Этиниловый радикал
| |||
| Имена | |||
|---|---|---|---|
| Предпочтительное название ИЮПАК Этинил | |||
| Идентификаторы | |||
3D model ( JSmol ) | |||
| 1814004 | |||
| ЧЭБИ | |||
| ХимическийПаук | |||
| 48916 | |||
ПабХим CID | |||
Панель управления CompTox ( EPA ) | |||
| Характеристики | |||
| С 2 Н | |||
| Молярная масса | 25.030 g·mol −1 | ||
Если не указано иное, данные приведены для материалов в стандартном состоянии (при 25 °C [77 °F], 100 кПа). | |||
Этиниловый радикал (систематически называемый λ 3 -этин и гидридодиуглерод ( C — C ) ) — органическое соединение с химической формулой C≡CH (также пишется [CCH] или C
2 Н ). Это простая молекула, которая не встречается в природе на Земле, но широко распространена в межзвездной среде . Впервые он был обнаружен с помощью электронного спинового резонанса, изолированного в твердой матрице аргона при температурах жидкого гелия, в 1963 году Кокраном и его коллегами из Лаборатории прикладной физики Джона Хопкинса . [1] Впервые его наблюдали в газовой фазе Такер и его коллеги в ноябре 1973 года в направлении туманности Ориона с помощью NRAO . 11-метрового радиотелескопа [2] С тех пор он был обнаружен в самых разных межзвездных средах, включая плотные молекулярные облака , бок-глобулы , области звездообразования , оболочки вокруг богатых углеродом развитых звезд и даже в других галактиках .
Астрономическое значение
[ редактировать ]Наблюдения за C 2 H могут дать большое количество информации о химических и физических условиях, в которых он находится. Во-первых, относительное содержание этинила является показателем богатства окружающей среды углеродом (в отличие от кислорода, который обеспечивает важный механизм разрушения). [3] обычно недостаточно количества C 2 Поскольку на луче зрения H, чтобы сделать линии излучения или поглощения оптически толстыми, полученные значения плотности столбца могут быть относительно точными (в отличие от более распространенных молекул, таких как CO , NO и OH ). Наблюдения за множественными вращательными переходами C 2 H могут привести к оценкам локальной плотности и температуры. Наблюдения за дейтерированной молекулой C 2 D могут проверить и расширить теории фракционирования (которые объясняют повышенное содержание дейтерированных молекул в межзвездной среде). [4] Одним из важных косвенных применений наблюдения за этинильным радикалом является определение содержания ацетилена . [5] Ацетилен (C 2 H 2 ) не имеет дипольного момента , и поэтому чисто вращательные переходы (обычно происходящие в микроволновой области спектра) слишком слабы, чтобы их можно было наблюдать. Поскольку ацетилен обеспечивает доминирующий путь образования этинила, наблюдения за продуктом могут дать оценки ненаблюдаемого ацетилена. Наблюдения C 2 H в областях звездообразования часто обнаруживают оболочечные структуры, что означает, что он быстро превращается в более сложные молекулы в самых плотных областях молекулярного облака. Таким образом, C 2 H можно использовать для изучения начальных условий начала массивного звездообразования в плотных ядрах. [6] H с высоким спектральным разрешением Наконец, наблюдения зеемановского расщепления в C 2 могут дать информацию о магнитных полях в плотных облаках, что может дополнить аналогичные наблюдения, которые чаще делаются с более простым цианорадикалом (CN). [7]
Формирование и разрушение
[ редактировать ]Механизмы образования и разрушения этинильного радикала широко варьируются в зависимости от его окружения. Перечисленные ниже механизмы представляют собой текущие (по состоянию на 2008 г.) [update]) понимание, но в определенных ситуациях возможны или даже доминирующие другие пути формирования и разрушения.
