Пропинилидин - Propynylidyne

Пропинилидин
Propynylidyne.svg
Имена
Название ИЮПАК
1,2-пропадиен-1-ил-3-илиден
Другие имена
2-пропин-1-илидин; 2-пропинилидин
Идентификаторы
3D модель (JSmol )
Характеристики
C3ЧАС
Молярная масса37.041 г · моль−1
Если не указано иное, данные для материалов приведены в их стандартное состояние (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
проверитьY проверять (что проверитьY☒N ?)
Ссылки на инфобоксы

Пропинилидин химическое соединение, которое было идентифицировано в межзвездное пространство.

Структура

Линейный (л-C3ЧАС)

μD= 3,551 Дебай[1]

2Π электронный основное состояние

Смоделированный спектр

Вращательный спектр 2Π электронный основное состояние из л-C3H можно сделать с помощью программного обеспечения PGopher (программа для моделирования вращательной структуры, C.M. Western, Бристольский университет, http://pgopher.chm.bris.ac.uk ) и молекулярные константы, взятые из литературы. Эти константы включают μ = 3,551 Дебая[1] и другие, предоставленные Ямамото и др. 1990 г.,[2] указано в МГц: B = 11189,052, D = 0,0051365, AТАК= 432834,31, γ = -48,57, p = -7,0842 и q = -13,057. Применялось правило отбора ΔJ = 0,1 при S = ​​0,5. Полученное моделирование вращательного спектра C3H при температуре 30 К хорошо согласуются с наблюдениями.[2] Смоделированный спектр показан на рисунке справа, а приблизительное атмосферное пропускание выделено синим цветом. Все самые сильные смоделированные линии с J <8.5 наблюдаются Ямамото и др.[2]

Циклический (c-C3ЧАС)

μD= 2,4 Дебай[3] электронное основное состояние

Химия

Молекула C3H наблюдается в холодных плотных молекулярные облака. Основные механизмы образования и разрушения представлены ниже для типичного облака с температурой 10 К. Относительный вклад каждой реакции был рассчитан с использованием скоростей и содержаний из базы данных UMIST по астрохимии.[3]

Доминирующие реакции образования

Реагент 1Реагент 2Товар 1Товар 2Константа скоростиВклад
C3ЧАС3+е−C3ЧАСЧАС21.0E-7 см3s−181.2%
CC2ЧАС2+C3ЧАСЧАС2,18E-10 см3s−118.8%

Доминирующие реакции разрушения

Реагент 1Реагент 2Товар 1Товар 2Константа скоростиВклад
ОC3ЧАСCOC2ЧАС1,7E-11 см3s−195.4%
NC3ЧАСC3NЧАС1,7E-11 см3s−13.7%
ЧАС3+C3ЧАСC3ЧАС2+ЧАС2.0E-9 см3s−10.7%
C+C3ЧАСC4+ЧАС1.0E-10 см3s−10.2%
ЧАС+C3ЧАСC3+ЧАС22.0E-9 см3s−1<<1%

Вклад в производство молекул с углеродной цепью

C3Молекула H обеспечивает доминирующий путь производства C4ЧАС+, а значит, и все остальные CпH (n> 3) молекул через реакции:

C3H + C+ → С4+ + H
C4+ + H2 → С4ЧАС+ + H

Эти реакции производят большую часть C4ЧАС+, что необходимо для образования углеродных цепей высшего порядка. По сравнению с конкурирующей реакцией,
C3ЧАС3+ + С → С4ЧАС2+ + H,
также показано справа, разрушение C3H обеспечивает гораздо более быстрый путь роста углеводородов.

Другие молекулы в C3Семья H, C2H и C3ЧАС2, не вносят значительного вклада в производство молекул с углеродной цепью, а скорее формируют конечные точки в этом процессе. Производство C2H и C3ЧАС2 по существу подавляет образование молекул с более крупными углеродными цепями, поскольку ни они, ни продукты их разрушения не возвращаются в химию углеводородов.

Первое астрономическое открытие

Первое подтверждение существования межзвездная молекула C3H был объявлен W.M. Irvine et al. на заседании Американского астрономического общества в январе 1985 г.[4] Группа обнаружила C3H как в спектре образовавшейся углеродной звезды IRC + 10216, так и в молекулярном облаке TMC-1. Эти результаты были официально опубликованы в июле того же года Thaddeus et al.[5] В статье 1987 г. Ирвин сравнивает детекции 39 молекул, наблюдаемых на холоде (Tk ≅10K), темные облака, с особым акцентом на трехуглеродные виды, включая C3ЧАС.[6]

Последующие астрономические открытия

Более поздние сообщения об астрономических открытиях C3Радикал H даны в хронологическом порядке ниже.

