Этинильный радикал - Ethynyl radical

Этинильный радикал
Имена
	Предпочтительное название IUPAC Этинильный радикал
	Систематическое название ИЮПАК Этинил
Идентификаторы
Количество CAS	2122-48-7 ;
3D модель (JSmol )	Интерактивное изображение; Интерактивное изображение;
Ссылка на Beilstein	1814004
ЧЭБИ	ЧЕБИ: 30085 ;
ChemSpider	109883 ;
Ссылка на Гмелин	48916
PubChem CID	123271;
Панель управления CompTox (EPA)	DTXSID40175448 ;
	ИнЧИ InChI = 1S / C2H / c1-2 / h1H Ключ: XEHVFKKSDRMODV-UHFFFAOYSA-N ; InChI = 1 / C2H / c1-2 / h1H Ключ: XEHVFKKSDRMODV-UHFFFAOYAZ;
	Улыбки C # [C]; [C] #C;
Характеристики
Химическая формула	C2ЧАС
Молярная масса	25.030 г · моль−1
	Если не указано иное, данные для материалов приведены в их стандартное состояние (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
	проверять (что ?)
	Ссылки на инфобоксы

В этинильный радикал (систематически названный λ³-этин и гидридодикарбон (C—C)) является органическое соединение с химическая формула C≡CH (также пишется [CCH] или C
₂ЧАС). Это простая молекула, которая не встречается в природе на Земле, но ее много в межзвездная среда. Впервые это заметил электронный спиновой резонанс изолированные в матрица из твердого аргона при температурах жидкого гелия в 1963 г. Кокран и его коллеги из Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса.^[1] Впервые он был обнаружен в газовой фазе Такером и его сотрудниками в ноябре 1973 г. Туманность Ориона, с использованием НРАО 11-метровый радиотелескоп.^[2] С тех пор он был обнаружен в большом количестве межзвездных сред, включая плотные молекулярные облака, бок глобулы, области звездообразования, снаряды вокруг богатые углеродом развитые звезды, и даже в других галактики.

Астрономическое значение

Наблюдения за C₂H может дать много информации о химических и физических условиях, в которых он находится. Во-первых, относительное содержание этинила является показателем богатства углеродом его окружающей среды (в отличие от кислорода, который обеспечивает важный механизм разрушения).^[3] Поскольку обычно не хватает C₂H по линии прямой видимости, чтобы сделать эмиссионные или абсорбционные линии оптически толстые, полученные значения плотности столбцов могут быть относительно точными (в отличие от более распространенных молекул, таких как CO, НЕТ, и ОЙ ). Наблюдения множественных вращательных переходов C₂H может дать оценку локальной плотности и температуры. Наблюдения за дейтерированной молекулой, C₂D, может тестировать и расширять фракционирование теории (которые объясняют повышенное содержание дейтерированных молекул в межзвездной среде).^[4] Одним из важных косвенных применений наблюдений за этинильным радикалом является определение ацетилен изобилие.^[5] Ацетилен (C₂ЧАС₂) не имеет дипольный момент, и, следовательно, чисто вращательные переходы (обычно происходящие в микроволновая область спектра) слишком слабы, чтобы их можно было наблюдать. Поскольку ацетилен обеспечивает преобладающий путь образования этинила, наблюдения за продуктом могут дать оценки ненаблюдаемого ацетилена. Наблюдения за C₂H в областях звездообразования часто демонстрирует оболочечные структуры, что означает, что он быстро превращается в более сложные молекулы в наиболее плотных областях молекулярного облака. C₂Следовательно, H можно использовать для изучения начальных условий в начале массивного звездообразования в плотных ядрах.^[6] Наконец, наблюдения с высоким спектральным разрешением Зеемановское расщепление в C₂H может дать информацию о магнитных полях в плотных облаках, что может дополнить аналогичные наблюдения, которые чаще выполняются в более простых цианид (CN).^[7]

Формирование и разрушение

Механизмы образования и разрушения этинильного радикала широко варьируются в зависимости от его окружения. Перечисленные ниже механизмы представляют текущие (по состоянию на 2008 г.^{[Обновить]}) понимания, но другие пути формирования и разрушения могут быть возможны или даже доминировать в определенных ситуациях.

