Voir la source de Hélonium

{{confusion| Helenium| Helinium}}
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{{Infobox Chimie
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 | légende = Structure du cation hydrure d'hélium.
<!-- Général -->
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<!-- Propriétés chimiques -->
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}}<!-- ----------------------------- Fin de l'infoboîte ----------------------------- -->

L’'''hélonium''' est le [[cation]] [[Ion polyatomique|diatomique]] de [[Formule chimique|formule]] HeH{{exp|+}}. Il consiste en un atome d'[[hélium]] lié à un atome d'[[hydrogène]] avec un électron en moins. C'est le plus stable et le mieux connu des {{page h'|hydrure d'hélium (homonymie)|hydrures d'hélium}}<ref group="alpha">Quand on parle de « l'hydrure d'hélium » sans autre précision, c'est en général de l'hélonium qu'il s'agit.</ref>. L'hélonium est le plus fort des [[acide]]s connus.

Premier [[composé chimique]] formé dans l'[[Univers]], l'hélonium a été synthétisé au laboratoire dès 1925 mais n'a été détecté dans l'[[Espace (cosmologie)|espace]] qu'en 2019.

== Découverte ==
[[Isoélectronique]] avec l'[[Dihydrogène|hydrogène moléculaire]] {{fchim|H|2}}, l'hélonium a été obtenu expérimentalement pour la première fois en 1925, par réaction de [[proton]]s sur de l'[[hélium]] en phase gazeuse<ref>{{Article| langue=en | auteur1=T. R. Hogness | auteur2=E. G. Lunn | titre=The Ionization of Hydrogen by Electron Impact as Interpreted by Positive Ray Analysis | périodique={{lang|en|[[Physical Review]]}} | volume=26 | numéro=1 | date=juillet 1925 | pages=44-55 | consulté le=5 mars 2017 | doi=10.1103/PhysRev.26.44 | bibcode=1925PhRv...26...44H}}.</ref>.

== Détection ==
La présence d'hélonium dans le [[milieu interstellaire]] a été suggérée dans les {{nobr|[[années 1970]]}}<ref>{{Article| langue=en | auteur1=J. Fernández | auteur2=F. Martín | titre=Photoionization of the HeH{{exp|+}} molecular ion | périodique={{lang|en|Journal of Physics B: Atomic, Molecular, and Optical Physics}} | volume=40 | numéro=12 | date=juin 2007| pages=2471-2480 | consulté le=5 mars 2017 | doi=10.1088/0953-4075/40/12/020 | bibcode=2007JPhB...40.2471F}}.</ref>, mais sa première détection sans équivoque n'a été rapportée qu'en 2019, dans la [[nébuleuse planétaire]] {{nobr|[[NGC 7027]]}}<ref name=":0">{{Article| langue=en | auteur1=Rolf Güsten | auteur2=Helmut Wiesemeyer | auteur3=David Neufeld | auteur4=Karl M. Menten | auteur5=Urs U. Graf | et al.=oui | titre=Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH+ | périodique=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=568 | numéro=7752 | date=avril 2019 | issn=1476-4687 | doi=10.1038/s41586-019-1090-x | consulté le=17 avril 2019 | pages=357-359}}.</ref>.

== Propriétés physiques ==
La longueur de la [[liaison covalente]] de l'ion HeH{{exp|+}} vaut {{unité/2|77.2|pm}}<ref name="10.1007/s00894-008-0371-3">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = John P. Coyne et David W. Ball
 | titre       = Alpha particle chemistry. On the formation of stable complexes between He{{exp|2+}} and other simple species: implications for atmospheric and interstellar chemistry
 | périodique  = {{lang|en|Journal of Molecular Modeling}}
 | volume      = 15
 | numéro      = 1
 | jour        = 
 | mois        = janvier
 | année       = 2009
 | pages       = 35-40
 | url texte   = https://link.springer.com/article/10.1007%2Fs00894-008-0371-3
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1007/s00894-008-0371-3
 | pmid        = 18936986
 | pmc         = 
}}.</ref>. C'est l'ion hétéronucléaire le plus simple, comparable au [[Dihydrogène (cation)|cation dihydrogène]] {{fchim|H|2}}{{exp|+}} ; cependant, contrairement à ce dernier, il possède un [[Dipôle électrostatique#Moment dipolaire|moment dipolaire]] permanent, ce qui rend sa caractérisation spectroscopique plus facile<ref name="10.1006/jmsp.1998.7740">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = John A. Coxon et G. Hajigeorgiou
 | titre       = Experimental Born–Oppenheimer Potential for the ''X''{{1}}''Σ''{{exp|+}} Ground State of HeH{{exp|+}}: Comparison with the ''{{lang|la|Ab Initio}}'' Potential
 | périodique  = {{lang|en|Journal of Molecular Spectroscopy}}
 | volume      = 193
 | numéro      = 2
 | jour        = 
 | mois        = février
 | année       = 1999
 | pages       = 306-318
 | url texte   = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0022285298977402
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1006/jmsp.1998.7740
 | pmid        = 9920707
 | bibcode     = 1999JMoSp.193..306C
}}.</ref>.