В 1987 году Ямамото и др.[7] отчет об измерениях вращательных спектров циклического C3Радикал H (c-C3H) в лаборатории и в межзвездном пространстве в сторону TMC-1. Эта публикация знаменует собой первое наземное измерение C3Х. Ямамото и др. точно определить молекулярные константы и идентифицировать 49 линий в c-C3Вращательный спектр H. Как мелкие, так и сверхтонкие компоненты обнаруживаются в направлении TMC-1, а плотность столбцов для линии визирования в направлении TMC-1 оценивается как 6x1012см−2, что сравнимо с линейной C3Радикал H (l-C3ЧАС).

М.Л. Маркони, А.Корт и др.[8] сообщили о вероятном обнаружении C3H внутри ионопаузы кометы Галлея в 1989 году. Используя анализатор тяжелых ионов (PICCA) на борту космического корабля Giotto, они определили, что C3H отвечает за образование пика на 37amu, обнаруженного в пределах ~ 4500 км от ядра кометы. Маркони и др. утверждают, что молекула-предшественник C в газовой фазе3H вряд ли существует в пределах ионопаузы и предполагает, что десорбция из околоядерных пылинок CHON могла вместо этого дать наблюдаемый C3ЧАС.

В 1990 году Ямамото и др.[2] обнаружен C3H в сторону IRC + 10216 с помощью 45-метрового радиотелескопа радиообсерватории Нобеяма. Они определяют верхний предел плотности столбцов ν4 состояние 3x1012см−2. Из дополнительных лабораторных измерений они определяют чрезвычайно низкое колебательно-возбужденное состояние для C3Радикал H: ν4(2Σμ) = 610197 (1230) МГц, вызванная эффектом Реннера-Теллера в ν4 (Изгиб ССН) состояние.

J.G. Мангам и А. Вуттен[9] сообщать о новых обнаружениях c-C3H в сторону 13 из 19 наблюдаемых галактических молекулярных облаков. Они измеряют относительное содержание C3От H до C3ЧАС2: N (c-C3H) / N (C3ЧАС2) = 9,04 ± 2,87 х 10−2. Это соотношение не изменяется систематически для более теплых источников, что, по их мнению, свидетельствует о том, что две кольцевые молекулы имеют общий предшественник в C3ЧАС3+.

L.A. Nyman et al.[10] представляют обзор молекулярных линий углеродной звезды IRAS 15194-5115 с помощью 15-метрового субмиллиметрового телескопа Swedish ESO для исследования полос 3 и 1,3 мм. Сравнивая молекулярные содержания с таковыми IRC + 10216, они находят C3H, чтобы содержание в обоих источниках было одинаковым.

В 1993 г. M. Guelin et al.[11] отобразить излучение от линий 95 ГГц и 98 ГГц C3Радикалы H в IRC + 10216. Это показывает, что распределение C3Эмиссия H и химический состав, зависящий от времени. Тесное соответствие между пиками излучения C3H и виды MgNC и C4H предполагает быстрый общий механизм образования, предполагаемый десорбцией из пылинок.

Тернер и др.[12] исследовать 10 видов углеводородов, включая l-C3H и c-C3H в трех полупрозрачных облаках и TMC-1 и L183. Численность измеряется или оценивается для каждого. Среднее соотношение циклической и линейной численности для C3H оказалось равным 2,7, хотя наблюдается большое изменение этого отношения от источника к источнику.

В 2004 г. Н. Кайфу и соавт.[13] выполнил первый обзор спектральных линий в направлении TMC-1 в диапазоне частот 8,8-50,0 ГГц на 45-метровом радиотелескопе в радиообсерватории Нобеяма. Они обнаружили 414 линий 38 молекулярных видов, включая c-C3H и составили спектральные диаграммы и улучшили молекулярные константы для нескольких молекул с углеродной цепью.

Martin et al.[14] сделал первый обзор спектральных линий в направлении внегалактического источника, нацелив на галактику со вспышкой звездообразования NGC253 в диапазоне частот 129,1–175,2 ГГц. Приблизительно 100 спектральных характеристик были идентифицированы как переходы от 25 различных молекулярных частиц, включая предварительное первое внегалактическое обнаружение C3ЧАС.