Формирование

В лаборатории C₂H можно сделать через фотолиз ацетилена (C₂ЧАС₂) или C₂HCF₃,^[8] или в тлеющий разряд смеси ацетилена и гелия.^[9] В оболочках образовавшихся звезд, богатых углеродом, ацетилен создается в условиях теплового равновесия в звездной фотосфере. Этинил образуется как продукт фотодиссоциации ацетилена, который выбрасывается (за счет сильной звездные ветры ) во внешний конверт этих звезд. В холодных плотных ядрах молекулярных облаков (до звездообразования), где п > 10⁴ см⁻³ и Т <20 К этинил образуется преимущественно в результате рекомбинации электронов с виниловый радикал (C
₂ЧАС⁺
₃).^[10] Нейтрально-нейтральная реакция пропинилидин (C₃H) и атомарный кислород также производит этинил (и монооксид углерода, CO), хотя обычно это не доминирующий механизм образования. Основные реакции творения перечислены ниже.

C
₂ЧАС⁺
₃ + е⁻ → С₂H + H + H
C
₂ЧАС⁺
₃ + е⁻ → С₂H + H₂
CH₃CCH⁺ + е⁻ → С₂H + CH₃
C₃Н + О → С₂H + CO

Разрушение

Разрушение этинила происходит преимущественно за счет нейтрально-нейтральных реакций с O₂ (производят окись углерода и формил, HCO) или с атомарным азотом (с образованием атомарного водорода и C₂N). Ионно-нейтральные реакции также могут играть роль в разрушении этинила через реакции с HCO.⁺ и ЧАС⁺
₃. Основные реакции разрушения перечислены ниже.

C₂H + O₂ → HCO + CO
C₂H + N → C₂N + H
C₂H + HCO⁺ → C
₂ЧАС⁺
₂ + CO
C₂H + ЧАС⁺
₃ → C
₂ЧАС⁺
₂ + H₂

Метод наблюдения

Этинильный радикал наблюдается в микроволновой части спектра через чисто вращательные переходы. В основном электронном и колебательном состоянии ядра находятся в коллинеарен, а молекула имеет постоянный дипольный момент, оцениваемый как μ = 0.8 D = 2.7×10⁻³⁰ См.^[2] Основное колебательное и электронное (вибронное) состояние демонстрирует простое жесткий ротор вращательный спектр типа. Однако каждое вращательное состояние демонстрирует отлично и сверхтонкая структура, за счет спин-орбитального и электрон-ядерного взаимодействий соответственно. Основное вращательное состояние делится на два сверхтонких состояния, а каждое из более высоких вращательных состояний разбивается на четыре сверхтонких состояния. Правила выбора запрещают все, кроме шести переходов между основным и первым возбужденным вращательным состоянием. Четыре из шести компонентов наблюдались Такером. и другие. в 1974 г.,^[2] первоначальное астрономическое обнаружение этинила, а 4 года спустя все шесть компонентов были обнаружены, что дало последнее свидетельство, подтверждающее первоначальную идентификацию ранее неназначенных линий.^[11] Переходы между двумя соседними более высокими вращательными состояниями имеют 11 сверхтонких компонентов. Молекулярные константы основного вибронного состояния представлены в таблице ниже.

Изотопологи

Три изотопологи из ¹²C¹²Молекула CH наблюдалась в межзвездной среде. Изменение молекулярной массы связано со сдвигом уровней энергии и, следовательно, частот переходов, связанных с молекулой. Молекулярные константы основного вибронного состояния и приблизительная частота переходов для самых низких 5 вращательных переходов приведены для каждого изотопологов в таблице ниже.

