氢分子合质子、三氢阳离子或H3+，是一种由三个氢原子构成的阳离子。它是宇宙中最丰富的离子之一，因为星际空间温度和密度均很低，所以它在星际介质中能稳定存在。尽管星际介质中压强低至10−15大气压，平均自由程很大，但依然有機率发生碰撞而产生其他离子或分子。因此H3+在星际介质气相化学中所起的作用是其他任何离子无法替代的。这种离子也是最简单的三原子离子，因为其中只有两个价电子。这也是形成三中心二电子键最简单的例子。
历史
（1856年–1940年）]]
1911年，约瑟夫·汤姆逊首次发现了H3+离子。当他研究等离子体放电产生的物质时他发现了一些奇特现象。他使用早期质谱技术发现了一种丰度巨大的分子离子，其质荷比为3。他认为仅有的两种可能是C4+和H3+。因为C4+很不稳定，而且质谱的峰在纯氢气中更强，他由此得出了正确的结论：这种离子就是H3+。
霍格内斯(T. R. Hogness) 和伦恩(E.G. Lunn)在1925年发现该离子的形成途径。他们同样使用早期质谱来研究氢的放电，并发现随着氢气压强的增大，H3+的浓度线性增加，而H2+的浓度线性减少。此外，在任何压强下都存在少量H+。这些数据直接导致了下文即将讲述的质子交换途径的提出。此外，库尔森于1936年提出三氢阳离子具有平面正三角形空间构型的理论。
1961年，马丁 (D. W. Martin)等人首次提出H3+大量存在于星际介质中，并与大量存在的氢发生放热反应（大约1.5eV）。沃森、赫布斯特(E. Herbst)、克伦佩雷尔(W. Klemperer)由此于1973年提出H3+是形成许多已观测到的分子离子的前体。
直到20世纪80年代，H3+的光谱才由岡武史使用频率调制检测技术获得，它具有ν2基频谱带。这是在太空中寻找H3+的开端。20世纪80年代晚期，很快获得了发射光谱，随后的90年代早期则是在木星、土星和天王星的电离层中发现了它。
1996年，冈武史和格巴尔最终检测到两个星际暗星雲分子云——GL2136和W33AH中存在H3+。1998年，麦考尔等人意外地在弥漫星际云天鹅座 OB2-12中发现了H3+。
获得光谱以后，许多实验室积极展开对H3+化学反应的研究。尤其是20世纪90年代后期，很多科学家开始深入H3+的电子重组研究，对于H3+氢的自旋异构体的选择性的认识也有一定的发展。2006年，冈武史宣布星际介质中普遍存在H3+， 而中央分子区（，即银河系中心）的H3+浓度通常可达到星际介质的一百万倍以上。这种离子很好地说明了电子对的离域作用可以降低分子的能量，使之更稳定。：
:H2 + e− → H2+ + 2e−
副反应是。在星际云中，宇宙射线经过之处留下了H2+的踪迹，因此随即也产生了H3+，在H3+含量较高的低密度分子云中能发生电子重组反应。天文学家需要重新测定正确的反应速率。但是H3+的电子重组反应于上世纪70年代以来由于量測方法的差异而处于10−7到10−11cm3·s−1之间，相差居然达4个数量级。研究者之间的争论持续到了现在，结果约为（7.2 ± 1.1）× 10−8cm3·s−1（300 K）。
目前这方面的争议已基本结束，研究转向反应的细节与进一步实验验证。、Mon R2 IRS 3、GC IRS 3。
弥漫星云
意外的是，麦考尔 (B. J. McCall)等人于1998年在弥漫星云天鹅座 OB2-12中检测到H3+的三条谱线。
稳态模型推测
尽管认为星系之间的膨胀空间会产生新物质的稳态理论并没有获得广泛承认，为了估计这些云中H3+的光程，冈武史使用稳态模型来估计弥漫和稠密星际云的密度。正如上文所述，弥漫和稠密星际云生成H3+的机理是相同的，但是占主导地位的消失机理不同。在稠密星际云中，一氧化碳参与的质子转移是主要转化途径，据此估计出这些稠密星际云的密度约为10−4 cm−3。
:n(H3+) = (ζ / kCO)[n(H2) / n(CO)] ≈ 10−4/cm3
:n(H3+) = (ζ / ke)[n(H2) / n(C+)] ≈ 10−6/cm3
在弥漫星云中，主要转化途则是离解复合，据此估计出这些弥散星际云的密度约为10−6/cm3。因此，尽管弥漫和稠密星际云的柱密度数量级相近，弥散星际云的光程必须比稠密星际云大100倍以上。基于这些特征，可以把H3+作为一把“量天尺”来测量这些星际云的相对密度。
参见
- 氢分子离子
- 三原子氢
- 氢化物
参考资料
外部链接
- [http://h3plus.uiuc.edu/ H3+ Resource Center]
- [http://www.astrochemistry.net Astrochemistry.net]
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