كاتيون ثلاثي الهيدروجين

📅 آخر تحديث: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة

إن كاتيون ثلاثي الهيدروجين أو الهيدروجين الجزيئي البروتوني ( اسم IUPAC : أيون الهيدروجين أونيوم ) هو كاتيون ( أيون موجب ) صيغته H + 3 ، ويتكون من ثلاث نوى هيدروجين ( بروتونات ) تشترك في إلكترونين .

يُعدّ كاتيون الهيدروجين الثلاثي أحد أكثر الأيونات وفرةً في الكون. وهو مستقر في الوسط بين النجوم (ISM) نظرًا لانخفاض درجة الحرارة والكثافة في هذا الفضاء. ويلعب أيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3) دورًا فريدًا في كيمياء الطور الغازي للوسط بين النجوم، لا يُضاهيه أي أيون متعدد الذرات آخر .

يُعدّ كاتيون ثلاثي الهيدروجين أبسط جزيء ثلاثي الذرات ، لأنّ إلكترونيه هما إلكترونات التكافؤ الوحيدة في النظام. وهو أيضاً أبسط مثال على نظام رابطة ثنائية الإلكترون ثلاثية المراكز .

تاريخ

اكتُشف أيون الهيدروجين الثلاثي ( H⁺³ ) لأول مرة على يد جيه جيه طومسون عام 1911. [ 1 ] أثناء استخدامه شكلاً مبكراً من مطياف الكتلة لدراسة الأنواع الناتجة عن تفريغات البلازما ، اكتشف وفرة كبيرة من أيون متعدد الذرات بنسبة كتلة إلى شحنة تبلغ 3. وذكر أن الاحتمالين الوحيدين هما C⁴⁺ أو H⁺³ . ولأن الإشارة ازدادت قوة في غاز الهيدروجين النقي ، فقد حدد النوع بشكل صحيح على أنه H⁺³ .

اكتشف هوغنيس ولون مسار التكوين عام 1925. [ 2 ] كما استخدما شكلاً مبكراً من مطياف الكتلة لدراسة تفريغات الهيدروجين. ووجدا أنه مع ازدياد ضغط الهيدروجين، تزداد كمية H + 3 خطياً، بينما تنخفض كمية H + 2 خطياً. إضافةً إلى ذلك، كان تركيز H + ضئيلاً عند أي ضغط. تشير هذه البيانات إلى مسار تكوين تبادل البروتونات الذي سيتم تناوله لاحقاً.

في عام 1961، اقترح مارتن وآخرون لأول مرة احتمال وجود أيون الهيدروجين الثلاثي (H + 3) في الفضاء بين النجوم، نظرًا للكمية الكبيرة من الهيدروجين هناك، ولأن مسار تفاعله طارد للحرارة (حوالي 1.5 إلكترون فولت ). [ 3 ] وقد أدى ذلك إلى اقتراح واتسون وهيربست وكليمبيرر في عام 1973 أن أيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3) مسؤول عن تكوين العديد من الأيونات الجزيئية المرصودة. [ 4 ] [ 5 ] 

لم يُكتشف أول طيف لأيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺) إلا في عام ١٩٨٠ على يد تاكيشي أوكا [ ٦ ] ، وكان ذلك الطيف الخاص بالنطاق الأساسي ν₂ ( انظر #مطيافية ) باستخدام تقنية تُعرف باسم كشف تعديل التردد . وقد أدى هذا الاكتشاف إلى بدء البحث عن أيون الهيدروجين الثلاثي خارج كوكب الأرض. وتم رصد خطوط انبعاث في أواخر الثمانينيات وأوائل التسعينيات في طبقات الأيونوسفير لكواكب المشتري وزحل وأورانوس [ ٧] [٨] [ ٩ ] . في كتاب بنكر وجينسن [ ١٠ ] ، يُعيد الشكل ١.١ إنتاج جزء من نطاق انبعاث ν₂ من منطقة نشاط شفقي في الغلاف الجوي العلوي لكوكب المشتري [ ١١ ] ، ويُدرج الجدول ١٢.٣ أرقام الموجات الانتقالية للخطوط في النطاق الذي رصده أوكا [ ٦ ] مع تحديداتها.

