Пропинилидин
 | |
| Имена | |
|---|---|
| Название ИЮПАК 1,2-Propadien-1-yl-3-ylidene | |
| Другие имена 2-пропин-1-илидин; 2-Пропинилидин | |
| Идентификаторы | |
3D model ( JSmol ) | |
ПабХим CID | |
| Характеристики | |
| C3C3H | |
| Молярная масса | 37.041 g·mol −1 |
Если не указано иное, данные приведены для материалов в стандартном состоянии (при 25 °C [77 °F], 100 кПа). | |
Пропинилидин — химическое соединение, обнаруженное в межзвездном пространстве .
Структура
[ редактировать ]Линейный ( l -C 3 H)
[ редактировать ]μ D =3,551 Дебай [1]
2 Π основное состояние электроники
Имитируемый спектр
[ редактировать ]Вращательный спектр 2 электронное Π основное состояние l - C 3 H можно получить с помощью программного обеспечения PGopher (Программа моделирования вращательной структуры, CM Western, Бристольский университет, http://pgopher.chm.bris.ac.uk ) и извлечь молекулярные константы. из литературы. Эти константы включают μ = 3,551 Дебая. [1] и другие, предоставленные Ямамото и др. 1990, [2] даны в МГц: B=11189,052, D=0,0051365, A SO =432834,31, γ=-48,57, p=-7,0842 и q=-13,057. Применяли правило отбора ΔJ=0,1 при S=0,5. Полученное моделирование вращательного спектра C 3 H при температуре 30 К хорошо согласуется с наблюдениями. [2] Смоделированный спектр показан на рисунке справа, где приблизительное атмосферное пропускание показано синим цветом. Все самые сильные моделируемые линии с J < 8,5 наблюдались Ямамото и др. [2]
Циклический ( c -C 3 H)
[ редактировать ]μ D =2,4 Дебая [3] электронное основное состояние
Химия
[ редактировать ]Молекула C 3 H наблюдалась в холодных плотных молекулярных облаках . Ниже представлены доминирующие механизмы образования и разрушения типичного облака с температурой 10К. Относительный вклад каждой реакции был рассчитан с использованием скорости и содержания из базы данных астрохимии UMIST. [3]
Доминирующие реакции образования
[ редактировать ]| Реагент 1 | Реагент 2 | Продукт 1 | Продукт 2 | Константа скорости | Вклад |
|---|---|---|---|---|---|
| C3HC3H3 + | и − | CC3H H | Ч 2 | 1,0Е-7 см 3 с −1 | 81.2% |
| С | С 2 Ч 2 + | CC3H H | ЧАС + | 2,18Э-10 см 3 с −1 | 18.8% |
Доминирующие реакции разрушения
[ редактировать ]| Реагент 1 | Реагент 2 | Продукт 1 | Продукт 2 | Константа скорости | Вклад |
|---|---|---|---|---|---|
| ТО | CC3H H | СО | С 2 Н | 1,7Е-11 см 3 с −1 | 95.4% |
| Н | CC3H H | CC3N N | ЧАС | 1,7Е-11 см 3 с −1 | 3.7% |
| HH3 + | CC3H H | C3HC3H2 + | ЧАС | 2,0Е-9 см 3 с −1 | 0.7% |
| С + | CC3H H | С 4 + | ЧАС | 1,0Е-10 см 3 с −1 | 0.2% |
| ЧАС + | CC3H H | С 3 + | Ч 2 | 2,0Е-9 см 3 с −1 | <<1% |
Вклад в производство молекул с углеродной цепью
[ редактировать ]Молекула C 3 H обеспечивает доминирующий путь образования C 4 H. + , и тем самым все остальные молекулы C n H (n>3) по реакциям:
- С 3 Н + С + → С 4 + + Ч
- С 4 + + Ч 2 → С 4 Ч + + Ч
В результате этих реакций образуется большая часть C 4 H. + , что необходимо для производства молекул углеродной цепи более высокого порядка. По сравнению с конкурирующей реакцией,
CHC3H3 + + С → С 4 Ч 2 + + Ч,
Также показано справа: разрушение C 3 H обеспечивает гораздо более быстрый путь роста углеводородов.
Другие молекулы семейства C 3 H, C 2 H и C 3 H 2 , не вносят существенного вклада в образование молекул с углеродной цепью, а скорее образуют конечные точки в этом процессе. Образование C 2 H и C 3 H 2 существенно тормозит образование более крупных молекул углеродной цепи, поскольку ни они, ни продукты их разрушения не перерабатываются в химию углеводородов.