== Propriétés chimiques ==
L'hélonium est l'[[acide]] le plus fort connu, avec une [[affinité protonique]] de {{unité|177,8 kJ/mol}}<ref name="10.1063/1.555719">{{Article| langue      = en
 | nom1        = Sharon G. Lias, Joel F. Liebman et Rhoda D. Levin
 | titre       = Evaluated Gas Phase Basicities and Proton Affinities of Molecules; Heats of Formation of Protonated Molecules
 | périodique  = {{lang|en|Journal of Physical and Chemical Reference Data}}
 | volume      = 13
 | numéro      = 3
 | jour        = 
 | mois        = juillet
 | année       = 1984
 | pages       = 695-808
 | url texte   = http://aip.scitation.org/doi/10.1063/1.555719
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1063/1.555719
 | pmid        = 
 | bibcode     = 1984JPCRD..13..695L
}}.</ref>.

L'hydrure d'hélium réagit avec la plupart des substances. On a montré qu'il cède un [[proton]] au [[dioxygène]] {{fchim|O|2}}, à l'[[ammoniac]] {{fchim|NH|3}}, au [[dioxyde de soufre]] {{fchim|SO|2}}, à l'[[eau]] {{fchim|H|2|O}} et au [[dioxyde de carbone]] {{fchim|CO|2}} pour donner respectivement les espèces {{fchim|O|2|H}}{{exp|+}}, [[Ammonium|{{fchim|NH|4|}}{{exp|+}}]], {{fchim|HSO|2}}{{exp|+}}, [[Hydronium|{{fchim|H|3|O}}{{exp|+}}]] et {{fchim|HCO|2}}{{exp|+}}<ref name="10.1016/j.ijms.2004.07.012">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = Felice Grandinetti
 | titre       = Helium chemistry: a survey of the role of the ionic species
 | périodique  = {{lang|en|International Journal of Mass Spectrometry}}
 | volume      = 237
 | numéro      = 2-3
 | jour        = 
 | mois        = octobre
 | année       = 2004
 | pages       = 243-267
 | url texte   = http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1387380604003094
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1016/j.ijms.2004.07.012
 | pmid        = 
 | bibcode     = 2004IJMSp.237..243G
}}.</ref>. D'autres molécules, comme le [[monoxyde d'azote]] NO, le [[dioxyde d'azote]] {{fchim|NO|2}}, le [[protoxyde d'azote]] {{fchim|N|2|O}}, le [[sulfure d'hydrogène]] {{fchim|H|2|S}}, le [[méthane]] {{fchim|CH|4}}, l'[[acétylène]] {{fchim|C|2|H|2}}, l'[[éthylène]] {{fchim|C|2|H|4}}, l'[[éthane]] {{fchim|C|2|H|6}}, le [[méthanol]] {{fchim|CH|3|OH}} ou encore l'[[acétonitrile]] {{fchim|CH|3|CN}}, réagissent avec l'hydrure d'hélium, mais se décomposent sous l'effet de la grande quantité d'énergie libérée par cette réaction<ref name="10.1016/j.ijms.2004.07.012" />.

Une technique employée pour étudier les réactions entre l'hydrure d'hélium et les substances organiques consiste à produire un dérivé [[Tritium|tritié]] de ces substances et d'attendre la désintégration radioactive du tritium {{Nucléide|3|1|T|tritium}} pour former de l'{{nobr|[[hélium 3]]}} {{Nucléide|3|2|He|Hélium 3||+}}, qui réagit d'abord avec un atome d'[[hydrogène]] pour former le cation {{3}}HeH{{exp|+}} : ce dernier réagit alors avec la substance organique environnante, permettant d'en étudier la réaction<ref name="10.1016/j.ijms.2004.07.012" />. 

