Diferencia entre revisiones de «Hidrógeno molecular protonado»

El '''Hidrógeno molecular protonado''', '''catión trihidrógeno''', o '''H₃⁺''', es uno de los [[ión|iones]] más abundantes del Universo. Es estable en el [[medio interestelar]] debido a la baja temperatura y baja densidad del espacio interestelar. El ión H₃⁺ posee gran importancia en la química en fase gaeosa del medio interestelar, sin paralelo con ningún otro ión [[poliatómico]]. Este [[catión]] es también la molécula triatómica más simple, ya que sus dos electrones son los únicos [[electrón de valencia|electrones de valencia]] del sistema. Es asimismo un ejemplo de sistema de [[enlace de tres centros y dos electrones]].

== Destrucción ==

== Isómeros orto y para del H₃⁺ ==

[[ImageArchivo:H3+H2.png|thumb|350px|Una colisión entre orto-H₃⁺ y para-H₂.]]

== Espectroscopía ==

== Detección astronómica ==

=== Atmósferas planetarias ===

=== Nubes moleculares interestelares ===

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.<ref name="Geballe1996" /> Ambas fuentes tenían temperaturas de H₃⁺ de aproximadamente {{convert|35|K|°C|0|abbr=on|lk=off}} y densidades de columna de aproximadamente 10¹⁴ cm^-2. Desde entonces, se ha detectado H₃⁺ en otras numerosas nubes moleculares, como AFGL 2136,<ref name="McCall1999">{{citecita journalpublicación |lastapellido=McCall |firstnombre=B. J. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=1999 |monthmes= |titletítulo=Observations of H₃⁺ in Dense Molecular Clouds |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=522 |issuenúmero= |pagespáginas=338–348 |doi=10.1086/307637 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> Mon R2 IRS 3,<ref name="McCall1999" /> GCS 3-2,<ref name="mgoto">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Goto |firstnombre=M. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=2002 |monthmes= |titletítulo=Absorption Line Survey of H₃⁺ toward the Galactic Center Sources I. GCS 3-2 and GC IRS3 |journalpublicación=Astron. Soc. Japan |volumevolumen=54 |issuenúmero= |pagespáginas=951 |id= |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> GC IRS 3,<ref name="mgoto" /> y LkHα 101.<ref name="Brittain2004">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Brittain |firstnombre=S. D. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=2004 |monthmes= |titletítulo=Interstellar H₃⁺ Line Absorption toward LkHα 101 |journalpublicación=Astrophysical Journal |volumevolumen=606 |issuenúmero= |pagespáginas=911–916 |doi=10.1086/383024 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref>

=== Nubes interestelares difusas ===

De modo inesperado, se detectaron tres líneas de H₃⁺ en 1998 por McCall ''et al.'' en la nube difusa de Cyg OB2 No. 12.<ref name="McCall1998" /> Antes de 1998, se pensaba que la densidad de H₂ era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H₃⁺. McCall detectó una temperatura de ~{{convert|27|K|°C|0|abbr=on|lk=off}} y una densidad de columna de ~ 10¹⁴ cm^-2, el mismo valor encontrado por Geballe & Oka. Desde entonces, se ha detectado H₃⁺ en otras muchas nubes difusas, <!-- other diffuse cloud sightlines --> como GCS 3-2,<ref name="mgoto" /> GC IRS 3,<ref name="mgoto" /> y ζ Persei.<ref name="McCall2004">{{citecita journalpublicación |lastapellido=McCall |firstnombre=B. J. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores=''et al.'' |yearaño=2003 |monthmes= |titletítulo=An Enhanced Cosmic-ray Flux towards ζ Persei Inferred from a Laboratory Study of the H₃⁺-e^- Recombination Rate |journalpublicación=Nature |volumevolumen=422 |issuenúmero=6931 |pagespáginas=500 |doi=10.1038/nature01498 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref>

=== Predicciones del modelo del estado contínuo ===

Para aproximar laclongitud de camino del H₃⁺ en estas nubes, Oka<ref name="Oka2006">{{citecita journalpublicación |lastapellido=Oka |firstnombre=T. |authorlinkenlaceautor= |coauthorscoautores= |yearaño=2006 |monthmes= |titletítulo=Interstellar H₃⁺ |journalpublicación=[[Proceedings of the National Academy of Sciences|PNAS]] |volumevolumen=103 |issuenúmero=33 |pagespáginas=12235–12242 |doi=10.1073/pnas.0601242103 |url= |accessdatefechaaceso= |quote= }}</ref> empleó el [[modelo del estado contínuo]] para determinar las densidades de número predichas en nubes densas y difusas. Como se explicaba más arriba, ambos tipos de nubes tienen el mismo mecanismo de formación para, pero diferentes mecanismos dominantes de destrucción. En nubes densas, la transferencia de protón con CO es el mecanismo de destrucción dominante. Esto corresponde a una densidad de número de 10^-4 cm^-3 en nubes densas.