Вращательные переходы для этенильных изотопологов
Изотополог	Год обнаруженный	Молекулярные константы (МГц)		Частоты переходов (МГц)
¹²C¹²CH	1974^[2]	B D γ б c	43674.534 0.1071 −62.606 40.426 12.254	N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→4	87348.64 174694.71 262035.64 349368.85 436691.79
¹²C¹²CD	1985^[4]^[12]	B D γ б c	36068.035 0.0687 −55.84 6.35 1.59	N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→4	72135.80 144269.94 216400.79 288526.69 360646.00
¹³C¹²CH	1994^[13]	B D γ	42077.459 0.09805 −59.84	N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→4	84154.53 168306.70 252454.16 336594.57 420725.57
¹²C¹³CH	1994^[13]	B D γ	42631.3831 0.10131 −61.207	N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→4	85262.36 170522.29 255777.36 341025.13 426263.18

Смотрите также

Список молекул в межзвездном пространстве

Рекомендации

^ Cochran, E.L .; Адриан, Ф. Дж .; Бауэрс, В. А. (1964). "Исследование ЭПР свободных радикалов этинила и винила". Журнал химической физики. 40: 213. Bibcode:1964ЖЧФ..40..213С. Дои:10.1063/1.1724865.
^ ^а ^б ^c ^d Tucker, K. D .; Kutner, M. L .; Фаддей, П. (1974). "Этинил радикал C₂H - Новая межзвездная молекула ». Астрофизический журнал. 193: L115 – L119. Bibcode:1974ApJ ... 193L.115T. Дои:10.1086/181646.
^ Huggins, P.J .; Карлсон, В. Дж .; Кинни, А. Л. (1984). "Распределение и численность межзвездного C₂ЧАС". Астрономия и астрофизика. 133: 347–356. Bibcode:1984A & A ... 133..347H.
^ ^а ^б Vrtilek, J.M .; Gottlieb, C.A .; Langer, W. D .; Thaddeus, P .; Уилсон, Р. В. (1985). "Лабораторное и астрономическое обнаружение ПЗС дейтерированного этинилрадикала". Астрофизический журнал. 296: L35 – L38. Bibcode:1985ApJ ... 296L..35V. Дои:10.1086/184544.
^ Fuente, A .; Cernicharo, J .; Омонт, А. (1998). "Выявление содержания ацетилена по C₂H: C₂ЧАС₂/ Отношение обилия HCN ». Астрономия и астрофизика. 330: 232–242. Bibcode:1998A & A ... 330..232F.
^ Beuther, H .; Семенов, Д .; Хеннинг, Т .; Линц, Х. (2008). «Этинил (C₂H) в массивном звездообразовании: отслеживание начальных условий? ». Астрофизический журнал. 675: L33 – L36. arXiv:0801.4493. Bibcode:2008ApJ ... 675L..33B. Дои:10.1086/533412.
^ Bel, N .; Лерой, Б. (1998). «Зеемановское расщепление в межзвездных молекулах. II. Этинильный радикал». Астрономия и астрофизика. 335: 1025–1028. Bibcode:1998A & A ... 335.1025B.
^ Фар, А. (2003). «Ультрафиолетовый спектр поглощения и поперечные сечения этинил (C₂H) радикалы ». Журнал молекулярной спектроскопии. 217: 249. Дои:10.1016 / S0022-2852 (02) 00039-5.
^ Müller, H. S.P .; Klaus, T .; Винньюиссер, Г. (2000). «Субмиллиметровый спектр этинильного радикала, ССН, до 1 ТГц». Астрономия и астрофизика. 357: L65. Bibcode:2000A и A ... 357L..65M.
^ Woodall, J .; Agúndez, M .; Markwick-Kemper, A.J .; Миллар, Т. Дж. (2007). «База данных UMIST по астрохимии 2006». Астрономия и астрофизика. 466: 1197. arXiv:1212.6362. Bibcode:2007 A&A ... 466,1197 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20064981.
^ Tucker, K. D .; Катнер, М. Л. (1978). "Изобилие и распространение межзвездного C₂ЧАС". Астрофизический журнал. 222: 859. Bibcode:1978ApJ ... 222..859T. Дои:10.1086/156204.
^ Гребни, F .; Boulanger, F .; Encrenaz, P.J .; Герин, М .; Bogey, M .; Demuynck, C .; Дестомбес, Дж. Л. (1985). «Обнаружение межзвездных ПЗС». Астрономия и астрофизика. 147: L25. Bibcode:1985A & A ... 147L..25C.
^ ^а ^б Салек, А. Х .; Саймон, Р .; Winnewisser, G .; Воутерлоот, Дж. Г. А. (1994). "Обнаружение межзвездных ¹³C¹²CH и ¹²C¹³CH ». Канадский журнал физики. 72: 747. Bibcode:1994CaJPh..72..747S. Дои:10.1139 / p94-098.

