Ion hidruro de helio

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El catión hidrohelio (1+), HeH+, también conocido como ion hidruro de helio o ion molecular de hidruro de helio, es un catión formado por la reacción de un protón con un átomo de helio en fase gaseosa, y fue sintetizado por primera vez en el laboratorio en 1925; ante la hipótesis de que también podría encontrarse en el medio interestelar, se logró detectar de manera inequívoca en 2019 por SOFIA.[1]​ Es isoelectrónico con el hidrógeno molecular.[2]​ Es el ácido más fuerte conocido, con una afinidad protónica de 177,8 kJ/mol.[3]​ Es el ion heteronuclear más simple, comparable con el ion de hidrógeno molecular, H2+. Pero, a diferencia del H2+, es un dipolo permanente, lo que hace que su caracterización espectroscópica sea más fácil.[4]​

Propiedades[editar]

El HHe+ no puede prepararse en fase condensada, ya que protonaría cualquier anión, átomo o molécula presente. Sin embargo, es posible estimar una acidez acuosa hipotética usando la ley de Hess.

HHe+(g) → H+(g) + He(g) +178 kJ/mol [3]​
HHe+(aq) → HHe+(g) +973 kJ/mol [5]​
H+(g) → H+(aq) −1530 kJ/mol
He(g) → He(aq) +19 kJ/mol [6]​
HHe+(aq) → H+(aq) + He(aq) −360 kJ/mol

Su energía libre de disociación de -360 kJ/mol equivale a un pKa de -63.

La longitud del enlace covalente entre el átomo de H y He es de 0,772 angstrom.[7]​

Otros hidruros de helio han sido estudiados o teorizados. Se ha observado HeH2+ mediante espectroscopía de microondas,[8]​ el cual tiene una energía de enlace de 25,1 kJ/mol, mientras que en el HeH3+ es de 0,42 kJ/mol.[9]​

El catión de hidruro de dihelio se forma cuando reaccionan el catión dihelio con hidrógeno molecular.

He2+ + H2 → He2H+ + H•.

El He2H+ es una molécula lineal con el hidrógeno en el centro.[10]​

Reactividad[editar]

El catión de hidruro de helio reacciona con la mayoría de sustancias.  Se ha observado que es capaz de protonar O2, NH3, SO2, H2O y CO2 dando lugar a O2H+, NH4+, HSO+, H3O+ y HCO2+.  Otras moléculas como el óxido nítrico, dióxido de nitrógeno, óxido nitroso, sulfuro de hidrógeno, metano, acetileno, etileno, etano, metanol y acetonitrilo también reaccionan pero se rompen debido a la gran cantidad de energía liberada.  Otra técnica usada para estudiar reacciones entre compuestos orgánicos y HeH+ consiste en la formación de un derivado de tritio con el compuesto orgánico.  La descomposición del tritio hacia 3He+, seguida de la extracción de un átomo de hidrógeno da lugar a 3HeH+, el cual es rodeado por el compuesto orgánico y dando lugar a la reacción a estudiar.

Subsiguientes átomos de helio se unen al HeH+ para dar lugar a clústeres más grandes como He2H+, He3H+, He4H+, He5H+ y He6H+, el cual es particularmente estable.[11]​

Existencia en la naturaleza[editar]

El ion de hidruro de helio se forma durante la desintegración del tritio en la molécula de T2, dando lugar a HT. Aunque la energía liberada en la desintegración del tritio desestabiliza la molécula, el enlace no se rompe.[12]​