D'autres atomes d'hélium peuvent se lier au cation HeH{{exp|+}} pour former des agrégats plus larges tels que {{fchim|He|2|H}}{{exp|+}}, {{fchim|He|3|H}}{{exp|+}}, {{fchim|He|4|H}}{{exp|+}}, {{fchim|He|5|H}}{{exp|+}} et {{fchim|He|6|H}}{{exp|+}}, ce dernier étant particulièrement stable<ref name="10.1016/j.ijms.2004.07.012" />.

== Présence dans la nature ==
=== Univers primitif ===
L'hélonium est le premier [[composé chimique]] de l'[[histoire de l'Univers]], formé moins de {{unité|380000 ans}} après le {{lang|en|[[Big Bang]]}} (après la [[Recombinaison (cosmologie)#Recombinaisons du lithium et de l'hélium|recombinaison de l'hélium]] mais avant [[Recombinaison (cosmologie)#Recombinaison de l'hydrogène|celle de l'hydrogène]]) par la réaction :
:<math>\mathrm{He}+\mathrm{H}^{+}\rightarrow\mathrm{HeH}^{+}+\gamma</math>.

Selon les calculs effectués dans le cadre du [[modèle ΛCDM]], l'abondance cosmique de HeH{{exp|+}} a crû jusqu'à environ {{unité|e-13}} (rapportée au nombre total de [[baryon]]s) quand le [[décalage vers le rouge]] {{mvar|z}} a décru de {{formatnum:2000}} à 20, environ, pour diminuer ensuite par [[Photolyse|photodissociation]]<ref name="Galli2013">{{article| langue=en | titre=The Dawn of Chemistry | auteur1=Daniele Galli | auteur2=Francesco Palla | périodique={{lang|en|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} | volume=51 | date=13 juin 2013 | pages=163-206 | doi=10.1146/annurev-astro-082812-141029 | arxiv=1211.3319v1}}.</ref>.

=== Univers actuel ===
[[Fichier:NGC 7027.jpg|vignette|{{nobr|[[NGC 7027]]}}, où l'ion HeH{{exp|+}} a été détecté, est une [[nébuleuse planétaire]] dense et très jeune (à peine {{unité|600|ans}}), située à environ {{unité|3000|[[Année-lumière|années-lumière]]}} dans la [[Cygne (constellation)|constellation du Cygne]].]]

La première détection de HeH{{exp|+}} dans le [[milieu interstellaire]], dans la nébuleuse {{nobr|[[NGC 7027]]}}, a été rapportée dans la revue ''[[Nature (revue)|Nature]]'' en {{date-|avril 2019}}<ref name=":0" />{{,}}<ref name="10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = Elodie A. Engel, Natasha Doss, Gregory J. Harris et Jonathan Tennyson
 | titre       = Calculated spectra for HeH{{exp|+}} and its effect on the opacity of cool metal-poor stars
 | périodique  = {{lang|en|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society}}
 | volume      = 357
 | numéro      = 2
 | jour        = 
 | mois        = février
 | année       = 2005
 | pages       = 471-477
 | url texte   = https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x
 | arxiv       = 0411267
 | bibcode     = 2005MNRAS.357..471E
}}.</ref>. Ce pourrait être le premier composé formé dans l'univers<ref name="10.1093/mnras/290.4.L71">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        =  X.-W. Liu, M. J. Barlow, A. Dalgarno, J. Tennyson, T. Lim, B. M. Swinyard, J. Cernicharo, P. Cox, J.-P. Baluteau, D. Péquignot, Nguyen-Q-Rieu, R. J. Emery et P. E. Clegg
 | titre       = An ISO Long Wavelength Spectrometer detection of CH in {{nobr|NGC 7027}} and an HeH{{exp|+}} upper limit
 | périodique  = {{lang|en|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society}}
 | volume      = 290
 | numéro      = 4
 | jour        = 
 | mois        = octobre
 | année       = 1997
 | pages       = L71-L75
 | url texte   = https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1093/mnras/290.4.L71
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1093/mnras/290.4.L71
 | pmid        = 
 | bibcode     = 1997MNRAS.290L..71L
}}.</ref>, dans la mesure où l'hydrogène et l'hélium sont les deux principaux [[Élément chimique|éléments chimiques]] issus de la [[nucléosynthèse primordiale]]. Les premières étoiles apparues dans l'univers, dites [[Étoile de population III|de {{nobr romains|population III}}]], devaient contenir le cation HeH{{exp|+}} qui aurait influencé leur formation et leur évolution subséquente. En particulier, son fort [[moment dipolaire]] pourrait expliquer l'opacité des étoiles de très faible [[métallicité]]<ref name="10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x" />. Cet ion serait également un constituant important de l'[[Atmosphère stellaire|atmosphère]] des [[Naine blanche|naines blanches]] riches en hélium, qu'il contribuerait à opacifier, ce qui ralentirait le refroidissement de ces astres<ref name="10.1086/427391">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = G. J. Harris, A. E. Lynas-Gray, S. Miller et J. Tennyson 
 | titre       = The Role of HeH{{exp|+}} in Cool Helium-rich White Dwarfs
 | périodique  = {{lang|en|The Astrophysical Journal}}
 | volume      = 617
 | numéro      = 2
 | jour        = 
 | mois        = décembre
 | année       = 2004
 | pages       = L143-L146
 | url texte   = http://iopscience.iop.org/article/10.1086/427391/meta
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1086/427391
 | arxiv       = 0411331
 | bibcode     = 2004ApJ...617L.143H
}}.</ref>.

