Kation trihidrogen
Molekul hidrogen terprotonasi, kation trihidrogen, ataupun H, adalah salah satu ion yang paling melimpah di alam semesta. Molekul ini stabil pada medium antarbintang (interstellar medium) oleh karena temperatur dan rapatan medium yang rendah. Kation ini juga merupakan molekul triatomik yang paling sederhana karena dua elektron yang terdapat pada molekul tersebut adalah satu-satunya elektron valensi pada sistem tersebut. Molekul ini juga merupakan salah satu contoh dari sistem ikatan dua elektron dengan tiga pusat.
H pertama kali ditemukan oleh J.J. Thomson pada tahun 1911. Ketika dia sedang mempelajari spesies resultan dari lucutan plasma, dia menemukan sesuatu yang aneh. Dengan menggunakan spektrometri mass, dia menemukan ion molekul dengan nisbah massa terhadap muatan yang sangat banyak dengan nilai 3. Dia memperkirakan kemungkinannya adalah C ataupun H. Oleh karena C sangat tidak memungkinkan dan sinyal tersebut sangat kuat terjadi pada gas hidrogen murni, dia secara akurat memprediksi spesies ini sebagai H.
Lintasan formasi molekul ini ditemukan oleh Hogness & Lunn pada tahun 1925. Mereka juga menggunakan spektrometri mass untuk mempelajari lucutan hidrogen. Mereka menemukan bahwa seiring dengan tekanan hidrogen yang meningkat, jumlah kation H juga meningkat secara linear dan jumlah H menurun secara linearl. Selain itu, keberadaan H pada sembarang tekanan sangat sedikit. Data ini menunjukkan adanya lintasan formasi pertukaran proton.
Pada tahun 1961, Martin dkk. pertama kali mensugestikan bahwa H mungkin hadir di ruang antarbintang dikarenakan banyaknya jumlah hidrogen di sana dan lintasan reaksinya adalah eksotermik (~1.5 eV). Hal ini mengantar Watson dan Herbst & Klemperer, pada tahun 1973, mensugestikan bahwa H bertanggungjawab atas formasi ion molekul yang banyak diamati.
Pada tahun 1980, spektrum pertama H ditemukan oleh Takeshi Oka, yang mana merupakan pita fundamental ν dengan menggunakan teknik deteksi modulasi frekuensi. Temuan ini menjadi asal mula pencarian H antarbintang. Garis emisi pertama kali terdeksi pada akhir tahun 1980-an dan awal 1990-an di ionosfer Yupiter, Saturnus, dan Uranus. Pada tahun 1996, H akhirnya terdeteksi di medium antarbintang oleh Geballe & Oka di dua awan molekul antarbintang di GL2136 and W33A. Pada tahun 1998, H secara tidak terduga terdeteksi oleh McCall dkk. pada awan antarbintang baur di Cyg OB2 No. 12.
Susunan atom-atom hidrogen dalam molekul ini membentuk segitiga sama sisi. Molekul ini memiliki struktur resonansi yang mewakili ikatan dua elektron dengan tiga pusat. Kekuatan ikatan ini telah dihitung dan diperkirakan sekitar 4.5 eV (104 kcal per mol). Molekul ini memberikan contoh yang bagus untuk mengilustrasikan pentingnya delokalisasi pasangan elektron agar molekul menjadi stabil.
Lintasan utama dari produksi H adalah dengan reaksi antara H dan H.
Konsentrasi H menjadi pereaksi pembatas. H hanya dapat dihasilkan di ruang antarbintang dengan ionisasi H oleh sinar kosmos.
Namun, sinar kosmos memiliki energi yang sangat besar sehingga energi yang diperlukan untuk mengionisasi H secara relatif tidak menyebabkan berkurangnya energi sinar. Di awan antarbintang, sinar kosmos meninggalkan jejak H dan H. Di laboratorium, H diproduksi dengan mekanisme yang sama di sel lucutan plasma dengan potensial lucutan yang memberikan energi untuk mengionisasi H.
Terdapat berbagai macam reaksi yang dapat memusnahkan H. Lintasan yang paling dominan pada awan antarbintang yang rapat adalah melalui transfer proton dengan benturan zat yang netral. Zat yang netral tersebut kemungkinan besar adalah molekul yang paling banyak kedua di luar angkasa, yaitu karbon monoksida
Reaksi ini menghasilkan HCO, sebuah molekul yang penting dalam kimia antarbintang. Molekul ini memiliki dipol yang sangat kuat dan kelimpahannya yang sangat besar membuatnya sangat mudah dideteksi dengan radioastronomi. H juga dapat bereaksi dengan atom oksigen membentuk OH dan H.
OH biasanya akan bereaksi lagi dengan H dan menghasilkan molekul yang terhidrogenasi.
Pada titik ini, reaksi antara OH dan H tidak lagi eksotermik pada awan antarbintang. Lintasan pemusnahan OH+ yang paling umum adalah dengan rekombinasi disosiatif, menghasilkan empat set produk yang memungkinkan: HO + H, OH + H, OH + 2H, dan O + H + H. Walaupun air adalah salah satu hasil reaksi yang memungkinkan, ia bukanlah produk yang efisien. Percobaan yang berlainan menunjukkan bahwa air dihasilkan pada taraf 5% - 33%. Pembentukan air pada debu kosmos masih merupakan sumber air di medium antarbintang.
