Protonierter Wasserstoff
# Protonierter Wasserstoff

Protonierter Wasserstoff oder auch das Trihydrogeniumkation $H_3^+$ ist ein ionisiertes Molekül. Es besteht aus drei Wasserstoffkernen und zwei Elektronen. Das Kation ist das einfachste dreiatomige Molekül, das nur zwei Valenzelektronen besitzt. Es ist nur bei niedrigen Temperaturen und geringen Drücken stabil. Die beiden Elektronen sind gleichermaßen an die drei Kerne gebunden, damit ist es das einfachste Beispiel für eine Zwei-Elektronen-Drei-Zentren-Bindung.

## Vorkommen

Protonierter Wasserstoff ist eins der häufigsten Ionen im interstellaren Raum, im interstellaren Medium ist es wegen der tiefen Temperaturen und der geringen Dichte stabil. In der Gasphasenchemie des interstellaren Mediums spielt $H_3^+$ eine herausgehobene Rolle.

## Geschichte

$H_3^+$ wurde von J. J. Thomson 1911 entdeckt. Während er Plasmen mit einer Frühform eines Massenspektrometers untersuchte, konnte er eine größere Menge von Teilchen mit einem Masse-zu-Ladung-Verhältnis von 3 nachweisen. Seiner Ansicht nach müsste es sich dabei entweder um $H_3^+$ oder um $C^{4+}$ gehandelt haben. Da $C^{4+}$ sehr ungewöhnlich wäre und da das Signal in reinem Wasserstoff ausgeprägter war, legte er sich auf $H_3^+$ fest.

T. R. Hogness und E. G. Lunn entdeckten 1925 verschiedene Reaktionswege zur Entstehung von $H_3^+.$ Auch sie verwendeten ein Massenspektrometer, um Wasserstoffentladungen zu studieren. Sie fanden heraus, dass die Menge an $H_3^+$ linear mit dem Wasserstoffdruck anstieg und die Menge an $H_2^+$ abnahm. Zusätzlich fand man etwas $H_3^+$ bei jedem Wasserstoffdruck.

1961 schlugen D. W. Martin et al. vor, dass $H_3^+$ im interstellaren Medium vorhanden sein könnte. Sie begründeten das mit der großen Menge an vorhandenem Wasserstoff und damit, dass der rückwärtige Reaktionsweg exotherm ist (≈1.5 eV). Dies führte Watson, Herbst und Klemperer 1973 zu der Vermutung, dass $H_3^+$ verantwortlich für die Bildung vieler beobachteter Molekülionen ist.

Erst im Jahr 1980 wurde das erste Spektrum von $H_3^+$ von Takeshi Oka aufgezeichnet – genauer gesagt: Die $ν_2-Bande$ wurde mithilfe der Frequenzmodulations-Detektionstechnik aufgezeichnet. Emissionslinien des $H_3^+$ wurden in den späten 1980er und in den 1990er Jahren in der Ionosphäre der Planeten Jupiter, Saturn und Uranus entdeckt.

Im Jahre 1996 wurde $H_3^+$ endgültig von Geballe und Oka im interstellaren Medium in zwei Gaswolken in Blickrichtung auf GL 2136 bzw. W33A nachgewiesen. Im Jahre 1998 wurde $H_3^+$ auch von McCall et al. in einer diffusen interstellaren Wolke in Blickrichtung auf Cyg OB2 #12 entdeckt. Im Jahre 2006 wurde von Oka publiziert, dass $H_3^+$ überall im interstellaren Raum zu finden ist und dass die zentrale molekulare Zone (central molecular zone, CMZ) die millionenfache Konzentration an $H_3^+$ wie das sonstige interstellare Medium enthält.

## Struktur

Die Anordnung der Wasserstoffkerne entspricht einem gleichseitigen Dreieck. Das Molekül hat als Resonanzstruktur eine Zwei-Elektronen-Drei-Zentren-Bindung. Die Stärke der Bindung wurde zu 4,5 eV berechnet. Dieses Molekül ist ein gutes Beispiel dafür, dass Delokalisierung zur Stabilität eines Moleküls beiträgt.