في عام 1996، تمكن جيبال وأوكا أخيرًا من رصد أيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺) في الوسط بين النجوم (ISM) في سحابتين جزيئيتين بين النجوم في خطي الرؤية GL2136 وW33A. [ 12 ] وفي عام 1998، رُصد أيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺) بشكل غير متوقع بواسطة ماكول وآخرون في سحابة بين النجوم منتشرة في خط الرؤية Cygnus OB2#12 . [ 13 ] وفي عام 2006، أعلن أوكا أن أيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺ ) موجود في كل مكان في الوسط بين النجوم، وأن المنطقة الجزيئية المركزية تحتوي على تركيز يفوق تركيزه في الوسط بين النجوم عمومًا بمليون ضعف. [ 14 ]

بناء

بنية H + 3
مخطط المدارات الجزيئية لأيون الهيدروجين الثلاثي.

تشكل ذرات الهيدروجين الثلاث في الجزيء مثلثًا متساوي الأضلاع ، بطول رابطة يبلغ 0.90 أنغستروم لكل ضلع. الرابطة بين الذرات هي رابطة ثلاثية المراكز ثنائية الإلكترون ، وهي بنية هجينة رنينية غير متمركزة . وقد حُسبت قوة الرابطة بحوالي 4.5 إلكترون فولت (104 كيلو كالوري/مول). [ 15 ]   

النظائر

نظريًا، يمتلك الكاتيون 10 نظائر ، ناتجة عن استبدال بروتون واحد أو أكثر بنوى نظائر الهيدروجين الأخرى ؛ وهي نوى الديوتيريوم ( ديوترونات ، 2H + ) أو نوى التريتيوم ( تريتونات ، 3H + ). وقد تم رصد بعضها في السحب بين النجوم. [ 16 ] وتختلف هذه النظائر في العدد الكتلي A وعدد النيوترونات N.

  • H + 3 = 1 H + 3 ( A = 3، N = 0) (المعادلة الشائعة). [ 17 ] [ 16 ]
  • [ DH₂ ] ⁺ = [ 2H₁H₂ ] ⁺ ( A = 4، N = 1 ) ( كاتيون ثنائي هيدروجينالديوتيريوم). [ 17 ] [ 16 ]
  • [ D₂H ] ⁺ = [ H₂H ] ⁺ ( A = 5، N = 2 ) ( كاتيون الهيدروجين ثنائي الديوتيريوم) . [ 17 ] [ 16 ]
  • D + 3 = 2 H + 3 ( A = 6، N = 3) (كاتيون ثلاثي الديوتيريوم). [ 17 ] [ 16 ]
  • [ TH2 ] + = [ 3H1H2 ] + ( A = 5، N = 2 ) ( كاتيون ثنائي هيدروجين التريتيوم) .
  • [ TDH] + = [ 3 H 2 H 1 H] + ( A =6, N =3) (كاتيون الهيدروجين التريتيوم الديوتيريوم).
  • [ TD2 ] + = [ 3H2H2 ] + ( A = 7 ، N = 4 ) (كاتيون ثنائي الديوتيريوم التريتيوم) .
  • [ T 2 H] + = [ 3 H 2 1 H] + ( A =7, N =4) (كاتيون الهيدروجين ثنائي التريتيوم).
  • [ T 2 D] + = [ 3 H 2 2 H] + ( A =8, N =5) (كاتيون ثنائي التريتيوم الديوتيريوم).
  • T + 3 = 3 H + 3 ( A =9, N =6) (كاتيون التريتيوم).

وقد ثبت تورط نظائر الديوتيريوم في تجزئة الديوتيريوم في نوى السحب الكثيفة بين النجوم. [ 17 ]

تشكيل

المسار الرئيسي لإنتاج H + 3 هو تفاعل H + 2 و H 2. [ 18 ]

H + 2 + H 2 → H + 3 + H •

إن تركيز أيون الهيدروجين (H + 2) هو ما يحد من معدل هذا التفاعل في الطبيعة - المصدر الطبيعي الوحيد المعروف له هو تأين الهيدروجين ( H2 ) بواسطة الأشعة الكونية في الفضاء بين النجوم:

