Cyanopolyne - Cyanopolyyne
Cianopoliínos são um grupo de produtos químicos com a fórmula química HC
n N ( n = 3,5,7, ...). Estruturalmente, eles são poliínicos com um grupo ciano ligado covalentemente a uma das unidades terminais de acetileno . Um grupo de moléculas raramente visto devido à dificuldade de produção e à natureza instável dos grupos emparelhados, os cianopoliinos foram observados como o principal componente orgânico em nuvens interestelares . Acredita-se que isso seja devido à escassez de hidrogênio de algumas dessas nuvens. A interferência com o hidrogênio é uma das razões para a instabilidade da molécula devido à dissociação energeticamente favorável de volta para cianeto de hidrogênio e acetileno.
Os cianopoliínos foram descobertos em nuvens moleculares interestelares em 1971, usando telescópios de ondas milimétricas e microondas . Desde então, muitos cianopoliínos de peso mais elevado, como HC
7 N e HC
11 N foram descobertos, embora algumas dessas identificações tenham sido contestadas. Outros derivados, como metilcianoacetileno CH
3 C
3 N e etilcianoacetileno CH
3 CH
2 C
3 N também foram observados. O exemplo mais simples é o cianoacetileno , H − C≡C − C≡N. O cianoacetileno é mais comum na Terra e acredita-se ser o reagente inicial para a maior parte da formação fotocatalisada dos cianopoliinos interestelares. O cianoacetileno é uma das moléculas produzidas no experimento Miller-Urey e deve ser encontrado em ambientes ricos em carbono.
A identificação é feita através da comparação do espectro experimental com o espectro obtido do telescópio. Isso é comumente feito com a medição da constante rotacional , a energia das transições rotacionais ou uma medição da energia de dissociação. Esses espectros podem ser gerados ab initio a partir de um programa de química computacional ou, como com o cianoacetileno mais estável , pela medição direta dos espectros em um experimento. Uma vez que os espectros são gerados, o telescópio pode fazer a varredura dentro de certas frequências para as moléculas desejadas. A quantificação também pode ser realizada para determinar a densidade dos compostos na nuvem.
Formação hipotética
A formação de cianopoliinos em nuvens interestelares é dependente do tempo. A formação de cianopoliino foi estudada e as abundâncias calculadas na nuvem escura TMC-1 . Nos primeiros dias do TMC-1, as reações dominantes eram reações íon-molécula. Durante este tempo, o cianoacetileno, HC 3 N, formou-se por meio de uma série de reações de íon neutro, com a reação química final sendo:
- C 3 H 2 + N → HC 3 N + H
No entanto, por algum tempo após 10.000 anos, as reações dominantes foram reações neutras-neutras e dois mecanismos de reação para a formação de cianopoliinos tornaram-se possíveis.
- HCN + C 2 H 2 → HC 3 N
- C n H 2 + CN → HC n +1 N + H para n = 4, 6, 8
O mecanismo de reação que ocorre nos dias atuais depende do ambiente da nuvem. Para que o primeiro mecanismo de reação ocorra, a nuvem deve conter uma abundância de C 2 H. O segundo mecanismo de reação ocorre se houver uma abundância de C 2 H 2 . C 2 H e C 2 H 2 existem em condições diferentes, portanto, a formação de cianopoliinos depende de alta acessibilidade a qualquer uma das moléculas. Os cálculos de Winstanley mostram que as reações de fotoionização e dissociação desempenham um papel profundo na abundância de cianopoliinos após cerca de 1 milhão de anos. No entanto, as abundâncias fracionárias de cianopoliino são menos afetadas por mudanças na intensidade do campo de radiação após 1 milhão de anos porque as reações neutras-neutras prevalecentes superam os efeitos das fotorreações.
Detecção em meio interestelar
Os cianopoliinos são relativamente comuns em nuvens interestelares , onde foram detectados pela primeira vez em 1971. Como com muitas outras moléculas, os cianopoliinos são detectados com um espectrômetro que registra os níveis de energia quântica dos elétrons dentro dos átomos. Essa medição é feita com uma fonte de luz que passa pela molécula desejada. A luz interage com a molécula e pode absorver a luz ou refleti-la, pois nem toda luz se comporta da mesma maneira. Isso separa a luz em um espectro com alterações devido à molécula em questão. Este espectro é registrado por um computador que é capaz de determinar quais comprimentos de onda do espectro foram alterados de alguma forma. Com a ampla faixa de luz afetada, os comprimentos de onda podem ser determinados procurando por picos no espectro. O processo de detecção geralmente acontece dentro das faixas externas do espectro eletromagnético , geralmente no infravermelho ou ondas de rádio .
O espectro é capaz de mostrar a energia do estado rotacional devido aos comprimentos de onda que são absorvidos pela molécula; usando essas transições rotacionais, o nível de energia de cada elétron pode ser mostrado para determinar a identidade da molécula. As transições rotacionais podem ser determinadas por esta equação:
- V ( J ) = 2 B 0 J - 4 D 0 J 3
Onde
- B 0 é a constante de distorção rotacional para o estado fundamental vibracional
- D 0 é a constante de distorção centrífuga para o estado fundamental vibracional
- J é o número quântico total do momento angular
Isso mostra que a distorção rotacional de um átomo está relacionada à frequência vibracional da molécula em questão. Com essa capacidade de detectar os cianopoliinos, essas moléculas foram registradas em vários lugares da galáxia. Esses lugares incluem a atmosfera de Titã e as nuvens de gás que estão dentro das nebulosas e nos confins das estrelas moribundas.
Espécies tão grandes quanto HC
9 N foram detectados na Nuvem Molecular 1 de Taurus , onde acredita-se que sejam formados pela reação do nitrogênio atômico com hidrocarbonetos . Por um tempo, HC
11 N detinha o recorde de maior molécula detectada no espaço interestelar, mas sua identificação foi contestada.
Veja também
- Diacetileno , H − C≡C − C≡C − H