## Bildung

Der Hauptreaktionsweg bei der Erzeugung von $H_3^+$ ist die Reaktion des Diwasserstoff-Kations $H_2^+$ mit $H_2.$

    $H_2^+$ + $H_2$ → $H_3^+$ + H

Die $H_3^+-Konzentration$ ist der geschwindigkeitsbestimmende Faktor dieser Reaktion. $H_2^+$ wird im interstellaren Raum auf natürliche Weise durch die Ionisierung von $H_2$ unter Bestrahlung mit kosmischer Strahlung erzeugt. Die Photonen der kosmische Strahlung besitzen so viel Energie, dass nur ein Bruchteil benötigt wird, um ein $H_2-Molekül$ zu ionisieren. In interstellaren Wolken hinterlässt die kosmische Strahlung somit eine ganze Spur an $H_2^+$ und daher auch an $H_3^+.$ Im Labor wird $H_3^+$ in Plasmaentladungszellen mit einer Spannung, die mindestens dem Ionisierungspotential von $H_2$ entspricht, durch denselben Mechanismus erzeugt.

## Zerfall

Es gibt mehrere Zerfallsreaktionen für $H_3^+.$ Der dominante Zerfallsweg in interstellaren Wolken ist der Protonentransfer durch einen neutralen Stoßpartner. Das Molekül, das dafür in Frage kommt, ist Kohlenmonoxid (CO), das zweithäufigste Molekül im Weltall.

    $H_3^+$ + CO → $HCO^+$ + $H_2$

Das wesentliche Produkt dieser Reaktion ist $HCO^+,$ ein wichtiges Molekül der Astrochemie. Durch seine große Polarität und seine große Häufigkeit ist es leicht mit Mitteln der Radioastronomie detektierbar.

$H_3^+$ kann auch mit atomarem Sauerstoff reagieren und dabei $OH^+$ und $H_2$ bilden:

    $H_3^+$ + O → $OH^+$ + $H_2$

$OH^+$ reagiert dann normalerweise mit $H_2$ und bildet folglich hydrierte Moleküle.

    $OH^+$ + $H_2$ → $OH_2^+$ + H
    $OH_2^+$ + $H_2$ → $OH_3^+$ + H

Die möglichen Folgereaktionen von $OH_3^+$ und $H_2$ im interstellaren Raum sind nicht exotherm. Der häufigste Zerfalls-Reaktionsweg von $OH_3^+$ ist die dissoziative Rekombination, die zu vier möglichen Kombinationen von Reaktionsprodukten führt: $H_2O$ + H, OH + $H_2,$ OH + 2H, und O + $H_2$ + H. Obwohl Wasser ein mögliches Reaktionsprodukt wäre, ist es nicht sehr häufig.

$H_3^+$ zerfällt in Gaswolken mit 75 % Wahrscheinlichkeit in drei Wasserstoffatome und nur zu 25 % Wahrscheinlichkeit in atomaren und molekularen Wasserstoff.

## $Ortho/Para-H_3^+$

Das häufigste Molekül in dichten interstellaren Wolken ist $H_2.$ Wenn ein $H_3^+$ Molekül mit $H_2$ kollidiert, hat man keine stöchiometrische Ausbeute. Es kann jedoch Protonentransfer stattfinden, der den Spin der zwei Moleküle verändert, abhängig vom Kernspin des Protons. Zwei verschiedene Spin-Konfigurationen sind möglich, ortho und para. $Ortho-H_3^+$ hat drei Protonen mit parallelen Spins, so dass sich ein Gesamtspin von $^3⁄_2$ ergibt. $Para-H_3^+$ hat zwei Protonen mit parallelem Spin und ein Proton mit antiparallelem Spin, so dass sich ein Gesamtspin von $^1⁄_2$ ergibt. Analog dazu hat auch $H_2$ zwei Spinzustände, ortho und para, wobei $ortho-H_2$ einen Gesamtkernspin von 1 und $para-H_2$ einen Gesamtkernspin von 0 hat. Wenn $ortho-H_3^+$ und $para-H_2$ kollidieren, ändert das übertragene Proton den Gesamtkernspin des Moleküls, so dass man dann ein $para-H_3^+$ und ein $ortho-H_2$ erhält.

## Spektroskopie

Die Spektroskopie von $H_3^+$ ist eine Herausforderung. Das reine Rotationsspektrum ist ziemlich schwach. Ultraviolettes Licht ist zu energiereich und würde das Molekül spalten. Im Rotationsschwingungsspektrum (IR) kann man $H_3^+$ sehen. Man sieht die Schwingung $ν_2$ von $H_3^+$ als asymmetrische Bande, da das Molekül ein schwaches Dipolmoment hat. Seit der Aufzeichnung von Okas Spektrum sind über 900 Absorptionslinien im Infrarotbereich gemessen worden. $H_3^+-Emissionslinien$ sind bei der Beobachtung der Atmosphäre des Planeten Jupiter gemessen worden. Die $H_3^+$ Emissionslinien sind die Linien, die man bei der Messung von molekularem Wasserstoff diesem nicht zuordnen konnte.