Рекомендации

  1. ^ 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. Bibcode:1995CPL ... 244 ... 45 Вт. Дои:10.1016 / 0009-2614 (95) 00906-К.
  2. ^ а б c d Ямамото, Сатоши; Сайто, Сюдзи; Сузуки, Хироко; Дегучи, Сюдзи; и другие. (1990). «Лабораторная микроволновая спектроскопия линейных радикалов C3H и C3D и связанные с ней астрономические наблюдения». Астрофизический журнал. 348: 363. Bibcode:1990ApJ ... 348..363Y. Дои:10.1086/168244.
  3. ^ а б Woodall, J .; Agúndez, M .; Markwick-Kemper, A.J .; Миллар, Т. Дж. (2007). «База данных UMIST по астрохимии 2006». Астрономия и астрофизика. 466 (3): 1197. arXiv:1212.6362. Bibcode:2007 A&A ... 466,1197 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20064981.
  4. ^ Irvine, W. M .; Friberg, P .; Hjalmarson, Å .; Johansson, L.E.B .; и другие. «Подтверждение существования двух новых межзвездных молекул: C3H и C3O». Бюллетень Американского астрономического общества. 16: 877.
  5. ^ Thaddeus, P .; Gottlieb, C.A .; Hjalmarson, A .; Johansson, L.E.B .; и другие. (1985). «Астрономическая идентификация радикала C3H». Астрофизический журнал. 294 (1): L49–53. Bibcode:1985ApJ ... 294L..49T. Дои:10.1086/184507. PMID  11540839.
  6. ^ Ирвин, В. М. (1987). «Химия холодных темных межзвездных облаков». Астрохимия; Материалы симпозиума МАС, Гоа, Индия, 3-7 декабря 1985 г. (A87-47376 21-90). Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. 120: 245–251. Bibcode:1987IAUS..120..245I.
  7. ^ Ямамото, Сатоши; Сайто, Сюдзи; Охиси, Масатоши; Сузуки, Хироко; и другие. (1987). «Лабораторное и астрономическое обнаружение циклического радикала C3H». Астрофизический журнал. 322: L55. Bibcode:1987ApJ ... 322L..55Y. Дои:10.1086/185036.
  8. ^ Маркони, М. Л .; Korth, A .; Mendis, D.A .; Lin, R.P .; и другие. (1989). «О возможном обнаружении органических ионов C3H (+), переносимых пылью, в коме кометы Галлея». Астрофизический журнал. 343: L77. Bibcode:1989ApJ ... 343L..77M. Дои:10.1086/185515.
  9. ^ Mangum, J. G .; Wootten, A. (1990). «Наблюдения за циклическим радикалом C3H в межзвездной среде». Астрономия и астрофизика. 239 (1–2): 319–325. Bibcode:1990A & A ... 239..319M.
  10. ^ Nyman, L.-A .; Olofsson, H .; Johansson, L.E.B .; Бут, Р. С .; и другие. (Март 1993 г.). "Обзор молекулярной радиолинии углеродной звезды IRAS 15194-5115". Астрономия и астрофизика. 269 (1–2): 377–389. Bibcode:1993A & A ... 269..377N.
  11. ^ Guelin, M .; Lucas, R .; Черничаро, Дж. (Декабрь 1993 г.). «MgNC и радикалы углеродной цепи в IRC + 10216». Астрономия и астрофизика. 280 (1): L19 – L22. Bibcode:1993A & A ... 280L..19G.
  12. ^ 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. Bibcode:2000ApJS..126..427T. Дои:10.1086/313301.
  13. ^ Кайфу, Норио; Охиси, Масатоши; Кавагути, Кентароу; Сайто, Сюдзи; и другие. (Февраль 2004 г.). «Полная съемка спектральной линии на частоте 8,8–50 ГГц в направлении TMC-1 I. Данные съемки». Публикации Астрономического общества Японии. 56 (1): 69–173. Bibcode:2004PASJ ... 56 ... 69K. Дои:10.1093 / pasj / 56.1.69.
  14. ^ Martín, S .; Mauersberger, R .; Martín-Pintado, J .; Henkel, C .; и другие. (2005). «Обзоры внегалактических молекулярных линий: галактика со вспышкой звездообразования NGC253». Астрохимия: недавние успехи и текущие проблемы, Материалы 231-го симпозиума Международного астрономического союза, проходившего в Пасифик-Гроув, Калифорния, США, 29 августа - 2 сентября 2005 г. Постерные доклады. 235: 265. Bibcode:2005IAUS..235P.265M.