title: Hidrógeno molecular protonado
text: # Hidrógeno molecular protonado
  
  El Hidrógeno molecular protonado, catión trihidrógeno, H$_3$$^+$, o Hidrógeno triatómico es uno de los iones más abundantes del Universo. Es estable en el medio interestelar debido a la baja temperatura y baja densidad del espacio interestelar. El ion H$_3$$^+$ posee gran importancia en la química en fase gaeosa del medio interestelar, sin paralelo con ningún otro ion poliatómico. Este catión es también la molécula triatómica más simple, ya que sus dos electrones son los únicos electrones de valencia del sistema. Es asimismo un ejemplo de sistema de enlace de tres centros y dos electrones.
  El hidrógeno triatómico o trihidrógeno, H$_3$ 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 H$_3$$^+$ (hidrógeno molecular protonado o catión trihidrógeno)es estable.
  
  # Hidrógeno molecular protonado
  ## Historia
  
  El ion H$_3$$^+$ fue descubierto por J.J. Thomson en 1911 al estudiar las especies químicas contenidas en el gas sometido a descarga eléctrica en los tubos de rayos catódicos. Usando una forma primitiva de espectrometría de masas, descubrió un gran número de iones moleculares con una relación masa-carga igual a 3. Estableció dos posibles hipótesis que corresponderían a los iones C$^{4+}$ o bien H$_3$$^+$. Puesto que C$^{4+}$ sería muy improbable y la cantidad obtenida crecía si el gas del tubo era hidrógeno puro, dedujo correctamente que se trataba de H$_3$$^+$.
  El mecanismo de formación fue descubierto por Hogness & Lunn en 1925 que también emplearon una forma primaria de espectrometría de masas para estudiar los productos obtenidos tras someter al hidrógeno a descarga eléctrica. Observaron que la cantidad de H$_3$$^+$ aumentaba con la presión del gas hidrógeno del tubo, al mismo tiempo que disminuía linealmente la cantidad de H$_2$$^+$. Además, para cualquier presión, la presencia de H$^+$ era escasa. Estos datos sugerían un mecanismo de formación por intercambio de protón, que se muestra en el apartado de formación.
  En 1961, Martin et al. sugirieron en primer lugar que H$_3$$^+$ 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). Esto condujo a la sugerencia de Watson y Herbst & Klemperer en 1973 de que el H$_3$$^+$ es responsable de la formación de muchos iones moleculares observados.
  Hasta 1980 no se descubrió el espectro de H$_3$$^+$ por parte de Takeshi Oka. Estaba en la banda fundamental ν$_2$ y utilizó una técnica llamada detección por modulación de frecuencia. Esto dio comienzo a la búsqueda del H$_3$$^+$ interestelar. Las líneas de emisión fueron detectadas a finales de los 1980s y comienzos de los 1990s en las ionosferas de Júpiter, Saturno, y Urano. En 1996, se detectó finalmente H$_3$$^+$ en el medio interestelar por parte de Geballe & Oka en dos nubes interestelares moleculares interstellar clouds en las trayectorias hasta GL2136 and W33A. In 1998, H$_3$$^+$ was unexpectedly detected by McCall et al. in a diffuse interstellar cloud in the sightline Cyg OB2 No. 12.
  
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  ## 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 o 24,9 kJ/mol). 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.
  
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  ## Formación
  
  El principal mecanismo para la producción de H$_3$$^+$ ha sido propuesto por E. Herbst y consiste en la reacción entre el catión dihidrógeno, H$_2$$^+$, y el hidrógeno molecular, H$_2$, con liberación de átomos de hidrógeno, H.
  $H_{2}^{+}\ +\ H_{2}\longrightarrow H_{3}^{+}\ +\ H$
  La concentración de iones H$_2$$^+$ es la que limita esta reacción. Los iones H$_3$$^+$ sólo pueden generarse en el espacio interestelar, por la existencia de H$_2$ ionizado por rayos cósmicos.
  $H_{2}\ +\ rayos\,c{\acute {o}}smicos\longrightarrow H_{2}^{+}\ +\ e^{-}\ +\ rayos\,c{\acute {o}}smicos$
  Sin embargo, los rayos cósmicos tienen tanta energía que serán relativamente poco afectados, dado que la energía requerida para ionizar la molécula de H$_3$$^+$ es pequeña en términos relativos. En las nubes interestelares, los rayos cósmicos dejan tras de sí una cola de iones H$_2$$^+$, y de H$_3$$^+$. En laboratorios, los iones H$_3$$^+$ se producen por el mismo mecanismo de células de descarga en plasma, donde la descarga eléctrica suministra la energía para ionizar las moléculas H$_2$.
  