En 2019, mediante el Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy (SOFIA), el espectrómetro heterodino del Receptor Alemán de Astronomía operando a frecuencias superiores a 2 THz detectó en la nebulosa planetaria NGC 7027 el ion hidruro de helio por primera vez en el medio interestelar.[13]​ Se cree que fue el primer compuesto que se formó en el universo, y tiene una importancia fundamental en la comprensión de la química en el universo temprano.[14]​ Esto se debe a que el hidrógeno y el helio fueron casi los dos únicos tipos de átomos formados durante la nucleosíntesis primordial. Las estrellas formadas a partir de este material deberían haber contenido HeH+, el cual pudo influir en su formación y posterior evolución. En concreto, se cree que su fuerte momento dipolar permanente fue relevante en la opacidad de las estrellas con metalicidad cero. Se cree que el HeH+ también forma parte de las atmósferas de las enanas blancas ricas en helio, donde aumenta la opacidad del gas y hace que este tipo estelar se enfríe más lentamente.[15]​

Se han sugerido diferentes lugares donde se podría detectar el HeH+, entre ellas estrellas frías de helio, regiones H II[16]​ y nebulosas planetarias densas, en particular NGC 7027. Es complicado detectar HeH+ con técnicas espectroscópicas ya que su línea espectral a 149,14 μm coincide con un doblete perteneciente al radical metilidino.

El HeH+ se podría formar en el gas que se enfría en choques disociativos en las nubes interestelares densas, como los choques causados por los vientos estelares, supernovas y el viento solar de las estrellas jóvenes. Si la velocidad de la onda de choque es superior a 90 km/s, se formaría en cantidades suficientemente grandes como para ser detectado espectroscópicamente. Si se detectara, estas emisiones servirían como marcadores de dicha onda de choque.[17]​

Molécula neutra[editar]

Al contrario que el HeH+, la molécula neutra de hidruro de helio no es estable en su nivel energético más bajo. Sin embargo, existe en un estado excitado como excímero, y su espectro fue observado por primera vez a mediados de los 1980.[18]​[19]​[20]​

Notas y referencias[editar]

Si no se indica lo contrario, los datos numéricos se han tomado de Weast, R. C. (Ed.) (1981). CRC Handbook of Chemistry and Physics (62nd Edn.). Boca Raton, FL: CRC Press. ISBN 0-8493-0462-8.