H₂ + الأشعة الكونية → H⁺² + e⁻ + الأشعة الكونية

تتمتع الأشعة الكونية بطاقة هائلة، لدرجة أنها لا تتأثر تقريبًا بالطاقة الضئيلة نسبيًا التي تنتقل إلى الهيدروجين عند تأيين جزيء H₂ . في السحب بين النجوم، تخلف الأشعة الكونية وراءها أثرًا من أيونات الهيدروجين H₂ ، وبالتالي أيونات الهيدروجين H₃ . في المختبرات، يُنتج أيون الهيدروجين H₃ بنفس الآلية في خلايا تفريغ البلازما، حيث يوفر جهد التفريغ الطاقة اللازمة لتأيين جزيء H₂ .

دمار

توجد تفاعلات تدميرية عديدة لأيون الهيدروجين (H + 3) . المسار التدميري السائد في السحب النجمية الكثيفة هو انتقال البروتون مع جزيء متعادل. والمرشح الأرجح لهذا الجزيء المدمر هو ثاني أكثر الجزيئات وفرة في الفضاء، وهو أول أكسيد الكربون (CO) .

H + 3 + CO → HCO + + H 2

الناتج الرئيسي لهذا التفاعل هو أيون HCO⁺ ، وهو جزيء مهم في الكيمياء بين النجوم. وبفضل قطبيته القوية ووفرته العالية ، يسهل رصده بواسطة علم الفلك الراديوي . كما يمكن لأيون H⁺³ أن يتفاعل مع الأكسجين الذري لتكوين أيون OH⁺ وجزيء H₂ .

H + 3 + O → OH + + H 2

ثم يتفاعل OH + عادة مع المزيد من H 2 لتكوين جزيئات مهدرجة أخرى.

OH + + H 2 → OH + 2 + H
OH + 2 + H 2 → OH + 3 + H

عند هذه النقطة، لم يعد التفاعل بين OH + 3 و H 2 طاردًا للحرارة في السحب بين النجوم. المسار الأكثر شيوعًا لتفكك OH + 3 هو إعادة التركيب التفكيكي ، مما ينتج عنه أربع مجموعات محتملة من النواتج: H 2 O + H، وOH + H 2 ، وOH + 2H، وO + H 2 + H. على الرغم من أن الماء ناتج محتمل لهذا التفاعل، إلا أنه ليس ناتجًا فعالًا. تشير تجارب مختلفة إلى أن الماء يتكون بنسبة تتراوح بين 5 و33%. ولا يزال يُعتبر تكوّن الماء على الحبيبات المصدر الرئيسي للماء في الوسط بين النجوم.

إنّ أكثر مسارات تدمير أيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3) شيوعًا في السحب النجمية المنتشرة هو إعادة التركيب التفكيكي. ينتج عن هذا التفاعل نواتج متعددة. الناتج الرئيسي هو التفكك إلى ثلاث ذرات هيدروجين، والذي يحدث في حوالي 75% من الحالات. أما الناتج الثانوي فهو جزيء الهيدروجين ( H2 ) وجزيء الهيدروجين (H)، والذي يحدث في حوالي 25% من الحالات. [ 18 ]

أورثو / بارا - H + 3

تصادم بين أورثو - H + 3 وبارا - H 2 .

يمكن أن تتخذ بروتونات [ 1H3 ] + شكلين مختلفين من حيث الدوران المغزلي ، يُطلق عليهما أورثو وبارا . في حالة أورثو- H + 3 ، تكون جميع دورانات البروتونات الثلاثة متوازية، مما ينتج عنه دوران نووي كلي مقداره 3/2 . أما في حالة بارا- H + 3 ، فيكون دوران بروتونين متوازيين بينما يكون دوران البروتون الثالث متعاكسًا، مما ينتج عنه دوران نووي كلي مقداره 1/2 .