Первое астрономическое обнаружение
[ редактировать ]О первом подтверждении существования межзвездной молекулы C 3 H сообщили У.М. Ирвин и др. на собрании Американского астрономического общества в январе 1985 года. [4] Группа обнаружила C 3 H как в спектре эволюционировавшей углеродной звезды IRC+10216, так и в молекулярном облаке TMC-1. Эти результаты были официально опубликованы в июле того же года Таддеусом и др. [5] В статье У.М. Ирвайна 1987 года приводится сравнение обнаружений 39 молекул, наблюдаемых в холодных (T k ≅10K) темных облаках, при этом особое внимание уделяется разновидностям триуглерода, включая C 3 H. [6]
Последующие астрономические открытия
[ редактировать ]Более поздние сообщения об астрономических открытиях радикала C 3 H приведены ниже в хронологическом порядке.
В 1987 году Ямамото и др. [7] сообщают об измерениях вращательных спектров циклического радикала C 3 H (cC 3 H) в лаборатории и в межзвездном пространстве по направлению к TMC-1. Эта публикация знаменует собой первое наземное измерение C 3 H. Yamamoto et al. точно определить молекулярные константы и идентифицировать 49 линий во вращательном спектре cC 3 H. В направлении ТМС-1 обнаруживаются как мелкие, так и сверхтонкие компоненты, а плотность столбцов на луче зрения в сторону ТМС-1 оценивается в 6x10. 12 см −2 , что сравнимо с линейным радикалом C 3 H (lC 3 H).
ML Marconi и A. Korth et al. [8] сообщили о вероятном обнаружении C 3 H в ионопаузе кометы Галлея в 1989 году. Используя анализатор тяжелых ионов (PICCA) на борту космического корабля Джотто, они определили, что C 3 H ответственен за образование пика на 37 а.е.м., обнаруженного в пределах ~ 4500 км от Земли. ядро кометы. Маркони и др. утверждают, что газофазная молекула-предшественник C 3 H вряд ли существует внутри ионопаузы, и предполагают, что десорбция из околоядерных пылинок CHON вместо этого могла привести к образованию наблюдаемого C 3 H.
В 1990 году Ямамото и др. [2] обнаружил C 3 H в направлении IRC+10216 с помощью 45-метрового радиотелескопа Радиообсерватории Нобеяма. Они определяют верхний предел столбцовой плотности состояния ν 4 3x10 12 см −2 . Из дополнительных лабораторных измерений они определяют крайне низкое колебательно-возбужденное состояние радикала C 3 H: ν 4 ( 2 С м )=610197(1230) МГц, обусловленный эффектом Реннера-Теллера в состоянии ν 4 (изгиб CCH).
Дж. Г. Мангум и А. Вуттен [9] сообщают о новых обнаружениях cC 3 H в 13 из 19 наблюдаемых галактических молекулярных облаков. Они измеряют относительное содержание C 3 H и C 3 H 2 : N(cC 3 H)/N(C 3 H 2 ) = 9,04±2,87 x 10. −2 . Это соотношение не меняется систематически для более теплых источников, что, по их мнению, свидетельствует о том, что две кольцевые молекулы имеют общего предшественника в C 3 H 3. + .
Л.А. Найман и др. [10] представляют обзор молекулярных линий углеродной звезды IRAS 15194-5115 с использованием 15-метрового субмиллиметрового телескопа Шведской ESO для исследования полос 3 и 1,3 мм. Сравнивая молекулярное содержание с IRC + 10216, они обнаружили, что C 3 H имеет одинаковое содержание в обоих источниках.
В 1993 г. М. Гулен и др. [11] нарисуйте карту излучения линий 95 ГГц и 98 ГГц радикалов C 3 H в IRC+10216. Это указывает на оболочечное распределение эмиссии C 3 H и зависящий от времени химический состав. Тесное соответствие между пиками эмиссии C 3 H и частиц <noautolink>MgNC</noautolink> и C 4 H предполагает быстрый общий механизм образования, предположительно, десорбцию из пылевых частиц.
Тернер и др. [12] обследовать 10 видов углеводородов, включая lC 3 H и cC 3 H в трех полупрозрачных облаках, а также TMC-1 и L183. Численность измеряется или оценивается для каждого вида. Среднее соотношение циклического и линейного содержания C 3 H составляет 2,7, хотя от источника к источнику наблюдаются большие вариации этого соотношения.
В 2004 г. Н. Кайфу и др. [13] завершил первый обзор спектральных линий в направлении TMC-1 в диапазоне частот 8,8–50,0 ГГц с помощью 45-метрового радиотелескопа в радиообсерватории Нобеяма. Они обнаружили 414 линий 38 видов молекул, включая cC 3 H, составили спектральные диаграммы и улучшили молекулярные константы для нескольких молекул с углеродной цепью.