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  ## Destrucción
  
  Hay muchas reacciones de destrucción del H$_3$$^+$. El camino de destrucción dominante en nubes interestelares densas es por transferencia de protón tras una colisión neutra. El candidato más probable para una colisión destructiva es la segunda molécula más abundante en el espacio, monóxido de carbono, CO.
  $H_{3}^{+}\ +\ CO\longrightarrow HCO^{+}\ +\ H_{2}\$
  El producto significativo de esta reacción es HCO$^+$, una molécula importante para la química interestelar. Su gran momento dipolar y elevada abundancia relativa la hacen fácilmente detectable por radioastronomía. H$_3$$^+$ también puede reacccionar con oxígeno atómico para formar OH$^+$ y H$_2$.
  $H_{3}^{+}\ +\ O\longrightarrow OH^{+}\ +\ H_{2}\$
  Los iones OH$^+$ reaccionan habituamente con más H$_2$ para formar moléculas hidrogenadas.
  $OH^{+}\ +\ H_{2}\longrightarrow OH_{2}^{+}\ +\ H\$
  $OH_{2}^{+}\ +\ H_{2}\longrightarrow OH_{3}^{+}\ +\ H\$
  Llegados a este punto, la reacción entre OH$_3$$^+$ y H$_2$ ya no es exotérmica en nubes interestelares. El mecanismo de destrucción más frecuente para OH$_3$+ es la recombinación disociativa, que produce cuatro posibles conjuntos de productos:
  * H$_2$O + H,
  * OH + H$_2$,
  * OH + 2H, y
  * O + H$_2$ + 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 H$_2$ y H sólo ocurre en torno al 25% del tiempo.
  El mecanismo de destrucción más frecuente para H$_3$+ es también la recombinación disociativa, que produce múltiple productos, siéndola 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$_2$ 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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  ## Isómeros orto y para del H$_3$$^+$
  
  La molécula más abundante en las nubes interestelares densas es el hidrógeno H$_2$. Cuando una molécula de H$_3$$^+$ colisiona con H$_2$, estquiométricamente no hay rendimiento neto. Sin embargo, una transferencia de un protón todavía puede tener lugar, lo cual cambia potencialmente el espín espín nuclear total de las dos moléculas, dependiendo de los espines nucleares de los protones. Para el H$_3$$^+$ son posibles dos configuraciones distintas llamadas orto y para.
  * Orto-H$_3$$^+$ tiene los tres protones con espines paralelos, de lo que resulta un espín total de 3/2.
  * Para-H$_3$$^+$ 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$_2$ tiene también isómeros de espín del hidrógeno o estados orto y para, donde orto-H$_2$ tiene un espín nuclear de 1, mientras la forma para-H$_2$ tiene un espín nuclear total de 0. Cuando una molécula de orto-H$_3$$^+$ y otra de para-H$_2$ colisionan, el potón transferido cambia los espines totales de lasdosmoléculas, generando un para-H$_3$$^+$ y un orto-H$_2$.
  
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  ## Espectroscopía
  
  La espectroscopia del H$_3$$^+$ requiere mucho esfuerzo. Debido a su falta de momento dipolar permanente, la espectroscopia rotacional pura del H$_3$$^+$ es imposible. La luz ultravioleta es demasiado energética y disociaría la molécula. La espectroscopia de excitación rovibrónica provee la posibilidad de observar el H$_3$$^+$. La espectroscopia rovibrónica es posible con el H$_3$$^+$ porque uno de los modos de vibración de esta molécula, el modo de enlace asimétrico ν$_2$, tiene un débil momento dipolar. En el espectro inicial realizado por Oka, se detectaron unas 900 líneas de absorción en la región infrarroja. Las líneas de emisión del H$_3$$^+$ también han sido observadas en las atmósferas de los planetas jovianos. Las líneas de emisión del H$_3$$^+$ también se observan en los espectros de hidrógeno molecular buscando líneas que no pueden atribuirse al hidrógeno molecular.
  
