Hidrógeno molecular protonado

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Hidrógeno molecular protonado

El Hidr√≥geno molecular protonado, cati√≥n trihidr√≥geno, o H3+, es uno de los iones m√°s abundantes del Universo. Es estable en el medio interestelar debido a la baja temperatura y baja densidad del espacio interestelar. El ion H3+ posee gran importancia en la qu√≠mica en fase gaeosa del medio interestelar, sin paralelo con ning√ļn otro ion poliat√≥mico. Este cati√≥n es tambi√©n la mol√©cula triat√≥mica m√°s simple, ya que sus dos electrones son los √ļnicos electrones de valencia del sistema. Es asimismo un ejemplo de sistema de enlace de tres centros y dos electrones.

El hidrógeno triatómico[1] o trihidrógeno, H3 es una molécula de Rydberg de gran inestabilidad porque su estado electrónico fundamental es disociativo pero sus estados excitados o estados de Rydberg poseen una vida media relativamente alta comparadas con sus periodos vibracionales y rotacionales. Sin embargo el catión H3+ (hidrógeno molecular protonado o catión trihidrógeno)es estable.[2]

Modelo de esferas sólidas o de ocupación del espacio (space-filling) del catión trihidrógeno, H3+


Contenido

Historia

El ion H3+ fue descubierto por J.J. Thomson en 1911 al estudiar las especies qu√≠micas contenidas en el gas sometido a descarga el√©ctrica en los tubos de rayos cat√≥dicos.[3] Usando una forma primitiva de espectrometr√≠a de masas, descubri√≥ un gran n√ļmero de iones moleculares con una relaci√≥n masa-carga igual a 3. Estableci√≥ dos posibles hip√≥tesis que corresponder√≠an a los iones C4+ o bien H3+. Puesto que C4+ ser√≠a muy improbable y la cantidad obtenida crec√≠a si el gas del tubo era hidr√≥geno puro, dedujo correctamente que se trataba de H3+.

El mecanismo de formación fue descubierto por Hogness & Lunn en 1925[4] 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.

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).[5] 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.[6] [7]

Hasta 1980 no se descubri√≥ el espectro de H3+ por parte de Takeshi Oka.[8] Estaba en la banda fundamental őĹ2 y utiliz√≥ una t√©cnica llamada detecci√≥n por modulaci√≥n de frecuencia. Esto dio comienzo a la b√ļsqueda del H3+ interestelar. Las l√≠neas de emision fueron detectadas a finales de los 1980s y comienzos de los 1990s en las ionosferas de J√ļpiter, Saturno, y Urano.[9] [10] [11] En 1996, se detect√≥ finalmente H3+ en el medio interestelar por parte de Geballe & Oka en dos nubes interestelares moleculares interstellar clouds en las trayectorias hasta GL2136 and W33A.[12] In 1998, H3+ was unexpectedly detected by McCall et al. in a diffuse interstellar cloud in the sightline Cyg OB2 No. 12.[13]

Diagrama de orbitales moleculares (OM) de la molécula de H3+ donde se observa la baja energía del orbital enlazante respecto de las energías de los átomos H y del catión H+ por separado.

Estructura

La ordenación de los átomos de hidrógeno en la molécula es un triángulo equilátero. La molécula tiene una estructura resonante que corresponde a un enlace de tres centros y dos electrones. La fuerza del enlace ha sido calculada y es aproximadamente 4.5 eV (104 kcal/mol ó 24,9 kJ/mol).[14] Esta molécula es un buen ejemplo que ilustra la importancia de la 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[15] y consiste en la reacción entre el catión dihidrógeno, H2+, y el hidrógeno molecular, H2, con liberación de átomos de hidrógeno, H.

 H_2^+ \ + \ H_2 \longrightarrow H_3^+ \ + \ H

La concentración de iones H2+ es la que limita esta reacción. Los iones H3+ sólo pueden generarse en el espacio interestelar, por la existencia de H2 ionizado por rayos cósmicos.

 H_2 \ + \ rayos \, c \acute{o} smicos \longrightarrow H_2^+ \ + \ e^- \ + \ rayos \, c \acute{o} smicos

Sin embargo,los rayos c√≥smicos tienen tanta energ√≠a que ser√°n relativamente poco afectados, dado que la energ√≠a requerida para ionizar la mol√©cula de H3+ es peque√Īa en t√©rminos relativos. En las nubes interestelares, los rayos c√≥smicos dejan tras de s√≠ una cola de iones H2+, y de H3+. En laboratorios, los iones H3+ se producen por el mismo mecanismo de c√©lulas de descarga en plasma,donde la descarga el√©ctrica suministra la energ√≠a para ionizar las mol√©culas H2.