الجزيء الأكثر وفرة في السحب النجمية الكثيفة هو الهيدروجين (¹H₂ ) ، وله حالتان: أورثو وبارا ، بعزم مغزلي نووي كلي يساوي 1 و0 على التوالي. عند اصطدام جزيء الهيدروجين ( ³H⁺ ) بجزيء الهيدروجين (H₂ ) ، قد يحدث انتقال بروتون. ينتج عن هذا الانتقال جزيء هيدروجين (³H⁺ ) وجزيء هيدروجين ( H₂ ) ، ولكنه قد يُغير العزم المغزلي النووي الكلي للجزيئين تبعًا للعزم المغزلي النووي للبروتونات. عند اصطدام أورثو- H⁺- مع بارا- H₂ ، قد ينتج بارا- H⁺ - H⁺- وأورثو- H₂ . [ 18 ]

التحليل الطيفي

يُعدّ التحليل الطيفي لجزيء الهيدروجين الثلاثي ( H₃⁺ ) تحديًا كبيرًا. فالطيف الدوراني البحت ضعيف للغاية. [ 19 ] كما أن الأشعة فوق البنفسجية ذات طاقة عالية جدًا، ما قد يؤدي إلى تفكك الجزيء. يوفر التحليل الطيفي الدوراني الاهتزازي (الأشعة تحت الحمراء ) إمكانية رصد H₃⁺ . ويُمكن إجراء هذا التحليل مع H₃⁺ لأن أحد أنماط اهتزازه ، وهو نمط الانحناء غير المتماثل ν₂ ( انظر مثال ν₂ ) ، يتميز بعزم ثنائي قطب انتقالي ضعيف. منذ الطيف الأولي الذي رصده أوكا، [ 6 ] تم اكتشاف أكثر من 900 خط امتصاص في منطقة الأشعة تحت الحمراء. كما تم رصد خطوط انبعاث H₃⁺ من خلال مراقبة أغلفة الكواكب العملاقة. ويتم رصد هذه الخطوط من خلال مراقبة الهيدروجين الجزيئي، وتحديد خط لا يُمكن نسبه إليه .

الكشف الفلكي

تم رصد أيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺) في نوعين من بيئات الكون : الكواكب العملاقة والسحب بين النجوم . في الكواكب العملاقة، رُصد في الغلاف الأيوني ، وهي المنطقة التي تؤين فيها أشعة الشمس عالية الطاقة جزيئات الغلاف الجوي للكواكب . ونظرًا لوجود مستويات عالية من الهيدروجين (H₂ ) في هذه الأغلفة الجوية، يمكن لهذا الإشعاع أن يُنتج كمية كبيرة من أيون الهيدروجين الثلاثي . كما أن وجود مصدر واسع النطاق كالشمس يوفر كمية وفيرة من الإشعاع لرفع مستوى طاقة أيون الهيدروجين الثلاثي إلى مستويات أعلى، ومنها يمكنه أن يتحرر تلقائيًا .

الغلاف الجوي للكواكب

أُبلغ عن اكتشاف أول خطوط انبعاث H + 3 في عام 1989 من قبل دروسارت وآخرون [ 7 ] ، والتي وُجدت في الغلاف الأيوني لكوكب المشتري. ووجد دروسارت ما مجموعه 23 خطًا من خطوط H + 3 بكثافة عمودية قدرها1.39 × 10⁹ /سم² .  باستخدام هذه الخطوط الطيفية، تمكنوا من تحديد درجة حرارة أيون الهيدروجين الثلاثي ( H⁺³ ) بحوالي 1100 كلفن (830 درجة مئوية) ، وهي درجة حرارة مماثلة لتلك المُحددة من خطوط انبعاث أنواع أخرى مثل الهيدروجين الجزيئي (H₂ ) . في عام 1993، اكتُشف أيون الهيدروجين الثلاثي (H⁺³) في زحل بواسطة جيبال وآخرون [ 8 ] ، وفي أورانوس بواسطة ترافون وآخرون [ 9 ] . بعد أكثر من 30 عامًا، اكتُشف أيون الهيدروجين الثلاثي (H⁺³) في نبتون بواسطة ميلين وآخرون [ 20 ] ؛ وقد تطلب هذا الاكتشاف الدقة المكانية العالية لتلسكوب جيمس ويب الفضائي لتمييز انبعاث أيون الهيدروجين الثلاثي ( H⁺³ ) عن السحب العاكسة لأشعة الشمس.  