Lintasan pemusnahan H yang paling umum di awan antarbintang baur adalah rekombinasi disosiatif. Reaksi ini menghasilkan berbagai produk. Produk utama adalah tiga atom hidrogen, dengan persentase 75%. Produk lainnya adalah H dan H dengan persentase 25%.
Molekul paling melimpah di awan antarbintang yang rapat adalah H. Ketika molekul H berbenturan dengan H, secara stoikiometri benturan ini tidak akan menghasilkan apa-apa. Namun, sebuah transfer proton masih bisa terjadi dan berpotensi mengganti spin inti molekul tergantung pada spin inti proton. Terdapat dua konfigurasi spin H yang berbeda, dinamakan orto dan para. Orto-H memiliki tiga spin proton yang paralel, menghasilkan total spin sebesar 3/2. Para-H mempunyai dua spin proton yang paralel dan satu antiparalel, menghasilkan total spin sebesar 1/2. Hal yang sama juga terjadi pada H, yang mana ortohidrogen memiliki total spin inti 1 dan parahidrogen memiliki total spin inti 0. Ketika orto-H dan para-H berbenturan, terjadi transfer proton dan mengubah spin total molekul, menghasilkan para-H dan orto-H.
Spektroskopi dari H sangat menantang oleh karena dipol momen molekulnya yang tidak permanen. Oleh karena itu penggunaan spektroskopi putaran sangat tidak memungkinkan. Sinar ultraviolet juga memiliki energi yang cukup besar untuk mendisosiasi molekul ini. Spektroskopi Rovibronik memungkinkan kita untuk mengamati H. Hal ini dimungkinkan karena getaran H memiliki momen dipol yang lemah. Sejak spektrum pertama Oka, sekitar 900 garis absorpsi telah dideteksi pada daerah inframerah. Garis emisi H juga telah ditemukan dengan mengamati atmosfer planet Jovian. Garis emisi H ditemukan dengan mengamati hidrogen molekul dan mencari garis yang tidak memungkinkan untuk hidrogen molekul.
H telah terdeteksi di dua lingkungan samawi: planet Jovian dan awan antarbintang. Di planet Jovian, ia telah terdeteksi di ionosfer planet, daerah di mana energi radiasi matahari yang tinggi mengionisasi partikel-partikel di atmosfer. Oleh karena terdapat sejumlah H yang tinggi, radiasi ini mampun menghasilkan H yang cukup banyak. Selain itu, dengan sumber yang berjalur lebar (memiliki banyak gelombang sinar) seperti matahari, terdapat radiasi yang cukup untuk memompa H untuk naik ke keadaan tenaga yang lebih tinggi di mana ia dapat berelaksasi dengan pancaran terangsang (stimulated emission) dan spontan.
Deteksi pertama dari garis emisi H dilaporkan pada tahun 1989 oleh Drossart dkk., di mana ia ditemukan di ionosfer Yupiter. Drossart menemukan total 23 garis H dengan rapatan kolom (column density) sebesar 1,39 * 10 cm. Dengan menggunakan garis-garis ini, mereka berhasil memperkirakan temperatur H sebesar ~1 100 K, yang sebanding dengan temperatur yang ditentukan dengan garis emisi H yang lain. Pada tahun 1993, H ditemukan di Saturnus oleh Geballe et.al. dan di oleh Trafton dkk.
H belum pernah terdeteksi di medium antarbintang sampai dengan tahun 1996 ketika Geballe & Oka melaporkan deteksi H di dua awan molekul di GL2136 and W33A. Kedua sumber itu memiliki temperatur H kira-kira 35 K dan rapatan kolom (column density) kira-kira 10 cm. Sejak saat itu, H telah terdeteksi di sejumlah awan molekul seperti di AFGL 2136, Mon R2 IRS 3, GCS 3-2, GC IRS 3, dan LkHα 101.
Secara tidak terduga, tiga garis H terdeteksi oleh McCall dkk. pada tahun 1998 di awan baur di Cyg OB2 No. 12. Sebelum tahun 1998, rapatan H diperkirakan sangat rendah untuk menghasilkan sejumlah H yang cukup banyak untuk terdeteksi. McCall mendeteksi temperature sebesar ~27 K dan rapatan kolom sebesar ~ 10 cm, sama seperti rapatan kolom Geballe & Oka. Sejak itu, H telah terdeteksi di banyak awan baur lainnya seperti GCS 3-2, GC IRS 3, dan ζ Persei.
Untuk memperkirakan panjang garis edar H di awan-awan ini, Oka menggunakan model keadaan tunak (steady-state model) untuk menentukan nomor rapatan di awan-awan yang rapat dan baur. Seperti yang disebutkan di atas, baik di awan rapat maupun baur memiliki mekanisme pembentukan H yang sama, namun mekanisme pemusnahan yang berbeda. Di awan yang rapat, transfer proton mendominasi mekanisme pemusnahan. Hal ini susuai dengan nomor rapatan sebesar 10 cm di awan yang rapat.
Di awan yang baur, mekanisme yang mendominasi pemusnahan adalah rekombinasi disosiatif. Hal ini seusai dengan nomor rapatan sebesar 10 cm yang diprediksikan di awan baur. Oleh karena rapatan kolom untuk awan baur dan rapat adalah hampir sama, maka garis edar di awan baur memiliki garis edar 100 kali lebih besar daripada garis edar di awan yang rapat. Oleh karena itu, dengan menggunakan H sebagai kuar (probe) dari awan-awan ini, ukuran relatif awan-awan ini dapat ditentukan.