Outre les [[Nébuleuse planétaire|nébuleuses planétaires]] denses<ref name="10.1086/159849" /> comme {{nobr|[[NGC 7027]]}}<ref name="10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x" />, l'ion HeH{{exp|+}} pourrait aussi être observé par exemple dans les [[Étoile à hélium|étoiles à hélium]] froides<ref name="10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x" /> et les [[Région HII|régions H{{II}}]]<ref name="10.1086/159849">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = W. Roberge, A. Dalgarno
 | titre       = The formation and destruction of HeH{{exp|+}} in astrophysical plasmas
 | périodique  = {{lang|en|Astrophysical Journal, {{nobr|Part 1}}}}
 | volume      = 255
 | numéro      = 
 | jour        = 
 | mois        = avril
 | année       = 1982
 | pages       = 489-496
 | url texte   = 
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1086/159849
 | pmid        = 
 | bibcode     = 1982ApJ...255..489R
}}.</ref>. La détection spectroscopique de HeH{{exp|+}} est rendue compliquée par le fait que l'une des [[Raie spectrale|raies spectrales]] les plus intenses de cet ion, à {{unité|149.14|µm}} de [[longueur d'onde]], coïncide avec un doublet de raies spectrales du [[Radical (chimie)|radical]] [[méthylidyne]] ⫶CH<ref name="10.1111/j.1365-2966.2005.08611.x" />.

HeH{{exp|+}} pourrait se former dans le gaz se refroidissant à la suite des ondes de choc parcourant les [[Nuage interstellaire|nuages interstellaires]] provoquées par les [[Vent stellaire|vents stellaires]], les [[supernova]]e et les flux de matières éjectés des jeunes étoiles. Si la vitesse de ces chocs excède environ {{unité|90|km||s|-1}}, ils pourraient provoquer la formation de quantités de HeH{{exp|+}} suffisantes pour être détectables. Si elles parvenaient à être détectées, les émissions d'ions HeH{{exp|+}} constitueraient un traceur utile pour ce type de chocs<ref name="10.1086/167441">
{{Article
 | langue      = en
 | nom1        = David A. Neufeld et A. Dalgarno
 | titre       = Fast molecular shocks. {{I}} - Reformation of molecules behind a dissociative shock
 | périodique  = {{lang|en|Astrophysical Journal, {{nobr|Part 1}}}}
 | volume      = 340
 | numéro      = 
 | jour        = 15
 | mois        = mai
 | année       = 1989
 | pages       = 869-893
 | url texte   = 
 | consulté le = 5 mars 2017
 | doi         = 10.1086/167441
 | pmid        = 
 | bibcode     = 1989ApJ...340..869N
}}.</ref>.

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Références| groupe=alpha}}

=== Références ===
{{Références| taille=36}}

== Voir aussi ==
=== Bibliographie ===
* {{article| titre=La première molécule de l'univers | auteur=Ryan C. Fortenberry | périodique=[[Pour la science]] | date=juin 2020 | numéro=512 | pages=22-30}}.

=== Articles connexes ===
* [[Liste d'espèces chimiques détectées dans le milieu interstellaire ou circumstellaire]]

{{Palette|Hélium}}
{{Portail|chimie|astronomie|records}}

[[Catégorie:Composé de l'hélium]]
[[Catégorie:Hydrure]]
[[Catégorie:Espèce chimique détectée dans le milieu interstellaire ou circumstellaire]]
[[Catégorie:Cation]]