السحب الجزيئية بين النجوم

لم يُرصد أيون الهيدروجين الثلاثي (H₃⁺) في الوسط بين النجوم حتى عام 1996 ، عندما أبلغ جيبال وأوكا عن رصده في خطي رؤية لسحابتين جزيئيتين ، هما GL 2136 و W33A . [ 12 ] بلغت درجة حرارة أيون الهيدروجين الثلاثي في ​​كلا المصدرين حوالي 35 كلفن (-238 درجة مئوية) ، وكثافته العمودية حوالي 10¹⁴ ذرة /سم² . ومنذ ذلك الحين، رُصد أيون الهيدروجين الثلاثي في ​​العديد من خطوط الرؤية الأخرى للسحب الجزيئية، مثل AFGL 2136 ، [ 21 ] و Mon R2 IRS 3 ، [ 21 ] وGCS 3–2 ، [ 22 ] و GC IRS 3 ، [ 22 ] و LkHα 101. [ 23 ]  

السحب بين النجوم المنتشرة

في عام 1998 ، رصد ماكول وزملاؤه ، بشكل غير متوقع، ثلاثة خطوط طيفية لـ H₃⁺ في خط رؤية السحابة النجمية المنتشرة Cygnus OB2 #12 . [ 13 ] قبل عام 1998، كان يُعتقد أن كثافة H₂ منخفضة جدًا بحيث لا تُنتج كمية قابلة للكشف من H₃⁺ . رصد ماكول درجة حرارة تبلغ حوالي 27 كلفن (-246 درجة مئوية) وكثافة عمودية تبلغ حوالي 10¹⁴ ذرة /سم² ، وهي نفس الكثافة العمودية التي رصدها جيبال وأوكا . ومنذ ذلك الحين، رُصد H₃⁺ في العديد من خطوط رؤية السحب المنتشرة الأخرى، مثل GCS 3–2 ، [ 22 ] و GC IRS 3، [ 22 ] و ζ Persei . [ 24 ]  

تنبؤات نموذج الحالة المستقرة

لتقدير طول مسار أيون الهيدروجين الثلاثي ( H₃⁺ ) في هذه السحب، استخدم أوكا [ 25 ] نموذج الحالة المستقرة لتحديد الكثافة العددية المتوقعة في السحب المنتشرة والكثيفة. وكما ذُكر سابقًا، تشترك السحب المنتشرة والكثيفة في آلية تكوين واحدة لأيون الهيدروجين الثلاثي ، لكن تختلف آليات التدمير السائدة. ففي السحب الكثيفة، يُعد انتقال البروتون مع أول أكسيد الكربون (CO ) آلية التدمير السائدة، وهو ما يُقابله كثافة عددية متوقعة تبلغ 10⁻⁴ سم⁻³ في هذه السحب.

ن(ح3+)=ζكCO[ن(ح2)ن(CO)]≈10-4/سم3ن(ح3+)=ζكهـ[ن(ح2)ن(ج+)]≈10-6/سم3\begin{aligned}n(\ce H3+)=\frac{\zeta}{k_{\ce CO}}\left[\frac{n(\ce H2)}{n(\ce CO)}\right]\approx 10^{-4}/cm^{3}\\n(\ce H3+)=\frac{\zeta}{k_{\ce e}}\left[\frac{n(\ce H2)}{n(\ce C+)}\right]\approx 10^{-6}/cm^{3}\end{aligned}}}

في السحب المنتشرة، تُعدّ إعادة التركيب التفكيكي آلية التدمير السائدة. وهذا يُقابل كثافة عددية مُتوقعة تبلغ 10⁻⁶ جسيم /سم³ في السحب المنتشرة. ولأن كثافة الأعمدة للسحب المنتشرة والكثيفة متقاربة في الحجم، فلا بد أن يكون طول مسار السحب المنتشرة أكبر بمئة ضعف من طول مسار السحب الكثيفة. وبالتالي، يُمكن تحديد الأحجام النسبية لهذه السحب باستخدام أيون الهيدروجين الثلاثي ( H⁺³ ) كمؤشر .