Destrucción

Hay muchas reacciones de destrucción[15] del H3+. El camino de destrucción dominante en nubes interestelares densas es por transferencia de protón tras una colisión neutra. El candidato más probable para una colisión destructiva es la segunda molécula más abundante en el espacio, monóxido de carbono, CO.

 H_3^+ \ + \ CO \longrightarrow HCO^+ \ + \ H_2 \

El producto significativo de esta reacción es HCO+, una molécula importante para la química interestelar. Su gran momento dipolar y elevada abundancia relativa la hacen fácilmente detectable por radioastronomía. H3+ también puede reacccionar con oxígeno atómico para formar OH+ and H2.

 H_3^+ \ + \ O \longrightarrow OH^+ \ + \ H_2 \

Los iones OH+ reaccionan habituamente con más H2 para formar moléculas hidrogenadas.

 OH^+ \ + \ H_2 \longrightarrow OH_2^+ \ + \ H \

 OH_2^+ \ + \ H_2 \longrightarrow OH_3^+ \ + \ H \

Llegados a este punto, la reacción entre OH3+ y H2 ya no es exotérmica en nubes interestelares. El mecanismo de destrucción más frecuente para OH3+ es la recombinación disociativa, que produce cuatro posibles conjuntos de productos:

  • H2O + H,
  • OH + H2,
  • OH + 2H, y
  • O + H2 + H.

El agua es un posible producto de la reacción, pero posee un rendimiento muy bajo. Diferentes experimentos han sugerido que el agua se crea en cualquier sitio un 5% - 33% del tiempo. La conversión en H2 y H sólo ocurre en torno al 25% del tiempo.

El mecanismo de destrucci√≥n m√°s frecuente para H3+ es tambi√©n la recombinaci√≥n disociativa, que produce m√ļltiple productos, siendola reacci√≥n m√°s frecuente la que produce tres √°tomos de hidr√≥geno, la cual ocurre aproximadamente el 75% del tiempo. Es de menos importancia la formaci√≥n de H2 and H, que ocurre aproximadamente un 25% del tiempo. La formaci√≥n de agua en el polvo c√≥smico es todav√≠a considerada la fuente primaria de agua en el medio interestelar.

Isómeros orto y para del H3+

Archivo:H3+H2.png
Una colisión entre orto-H3+ y para-H2.

La molécula más abundante en las nubes interestelares densas es el hidrógeno H2. Cuando una molécula de H3+ colisiona con H2, estquiométricamente no hay rendimiento neto. Sin embargo, una transferencia de un protón todavía puede tener lugar, lo cual cambia potencialmente el espín espín nuclear total de las dos moléculas, dependiendo de los espines nucleares de los protones. Para el H3+ son posibles dos configuraciones distintas llamadas orto y para.

  • Orto-H3+ tiene los tres protones con espines paralelos, de lo que resulta un esp√≠n total de 3/2.
  • Para-H3+ tiene dos protones con espines paralelos y un tercero que es antiparalelo, lo que da un esp√≠n total de 1/2.

De igual manera, H2 tiene también isómeros de espín del hidrógeno o estados orto y para, donde orto-H2 tiene un espín nuclear de 1, mientras la forma para-H2 tiene un espín nuclear total de 0. Cuando una molécula de orto-H3+ y otra de para-H2 colisionan, el potón transferido cambia los espines totales de lasdosmoléculas, generando un para-H3+ y un orto-H2.[15]

Espectroscopía

La espectroscop√≠a del H3+ requiere mucho esfuerzo. Debido a su falta de momento dipolar permanente, la espectroscop√≠a rotacional pura del H3+ es imposible. La luz ultravioleta es demasiado energ√©tica y disociar√≠a la mol√©cula. La espectroscop√≠a de excitaci√≥n rovibr√≥nica provee la posibilidad de observar el H3+. La espectroscop√≠a rovibr√≥nica es posible con el H3+ porque uno de los modos de vibraci√≥n de esta mol√©cula, el modo de enlace asim√©trico őĹ2, tiene un d√©bil momento dipolar. En el espectro inicial realizado por Oka,[8] se detectaron unas 900 l√≠neas de absorci√≥n en la regi√≥n infrarroja. Las l√≠neas de emisi√≥n del H3+ tambi√©n han sido observadas en las atm√≥sferas de los planetas jovianos. Las l√≠neas de emisi√≥n del H3+ tambi√©n se observan en los espectros de hidr√≥geno molecular buscando l√≠neas que no pueden atribuirse al hidr√≥geno molecular.