  1. ↑ J. Fernandez; F. Martin; Martín (2007). «Photoionization of the HeH+ molecular ion». J. Phys. B: At. Mol. Opt. Phys 40 (12): 2471-2480. Bibcode:2007JPhB...40.2471F. doi:10.1088/0953-4075/40/12/020. 
  2. ↑ T. R. Hogness; E. G. Lunn (1925). «The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis». Physical Review 26 (1): 44-55. Bibcode:1925PhRv...26...44H. doi:10.1103/PhysRev.26.44. 
  3. ↑ a b Lias, S. G.; Liebman, J. F.; Levin, R. D.; Liebman; Levin (1984). «Evaluated Gas Phase Basicities and Proton Affinities of Molecules; Heats of Formation of Protonated Molecules». Journal of Physical and Chemical Reference Data 13 (3): 695. Bibcode:1984JPCRD..13..695L. doi:10.1063/1.555719. 
  4. ↑ Coxon, J; Hajigeorgiou, PG (1999). «Experimental Born–Oppenheimer Potential for the X1Σ+ Ground State of HeH+: Comparison with the Ab Initio Potential». Journal of Molecular Spectroscopy 193 (2): 306-318. Bibcode:1999JMoSp.193..306C. PMID 9920707. doi:10.1006/jmsp.1998.7740. 
  5. ↑ Estimated to be the same as for Li+(aq) → Li+(g).
  6. ↑ Estimated from solubility data.
  7. ↑ Coyne, John P.; Ball, David W. (2009). «Alpha particle chemistry. On the formation of stable complexes between He2+ and other simple species: implications for atmospheric and interstellar chemistry». Journal of Molecular Modeling 15 (1): 35-40. PMID 18936986. doi:10.1007/s00894-008-0371-3. 
  8. ↑ Alan Carrington; David I. Gammie; Andrew M. Shaw; Susie M. Taylor; Jeremy M. Hutson (1996). «Observation of a microwave spectrum of the long-range He···H2+ complex». Chemical Physics Letters 260 (3–4): 395-405. Bibcode:1996CPL...260..395C. doi:10.1016/0009-2614(96)00860-3. 
  9. ↑ F.Pauzat and Y. Ellinger Where do noble gases hide in space? Archivado el 2 de febrero de 2007 en Wayback Machine., Astrochemistry: Recent Successes and Current Challenges, Poster Book IAU Symposium No. 231, 2005 A. J. Markwick-Kemper (ed.
  10. ↑ Grandinetti, Felice (octubre de 2004). «Helium chemistry: a survey of the role of the ionic species». International Journal of Mass Spectrometry 237 (2-3): 243-267. doi:10.1016/j.ijms.2004.07.012. 
  11. ↑ Grandinetti, Felice (octubre de 2004). «Helium chemistry: a survey of the role of the ionic species». International Journal of Mass Spectrometry 237 (2–3): 243-267. doi:10.1016/j.ijms.2004.07.012. 
  12. ↑ F Mannone: Safety in Tritium Handling Technology Springer 1993, p 92
  13. ↑ Engel, Elodie A.; Doss, Natasha; Harris, Gregory J.; Tennyson, Jonathan (2005). «Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH+». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 357 (2): 471-477. Bibcode:2005MNRAS.357..471E. arXiv:astro-ph/0411267. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x. 
  14. ↑ Liu, X.-W.; Dalgarno, A.; Tennyson, J.; Lim, T.; Swinyard, B. M.; Cernicharo, J.; Cox, P.; Baluteau, J.-P.; Pequignot, D.; Nguyen-Q-Rieu; Emery, R. J.; Clegg, P. E (1997). «An ISO Long Wavelength Spectrometer detection of CH in NGC 7027 and an HeH+ upper limit». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 290 (4): L71-L75. Bibcode:1997MNRAS.290L..71L. doi:10.1093/mnras/290.4.l71.  |autor1= y |apellido= redundantes (ayuda); |last2= y |autor2= redundantes (ayuda); |last3= y |autor3= redundantes (ayuda); |last4= y |autor4= redundantes (ayuda); |last5= y |autor5= redundantes (ayuda); |last6= y |autor6= redundantes (ayuda); |last7= y |autor7= redundantes (ayuda); |last8= y |autor8= redundantes (ayuda); |last9= y |autor9= redundantes (ayuda)
  15. ↑ Harris, G.J.; Lynas-Gray, A.E.; Miller, S.; Tennyson, J. (2004). «The Role of HeH+ in Cool Helium-rich White Dwarfs». The Astrophysical Journal 617 (2): L143-L146. Bibcode:2004ApJ...617L.143H. arXiv:astro-ph/0411331. doi:10.1086/427391. 
  16. ↑ Roberge, W.; Delgarno, A. (1982). «The formation and destruction of HeH+ in astrophysical plasmas». The Astrophysical Journal 255: 489-496. Bibcode:1982ApJ...255..489R. doi:10.1086/159849. 
  17. ↑ Neufeld, David A.; Dalgarno, A. (1989). «Fast molecular shocks. I – Reformation of molecules behind a dissociative shock». Astrophysical Journal 340: 869-893. Bibcode:1989ApJ...340..869N. doi:10.1086/167441. 
  18. ↑ Thomas Möller; Michael Beland; Georg Zimmerer (1985). «Observation of Fluorescence of the HeH Molecule». Phys. Rev. Lett. 55 (20): 2145-2148. Bibcode:1985PhRvL..55.2145M. PMID 10032060. doi:10.1103/PhysRevLett.55.2145. 
  19. ↑ Wolfgang Ketterle, The Nobel Prize in Physics 2001
  20. ↑ W. Ketterle; H. Figger; H. Walther (1985). «Emission spectra of bound helium hydride». Phys. Rev. Lett. 55 (27): 2941-2944. Bibcode:1985PhRvL..55.2941K. PMID 10032281. doi:10.1103/PhysRevLett.55.2941. 
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