Kation trihidrogen: Perbedaan antara revisi
Konten dihapus Konten ditambahkan
Pena Cahaya (bicara | kontrib) kTidak ada ringkasan suntingan |
Fitur saranan suntingan: 3 pranala ditambahkan. |
||
Baris 10:
Pada tahun 1961, Martin [[dkk.]]<ref name="occurrence">D.W. Martin, E.W. McDaniel, M.L. Meeks, "On the Possible Occurrence of H<sub>3</sub><sup>+</sup> in Interstellar Space.", ''Astrophys. J.'' '''134''', 1012 (1961).</ref> pertama kali mensugestikan bahwa H<sub>3</sub><sup>+</sup> mungkin hadir di ruang antarbintang dikarenakan banyaknya jumlah hidrogen di sana dan lintasan reaksinya adalah [[eksotermik]] (~1.5 [[eV]]). Hal ini mengantar Watson<ref>W.D. Watson, "The Rate of Formation of Interstellar Molecules by Ion-Molecule Reactions.", ''Astrophys. J. Lett.'' '''183''', L17 (1973).</ref> dan Herbst & Klemperer,<ref>E. Herbst, W. Klemperer, "The Formation and Depletion of Molecules in Dense Interstellar Clouds.", ''Astrophys. J.'' '''185''', 505 (1973).</ref> pada tahun 1973, mensugestikan bahwa H<sub>3</sub><sup>+</sup> bertanggungjawab atas formasi ion molekul yang banyak diamati.
Pada tahun 1980, spektrum pertama H<sub>3</sub><sup>+</sup> ditemukan oleh Takeshi Oka,<ref>T. Oka, "Observation of the Infrared Spectrum of H<sub>3</sub><sup>+</sup>.", ''Phys. Rev. Lett.'' '''45''', 531 (1980).</ref> yang mana merupakan pita fundamental ν<sub>2</sub> dengan menggunakan teknik deteksi [[modulasi frekuensi]]. Temuan ini menjadi asal mula pencarian H<sub>3</sub><sup>+</sup> antarbintang. [[Garis emisi]] pertama kali terdeksi pada akhir tahun 1980-an dan awal 1990-an di [[ionosfer]] [[Yupiter]], [[Saturnus]], dan [[Uranus]].<ref>P. Drossart et.al., "Detection of H<sub>3</sub><sup>+</sup> on Jupiter.", ''Nature.'' '''340''', 539 (1989).</ref><ref>T.R. Geballe et.al., "Detection of H<sub>3</sub><sup>+</sup> Infrared Emission Lines in Saturn.", ''Astrophys. J.'' '''408''', L109 (1993).</ref><ref>L.M. Trafton et.al., "Detection of H<sub>3</sub><sup>+</sup> from Uranus.", ''Astrophys. J.'' '''405''', 761 (1993).</ref> Pada tahun 1996, H<sub>3</sub><sup>+</sup> akhirnya terdeteksi di medium antarbintang oleh Geballe & Oka<ref>T.R. Geballe, T. Oka, "Detection of H<sub>3</sub><sup>+</sup> in Interstellar Space.", ''Nature.'' '''384''', 334 (1996).</ref> di dua [[awan molekul]] antarbintang di GL2136 and W33A. Pada tahun 1998, H<sub>3</sub><sup>+</sup> secara tidak terduga terdeteksi oleh McCall dkk.<ref>B.J. McCall et.al., "Detection of H<sub>3</sub><sup>+</sup> in the Diffuse Interstellar Meduim Toward Cygnus OB2 No. 12.", ''Science.'' '''279''', 1910 (1998).</ref> pada [[awan antarbintang]] baur di Cyg OB2 No. 12.
== Struktur ==
Baris 42:
Pada titik ini, reaksi antara OH<sub>3</sub><sup>+</sup> dan H<sub>2</sub> tidak lagi eksotermik pada awan antarbintang. Lintasan pemusnahan OH<sub>3</sub>+ yang paling umum adalah dengan [[rekombinasi disosiatif]], menghasilkan empat set produk yang memungkinkan: H<sub>2</sub>O + H, OH + H<sub>2</sub>, OH + 2H, dan O + H<sub>2</sub> + H. Walaupun [[air]] adalah salah satu hasil reaksi yang memungkinkan, ia bukanlah produk yang efisien. Percobaan yang berlainan menunjukkan bahwa air dihasilkan pada taraf 5% - 33%. Pembentukan air pada [[debu kosmos]] masih merupakan sumber air di medium antarbintang.
Lintasan pemusnahan H<sub>3</sub><sup>+</sup> yang paling umum di awan antarbintang baur adalah rekombinasi disosiatif. Reaksi ini menghasilkan berbagai produk. Produk utama adalah tiga [[atom hidrogen]], dengan persentase 75%. Produk lainnya adalah H<sub>2</sub> dan H dengan persentase 25%.
== Orto/Para-H<sub>3</sub><sup>+</sup> ==
Baris 52:
== Deteksi astronomi ==
H<sub>3</sub><sup>+</sup> telah terdeteksi di dua lingkungan samawi: planet Jovian dan awan antarbintang. Di planet Jovian, ia telah terdeteksi di ionosfer planet, daerah di mana [[energi radiasi]] matahari yang tinggi mengionisasi partikel-partikel di atmosfer. Oleh karena terdapat sejumlah H<sub>2</sub> yang tinggi, radiasi ini mampun menghasilkan H<sub>3</sub><sup>+</sup> yang cukup banyak. Selain itu, dengan sumber yang berjalur lebar (memiliki banyak gelombang sinar) seperti matahari, terdapat radiasi yang cukup untuk memompa H<sub>3</sub><sup>+</sup> untuk naik ke keadaan tenaga yang lebih tinggi di mana ia dapat berelaksasi dengan pancaran terangsang (stimulated emission) dan spontan.
=== Atmosfer planet ===
| |||