El radical etinilo (denominado sistemáticamente λ 3 -etino e hidridodicarbon ( C - C ) ) es un compuesto orgánico con la fórmula química C≡CH (también escrito [CCH] o C
2H ). Es una molécula simple que no se encuentra de forma natural en la Tierra pero que abunda en el medio interestelar . Fue observado por primera vez por resonancia de espín de electrones aislado en una matriz de argón sólido a temperaturas de helio líquido en 1963 por Cochran y sus colaboradores en el Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins . [1] Tucker y sus compañeros de trabajo lo observaron por primera vez en la fase gaseosa en noviembre de 1973 hacia la Nebulosa de Orión , utilizando el radiotelescopio NRAO de 11 metros. [2] Desde entonces se ha detectado en una gran variedad de entornos interestelares, incluidas densas nubes moleculares y glóbulos de bok., regiones de formación de estrellas , las capas alrededor de estrellas evolucionadas ricas en carbono e incluso en otras galaxias .
Nombres | |||
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Nombre IUPAC preferido Etinilo | |||
Identificadores | |||
Modelo 3D ( JSmol ) | |||
1814004 | |||
CHEBI | |||
ChemSpider | |||
48916 | |||
PubChem CID | |||
Tablero CompTox ( EPA ) | |||
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Propiedades | |||
C 2 H | |||
Masa molar | 25.030 g · mol −1 | ||
Salvo que se indique lo contrario, los datos se proporcionan para materiales en su estado estándar (a 25 ° C [77 ° F], 100 kPa). | |||
verificar ( ¿qué es ?) | |||
Referencias de Infobox | |||
Importancia astronómica
Las observaciones de C 2 H pueden proporcionar una gran cantidad de conocimientos sobre las condiciones químicas y físicas en las que se encuentra. En primer lugar, la abundancia relativa de etinilo es una indicación de la riqueza en carbono de su entorno (a diferencia del oxígeno, que proporciona un importante mecanismo de destrucción). [3] Dado que normalmente hay cantidades insuficientes de C 2 H a lo largo de la línea de visión para que las líneas de emisión o absorción sean ópticamente gruesas, las densidades de columna derivadas pueden ser relativamente precisas (a diferencia de las moléculas más comunes como CO , NO y OH ). Las observaciones de múltiples transiciones rotacionales de C 2 H pueden resultar en estimaciones de la densidad y temperatura locales. Las observaciones de la molécula deuterada, C 2 D, pueden probar y ampliar las teorías de fraccionamiento (que explican la mayor abundancia de moléculas deuteradas en el medio interestelar). [4] Uno de los usos indirectos importantes para las observaciones del radical etinilo es la determinación de la abundancia de acetileno . [5] El acetileno (C 2 H 2 ) no tiene un momento dipolar y, por lo tanto, las transiciones rotacionales puras (que ocurren típicamente en la región de microondas del espectro) son demasiado débiles para ser observables. Dado que el acetileno proporciona una vía de formación dominante al etinilo, las observaciones del producto pueden producir estimaciones del acetileno inobservable. Las observaciones de C 2 H en regiones de formación de estrellas exhiben con frecuencia estructuras de capa, lo que implica que se convierte rápidamente en moléculas más complejas en las regiones más densas de una nube molecular. Por lo tanto, el C 2 H se puede utilizar para estudiar las condiciones iniciales en el inicio de la formación de estrellas masivas en núcleos densos. [6] Por último, las observaciones de alta resolución espectral de la división de Zeeman en C 2 H pueden proporcionar información sobre los campos magnéticos en nubes densas, lo que puede aumentar las observaciones similares que se realizan más comúnmente en el cianuro más simple (CN). [7]
Formación y destrucción
Los mecanismos de formación y destrucción del radical etinilo varían ampliamente con su entorno. Los mecanismos que se enumeran a continuación representan la corriente (a partir de 2008[actualizar]) comprensión, pero otras vías de formación y destrucción pueden ser posibles, o incluso dominantes, en determinadas situaciones.
Formación
En el laboratorio, el C 2 H puede obtenerse mediante fotólisis de acetileno (C 2 H 2 ) o C 2 HCF 3 , [8] o en una descarga luminiscente de una mezcla de acetileno y helio. [9] En las envolturas de las estrellas evolucionadas ricas en carbono, el acetileno se crea en el equilibrio térmico en la fotosfera estelar. El etinilo se crea como un producto de fotodisociación del acetileno que se expulsa (a través de fuertes vientos estelares ) en la envoltura exterior de estas estrellas. En el frío, densos núcleos de nubes moleculares (antes de la formación de estrellas) donde n > 10 4 cm -3 y T <20 K, etinilo se forma predominantemente a través de una recombinación de electrones con el radical de vinilo ( C
2H+
3). [10] La reacción neutra-neutra del propinilidino (C 3 H) y el oxígeno atómico también produce etinilo (y monóxido de carbono , CO), aunque normalmente no es un mecanismo de formación dominante. Las reacciones de creación dominantes se enumeran a continuación.
