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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

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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

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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

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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

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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

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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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