Diferencia entre revisiones de «Hidrógeno molecular protonado»
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El mecanismo de destrucción más frecuente para H<sub>3</sub>+ es también la [[recombinación disociativa]], que produce múltiple productos, siendola reacción más frecuente la que produce tres átomos de hidrógeno, la cual ocurre aproximadamente el 75% del tiempo. Es de menos importancia la formación de H<sub>2</sub> and H, que ocurre aproximadamente un 25% del tiempo. La formación de agua en el [[polvo cósmico]] es todavía considerada la fuente primaria de agua en el medio interestelar.
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==Ortho/Para-H<sub>3</sub><sup>+</sup>==▼
[[Image:H3+&H2.png|thumb|350px|A collision of ortho-H<sub>3</sub><sup>+</sup> and para-H<sub>2</sub>.]]▼
▲[[Image:H3+&H2.png|thumb|350px|
La molécula más abundante en las nubes interestelares densas es el hidrógeno H<sub>2</sub>. Cuando una molécula de H<sub>3</sub><sup>+</sup> colisiona con H<sub>2</sub>, estquiométricamente no hay rendimiento neto. Sin embargo, una transferencia de un protón todavía puede tener lugar, lo cual cambia potencialmente el espín [[(física)|espín nuclear]] total de las dos moléculas, dependiendo de los espines nucleares de los protones. Para el H<sub>3</sub><sup>+</sup> son posibles dos configuraciones distintas llamadas orto y para.
* Orto-H<sub>3</sub><sup>+</sup> tiene los tres protones con espines paralelos, de lo que resulta un espín total de 3/2.
* Para-H<sub>3</sub><sup>+</sup> tiene dos protones con espines paralelos y un tercero que es antiparalelo, lo que da un espín total de 1/2.
De igual manera, H<sub>2</sub> tiene también [[isómeros de espín]] del hidrógeno o estados orto y para, donde orto-H<sub>2</sub> tiene un espín nuclear de 1, mientras la forma para-H<sub>2</sub> tiene un espín nuclear total de 0. Cuando una molécula de orto-H<sub>3</sub><sup>+</sup> y otra de para-H<sub>2</sub> colisionan, el potón transferido cambia los espines totales de lasdosmoléculas, generando un para-H<sub>3</sub><sup>+</sup> y un orto-H<sub>2</sub>.<ref name="eherbstastro" />
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==Spectroscopy==
The [[spectroscopy]] of H<sub>3</sub><sup>+</sup> is challenging. Due to its lack of a permanent dipole moment, pure [[rotational spectroscopy]] of H<sub>3</sub><sup>+</sup> is impossible. Ultraviolet light is too energetic and would dissociate the molecule. [[Rovibronic excitation|Rovibronic]] spectroscopy provides the ability to observe H<sub>3</sub><sup>+</sup>. Rovibronic spectroscopy is possible with H<sub>3</sub><sup>+</sup> because one of the [[normal mode|vibrational modes]] of H<sub>3</sub><sup>+</sup>, the ν<sub>2</sub> asymmetric bend mode, has a weak dipole moment. Since Oka's initial spectrum,<ref name="Oka1980" /> over 900 [[Absorption (chemistry)|absorption]] lines have been detected in the infrared region. H<sub>3</sub><sup>+</sup> emission lines have also been found by observing the atmospheres of the Jovian planets. H<sub>3</sub><sup>+</sup> emission lines are found by observing molecular hydrogen and finding a line that cannot be attributed to molecular hydrogen.
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