جذر الإيثينيل

📅 آخر تحديث: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
الموسوعة الحرة

جذر الإيثينيل (المسمى بشكل منهجي λ 3 -إيثاين وهيدريدوديكاربونان ( C —C ) ) هو مركب عضوي صيغته الكيميائية C≡CH (يكتب أيضًا [CCH] أو C2H ). هو جزيء بسيط لا يوجد بشكل طبيعي على الأرض، ولكنه وفير فيالوسطبين النجوم. رُصد لأول مرة بواسطةرنين الدوران الإلكتروني،معزولًا فيمصفوفة أرجون صلبةعند درجات حرارة الهيليوم السائل، عام 1963، على يد كوكران وزملاؤه فيمختبر الفيزياء التطبيقية بجامعة جونز هوبكنز. [ 1 ] رُصد لأول مرة في الحالة الغازية بواسطة تاكر وزملاؤه في نوفمبر 1973 باتجاهسديم الجبار، باستخدام تلسكوب الراديو التابع للمرصد(NRAO)ذي قطر 11 مترًا. [ 2 ] ومنذ ذلك الحين، تم رصده في مجموعة واسعة من البيئات بين النجوم، بما في ذلكالسحب الجزيئية،وكرات بوك،ومناطق تشكل النجوم، والأغلفة المحيطةبالنجوم المتطورة الغنية بالكربون، وحتى فيمجرات.

الأهمية الفلكية

يمكن أن تُسفر رصدات جزيء C₂H عن العديد من المعلومات القيّمة حول الظروف الكيميائية والفيزيائية المحيطة به. أولًا، تُشير الوفرة النسبية للإيثينيل إلى غنى بيئته بالكربون (مقارنةً بالأكسجين، الذي يُشكّل آلية تدمير مهمة). [ 3 ] ونظرًا لأن كميات C₂H عادةً ما تكون غير كافية على طول خط الرؤية لجعل خطوط الانبعاث أو الامتصاص كثيفة بصريًا، فإن كثافات الأعمدة المُستنتجة يُمكن أن تكون دقيقة نسبيًا (مقارنةً بجزيئات أكثر شيوعًا مثل CO و NO و OH ). كما يُمكن أن تُؤدي رصدات الانتقالات الدورانية المتعددة لجزيء C₂H إلى تقديرات للكثافة ودرجة الحرارة المحليتين. أما رصدات الجزيء المُدَوتَر، C₂D ، فيُمكنها اختبار وتوسيع نظريات التجزئة (التي تُفسّر الوفرة المُعززة للجزيئات المُدَوتَرة في الوسط بين النجوم). [ 4 ] ومن الاستخدامات غير المباشرة الهامة لرصدات جذر الإيثينيل تحديد وفرة الأسيتيلين . [ 5 ] لا يمتلك الأسيتيلين (C₂H₂ ) عزم ثنائي القطب ، ولذلك فإن الانتقالات الدورانية البحتة (التي تحدث عادةً في نطاق الموجات الميكروية من الطيف) ضعيفة جدًا بحيث لا يمكن رصدها. وبما أن الأسيتيلين يوفر مسارًا رئيسيًا لتكوين الإيثينيل، فإن رصد الناتج يمكن أن يُعطي تقديرات لكمية الأسيتيلين غير القابلة للرصد. غالبًا ما تُظهر عمليات رصد C₂H في مناطق تكوّن النجوم هياكل قشرية، مما يعني أنه يتحول بسرعة إلى جزيئات أكثر تعقيدًا في أكثر مناطق السحابة الجزيئية كثافة. لذلك، يمكن استخدام C₂H لدراسة الظروف الأولية عند بدء تكوّن النجوم الضخمة في النوى الكثيفة. [ 6 ] أخيرًا، يمكن أن توفر عمليات الرصد عالية الدقة الطيفية لانقسام زيمان في C₂H معلومات حول المجالات المغناطيسية في السحب الكثيفة، مما يُعزز عمليات الرصد المماثلة التي تُجرى عادةً على جذر السيانو (CN) الأبسط. [ 7 ]

التكوين والتدمير

تختلف آليات تكوين وتدمير جذر الإيثينيل اختلافًا كبيرًا باختلاف بيئته. وتمثل الآليات المذكورة أدناه الآليات الحالية ( حتى عام 2008).) الفهم، ولكن قد تكون مسارات التكوين والتدمير الأخرى ممكنة، أو حتى مهيمنة، في بعض الحالات.

تشكيل

في المختبر، يمكن إنتاج C₂H عن طريق التحلل الضوئي للأسيتيلين (C₂H₂ ) أو C₂HCF₃ ، [ 8 ] أو عن طريق التفريغ المتوهج لمزيج من الأسيتيلين والهيليوم. [ 9 ] في أغلفة النجوم المتطورة الغنية بالكربون ، يتكون الأسيتيلين في حالة التوازن الحراري في الغلاف الضوئي النجمي . ويتكون الإيثينيل كناتج للتفكك الضوئي للأسيتيلين الذي يُقذف (عبر الرياح النجمية القوية) إلى الغلاف الخارجي لهذه النجوم. في النوى الباردة والكثيفة للسحب الجزيئية (قبل تكوين النجوم) حيث n > 10⁴ سم⁻³ و T < 20 كلفن، يتكون الإيثينيل بشكل أساسي عن طريق إعادة تركيب الإلكترون مع جذر الفينيل ( C₂H₂).  2H + 3 ). [ 10 ] ينتج عنالبروبينيليدين(C3H، وهو جزيء متعادل،الإيثينيلأكسيد الكربون، CO)، على الرغم من أن هذه الآلية ليست عادةً آلية التكوين السائدة. ترد أدناه تفاعلات التكوين السائدة.