## Astronomische Detektion

$H_3^+$ wurde in zwei Typen von Himmelskörpern entdeckt: Bei den Jupitermonden und in interstellaren Wolken. Bei den Jupitermonden wurde es in der Ionosphäre des Planeten entdeckt, in der Region, wo die hochenergetische Sonneneinstrahlung die Partikel der Atmosphäre ionisiert. Da in diesem Teil der Atmosphäre ein hoher Anteil Wasserstoff vorhanden ist, kann dort die Sonnenstrahlung eine beträchtliche Menge $H_3^+$ produzieren. Das bedeutet: in einer Breitbandstrahlungsquelle wie der Sonne kann viel $H_3^+$ in höhere Energieniveaus angehoben werden und danach durch spontane oder stimulierte Emissionen relaxieren.

### Planetenatmosphären

Die Detektion von $H_3^+$ wurde als erstes von Drossart im Jahre 1989 publiziert, der das Ion in der Ionosphäre des Jupiter entdeckte. Er fand insgesamt 23 $H_3^+-Linien$ mit einer Dichte von 1.39 × $10^9/cm^2.$ Mit Hilfe dieser Linien konnte er die Temperatur von $H_3^+$ auf ungefähr 1100 °C bestimmen, was vergleichbar ist mit den Temperaturen, die für die Emissionslinien von $H_2$ ermittelt wurden. 1993 wurde $H_2$ von Gaballe beim Saturn und von Trafton am Planeten Pluto entdeckt.

### Molekulare interstellare Wolken

$H_3^+$ wurde erst im Jahre 1996 im interstellaren Raum detektiert, als Geballe & Oka die Detektion von $H_3^+$ in zwei Gaswolken in Blickrichtung auf GL2136 bzw. W33A nachwiesen. Beide Quellen hatten Temperaturen von $H_3^+$ von ungefähr 35 K (−238 °C) und eine Dichte von ungefähr $10^{14}/cm^2.$ Seitdem wurde $H_3^+$ in zahlreichen anderen Wolkensichtlinien, wie AFGL 2136, Mon R2 IRS 3, GCS 3-2, GC IRS 3, und in LkHα 101 detektiert.

### Diffuse interstellare Wolken

Überraschend wurden drei $H_3^+-Linien$ 1998 von McCall in einer diffusen Wolkensichtlinie von Cygnus OB2-12 entdeckt. Vor 1998 war vermutlich die Dichte von $H_2$ zu gering, um eine detektierbare Menge an $H_3^+$ zu produzieren. McCall detektierte eine Temperatur von ungefähr 27 K (−246 °C) und eine Säulendichte von $≈10^{14}/cm^2,$ dieselbe Dichte, die Geballe & Oka entdeckten. Seitdem wurde $H_3^+$ in vielen anderen diffusen Wolkensichtlinien nachgewiesen, wie beispielsweise in GCS 3-2, GC IRS 3, and ζ Persei.

### Steady-state-Modell-Vorhersagen

Um die Weglänge von $H_3^+$ in diesen Wolken zu bestimmen, nahm Oka ein „steady-state-Modell“, um die Dichte und den Anteil an $H_3^+$ in diffusen und dichten Wolken zu bestimmen. Diffuse und dichte Wolken haben den gleichen Bildungsmechanismus für $H_3^+$ aber unterschiedliche Zerfallsmechanismen. In dichten Wolken ist der Protenentransfer an CO der dominate Abbauweg, dies deckt sich mit der vorhergesagten Dichte von $10^{−4}$ $cm^{−3}$ in dichten Wolken.

    $n(H_3^+)$ = (ζ / $k_{CO})[n(H_2)$ / n(CO)] ≈ $10^{−4}/cm^3$
    $n(H_3^+)$ = (ζ / $k_e)[n(H_2)$ / $n(C^+)]$ ≈ $10^{−6}/cm^3$

In diffusen Wolken ist der dominierende Zerfallsmechanismus die dissoziative Rekombination. Dies stimmt überein mit der Dichte von $10^{−6}/cm^3$ in diffusen Wolken. Da die Dichte für diffuse und dichte Wolken grob geschätzt in der gleichen Größenordnung liegen, müssen diffuse Wolken eine 100fache Weglänge der dichten Wolken haben. Daher kann man mit einer $H_3^+-Probe$ aus diesen Wolken deren relative Dichte bestimmen.