Detección astronómica

Se han detectado moléculas de H3+ en dos entornos astronómicos: los planetas jovianos y las nubes interestelares. En los planetas jovianos, se ha detectado en las ionosferas, la región donde la radiación de alta energía procedente del Sol ioniza las partículas atmosféricas. Puesto qye hay un elevado nivel de H2 en esas atmósferas, la radiación produce una cantidad significativa de H3+. También, con una fuente tan extensa como el Sol, hay mucha radiación para excitar las moléculas de H3+ a estados energéticos más altos desde los que pueden relajarse por emisión estimulada y espontánea.

Atmósferas planetarias

La detecci√≥n de las primeras l√≠neas de emisi√≥n de H3+ fue registrada en 1989 por Drossart et al.,[9] en la ionosfera de J√ļpiter. Drossart encontr√≥ un total de 23 l√≠neas de H3+ con una densidad de columna de 1.39 * 109 cm-2. Usando estas l√≠neas, fueron capaces de asignar una temperatura del H3+ de ~1.100 K (826,85 ¬įC), que es comparable a las temperaturas determinadas de las l√≠neas de emisi√≥n de otras especies como H2. En 1993, H3+ fue encontrado en Saturno por Geballe et al.[10] y en Urano por Trafton et al.[11]

Nubes moleculares interestelares

No se detect√≥ H3+ en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe & Oka informaron sobre la detecci√≥n de H3+ en dos nubes moleculares visibles, GL2136 y W33A.[12] Ambas fuentes ten√≠an temperaturas de H3+ de aproximadamente 35 K (-238 ¬įC) y densidades de columna de aproximadamente 1014 cm-2. Desde entonces, se ha detectado H3+ en otras numerosas nubes moleculares, como AFGL 2136,[16] Mon R2 IRS 3,[16] GCS 3-2,[17] GC IRS 3,[17] y LkHőĪ 101.[18]

Nubes interestelares difusas

De modo inesperado, se detectaron tres l√≠neas de H3+ en 1998 por McCall et al. en la nube difusa de Cyg OB2 No. 12.[13] Antes de 1998, se pensaba que la densidad de H2 era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H3+. McCall detect√≥ una temperatura de ~27 K (-246 ¬įC) 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, como GCS 3-2,[17] GC IRS 3,[17] y ő∂ Persei.[19]

Predicciones del modelo del estado contínuo

Para aproximar laclongitud de camino del H3+ en estas nubes, Oka[20] emple√≥ el modelo del estado cont√≠nuo para determinar las densidades de n√ļmero predichas en nubes densas y difusas. Como se explicaba m√°s arriba, ambos tipos de nubes tienen el mismo mecanismo de formaci√≥n para, pero diferentes mecanismos dominantes de destrucci√≥n. En nubes densas, la transferencia de prot√≥n con CO es el mecanismo de destrucci√≥n dominante. Esto corresponde a una densidad de n√ļmero de 10-4 cm-3 en nubes densas.

n(H3+) = (ő∂ / kCO)[n(H2) / n(CO)] ‚Čą 10-4 cm-3
n(H3+) = (ő∂ / ke)[n(H2) / n(C+)] ‚Čą 10-6 cm-3

En nubes difusas, el mecanismo de destrucci√≥n dominante es la recombinaci√≥n disociativa. Esto corresponde a una densidad de n√ļmero de 10-6 cm-3 en nubes difusas. Por tanto, ya que las densidades de columna para nubes difusas y densas son aproximadamente del mismo orden de magnitud, las nubes difusas deben tener una longitud de camino 100 veces mayor que para nubes densas. Y por consiguiente, empleando el H3+ como una sonda en estas nubes, se puede determinar su tama√Īo relativo.


