Hélonium
# Hélonium

L’hélonium est le cation diatomique de formule $HeH^+.$ 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 hydrures d'hélium. L'hélonium est le plus fort des acides 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 qu'en 2019.

## Découverte

Isoélectronique avec l'hydrogène moléculaire $H_2,$ l'hélonium a été obtenu expérimentalement pour la première fois en 1925, par réaction de protons sur de l'hélium en phase gazeuse.

## Détection

La présence d'hélonium dans le milieu interstellaire a été suggérée dans les années 1970, mais sa première détection sans équivoque n'a été rapportée qu'en 2019, dans la nébuleuse planétaire NGC 7027.

## Propriétés physiques

La longueur de la liaison covalente de l'ion $HeH^+$ vaut 77,2 pm. C'est l'ion hétéronucléaire le plus simple, comparable au cation dihydrogène $H_2^+$ ; cependant, contrairement à ce dernier, il possède un moment dipolaire permanent, ce qui rend sa caractérisation spectroscopique plus facile.

## Propriétés chimiques

L'hélonium est l'acide le plus fort connu, avec une affinité protonique de 177,8 kJ/mol.

L'hydrure d'hélium réagit avec la plupart des substances. On a montré qu'il cède un proton au dioxygène $O_2,$ à l'ammoniac $NH_3,$ au dioxyde de soufre $SO_2,$ à l'eau $H_2O$ et au dioxyde de carbone $CO_2$ pour donner respectivement les espèces $O_2H^+,$ $NH_4^+,$ $HSO_2^+,$ $H_3O^+$ et $HCO_2^+.$ D'autres molécules, comme le monoxyde d'azote NO, le dioxyde d'azote $NO_2,$ le protoxyde d'azote $N_2O,$ le sulfure d'hydrogène $H_2S,$ le méthane $CH_4,$ l'acétylène $C_2H_2,$ l'éthylène $C_2H_4,$ l'éthane $C_2H_6,$ le méthanol $CH_3OH$ ou encore l'acétonitrile $CH_3CN,$ réagissent avec l'hydrure d'hélium, mais se décomposent sous l'effet de la grande quantité d'énergie libérée par cette réaction.

Une technique employée pour étudier les réactions entre l'hydrure d'hélium et les substances organiques consiste à produire un dérivé tritié de ces substances et d'attendre la désintégration radioactive du tritium 3 1T pour former de l'hélium 3 3 2He+, qui réagit d'abord avec un atome d'hydrogène pour former le cation $^3HeH^+$ : ce dernier réagit alors avec la substance organique environnante, permettant d'en étudier la réaction.

D'autres atomes d'hélium peuvent se lier au cation $HeH^+$ pour former des agrégats plus larges tels que $He_2H^+,$ $He_3H^+,$ $He_4H^+,$ $He_5H^+$ et $He_6H^+,$ ce dernier étant particulièrement stable.

## Présence dans la nature

### Univers primitif

L'hélonium est le premier composé chimique de l'histoire de l'Univers, formé moins de 380 000 ans après le Big Bang (après la recombinaison de l'hélium mais avant celle de l'hydrogène) par la réaction :

    $\mathrm {He} +\mathrm {H} ^{+}\rightarrow \mathrm {HeH} ^{+}+\gamma$.

Selon les calculs effectués dans le cadre du modèle ΛCDM, l'abondance cosmique de $HeH^+$ a crû jusqu'à environ $10^{−13}$ (rapportée au nombre total de baryons) quand le décalage vers le rouge z a décru de 2 000 à 20, environ, pour diminuer ensuite par photodissociation.

### Univers actuel

La première détection de $HeH^+$ dans le milieu interstellaire, dans la nébuleuse NGC 7027, a été rapportée dans la revue Nature en avril $2019^,.$ Ce pourrait être le premier composé formé dans l'univers, dans la mesure où l'hydrogène et l'hélium sont les deux principaux éléments chimiques issus de la nucléosynthèse primordiale. Les premières étoiles apparues dans l'univers, dites de population III, devaient contenir le cation $HeH^+$ 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. Cet ion serait également un constituant important de l'atmosphère des naines blanches riches en hélium, qu'il contribuerait à opacifier, ce qui ralentirait le refroidissement de ces astres.

Outre les nébuleuses planétaires denses comme NGC 7027, l'ion $HeH^+$ pourrait aussi être observé par exemple dans les étoiles à hélium froides et les régions HII. La détection spectroscopique de $HeH^+$ est rendue compliquée par le fait que l'une des raies spectrales les plus intenses de cet ion, à 149,14 µm de longueur d'onde, coïncide avec un doublet de raies spectrales du radical méthylidyne ⫶CH.

$HeH^+$ pourrait se former dans le gaz se refroidissant à la suite des ondes de choc parcourant les nuages interstellaires provoquées par les vents stellaires, les supernovae et les flux de matières éjectés des jeunes étoiles. Si la vitesse de ces chocs excède environ 90 km $s^{−1},$ ils pourraient provoquer la formation de quantités de $HeH^+$ suffisantes pour être détectables. Si elles parvenaient à être détectées, les émissions d'ions $HeH^+$ constitueraient un traceur utile pour ce type de chocs.