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  ## Detección astronómica
  
  Se han detectado moléculas de H$_3$$^+$ en dos entornos astronómicos: los planetas jovianos y las nubes interestelares. En los planetas jovianos, se ha detectado en las ionosferas, la región donde la radiación de alta energía procedente del Sol ioniza las partículas atmosféricas. Puesto que hay un elevado nivel de H$_2$ en esas atmósferas, la radiación produce una cantidad significativa de H$_3$$^+$. También, con una fuente tan extensa como el Sol, hay mucha radiación para excitar las moléculas de H$_3$$^+$ a estados energéticos más altos desde los que pueden relajarse por emisión estimulada y espontánea.
  
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  ## Detección astronómica
  ### Atmósferas planetarias
  
  La detección de las primeras líneas de emisión de H$_3$$^+$ fue registrada en 1989 por Drossart et al., en la ionosfera de Júpiter. Drossart encontró un total de 23 líneas de H$_3$$^+$ con una densidad de columna de 1.39 * 10$^9$ cm$^{-2}$. Usando estas líneas, fueron capaces de asignar una temperatura del H$_3$$^+$ de ~1100 K (826,9 °C), que es comparable a las temperaturas determinadas de las líneas de emisión de otras especies como H$_2$. En 1993, H$_3$$^+$ fue encontrado en Saturno por Geballe et al. y en Urano por Trafton et al.
  
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  ## Detección astronómica
  ### Nubes moleculares interestelares
  
  No se detectó H$_3$$^+$ en el medio interestelar hasta 1996, cuando Geballe & Oka informaron sobre la detección de H$_3$$^+$ en dos nubes moleculares visibles, GL2136 y W33A. Ambas fuentes tenían temperaturas de H$_3$$^+$ de aproximadamente 35 K (−238 °C) y densidades de columna de aproximadamente 10$^{14}$ cm$^{-2}$. Desde entonces, se ha detectado H$_3$$^+$ en otras numerosas nubes moleculares, como AFGL 2136, Mon R2 IRS 3, GCS 3-2, GC IRS 3, y LkHα 101.
  
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  ## Detección astronómica
  ### Nubes interestelares difusas
  
  De modo inesperado, se detectaron tres líneas de H$_3$$^+$ en 1998 por McCall et al. en la nube difusa de Cyg OB2 No. 12. Antes de 1998, se pensaba que la densidad de H$_2$ era demasiado baja para producir una cantidad detectable de H$_3$$^+$. McCall detectó una temperatura de ~27 K (−246 °C) y una densidad de columna de ~ 10$^{14}$ cm$^{-2}$, el mismo valor encontrado por Geballe & Oka. Desde entonces, se ha detectado H$_3$$^+$ en otras muchas nubes difusas, como GCS 3-2, GC IRS 3, y ζ Persei.
  
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  ## Detección astronómica
  ### Predicciones del modelo del estado continuo
  
  Para aproximar la longitud de camino del H$_3$$^+$ en estas nubes, Oka empleó el modelo del estado continuo para determinar las densidades de número predichas en nubes densas y difusas. Como se explicaba más arriba, ambos tipos de nubes tienen el mismo mecanismo de formación para, pero diferentes mecanismos dominantes de destrucción. En nubes densas, la transferencia de protón con CO es el mecanismo de destrucción dominante. Esto corresponde a una densidad de número de 10$^{-4}$ cm$^{-3}$ en nubes densas.
      n(H$_3$$^+$) = (ζ / k$_{CO}$)[n(H$_2$) / n(CO)] ≈ 10$^{-4}$ cm$^{-3}$
      n(H$_3$$^+$) = (ζ / k$_e$)[n(H$_2$) / n(C$^+$)] ≈ 10$^{-6}$cm$^{-3}$
  En nubes difusas, el mecanismo de destrucción dominante es la recombinación disociativa. Esto corresponde a una densidad de número de 10$^{-6}$ cm$^{-3}$ en nubes difusas. Por tanto, ya que las densidades de columna para nubes difusas y densas son aproximadamente del mismo orden de magnitud, las nubes difusas deben tener una longitud de camino 100 veces mayor que para nubes densas. Y por consiguiente, empleando el H$_3$$^+$ como una sonda en estas nubes, se puede determinar su tamaño relativo.