Véase también

Referencias

  1. ‚ÜĎ Triatomic Hydrogen. Department of Molecular and Optical Physics, University of Freiburg, Germany.
  2. ‚ÜĎ Raynor, Susanne; Herschbach Dudley R.. ¬ęElectronic structure of Rydberg states of triatomic hydrogen, neon hydride, hydrogen fluoride (H2F), H3O, NH4 and CH5 molecules.¬Ľ (en Ingl√©s). J. Phys. Chem., 1982, (DOI: 10.1021/j100215a020: ACS) 86 ((18)):  pp. 3592‚Äď3598. http://pubs.acs.org/doi/abs/10.1021/j100215a020. Consultado el 15-nov-2009. 
  3. ‚ÜĎ Thomson, J. J. (1913). ¬ęRays of Positive Electricity¬Ľ. Proceedings of the Royal Society A 89 (607):  pp. 1‚Äď20. doi:10.1098/rspa.1913.0057. 
  4. ‚ÜĎ Hogness, T. R.; Lunn, E. G. (1925). ¬ęThe Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis¬Ľ. Physical Review 26 (1):  pp. 44‚Äď55. doi:10.1103/PhysRev.26.44. 
  5. ‚ÜĎ Martin, D. W.; McDaniel, E. W.; Meeks, M. L. (1961). ¬ęOn the Possible Occurrence of H3+ in Interstellar Space¬Ľ. Astrophysical Journal 134:  pp. 1012. 
  6. ‚ÜĎ Watson, W. D. (1973). ¬ęThe Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions¬Ľ. Astrophysical Journal 183 (2):  pp. L17. doi:10.1086/181242. 
  7. ‚ÜĎ Herbst, E.; Klemperer, W. (1973). ¬ęThe Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds¬Ľ. Astrophysical Journal 185:  pp. 505. doi:10.1086/152436. 
  8. ‚ÜĎ a b Oka, T. (1980). ¬ęObservation of the Infrared Spectrum of H3+¬Ľ. Physical Review Letters 45:  pp. 531‚Äď534. doi:10.1103/PhysRevLett.45.531. 
  9. ‚ÜĎ a b Drossart, P.; et al. (1989). ¬ęDetection of H3+ on Jupiter¬Ľ. Nature 340 (6234):  pp. 539. doi:10.1038/340539a0. 
  10. ‚ÜĎ a b Geballe, T. R.; et al. (1993). ¬ęDetection of H3+ Infrared Emission Lines in Saturn¬Ľ. Astrophysical Journal 408 (2):  pp. L109. doi:10.1086/186843. 
  11. ‚ÜĎ a b Trafton, L. M.; et al. (1993). ¬ęDetection of H3+ from Uranus¬Ľ. Astrophysical Journal 405:  pp. 761. doi:10.1086/172404. 
  12. ‚ÜĎ a b Geballe, T. R.; Oka, T. (1996). ¬ęDetection of H3+ in Interstellar Space¬Ľ. Nature 384 (6607):  pp. 334‚Äď335. doi:10.1038/384334a0. 
  13. ‚ÜĎ a b McCall, B. J.; et al. (1998). ¬ęDetection of H3+ in the Diffuse Interstellar Meduim Toward Cygnus OB2 No. 12¬Ľ. Science 279 (5358):  pp. 1910‚Äď1913. doi:10.1126/science.279.5358.1910. 
  14. ‚ÜĎ McCall, B. J.; et al. (2004). ¬ęDissociative Recombination of Rotationally Cold H3+¬Ľ. Physical Review A 70 (5):  pp. 052716. doi:10.1103/PhysRevA.70.052716. 
  15. ‚ÜĎ a b c Herbst, E. (2000). ¬ęThe Astrochemistry of H3+¬Ľ. Phil. Trans. R. Soc. Lond. A. 358 (1774):  pp. 2523‚Äď2534. doi:10.1098/rsta.2000.0665. 
  16. ‚ÜĎ a b McCall, B. J.; et al. (1999). ¬ęObservations of H3+ in Dense Molecular Clouds¬Ľ. Astrophysical Journal 522:  pp. 338‚Äď348. doi:10.1086/307637. 
  17. ‚ÜĎ a b c d Goto, M.; et al. (2002). ¬ęAbsorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources I. GCS 3-2 and GC IRS3¬Ľ. Astron. Soc. Japan 54:  pp. 951. 
  18. ‚ÜĎ Brittain, S. D.; et al. (2004). ¬ęInterstellar H3+ Line Absorption toward LkHőĪ 101¬Ľ. Astrophysical Journal 606:  pp. 911‚Äď916. doi:10.1086/383024. 
  19. ‚ÜĎ McCall, B. J.; et al. (2003). ¬ęAn Enhanced Cosmic-ray Flux towards ő∂ Persei Inferred from a Laboratory Study of the H3+-e- Recombination Rate¬Ľ. Nature 422 (6931):  pp. 500. doi:10.1038/nature01498. 
  20. ‚ÜĎ Oka, T. (2006). ¬ęInterstellar H3+¬Ľ. PNAS 103 (33):  pp. 12235‚Äď12242. doi:10.1073/pnas.0601242103. 

Enlaces externos


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