Diferencia entre revisiones de «Hidrógeno molecular protonado»

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 emisionemisión]] 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= |coautores=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>

Sin embargo, los rayos cósmicos tienen tanta energía que serán relativamente poco afectados, dado que la energía requerida para ionizar la molécula de H₃⁺ es pequeña en términos relativos. En las nubes interestelares, los rayos cósmicos dejan tras de sí una cola de iones H₂⁺, y de H₃⁺. En laboratorios, los iones H₃⁺ se producen por el mismo mecanismo de células de descarga en plasma, donde la descarga eléctrica suministra la energía para ionizar las moléculas H₂.