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ تومسون، ج. ج. (1913). "أشعة الكهرباء الموجبة" . وقائع الجمعية الملكية أ . 89 (607): 1-20 . رمز Bibcode : 1913RSPSA..89....1T . doi : 10.1098/rspa.1913.0057 . S2CID 124295244 . 
  2. ↑ هوغنيس، تي آر؛ لون، إي جي (1925). "تأين الهيدروجين بواسطة اصطدام الإلكترونات كما تم تفسيره بواسطة تحليل الأشعة الموجبة". مجلة Physical Review . 26 (1): 44-55 . Bibcode : 1925PhRv...26...44H . doi : 10.1103/PhysRev.26.44 .
  3. ↑ مارتن، د. و.؛ ماكدانيال، إ. و.؛ ميكس، م. ل. (1961). "حول احتمال وجود أيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3 ) في الفضاء بين النجوم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 134 : 1012. رمز Bibcode : 1961ApJ...134.1012M . doi : 10.1086/147232 .
  4. ↑ واتسون، دبليو دي (1973). "معدل تكوين الجزيئات بين النجوم بواسطة تفاعلات الأيونات والجزيئات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 183 (2): L17. Bibcode : 1973ApJ...183L..17W . doi : 10.1086/181242 .
  5. ↑ هيربست، إي.؛ كليمبرر، دبليو. (1973). "تكوين الجزيئات واستنزافها في السحب الكثيفة بين النجوم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 185 : 505. Bibcode : 1973ApJ...185..505H . doi : 10.1086/152436 .
  6. 1 2 3 أوكا، ت. (1980). "ملاحظة طيف الأشعة تحت الحمراء لـ H + 3 ". رسائل المراجعة الفيزيائية . 45 (7): 531-534 . Bibcode : 1980PhRvL..45..531O . doi : 10.1103/PhysRevLett.45.531 .
  7. 1 2 دروسارت، ب.؛ وآخرون (1989). "الكشف عن أيون الهيدروجين الثلاثي (H + 3) على كوكب المشتري" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 340 (6234): 539. Bibcode : 1989Natur.340..539D . doi : 10.1038/340539a0 . hdl : 2027.42/62824 . S2CID 4322920 .  
  8. 1 2 جيبال، تي آر؛ وآخرون (1993). "الكشف عن خطوط انبعاث الأشعة تحت الحمراء H + 3 في زحل" . مجلة الفيزياء الفلكية . 408 (2): L109. Bibcode : 1993ApJ...408L.109G . doi : 10.1086/186843 . 
  9. 1 2 ترافون، إل إم؛ وآخرون (1993). "الكشف عن أيون الهيدروجين الثلاثي (H + 3) من أورانوس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 405 : 761. Bibcode : 1993ApJ...405..761T . doi : 10.1086/172404 . 
  10. ↑ بنكر، بي آر؛ جنسن، بي. (2005). أساسيات التناظر الجزيئي . مطبعة سي آر سي. رقم ISBN 0-7503-0941-5.
  11. ↑ جان بيير مايلارد؛ بيير دروسارت؛ جيه كيه جي واتسون؛ إس جيه كيم؛ جيه كالدويل (1990). "النطاق الأساسي H + 3 في المناطق الشفقية لكوكب المشتري بدقة عالية من 2400 إلى 2900 سنتيمتر معكوس". Astrophys. J. 363 : L37. Bibcode : 1990ApJ...363L..37M . doi : 10.1086/185859 .
  12. 1 2 جيبال، تي آر؛ أوكا، تي. (1996). "الكشف عن أيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3 ) في الفضاء بين النجوم". مجلة نيتشر . 384 (6607): 334-335 . رمز Bibcode : 1996Natur.384..334G . doi : 10.1038/384334a0 . PMID 8934516. S2CID 4370842 .  
  13. 1 2 ماكول، بي جيه؛ وآخرون (1998). "الكشف عن أيون الهيدروجين الثلاثي (H + 3) في الوسط النجمي المنتشر باتجاه سيغنوس OB2 رقم 12". مجلة ساينس . 279 (5358): 1910-1913 . رمز Bibcode : 1998Sci...279.1910M . doi : 10.1126/science.279.5358.1910 . PMID 9506936 .  
  14. ↑ وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم، 2006
