Kation trihidrogen

Model atom kation H₃⁺

Molekul hidrogen terprotonasi, kation trihidrogen, ataupun H₃⁺, adalah salah satu ion 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.

Sejarah

H₃⁺ 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 C⁴⁺ ataupun H₃⁺. Oleh karena C⁴⁺ sangat tidak memungkinkan dan sinyal tersebut sangat kuat terjadi pada gas hidrogen murni, dia secara akurat memprediksi spesies ini sebagai H₃⁺.

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 H₃⁺ juga meningkat secara linear dan jumlah H₂⁺ 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 H₃⁺ 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 H₃⁺ bertanggungjawab atas formasi ion molekul yang banyak diamati.

Pada tahun 1980, spektrum pertama H₃⁺ ditemukan oleh Takeshi Oka, yang mana merupakan pita fundamental ν₂ dengan menggunakan teknik deteksi modulasi frekuensi. Temuan ini menjadi asal mula pencarian H₃⁺ antarbintang. Garis emisi pertama kali terdeksi pada akhir tahun 1980-an dan awal 1990-an di ionosfer Yupiter, Saturnus, dan Uranus. Pada tahun 1996, H₃⁺ akhirnya terdeteksi di medium antarbintang oleh Geballe & Oka di dua awan molekul antarbintang di GL2136 and W33A. Pada tahun 1998, H₃⁺ secara tidak terduga terdeteksi oleh McCall dkk. pada difusi awan antarbintang di Cyg OB2 No. 12.

Struktur

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.

Pembentukan

Lintasan utama dari produksi H₃⁺ adalah dengan reaksi antara H₂⁺ dan H₂.

H₂⁺ + H₂ → H₃⁺ + H

Konsentrasi H₂⁺ menjadi pereaksi pembatas. H₃⁺ hanya dapat dihasilkan di ruang antarbintang dengan ionisasi H₂ oleh sinar kosmos.

H₂ + cosmic ray → H₂⁺ + e^- + cosmic ray

Namun, sinar kosmos memiliki energi yang sangat besar sehingga energi yang diperlukan untuk mengionisasi H₂ secara relatif tidak menyebabkan berkurangnya energi sinar. Di awan antarbintang, sinar kosmos meninggalkan jejak H₂⁺ dan H₃⁺. Di laboratorium, H₃⁺ diproduksi dengan mekanisme yang sama di sel lucutan plasma dengan potensial lucutan yang memberikan energi untuk mengionisasi H₂.