Hidróxeno molecular protonado

O **hidróxeno molecular protonado**, **catión trihidróxeno**, ou **H3+**, é un dos ións máis abundantes do Universo. É estable no medio interestelar debido á baixa temperatura e baixa densidade do espazo interestelar. O ión H3+ ten grande importancia na química en fase gasosa do medio interestelar, maior que a de calquera outro ión poliatómico. Este catión é tamén a molécula triatómica máis simple, xa que os seus dous electróns son os únicos electróns de valencia do sistema. É tamén un exemplo de sistema de enlace de tres centros e dous electróns.

En comparación co hidróxeno molecular protonado, o hidróxeno triatómico ou trihidróxeno, H3 é unha molécula de Rydberg de grande inestabilidade porque o seu estado electrónico fundamental é disociativo pero os seus estados excitados ou estados de Rydberg posúen unha vida media relativamente alta comparados cos seus períodos vibracionais e rotacionais. Porén, o catión H3+ (hidróxeno molecular protonado ou catión trihidróxeno) é estable.

## Historia 
O ión H3+ foi descuberto por J.J. Thomson en 1911 ao estudar as especies químicas contidas no gas sometido a descarga eléctrica nos tubos de raios catódicos. Usando unha forma primitiva de espectrometría de masas, descubriu un gran número de ións moleculares cunha relación masa-carga igual a 3. Estableceu dúas posibles hipóteses que corresponderían aos ións C4+ ou ao H3+. Como o C4+ sería moi improbable e a cantidade obtida crecía se o gas do tubo era hidróxeno puro, deduciu correctamente que se trataba de H3+.

O mecanismo de formación foi descuberto por Hogness & Lunn en 1925 que tamén empregaron unha forma primaria de espectrometría de masas para estudar os produtos obtidos tras someter o hidróxeno a descargas eléctricas. Observaron que a cantidade de H3+ aumentaba coa presión do gas hidróxeno do tubo, ao mesmo tempo que diminuía liñalmente a cantidade de H2+. Ademais, a calquera presión, a presenza de H+ era escasa. Estes datos suxerían un mecanismo de formación por intercambio de protóns, que se explica no apartado de Formación.

En 1961, Martin *et al.* suxeriron que o H3+ pode estar presente no espazo interestelar debido á gran cantidade de hidróxeno que hai en dito medio e a que o seu hipotético mecanismo de reacción era exotérmico (~1.5 eV). Isto conduciu á suxestión de Watson e Herbst & Klemperer en 1973 de que o H3+ é responsable da formación de moitos ións moleculares observados.

Ata 1980 non se descubriu o espectro de H3+ por parte de Takeshi Oka. Estaba na banda fundamental ν2 e utilizou para descubrilo unha técnica chamada detección por modulación de frecuencia. Isto deu comezo á busca do H3+ interestelar. As liñas de emisión foron detectadas a finais da década de 1980 e comezos da de 1990 nas ionosferas de Xúpiter, Saturno, e Urano. En 1996, Geballe & Oka detectaron finalmente H3+ no medio interestelar en dúas nubes interestelares moleculares. En 1998, H3+ McCall et al. detectárono inesperadamente noutra nube interestelar difusa.

miniatura|400px|esquerda|Diagrama de orbitais moleculares (OM) da molécula de H3+ onde se observa a baixa enerxía do orbital enlazante respecto das enerxías dos átomos de H e do catión H+ por separado.

## Estrutura 
A disposición dos átomos de hidróxeno na molécula é un triángulo equilátero. A molécula ten unha estrutura resonante que corresponde a un enlace de tres centros e dous electróns. Calculouse a forza do enlace que é aproximadamente 4,5 eV (104 kcal/mol ou 24,9 kJ/mol). Esta molécula é un bo exemplo da importancia da deslocalización de pares de electróns que contribúe á estabilidade das moléculas.

## Formación 
O principal mecanismo para a produción de H3+ foi proposto por E. Herbst e consiste na reacción entre o catión dihidróxeno, H2+, e o hidróxeno molecular, H2, con liberación de átomos de hidróxeno, H.

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

A concentración de ións H2+ é a que limita esta reacción. Os ións H3+ só poden xerarse no espazo interestelar, pola existencia de H2 ionizado polos raios cósmicos.

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

Porén, os raios cósmicos teñen tanta enerxía que son relativamente pouco afectados, dado que a enerxía requirida para ionizar a molécula de H3+ é pequena en termos relativos. Nas nubes interestelares, os raios cósmicos deixan tras de si unha cola de ións H2+, e de H3+. No laboratorio, os ións H3+ prodúcense polo mesmo mecanismo en células de descarga en plasma, onde a descarga eléctrica subministra a enerxía para ionizar as moléculas H2.

## Destrución 
Hai moitas reaccións de destrución Mon R2 IRS 3, GC IRS 3,

### Nubes interestelares difusas 
De modo inesperado, McCall et al. detectaron tres liñas de H3+ en 1998 na nube difusa de Cyg OB2 No. 12.

### Predicións do modelo do estado continuo 
Para aproximar a lonxitude de camiño (*pathlenght*) do H3+ nestas nubes, Oka empregou o modelo do estado continuo para determinar as densidades de número preditas en nubes densas e difusas. Como se explicou máis arriba, ambos os tipos de nubes teñen o mesmo mecanismo de formación para o H3+, pero diferentes mecanismos dominantes de destrución. En nubes densas, a transferencia de protóns con CO é o mecanismo de destrución dominante. Isto corresponde a unha densidade de número de 10−4 cm−3 en nubes densas.
:n(H3+) = (ζ / kCO)[n(H2) / n(CO)] ≈ 10-4 cm-3
:n(H3+) = (ζ / ke)[n(H2) / n(C+)] ≈ 10-6 cm-3
En nubes difusas, o mecanismo de destrución dominante é a recombinación disociativa. Isto corresponde a unha densidade de número de 10−6 cm−3 en nubes difusas. Por tanto, xa que as densidades de columna para nubes difusas e densas son aproximadamente da mesma orde de magnitude, as nubes difusas deben ter unha lonxitude de camiño 100 veces maior que para nubes densas. Por tanto, empregando o H3+ como unha sonda nestas nubes, pódese determinar o seu tamaño relativo.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Hidróxeno molecular ou dihidróxeno, H2
* Catión dihidróxeno, H2+
* Trihidróxeno, H3

### Ligazóns externas 
* H3+ Centro de recursos sobre H3+  (en inglés)
* Astrochemistry.net (en inglés)