Мартин и др. [14] провел первый обзор спектральных линий в направлении внегалактического источника, нацеливаясь на звездообразную галактику NGC253 в диапазоне частот 129,1–175,2 ГГц. Было идентифицировано около 100 спектральных особенностей как переходы от 25 различных видов молекул, включая предварительное первое внегалактическое обнаружение C 3 H.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Вун, Д. (1995). «Коррелированное ab initio исследование линейных радикалов углеродной цепи CnH (n = 2–7)». Письма по химической физике . 244 (1–2): 45–52. Бибкод : 1995CPL...244...45W . дои : 10.1016/0009-2614(95)00906-К . ПМИД 11539919 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Ямамото, Сатоши; Сайто, Сюдзи; Сузуки, Хироко; Дегучи, Сюдзи; и др. (1990). «Лабораторная микроволновая спектроскопия линейных радикалов C3H и C3D и связанные с ней астрономические наблюдения» . Астрофизический журнал . 348 : 363. Бибкод : 1990ApJ...348..363Y . дои : 10.1086/168244 .
- ^ Перейти обратно: а б Вудалл, Дж.; Агундес, М.; Марквик-Кемпер, AJ; Миллар, Ти Джей (2007). «База данных UMIST по астрохимии 2006». Астрономия и астрофизика . 466 (3): 1197. arXiv : 1212.6362 . Бибкод : 2007A&A...466.1197W . дои : 10.1051/0004-6361:20064981 .
- ^ Ирвин, штат Вирджиния; Фриберг, П.; Хьялмарсон, О.; Йоханссон, ЛЕБ; и др. (1984). «Подтверждение существования двух новых межзвездных молекул: C3H и C3O». Бюллетень Американского астрономического общества . 16 : 877. Бибкод : 1984BAAS...16..877I .
- ^ Таддеус, П.; Готлиб, Калифорния; Хьялмарсон, А.; Йоханссон, ЛЕБ; и др. (1985). «Астрономическая идентификация радикала C3H». Астрофизический журнал . 294 (1): Л49–53. Бибкод : 1985ApJ...294L..49T . дои : 10.1086/184507 . ПМИД 11540839 .
- ^ Ирвин, WM (1987). «Химия холодных темных межзвездных облаков». астрохимия; Материалы симпозиума МАС, Гоа, Индия, 3–7 декабря 1985 г. (A87-47376 21-90). Дордрехт, Издательство Д. Рейделя . 120 : 245–251. Бибкод : 1987IAUS..120..245I .
- ^ Ямамото, Сатоши; Сайто, Сюдзи; Охиши, Масатоши; Сузуки, Хироко; и др. (1987). «Лабораторное и астрономическое обнаружение циклического радикала C3H» . Астрофизический журнал . 322 : Л55. Бибкод : 1987ApJ...322L..55Y . дои : 10.1086/185036 .
- ^ Маркони, МЛ; Корт, А.; Мендис, Д.А.; Лин, Р.П.; и др. (1989). «О возможном обнаружении органических пылевых ионов C3H(+) в коме кометы Галлея». Астрофизический журнал . 343 : Л77. Бибкод : 1989ApJ...343L..77M . дои : 10.1086/185515 .
- ^ Мангум, Дж. Г.; Вуттен, А. (1990). «Наблюдения циклического радикала C3H в межзвездной среде». Астрономия и астрофизика . 239 (1–2): 319–325. Бибкод : 1990A&A...239..319M .
- ^ Найман, Лос-Анджелес; Олофссон, Х.; Йоханссон, ЛЕБ; Бут, RS; и др. (март 1993 г.). «Молекулярный радиообзор углеродной звезды IRAS 15194-5115». Астрономия и астрофизика . 269 (1–2): 377–389. Бибкод : 1993A&A...269..377N .
- ^ Гелен, М.; Лукас, Р.; Черничаро, Дж. (декабрь 1993 г.). «MgNC и радикалы углеродной цепи в IRC + 10216». Астрономия и астрофизика . 280 (1): Л19–Л22. Бибкод : 1993A&A...280L..19G .
- ^ Тернер, Б.Э.; Хербст, Эрик; Терзиева, Р. (2000). «Физика и химия малых полупрозрачных молекулярных облаков. XIII. Основы химии углеводородов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 126 (2): 427. Бибкод : 2000ApJS..126..427T . дои : 10.1086/313301 .
- ^ Кайфу, Норио; Охиши, Масатоши; Кавагути, Кентаро; Сайто, Сюдзи; и др. (февраль 2004 г.). «Полное исследование спектральной линии в диапазоне 8,8–50 ГГц в направлении TMC-1 I. Данные исследования» . Публикации Астрономического общества Японии . 56 (1): 69–173. Бибкод : 2004PASJ...56...69K . дои : 10.1093/pasj/56.1.69 . HDL : 10098/1600 .
- ^ Мартин, С.; Мауэрсбергер, Р.; Мартин-Пинтадо, Дж.; Хенкель, К.; и др. (2005). «Обзоры внегалактических молекулярных линий: галактика NGC253 со вспышкой звезд». Астрохимия: последние успехи и текущие проблемы, материалы 231-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося в Пасифик-Гроув, Калифорния, США, 29 августа – 2 сентября 2005 г. Стендовые сессии . 235 : 265. Бибкод : 2005IAUS..231P.265M .