Формирование
[ редактировать ]В лаборатории C 2 H можно получить фотолизом ацетилена (C 2 H 2 ) или C 2 HCF 3 . [8] или в тлеющем разряде смеси ацетилена и гелия. [9] В оболочках развитых звезд, богатых углеродом, ацетилен создается в результате теплового равновесия в звездной фотосфере. Этинил создается как продукт фотодиссоциации ацетилена, который выбрасывается (посредством сильных звездных ветров ) во внешнюю оболочку этих звезд. В холодных плотных ядрах молекулярных облаков (до звездообразования), где n > 10 4 см −3 и T < 20 К преимущественно образуется за счет электронной рекомбинации с винильным радикалом ( C
22Ч +
3 ). [10] Нейтрально-нейтральная реакция пропинилидина (C 3 H) и атомарного кислорода также дает этинил (и окись углерода CO), хотя обычно это не является доминирующим механизмом образования. Доминирующие реакции создания перечислены ниже.
- С
22Ч +
3+ и − → С 2 Ч + Ч + Ч - С
22Ч +
3+ и − → С 2 Ч + Ч 2 - СН 3 ССН + + и − → С2Н + СН3
- С 3 Н + О → С 2 Н + СО
Разрушение
[ редактировать ]Разрушение этинила происходит преимущественно через нейтрально-нейтральные реакции с О 2 (с образованием оксида углерода и формила , HCO) или с атомарным азотом (с образованием атомарного водорода и C 2 N). Ионно-нейтральные реакции также могут играть роль в разрушении этинила посредством реакций с HCO. + и Х +
3 . Ниже перечислены доминирующие реакции разрушения.
- C 2 H + O 2 → HCO + CO
- С 2 Н + Н → С 2 Н + Ч
- С 2 Н + НСО + → С
22Ч +
2 + СО - С 2 Н + Н +
3 → С
22Ч +
2 + Ч 2
Метод наблюдения
[ редактировать ]Этиниловый радикал наблюдается в микроволновой части спектра через чисто вращательные переходы. В основном электронном и колебательном состоянии ядра коллинеарны , а постоянный дипольный момент молекулы оценивается как ц = 0,8 D = 2,7 × 10. −30 См . [2] Основное колебательное и электронное (вибронное) состояние демонстрирует простой вращательный спектр типа жесткого ротора . Однако каждое вращательное состояние демонстрирует тонкую и сверхтонкую структуру из-за спин-орбитального и электрон-ядерного взаимодействий соответственно. Основное вращательное состояние разделено на два сверхтонких состояния, а каждое из высших вращательных состояний разделено на четыре сверхтонких состояния. Правила отбора запрещают все переходы между основным и первым возбужденным вращательным состоянием, кроме шести. Четыре из шести компонентов наблюдали Такер и др. в 1974 году, [2] первоначальное астрономическое обнаружение этинила, а 4 года спустя наблюдались все шесть компонентов, что предоставило последнее доказательство, подтверждающее первоначальную идентификацию ранее неназначенных линий. [11] Переходы между двумя соседними более высоколежащими вращательными состояниями имеют 11 сверхтонких компонентов. Молекулярные константы основного вибронного состояния приведены в таблице ниже.
изотопологи
[ редактировать ]Три изотополога 12 С 12 Молекула CH наблюдалась в межзвездной среде. Изменение молекулярной массы связано со сдвигом энергетических уровней и, следовательно, частот переходов, связанных с молекулой. Молекулярные константы основного вибронного состояния и приблизительная частота перехода для пяти нижних вращательных переходов указаны для каждого из изотопологов в таблице ниже.
