Los cianopolinos son un grupo de productos químicos con la fórmula química HC
norteN ( n = 3,5,7, ...). Estructuralmente, son polinos con un grupo ciano unido covalentemente a una de las unidades terminales de acetileno . Un grupo de moléculas raramente visto debido tanto a la dificultad de producción como a la naturaleza inestable de los grupos emparejados, los cianopolinos se han observado como un componente orgánico importante en las nubes interestelares . [1] Se cree que esto se debe a la escasez de hidrógeno de algunas de estas nubes. La interferencia con el hidrógeno es una de las razones de la inestabilidad de la molécula debido a la disociación energéticamente favorable en cianuro de hidrógeno y acetileno. [2]
Cyanopolyynes fueron descubiertos por primera vez en las nubes moleculares interestelares en 1971 el uso de ondas milimétricas y telescopios de microondas . [1] Desde entonces, muchos cianopolinos de mayor peso, como HC
7N y HC
11Se han descubierto N , aunque algunas de estas identificaciones han sido cuestionadas. Otros derivados como el metilcianoacetileno CH
3C
3N y etilcianoacetileno CH
3CH
2C
3También se han observado N. [3] El ejemplo más simple es el cianoacetileno , H − C≡C − C≡N. El cianoacetileno es más común en la Tierra y se cree que es el reactivo inicial para la mayor parte de la formación fotocatalizada de los cianopolinos interestelares. El cianoacetileno es una de las moléculas que se produjo en el experimento de Miller-Urey y se espera que se encuentre en entornos ricos en carbono. [4]
La identificación se realiza mediante la comparación del espectro experimental con el espectro obtenido del telescopio. Esto se hace comúnmente con la medición de la constante de rotación , la energía de las transiciones de rotación o una medición de la energía de disociación. Estos espectros pueden generarse ab initio a partir de un programa de química computacional o, como con el cianoacetileno más estable , mediante la medición directa de los espectros en un experimento. Una vez que se generan los espectros, el telescopio puede escanear dentro de ciertas frecuencias para las moléculas deseadas. También se puede realizar la cuantificación para determinar la densidad de los compuestos en la nube.
Formación hipotética
La formación de cianopolinos en las nubes interestelares depende del tiempo. Se estudió la formación de cianopolino y se calcularon las abundancias en la nube oscura TMC-1 . En los primeros días del TMC-1, las reacciones dominantes eran las reacciones ion-molécula. Durante este tiempo, el cianoacetileno, HC 3 N, se formó a través de una serie de reacciones de iones neutros, siendo la reacción química final:
- C 3 H 2 + N → HC 3 N + H
Sin embargo, durante un tiempo después de 10.000 años, las reacciones dominantes fueron reacciones neutrales-neutrales y se hicieron posibles dos mecanismos de reacción para la formación de cianopolinos.
- HCN + C 2 H 2 → HC 3 N
- C n H 2 + CN → HC n +1 N + H para n = 4, 6, 8
El mecanismo de reacción que ocurre en la actualidad depende del entorno de la nube. Para que tenga lugar el primer mecanismo de reacción, la nube debe contener una abundancia de C 2 H. El segundo mecanismo de reacción ocurre si hay una abundancia de C 2 H 2 . C 2 H y C 2 H 2 existen en diferentes condiciones, por lo que la formación de cianopolinos depende de una alta accesibilidad a cualquiera de las moléculas. Los cálculos de Winstanley muestran que las reacciones de fotoionización y disociación juegan un papel importante en la abundancia de cianopolinos después de aproximadamente 1 millón de años. Sin embargo, las abundancias fraccionarias de cianopolino se ven menos afectadas por los cambios en la intensidad del campo de radiación después de 1 millón de años porque las reacciones neutrales neutrales predominantes superan los efectos de las fotorreacciones. [5]
Detección en medio interestelar
Los cianopolinos son relativamente comunes en las nubes interestelares , donde se detectaron por primera vez en 1971. Al igual que con muchas otras moléculas, los cianopolinos se detectan con un espectrómetro que registra los niveles de energía cuántica de los electrones dentro de los átomos. [6] Esta medición se realiza con una fuente de luz que atraviesa la molécula deseada. La luz interactúa con la molécula y puede absorber la luz o reflejarla, ya que no toda la luz se comporta de la misma manera. Esto separa la luz en un espectro con alteraciones debido a la molécula en cuestión. Este espectro es registrado por una computadora que puede determinar qué longitudes de onda del espectro se han alterado de alguna manera. Con la amplia gama de luz afectada, las longitudes de onda se pueden determinar buscando picos en el espectro. El proceso de detección generalmente ocurre dentro de los rangos externos del espectro electromagnético , generalmente en infrarrojos o ondas de radio . [7]
El espectro es capaz de mostrar la energía del estado rotacional debido a las longitudes de onda que son absorbidas por la molécula; usando estas transiciones rotacionales se puede mostrar el nivel de energía de cada electrón para determinar la identidad de la molécula. Las transiciones rotacionales se pueden determinar mediante esta ecuación: [8]
- V ( J ) = 2 B 0 J - 4 D 0 J 3
dónde
- B 0 es la constante de distorsión rotacional para el estado fundamental vibratorio
- D 0 es la constante de distorsión centrífuga para el estado fundamental vibratorio
- J es el número cuántico del momento angular total
Esto muestra que la distorsión rotacional de un átomo está relacionada con la frecuencia vibratoria de la molécula en cuestión. Con esta capacidad para detectar los cianopolinos, estas moléculas se han registrado en varios lugares de la galaxia. Tales lugares incluyen la atmósfera de Titán y las nubes de gas que se encuentran dentro de las nebulosas y los confines de las estrellas moribundas. [9]
Especies tan grandes como HC
9Se detectó N en Taurus Molecular Cloud 1 , donde se cree que se forma por reacción de nitrógeno atómico con hidrocarburos . [10] Durante un tiempo, HC
11N tenía el récord como la molécula más grande detectada en el espacio interestelar, pero su identificación fue cuestionada. [11] [12]
Ver también
- Diacetileno , H − C≡C − C≡C − H
Referencias
- ↑ a b Turner, BE (1971). "Detección de cianoacetileno interestelar". Revista astrofísica . 163 (1): L35. doi : 10.1086 / 180662 .
- ^ Balucani, N .; Asvany, O .; Huang, LCL; Lee, YT; Kaiser, RI; Osamura, Y .; Bettinger, HF (2000). "Formación de nitrilos en el medio interestelar mediante reacciones de radicales ciano, CN ( X 2 Σ + ), con hidrocarburos insaturados". Revista astrofísica . 545 (2): 892–906. doi : 10.1086 / 317848 .
- ^ Broten, NW; Macleod, JM; Avery, LW; Irvine, WM; Hoglund, B .; Friberg, P .; Hjalmarson, A. (1984). "La detección de metilcianoacetileno interestelar". Revista astrofísica . 276 (1): L25 – L29. doi : 10.1086 / 184181 . PMID 11541958 .
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