시아노폴리네

Cyanopolyyne
가장 단순한 시아노아세틸렌의 화학구조

시아노폴리네스는 화학식 HCN
n(n = 3,5,7,...)을 가진 화학물질의 그룹이다. 구조적으로 그들은 사이아노 그룹이 단자 아세틸렌 단위 중 하나에 균일하게 결합되어 있는 폴리네이다. 생산의 어려움과 짝을 이룬 그룹의 불안정한 성질 때문에 드물게 볼 수 있는 분자군인 시아노폴리네는 성간 구름에서 주요한 유기 성분으로 관찰되어 왔다.[1] 이것은 이러한 구름들 중 일부의 수소 부족 때문이라고 여겨진다. 수소에 대한 간섭은 시안화수소와 아세틸렌으로 다시 돌아가는 정력적으로 유리한 분열로 인해 분자가 불안정한 이유 중 하나이다.[2]

시아노폴리네스는 1971년 성간 분자구름에서 밀리미터파 및 마이크로파 망원경을 사용하여 처음 발견되었다.[1] 그 이후로 HCN과
7 HCN과
11 같은 많은 더 높은 무게의 시아노폴리네인이 발견되었지만, 이러한 식별들 중 일부는 논란이 되었다. 메틸시아노아세틸렌 CHCN과
3
3 에틸시아노아세틸렌 CHCCN과
3
2
3 같은 다른 파생상품도 관찰되었다.[3] 가장 간단한 예는 시아노아세틸렌, H-C≡C-C≡N이다. 시아노아세틸렌은 지구에서 더 흔하며, 성간 시아노페틸렌의 광학성형성 대부분을 위한 초기 시약으로 여겨진다. 시아노아세틸렌은 밀러에서 생성된 분자 중 하나이다.우레이 실험은 탄소가 풍부한 환경에서 발견될 것으로 예상된다.[4]

망원경에서 수집된 스펙트럼과 실험 스펙트럼의 비교를 통해 식별한다. 이것은 일반적으로 회전 상수, 회전 전환의 에너지 또는 분리 에너지의 측정으로 이루어진다. 이러한 스펙트럼은 계산 화학 프로그램에서 초기화를 생성하거나 실험에서 스펙트럼의 직접 측정을 통해 보다 안정적인 시아노 아세틸렌과 같이 생성될 수 있다. 스펙트럼이 생성되면 망원경은 원하는 분자를 특정 주파수 내에서 스캔할 수 있다. 클라우드 내 화합물의 밀도를 측정하기 위해 정량화를 수행할 수도 있다.

가설형성

성간 구름에서 시안오폴리네스의 형성은 시간 의존적이다. 시안오폴리네의 형성을 연구하였고 어두운 구름 TMC-1에서 산산조각이 났다. TMC-1 초기에는 지배적인 반응이 이온-분자 반응이었다. 이 기간 동안 시아노아세틸렌, HCN은3 일련의 이온중립 반응을 통해 형성되었으며, 최종 화학 반응은 다음과 같다.

C3H2 + N → HC3N + H

그러나, 1만 년 후의 시간 동안 지배적인 반응은 중립-중립적 반응이었고, 시안오폴리네스의 형성을 위한 두 가지 반응 메커니즘이 가능해졌다.

  1. HCN + C2H2 → HC3N
  2. CHn2 + CN → n = 4, 6, 8의 HCNn+1 + H

오늘날 일어나는 반응 메커니즘은 클라우드의 환경에 따라 달라진다. 첫 번째 반응 메커니즘이 일어나려면 구름은 풍부한 CH를2 포함해야 한다. 두 번째 반응 메커니즘은 CH22 CH와2 CH가22 서로 다른 조건에서 존재할 때 발생하기 때문에 시안오폴리네스의 형성은 어느 분자에 대한 높은 접근성에 의존한다. 윈스탠리의 계산은 광이온화와 분리반응이 약 100만년 후의 시아노폴리네스의 풍부함에 심오한 역할을 한다는 것을 보여준다. 그러나 시아노폴리네의 분율적 숙성은 널리 퍼져 있는 중립적 반응이 광물질작용의 영향을 능가하기 때문에 100만 년 전의 방사선 전계 강도 변화에 덜 영향을 받는다.[5]

성간 매체에서의 검출

시아노폴리네스는 성간 구름에서 비교적 흔하게 발견되는데, 1971년에 처음 발견되었다. 다른 많은 분자와 마찬가지로 시아노폴리네도 원자 내 전자의 양자 에너지 수준을 기록하는 분광계로 검출된다.[6] 이 측정은 원하는 분자를 통과하는 빛의 원천으로 이루어진다. 빛은 분자와 상호작용하며 모든 빛이 같은 방식으로 작용하지 않기 때문에 빛을 흡수하거나 반사할 수 있다. 이것은 문제의 분자로 인한 변화를 통해 빛을 스펙트럼으로 분리한다. 이 스펙트럼은 어떤 방식으로든 스펙트럼의 파장을 결정할 수 있는 컴퓨터에 의해 기록된다. 넓은 범위의 빛이 영향을 받으면 스펙트럼의 스파이크를 찾아 파장을 결정할 수 있다. 검출 과정은 보통 적외선 또는 전파에서 전자기 스펙트럼의 외부 범위 내에서 발생한다.[7]