Вращательные переходы для этенильных изотопологов изотополог Год
обнаруженныйМолекулярные константы
(МГц)Частоты перехода
(МГц)12 С 12 СН 1974 [2] Б
Д
с
б
с43 674 .534
0.1071
−62.606
40.426
12.254Н = 1→0
Н = 2→1
Н = 3→2
Н = 4→3
Н = 5→487 348 .64
174 694 .71
262 035 .64
349 368 .85
436 691 .7912 С 12 компакт-диск 1985 [4] [12] Б
Д
с
б
с36 068 .035
0.0687
−55.84
6.35
1.59Н = 1→0
Н = 2→1
Н = 3→2
Н = 4→3
Н = 5→472 135 .80
144 269 .94
216 400 .79
288 526 .69
360 646 .0013 С 12 СН 1994 [13] Б
Д
с42 077 .459
0.09805
−59.84Н = 1→0
Н = 2→1
Н = 3→2
Н = 4→3
Н = 5→484 154 .53
168 306 .70
252 454 .16
336 594 .57
420 725 .5712 С 13 СН 1994 [13] Б
Д
с42 631 .3831
0.10131
−61.207Н = 1→0
Н = 2→1
Н = 3→2
Н = 4→3
Н = 5→485 262 .36
170 522 .29
255 777 .36
341 025 .13
426 263 .18
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Кокран, Эл.; Адриан, Ф.Дж.; Бауэрс, Вирджиния (1964). «ЭПР-исследование свободных радикалов этинила и винила». Журнал химической физики . 40 (1): 213. Бибкод : 1964ЖЧФ..40..213С . дои : 10.1063/1.1724865 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Такер, К.Д.; Катнер, МЛ; Таддеус, П. (1974). «Этиниловый радикал C 2 H – новая межзвездная молекула». Астрофизический журнал . 193 : Л115–Л119. Бибкод : 1974ApJ...193L.115T . дои : 10.1086/181646 .
- ^ Хаггинс, Пи Джей; Карлсон, WJ; Кинни, Алабама (1984). «Распределение и обилие межзвездного C 2 H». Астрономия и астрофизика . 133 : 347–356. Бибкод : 1984A&A...133..347H .
- ^ Перейти обратно: а б Вртилек, Дж. М.; Готлиб, Калифорния; Лангер, штат Вирджиния; Таддеус, П.; Уилсон, Р.В. (1985). «Лабораторное и астрономическое обнаружение дейтерированного этинилового радикала ПЗС» . Астрофизический журнал . 296 : L35–L38. Бибкод : 1985ApJ...296L..35V . дои : 10.1086/184544 .
- ^ Фуэнте, А.; Черничаро, Дж.; Омонт, А. (1998). «Вывод о содержании ацетилена на основе C 2 H: соотношение содержания C 2 H 2 /HCN». Астрономия и астрофизика . 330 : 232–242. Бибкод : 1998A&A...330..232F .
- ^ Бойтер, Х.; Семенов Д.; Хеннинг, Т.; Линц, Х. (2008). «Этинил (C 2 H) в формировании массивных звезд: отслеживание начальных условий?». Астрофизический журнал . 675 (1): L33–L36. arXiv : 0801.4493 . Бибкод : 2008ApJ...675L..33B . дои : 10.1086/533412 . S2CID 15820346 .
- ^ Бел, Н.; Лерой, Б. (1998). «Зеемановское расщепление в межзвездных молекулах. II. Этиниловый радикал». Астрономия и астрофизика . 335 : 1025–1028. Бибкод : 1998A&A...335.1025B .
- ^ Фар, А. (2003). «Спектр ультрафиолетового поглощения и сечения этинильных (C 2 H) радикалов». Журнал молекулярной спектроскопии . 217 (2): 249. Бибкод : 2003JMoSp.217..249F . дои : 10.1016/S0022-2852(02)00039-5 .
- ^ Мюллер, HSP; Клаус, Т.; Винневиссер, Г. (2000). «Субмиллиметровый спектр этинильного радикала CCH до 1 ТГц». Астрономия и астрофизика . 357 : Л65. Бибкод : 2000A&A...357L..65M .
- ^ 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 .
- ^ Такер, К.Д.; Катнер, М.Л. (1978). «Обилие и распространение межзвездного C 2 H». Астрофизический журнал . 222 : 859. Бибкод : 1978ApJ...222..859T . дои : 10.1086/156204 .
- ^ Комбс, Ф.; Буланже, Ф.; Энкреназ, П.Дж.; Герин, М.; Боги, М.; Демюнк, К.; Дестомб, JL (1985). «Обнаружение межзвездной ПЗС». Астрономия и астрофизика . 147 : Л25. Бибкод : 1985A&A...147L..25C .
- ^ Перейти обратно: а б Салек, АХ; Саймон, Р.; Винневиссер, Г.; Воутерлот, JGA (1994). «Обнаружение межзвездного 13 С 12 СН и 12 С 13 CH». Канадский журнал физики . 72 : 747. Бибкод : 1994CaJPh..72..747S . doi : 10.1139/p94-098 .