  15. ↑ ماكول، بي جيه؛ وآخرون (2004). "إعادة التركيب التفكيكي لـ H + 3 البارد دورانيًا ". مجلة Physical Review A. 70 ( 5) 052716. Bibcode : 2004PhRvA..70e2716M . doi : 10.1103/PhysRevA.70.052716 . 
  16. 1 2 3 4 5 باجاني، إل؛ فاستل، C .؛ هوغو، إي. كوكولين، V.؛ جرين، CH؛ باكمان، أ. بايت، إي؛ سيكاريلي، سي . بنغ، ر. شليمر، س. (2009). "النمذجة الكيميائية لـ L183 (L134N): تقدير لنسبة ortho / para H" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 494 (2): 623– 636. أرخايف : 0810.1861 . دوى : 10.1051/0004-6361:200810587 .
  17. ١ ٢ ٣ ٤ ٥ روبرتس، هيلين؛ هيربست، إريك؛ ميلار، تي جيه (٢٠٠٣). "زيادة تجزئة الديوتيريوم في النوى النجمية الكثيفة الناتجة عن H + 3 متعدد الديوتيريوم " . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . ٥٩١ (١): L٤١– L٤٤. Bibcode : 2003ApJ...591L..41R . doi : 10.1086/376962 .
  18. 1 2 3 هيربست، إي. (2000). "الكيمياء الفلكية لـ H + 3 ". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 358 (1774): 2523-2534 . Bibcode : 2000RSPTA.358.2523H . doi : 10.1098/rsta.2000.0665 . S2CID 97131120 . 
  19. ↑ واتسون، جيه كيه جي (1971). "الأطياف الدورانية المحظورة للجزيئات متعددة الذرات". مجلة التحليل الطيفي الجزيئي . 40 (3): 546-544 . Bibcode : 1971JMoSp..40..536W . doi : 10.1016/0022-2852(71)90255-4 .
  20. ↑ ميلين، هنريك؛ مور، لوك؛ فليتشر، لي ن.؛ هامل، هايدي ب.؛ أودونوغ، جيمس؛ ستالارد، توم س.؛ ميلام، ستيفاني ن.؛ رومان، مايكل؛ كينغ، أوليفر ر. ت.؛ رو-غورني، نعومي؛ توماس، إيما إ.؛ وانغ، رويان؛ تيرنتي، باولا إ.؛ هاركت، جيك؛ نولز، كاتي ل. (26 مارس 2025). "اكتشاف أيونات الهيدروجين الثلاثية (H + 3) والشفق القطبي بالأشعة تحت الحمراء على كوكب نبتون باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي" . مجلة نيتشر لعلم الفلك . 9 (5): 666-671 . doi : 10.1038/s41550-025-02507-9 . ISSN 2397-3366 . PMC 12095041. PMID 40417327 .   
  21. 1 2 ماكول، بي جيه؛ وآخرون (1999). "ملاحظات حول H + 3 في السحب الجزيئية الكثيفة" . مجلة الفيزياء الفلكية . 522 (1): 338-348 . Bibcode : 1999ApJ...522..338M . doi : 10.1086/307637 . 
  22. 1 2 3 4 غوتو، م.؛ وآخرون (2002). "مسح خطوط الامتصاص لـ H + 3 باتجاه مركز المجرة، المصادر 1. GCS 3-2 وGC IRS3" . منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 54 (6): 951. arXiv : astro-ph/0212159 . doi : 10.1093/pasj/54.6.951 . 
  23. ↑ بريتين، إس دي؛ وآخرون (2004). " امتصاص خط الهيدروجين الثلاثي بين النجوم باتجاه LkHα 101" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 606 (2): 911-916 . Bibcode : 2004ApJ...606..911B . doi : 10.1086/383024 . 
  24. ↑ ماكول، بي جيه؛ وآخرون (2003). "زيادة تدفق الأشعة الكونية باتجاه نجم زيتا برسي، مستنتجة من دراسة مخبرية لمعدل إعادة تركيب H + 3 - e- ". مجلة نيتشر . 422 (6931): 500-502 . arXiv : astro-ph/0302106 . Bibcode : 2003Natur.422..500M . doi : 10.1038/nature01498 . PMID: 12673244. S2CID : 4427350 .   
  25. ↑ أوكا، ت. (2006). "الهيدروجين الثلاثي بين النجوم" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 103 ( 33): 12235-12242 . رمز Bibcode : 2006PNAS..10312235O . doi : 10.1073/pnas.0601242103 . PMC 1567864. PMID 16894171 .