プロトン化水素分子
H3 は1911年、ジョゼフ・ジョン・トムソンによって最初に発見された。水素ガス放電中の、H でも H2 でもない奇妙なイオンは、簡便な質量分析の結果より、その質量と電荷の比 (m/e) が水素陽イオンの3倍であるとわかった。トムソンは論文の中でこのイオンの可能性として H3 と C を挙げたが、放電ガスが純粋な水素であるほどイオン信号が強いことから、H3 であると結論づけた。
放電管中の生成過程は1925年にホグネス (T. R. Hogness) とラン (E.G. Lunn) によって示された。実験はトムソンと同様に簡便な質量分析を用いて行なわれ、水素ガスの圧力増加に対し、H3 が直線的に増加すること、反対に H2 が直線的に減少することが報告された。この実験結果は、H2 が初めに発生し、その H2 と H2 から H3 が生成するということを示している。また、1935年にコールソンは H3 は正三角形構造を持つと理論的に予測した。
1961年にマーチン (D. W. Martin) らは H3 生成反応が発熱反応であり、星間空間には水素分子が大量にあることを理由として、このイオンが星間空間中に存在することを予測した。この予測をうけて1973年にワトソン (W. D. Watson) ら 、およびハープスト (E.
Herbst) とクレンペラー (W. Klemperer) らの2つのグループから、H3 の生成を仮定することによって、当時観測されていた他の多くの分子の生成が説明できると示された。
トムソンの発見から約70年経た1980年にようやく、実験室での H3 の分光学的な観測が岡武史によって行なわれた。この観測により、H3が正三角形構造であることが実験的に確認された。
実験室で得られた、正確な ν2 振動遷移の周波数データーをもとに、赤外線天文観測が行なわれた。まず、1989年から1990年代前半にかけて木星、土星、天王星の上層大気からの H3 の赤外線発光が観測された。その後、1996年に2つの暗黒星雲(AFGL2136 と W33A)で H3 の赤外線吸収が観測され、ついに星間空間中での H3 の存在が確認された。さらに1998年には、それまで観測が期待されていなかった希薄な星間ガス雲 Cyg OB2 No. 12 においても発見された。
分光検出の後、実験室では、H3 の化学反応についての研究がさかんに行われた。特にH3と電子の再結合反応について多くの議論がなされた。また、1990年代の後半には H3 の核スピン異性体の比を追うことで、化学反応における核スピン保存則の実験的検証がなされた。
光路長を仮定することで、星間雲(高密度および低密度)での H3 の柱密度について、岡は定常状態モデルを使って予測値を算出している。高密度雲、低密度雲両方で生成過程は同一と考えられている。一方、消滅過程はそれぞれの雲で違うと考えられている。高密度雲での消滅過程は一酸化炭素へのプロトン移動によるものである。この機構から考えられる定常状態での H3 の密度は、およそ 10 cm である。
n(H3) = (ζ/kCO)[n(H2)/n(CO)] ≈ 10 cm
希薄な分子雲では電子との解離的中和反応である。この機構から考えられる定常状態での H3 の密度は、およそ 10 cm である。
n(H3) = (ζ/ke)[n(H2)/n(C)] ≈ 10 cm
希薄な分子雲は高密度の分子雲より大きく、光路長がおよそ100倍大きいと考えられるので、観測される柱密度はほぼ同程度であると予測される。したがって、 H3 は雲の大きさを測るプローブになりえる。
振動回転遷移の実験室での観測より、H3 の3つの水素原子は等価であり、構造は正三角形である。つまり、3つの原子核が2つの電子を共有する、共鳴構造を取っている。H3 からのプロトンの解離エネルギーは 4.2–4.5 eVとされている。以上の性質から H3 は、三中心二電子結合で分子が安定化するということの好例といえる。また、実験結果から求められた回転定数より、水素間の結合距離はおよそ 0.90 Å と算出される。