters]] |volumevolumen=45 |issuenúmero= |pagespáginas=531–534 |doi=10.1103/PhysRevLett.45.531 |url= |accessdatefechaaceso= |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 emision]] fueron detectadas a finales de los 1980s y comienzos de los 1990s en las [[ionosfera]]s de [[Júpiter]], [[Saturno]], y [[Urano]].<ref name="Drossart1989">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Drossart |firstnombre=P. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=1989 |monthmes= |titletítulo=Detection of H₃⁺ on Jupiter |journalpublicación=[[Nature (journal)|Nature]] |volumevolumen=340 |issuenúmero=6234 |pagespáginas=539 |doi=10.1038/340539a0 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref><ref name="Geballe1993">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Geballe |firstnombre=T. R. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=1993 |monthmes= |titletítulo=Detection of H₃⁺ Infrared Emission Lines in Saturn |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=408 |issuenúmero=2 |pagespáginas=L109 |doi=10.1086/186843 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref><ref name="Trafton1993">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Trafton |firstnombre=L. M. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=1993 |monthmes= |titletítulo=Detection of H₃⁺ from Uranus |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=405 |issuenúmero= |pagespáginas=761 |doi=10.1086/172404 |url= |accessdatefechaaceso= |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">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Geballe |firstnombre=T. R. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=Oka, T. |yearaño=1996 |monthmes= |titletítulo=Detection of H₃⁺ in Interstellar Space |journalpublicación=Nature |volumevolumen=384 |issuenúmero=6607 |pagespáginas=334–335 |doi=10.1038/384334a0 |url= |accessdatefechaaceso= |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">{{citecita journalpublicación |lastapellido=McCall |firstnombre=B. J. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=1998 |monthmes= |titletítulo=Detection of H₃⁺ in the Diffuse Interstellar Meduim Toward Cygnus OB2 No. 12 |journalpublicación=[[Science (journal)|Science]] |volumevolumen=279 |issuenúmero=5358 |pagespáginas=1910–1913 |doi=10.1126/science.279.5358.1910 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref>

La ordenación de los átomos de hidrógeno en la molécula es un [[triángulo equilátero]]. La molécula tiene una estructura [[resonancia (química)|resonante]] que corresponde a un [[enlace de tres centros y dos electrones]]. La fuerza del enlace ha sido calculada y es aproximadamente 4.5 [[electronvoltio|eV]] (104 kcal/mol ó 24,9 kJ/mol).<ref>{{citecita journalpublicación |lastapellido=McCall |firstnombre=B. J. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=2004 |monthmes= |titletítulo=Dissociative Recombination of Rotationally Cold H₃⁺ |journalpublicación=Physical Review A |volumevolumen=70 |issuenúmero=5 |pagespáginas=052716 |doi=10.1103/PhysRevA.70.052716 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> Esta molécula es un buen ejemplo que ilustra la importancia de la [[deslocalización electrónica|deslocalización]] del par de electrones que contribuye a la estabilidad de las moléculas.

== Formación ==

El principal mecanismo para la producción de H₃⁺ ha sido propuesto por E. Herbst<ref name="eherbstastro">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Herbst |firstnombre=E. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores= |yearaño=2000 |monthmes= |titletítulo=The Astrochemistry of H₃⁺ |journalpublicación=Phil. Trans. R. Soc. Lond. A. |volumevolumen=358 |issuenúmero=1774 |pagespáginas=2523–2534 |doi=10.1098/rsta.2000.0665 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> y consiste en la reacción entre el [[catión dihidrógeno]], H₂⁺, y el [[dihidrógeno|hidrógeno molecular]], H₂, con liberación de átomos de hidrógeno, H.

== Véase también ==

* [[Hidrógeno molecular]] o [[dihidrógeno]], H₂

* [[Catión dihidrógeno]], H₂⁺

* [[Trihidrógeno]], H₃

== Referencias ==

== Enlaces externos ==