[Cochran1964-1] Cochran, E.L .; Адриан, Ф. Дж .; Бауэрс, В. А. (1964). "Исследование ЭПР свободных радикалов этинила и винила". Журнал химической физики. 40: 213. Bibcode:1964ЖЧФ..40..213С. Дои:10.1063/1.1724865.

[Tucker1974-2] а ^б ^c ^d Tucker, K. D .; Kutner, M. L .; Фаддей, П. (1974). "Этинил радикал C₂H - Новая межзвездная молекула ». Астрофизический журнал. 193: L115 – L119. Bibcode:1974ApJ ... 193L.115T. Дои:10.1086/181646.

[Huggins1984-3] Huggins, P.J .; Карлсон, В. Дж .; Кинни, А. Л. (1984). "Распределение и численность межзвездного C₂ЧАС". Астрономия и астрофизика. 133: 347–356. Bibcode:1984A & A ... 133..347H.

[Vrtilek1985-4] а ^б Vrtilek, J.M .; Gottlieb, C.A .; Langer, W. D .; Thaddeus, P .; Уилсон, Р. В. (1985). "Лабораторное и астрономическое обнаружение ПЗС дейтерированного этинилрадикала". Астрофизический журнал. 296: L35 – L38. Bibcode:1985ApJ ... 296L..35V. Дои:10.1086/184544.

[Fuente1998-5] Fuente, A .; Cernicharo, J .; Омонт, А. (1998). "Выявление содержания ацетилена по C₂H: C₂ЧАС₂/ Отношение обилия HCN ». Астрономия и астрофизика. 330: 232–242. Bibcode:1998A & A ... 330..232F.

[Beuther2008-6] Beuther, H .; Семенов, Д .; Хеннинг, Т .; Линц, Х. (2008). «Этинил (C₂H) в массивном звездообразовании: отслеживание начальных условий? ». Астрофизический журнал. 675: L33 – L36. arXiv:0801.4493. Bibcode:2008ApJ ... 675L..33B. Дои:10.1086/533412.

[Bel1998-7] Bel, N .; Лерой, Б. (1998). «Зеемановское расщепление в межзвездных молекулах. II. Этинильный радикал». Астрономия и астрофизика. 335: 1025–1028. Bibcode:1998A & A ... 335.1025B.

[Fahr2003-8] Фар, А. (2003). «Ультрафиолетовый спектр поглощения и поперечные сечения этинил (C₂H) радикалы ». Журнал молекулярной спектроскопии. 217: 249. Дои:10.1016 / S0022-2852 (02) 00039-5.

[Müller2000-9] Müller, H. S.P .; Klaus, T .; Винньюиссер, Г. (2000). «Субмиллиметровый спектр этинильного радикала, ССН, до 1 ТГц». Астрономия и астрофизика. 357: L65. Bibcode:2000A и A ... 357L..65M.

[Woodall2007-10] Woodall, J .; Agúndez, M .; Markwick-Kemper, A.J .; Миллар, Т. Дж. (2007). «База данных UMIST по астрохимии 2006». Астрономия и астрофизика. 466: 1197. arXiv:1212.6362. Bibcode:2007 A&A ... 466,1197 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20064981.

[Tucker1978-11] Tucker, K. D .; Катнер, М. Л. (1978). "Изобилие и распространение межзвездного C₂ЧАС". Астрофизический журнал. 222: 859. Bibcode:1978ApJ ... 222..859T. Дои:10.1086/156204.

[Combes1985-12] Гребни, F .; Boulanger, F .; Encrenaz, P.J .; Герин, М .; Bogey, M .; Demuynck, C .; Дестомбес, Дж. Л. (1985). «Обнаружение межзвездных ПЗС». Астрономия и астрофизика. 147: L25. Bibcode:1985A & A ... 147L..25C.

[Saleck1994-13] а ^б Салек, А. Х .; Саймон, Р .; Winnewisser, G .; Воутерлоот, Дж. Г. А. (1994). "Обнаружение межзвездных ¹³C¹²CH и ¹²C¹³CH ». Канадский журнал физики. 72: 747. Bibcode:1994CaJPh..72..747S. Дои:10.1139 / p94-098.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]