Catione triidrogeno | |
Struttura del catione triidrogeno | |
Identificazione | |
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Nome IUPAC | idrogenonio |
N o CAS | |
Proprietà chimiche | |
Formula bruta | H 3 + |
Massa molare | 3,02382 ± 0,00021 g / mol H 100%, |
Unità di SI e STP se non diversamente specificato. | |
Il catione triidrogeno è la specie chimica con la formula H 3 +. È lo ione più abbondante nel mezzo interstellare , dove rimane stabile data la temperatura molto bassa e l'estrema sottigliezza di questo mezzo. È la più semplice delle molecole triatomiche , in cui tre protoni condividono due elettroni , ed è l'esempio più semplice di un sistema di legame a due elettroni a tre centri . I tre protoni si organizzano in un triangolo equilatero stabilizzato dai due elettroni del sistema, ciascun legame avente un'energia stimata in 435 kJ · mol -1 .
La via principale di formazione del catione triidrogeno nello spazio coinvolge una molecola di idrogeno H 2e un catione diidrogeno H < sub> 2 < / sub> + :
H 2 ++ H 2→ H 3 ++ H ·La cinetica di questa reazione è determinata dalla concentrazione di cationi H 2 +, che si formano in nubi interstellari di idrogeno molecolare attraversate da raggi cosmici , il 90% del cui flusso è costituito da protoni ad alta energia:
H 2+ raggio cosmico → H 2 ++ e - + raggio cosmico residuoL'energia necessaria per ionizzare una molecola di H 2in H 2 +è molto inferiore all'energia della radiazione cosmica incidente, così che la stessa particella cosmica ionizza una serie di molecole di idrogeno nel suo percorso, provocando quindi una scia di cationi H 3 +.
La principale via di distruzione del triidrogeno nel mezzo interstellare diffuso sarebbe la ricombinazione dissociativa con un elettrone , che si tradurrebbe in due prodotti principali:
H 3 ++ E - → 3 H · (nel 75% dei casi) H 3 ++ e - → H 2+ H · (nel 25% dei casi)Nel denso mezzo interstellare , tipicamente nuvole di polvere interstellare , la distruzione del triidrogeno coinvolgerebbe il monossido di carbonio C≡O, la molecola più abbondante nello spazio dopo quella dell'idrogeno H 2:
H 3 ++ C≡O → HC≡O + + H 2Il catione HC≡O + gioca un ruolo importante nella chimica del mezzo interstellare . Il suo elevato momento di dipolo lo rende facilmente rilevabile in radioastronomia .
Il triidrogeno può anche reagire con l'ossigeno atomico:
H 3 ++: O → HO + + H 2Idrogeno molecolare H 2del mezzo interstellare reagisce quindi con i cationi prodotti per portare allo ione idronio H 3 O + :
HO + + H 2→ H 2 O ++ H · H 2 O ++ H 2→ H 3 O ++ H ·A questo livello, la reazione cessa di essere esotermica e lascia il posto alla ricombinazione dissociativa che può portare a quattro tipi di prodotti:
H 3 O ++ e - → H 2 O+ H · (dal 5% al 33% dei casi) H 3 O ++ E - → HO · + H 2 H 3 O ++ e - → HO · + 2 H · H 3 O ++ e - →: O + H 2+ H ·La collisione di una molecola di idrogeno H 2con un catione triidrogeno H 3 +è chimicamente neutro, ma non è necessariamente neutro dal punto di vista della rotazione nucleare di ciascuna delle specie:
H 2 orto (spin = 1) + H 3 + ortho (spin = 3/2) → H 2 orto (spin = 1) + H 3 + orto (rotazione = 3/2) H 2 para (spin = 0) + H 3 + para (spin = 1/2) → H 2 para (spin = 0) + H 3 + para (spin = 1/2)Ma :
H 2 para (spin = 0) + H 3 + ortho (spin = 3/2) → H 2 orto (spin = 1) + H 3 + para (spin = 1/2)H 3 +è stato rilevato in due tipi di ambienti: le nubi interstellari e l'atmosfera dei pianeti giganti gassosi di tipo Giove . In quest'ultimo, il triidrogeno è stato rilevato nella ionosfera , dove la densità dell'idrogeno molecolare è significativa e dove questo idrogeno riceve la radiazione solare in quantità sufficienti per produrre grandi quantità di ioni H 3 + .eccitati che ricadono al loro stato fondamentale , producendo le caratteristiche righe di emissione che ne consentono il rilevamento.
Atmosfere planetarieLa prima rilevazione del triidrogeno è stata segnalata nel 1989 da Drossart et al. nell'atmosfera di Giove, che ha osservato un totale di ventitré righe di emissioni di H 3 +. Da queste linee, sono stati in grado di stimare la temperatura ambientale di questi cationi intorno ai 1.100 K , paragonabile alle stime prodotte da altre specie come H 2..
Il catione H 3 +è stato identificato su Saturno nel 1993 da Geballe et al. e lo stesso anno su Urano da Trafton et al. .
Nuvole interstellari molecolariH 3 +è stato rilevato nel mezzo interstellare solo nel 1996 da Geballe e Oka in direzione di due nubi molecolari, GL2136 e W33A, con una temperatura dell'ordine di 35 K e una concentrazione di ioni di circa 10 14 cm -2 in sezione. Da allora, le osservazioni si sono moltiplicate in dense nubi molecolari.
Nuvole interstellari diffusePiù inaspettatamente, tre linee dello ione H 3 +sono stati rilevati nel 1998 da McCall et al. in direzione di Cygnus OB2 n. 12; questo era inaspettato perché la densità di questo mezzo era considerata troppo bassa per consentire la formazione di quantità rilevabili di ioni H 3 +. Tuttavia, se la temperatura calcolata fosse solo 27 K , la concentrazione di ioni H 3 + è risultato essere dello stesso ordine di grandezza di quello misurato due anni prima da Geballe e Oka sulla linea di vista delle nuvole dense GL2136 e W33A.
Successivamente, H 3 + è stato rilevato in molte formazioni diffuse.