스펙트럼은 분자에 의해 흡수되는 파장으로 인해 회전 상태의 에너지를 보여줄 수 있다. 이러한 회전 전환을 통해 각 전자의 에너지 수준을 보여줌으로써 분자의 정체성을 결정할 수 있다. 회전 전환은 다음 방정식으로 결정할 수 있다.[8]

V(J) = 2B0 J − 4D0 J3

어디에

B는0 진동 접지 상태에 대한 회전 왜곡 상수
D는0 진동 접지 상태에 대한 원심 왜곡 상수임
J는 총 각운동량 양자수다.

이는 원자의 회전 왜곡이 해당 분자의 진동수와 관련이 있음을 보여준다. 이러한 청록색 고분자 검출 능력으로 이 분자들은 은하 주변 여러 곳에서 기록되어 왔다. 타이탄의 대기와 성운 안에 있는 가스 구름, 죽어가는 별들의 경계 등이 그러한 장소들이다.[9]

황소 분자 구름 1에서 HCN만큼
9 큰 종들이 검출되었는데, 이 종들은 탄화수소와 원자 질소의 반응에 의해 형성된 것으로 추정된다.[10] 한동안 HCN은
11 성간 공간에서 검출된 분자 중 가장 큰 분자로 기록을 보유했지만 식별에 난항을 겪었다.[11][12]

참고 항목

참조

  1. ^ Jump up to: a b Turner, B. E. (1971). "Detection of interstellar cyanoacetylene". Astrophysical Journal. 163 (1): L35. doi:10.1086/180662.
  2. ^ Balucani, N.; Asvany, O.; Huang, L. C. L.; Lee, Y. T.; Kaiser, R. I.; Osamura, Y.; Bettinger, H. F. (2000). "Formation of nitriles in the interstellar medium via reactions of cyano radicals, CN(X2Σ+), with unsaturated hydrocarbons". Astrophysical Journal. 545 (2): 892–906. doi:10.1086/317848.
  3. ^ Broten, N. W.; Macleod, J. M.; Avery, L. W.; Irvine, W. M.; Hoglund, B.; Friberg, P.; Hjalmarson, A. (1984). "The detection of interstellar methylcyanoacetylene". Astrophysical Journal. 276 (1): L25–L29. doi:10.1086/184181. PMID 11541958.
  4. ^ McCollom, T. M. (2013). "Miller–Urey and Beyond: What Have We Learned About Prebiotic Organic Synthesis Reactions in the Past 60 Years?". In Jeanloz, R. (ed.). Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 41. Palo Alto: Annual Reviews. pp. 207–229.
  5. ^ Winstanley, N.; Nejad, L. A. M. (1996). "Cyanopolyyne chemistry in TMC-1". Astrophysics and Space Science. 240 (1): 13–37. doi:10.1007/bf00640193.
  6. ^ Van Dishoeck, E. F. (2004). "ISO spectroscopy of gas and dust: From molecular clouds to protoplanetary disks". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42: 119–167. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134010.
  7. ^ Arnau, A.; Tunon, I.; Andres, J.; Silla, E. (1990). "Theoretical rotational constants of methylcyanopolyyne (MeCnN) species". Chemical Physics Letters. 166 (1): 54–56. doi:10.1016/0009-2614(90)87049-W.
  8. ^ Atkins, P. W.; de Paula, J. (2006). "Molecular Spectroscopy: Pure rotation spectra". Physical Chemistry (8th ed.). Oxford University Press. pp. 431–469. ISBN 0198700725.
  9. ^ Chen, W.; Grabow, J. U.; Travers, M. J.; Munrow, M. R.; Novick, S. E.; McCarthy, M. C.; Thaddeus, P. (1998). "Microwave spectra of the methylcyanopolyynes CH3(C≡C)nCN, n = 2, 3, 4, 5". Journal of Molecular Spectroscopy. 192 (1): 1–11. doi:10.1006/jmsp.1998.7665. PMID 9770381.
  10. ^ Freeman, A.; Millar, T. J. (1983). "Formation of complex molecules in TMC-1". Nature. 301 (5899): 402–404. doi:10.1038/301402a0.
  11. ^ Travers, M. J.; McCarthy, M. C.; Kalmus, P.; Gottlieb, C. A.; Thaddeus, P. (1996). "Laboratory Detection of the Linear Cyanopolyyne HC11N". Astrophysical Journal. 469: L65–L68. doi:10.1086/310254.
  12. ^ Travers, M. J.; McCarthy, M. C.; Kalmus, P.; Gottlieb, C. A.; Thaddeus, P. (1996). "Laboratory Detection of the Cyanopolyyne HC13N". Astrophysical Journal Letters. 472: L61. doi:10.1086/310359.