- C
2H+
3+ e - → C 2 H + H + H - C
2H+
3+ e - → C 2 H + H 2 - CH 3 CCH + + e - → C 2 H + CH 3
- C 3 H + O → C 2 H + CO
Destrucción
La destrucción del etinilo se produce predominantemente a través de reacciones neutrales con O 2 (que producen monóxido de carbono y formilo , HCO) o con nitrógeno atómico (que producen hidrógeno atómico y C 2 N). Las reacciones de iones neutros también pueden desempeñar un papel en la destrucción del etinilo, a través de reacciones con HCO + y H+ 3. Las reacciones de destrucción dominantes se enumeran a continuación.
- C 2 H + O 2 → HCO + CO
- C 2 H + N → C 2 N + H
- C 2 H + HCO + → C
2H+
2 + CO - C 2 H + H+
3→ C
2H+
2+ H 2
Método de observación
El radical etinilo se observa en la porción de microondas del espectro a través de transiciones rotacionales puras. En su estado fundamental electrónico y vibratorio, los núcleos son colineales y la molécula tiene un momento dipolar permanente estimado en μ = 0,8 D =2,7 x 10 −30 C · m . [2] El estado vibratorio y electrónico (vibrónico) del suelo exhibe un espectro rotacional simple de tipo rotor rígido . Sin embargo, cada estado de rotación exhibe una estructura fina e hiperfina , debido a las interacciones espín-órbita y electrón-núcleo, respectivamente. El estado de rotación fundamental se divide en dos estados hiperfinos, y los estados de rotación superiores se dividen cada uno en cuatro estados hiperfinos. Las reglas de selección prohíben todas menos seis transiciones entre el suelo y el primer estado rotacional excitado. Cuatro de los seis componentes fueron observados por Tucker et al. en 1974, [2] la detección astronómica inicial de etinilo, y 4 años después, se observaron los seis componentes, lo que proporcionó la pieza final de evidencia que confirma la identificación inicial de las líneas previamente no asignadas. [11] Las transiciones entre dos estados de rotación adyacentes situados más arriba tienen 11 componentes hiperfinos. Las constantes moleculares del estado vibrónico fundamental se tabulan a continuación.
Isotopólogos
Se han observado tres isotopólogos de la molécula 12 C 12 CH en el medio interestelar. El cambio en la masa molecular está asociado con un cambio en los niveles de energía y, por lo tanto, las frecuencias de transición asociadas con la molécula. Las constantes moleculares del estado vibrónico fundamental y la frecuencia de transición aproximada para las 5 transiciones rotacionales más bajas se dan para cada uno de los isotopólogos en la siguiente tabla.
Transiciones rotacionales para isotopólogos de etenilo Isotopólogo Año
descubiertoConstantes moleculares
(MHz)Frecuencias de transición
(MHz)12 C 12 CH 1974 [2] B
D
γ
b
c43 674 .534
0.1071
−62.606
40.426
12.254N = 1 → 0
N = 2 → 1
N = 3 → 2
N = 4 → 3
N = 5 → 487 348 .64
174 694 0,71
262 035 0,64
349 368 .85
436 691 .7912 C 12 CD 1985 [4] [12] B
D
γ
b
c36 068 .035
0,0687
−55,84
6,35
1,59N = 1 → 0
N = 2 → 1
N = 3 → 2
N = 4 → 3
N = 5 → 472 135 .80
144 269 .94
216 400 .79
288 526 .69
360 646 0,0013 C 12 CH 1994 [13] B
D
γ42 077 .459
0.09805
−59.84N = 1 → 0
N = 2 → 1
N = 3 → 2
N = 4 → 3
N = 5 → 484 154 0,53
168 306 .70
252 454 0,16
336 594 .57
420 725 .5712 C 13 CH 1994 [13] B
D
γ42 631 .3831
0.10131
−61.207N = 1 → 0
N = 2 → 1
N = 3 → 2
N = 4 → 3
N = 5 → 485 262 .36
170 522 .29
255 777 .36
341 025 0,13
426 263 .18
Ver también
- Lista de moléculas en el espacio interestelar
Referencias
- ^ Cochran, EL; Adrian, FJ; Bowers, VA (1964). "Estudio de ESR de radicales libres de etinilo y vinilo". Revista de Física Química . 40 : 213. Código Bibliográfico : 1964JChPh..40..213C . doi : 10.1063 / 1.1724865 .
- ^ a b c d Tucker, KD; Kutner, ML; Thaddeus, P. (1974). "El radical etinilo C 2 H - una nueva molécula interestelar". Revista astrofísica . 193 : L115 – L119. Código Bibliográfico : 1974ApJ ... 193L.115T . doi : 10.1086 / 181646 .
- ^ Huggins, PJ; Carlson, WJ; Kinney, AL (1984). "La distribución y abundancia de C 2 H interestelar ". Astronomía y Astrofísica . 133 : 347–356. Bibcode : 1984A & A ... 133..347H .
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- ^ Fuente, A .; Cernicharo, J .; Omont, A. (1998). "Inferir abundancias de acetileno de C 2 H: la relación de abundancia de C 2 H 2 / HCN". Astronomía y Astrofísica . 330 : 232–242. Bibcode : 1998A y A ... 330..232F .
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- ^ a b Saleck, AH; Simon, R .; Winnewisser, G .; Wouterloot, JGA (1994). "Detección de interestelar 13 C 12 CH y 12 C 13 CH". Revista canadiense de física . 72 : 747. Código Bibliográfico : 1994CaJPh..72..747S . doi : 10.1139 / p94-098 .