Kation trihidrogen: Perbedaan antara revisi

Lintasan [[formasi]] molekul ini ditemukan oleh Hogness & Lunn<ref>T.R. Hogness and E.G. Lunn, "The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis.", ''Phys. Rev.'' '''26''', 44 (1925).</ref> 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 1980, spektrum pertama H₃⁺ ditemukan oleh Takeshi Oka,<ref>T. Oka, "Observation of the Infrared Spectrum of H₃⁺.", ''Phys. Rev. Lett.'' '''45''', 531 (1980).</ref> 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]].<ref>P. Drossart et.al., "Detection of H₃⁺ on Jupiter.", ''Nature.'' '''340''', 539 (1989).</ref><ref>T.R. Geballe et.al., "Detection of H₃⁺ Infrared Emission Lines in Saturn.", ''Astrophys. J.'' '''408''', L109 (1993).</ref><ref>L.M. Trafton et.al., "Detection of H₃⁺ from Uranus.", ''Astrophys. J.'' '''405''', 761 (1993).</ref> Pada tahun 1996, H₃⁺ akhirnya terdeteksi di medium antarbintang oleh Geballe & Oka<ref>T.R. Geballe, T. Oka, "Detection of H₃⁺ in Interstellar Space.", ''Nature.'' '''384''', 334 (1996).</ref> di dua [[awan molekul]] antarbintang di GL2136 and W33A. Pada tahun 1998, H₃⁺ secara tidak terduga terdeteksi oleh McCall dkk.<ref>B.J. McCall et.al., "Detection of H₃⁺ in the Diffuse Interstellar Meduim Toward Cygnus OB2 No. 12.", ''Science.'' '''279''', 1910 (1998).</ref> pada awan antarbintang baur di Cyg OB2 No. 12.