  • ج2H + 3 + e−→ C2H + H +H
  • ج2H + 3 +e−→C2H+H2
  • CH 3 CCH + + e − → C 2 H + CH 3
  • C₃H + O → C₂H + CO

دمار

يتم تدمير الإيثينيل بشكل رئيسي من خلال تفاعلات متعادلة مع الأكسجين (O₂ ) (منتجةً أول أكسيد الكربون والفورميل ، HCO)، أو مع النيتروجين الذري (منتجةً الهيدروجين الذري وC₂N ) . كما يمكن أن تلعب التفاعلات الأيونية المتعادلة دورًا في تدمير الإيثينيل، من خلال تفاعلات مع أيونات HCO⁺ و H⁺ . ترد أدناه قائمة بتفاعلات التدمير الرئيسية.

  • C₂H + O₂ → HCO + CO
  • C₂H + N → C₂N + H
  • C 2 H + HCO + → C2 H + 2 + CO
  • C 2 H + H + 3 → C2 H + 2 + H2

طريقة الملاحظة

يُرصد جذر الإيثينيل في الجزء الميكروي من الطيف عبر انتقالات دورانية بحتة. في حالته الإلكترونية والاهتزازية الأرضية، تكون النوى متوازية ، ويمتلك الجزيء عزم ثنائي قطب دائم يُقدّر بـ μ = 0.8 D = 2.7 × 10⁻³⁰ كولوم·متر  . [ 2 ] تُظهر الحالة الاهتزازية والإلكترونية الأرضية (الفايبرونية) طيفًا دورانيًا بسيطًا من نوع الدوار الصلب. مع ذلك، تُظهر كل حالة دورانية بنية دقيقة وبنية فائقة الدقة ، نتيجة لتفاعلات الدوران المداري والإلكترون-النواة، على التوالي. تنقسم الحالة الدورانية الأرضية إلى حالتين فائقتي الدقة، وتنقسم كل حالة دورانية أعلى إلى أربع حالات فائقة الدقة. تمنع قواعد الانتقاء جميع الانتقالات بين الحالة الأرضية وأول حالة دورانية مثارة باستثناء ستة انتقالات. رُصدت أربعة من المكونات الستة بواسطة تاكر وآخرون في عام 1974، [ 2 ] وهو الكشف الفلكي الأولي عن الإيثينيل، وبعد أربع سنوات، رُصدت جميع المكونات الستة، مما قدم الدليل الأخير الذي يؤكد التحديد الأولي للخطوط غير المُخصصة سابقًا. [ 11 ] تحتوي الانتقالات بين حالتين دورانيتين متجاورتين أعلى طاقة على 11 مكونًا فائق الدقة. ترد الثوابت الجزيئية للحالة الفايبرونية الأرضية في الجدول أدناه.

النظائر

تم رصد ثلاثة نظائر لجزيء 12C12CH في الوسط بين النجوم. يرتبط التغير في الكتلة الجزيئية بانزياح في مستويات الطاقة ، وبالتالي في ترددات الانتقال المرتبطة بالجزيء. يوضح الجدول أدناه الثوابت الجزيئية للحالة الاهتزازية الإلكترونية الأرضية، وتردد الانتقال التقريبي لأدنى خمسة انتقالات دورانية لكل نظير.

التحولات الدورانية لنظائر الإيثينيل
نظائر النظائرسنة الاكتشافالثوابت الجزيئية (ميجاهرتز)ترددات الانتقال (ميجاهرتز)
12 درجة مئوية 12 سي إتش1974 [ 2 ]ب د غاما ب ج43674.534 0.1071 −62.606 40.426 12.254​​N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→487 348 .64174694.71​​262 035 .64349 368 .85436691.79​​
12 ج 12 د1985 [ 4 ] [ 12 ]ب د غاما ب ج36 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 .80144 269 .94216 400 .79288 526 .69360646.00​​
13 درجة مئوية 12 سي إتش1994 [ 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 .53168 306 .70252 454 .16336 594 .57420 725 .57
12 درجة مئوية 13 سي إتش1994 [ 13 ]B D γ42631.3831 0.10131 −61.207​​N = 1→0 N = 2→1 N = 3→2 N = 4→3 N = 5→485 262 .36170 522 .29255777.36​​341 025 .13426 263 .18

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ كوكران، إي إل؛ أدريان، إف جيه؛ باورز، في إيه (1964). "دراسة الرنين المغناطيسي الإلكتروني للجذور الحرة للإيثينيل والفينيل". مجلة الفيزياء الكيميائية . 40 (1): 213. Bibcode : 1964JChPh..40..213C . doi : 10.1063/1.1724865 .
  2. 1 2 3 4 تاكر، ك.د.؛ كوتنر، م.ل.؛ ثاديوس، ب. (1974). "جذر الإيثينيل C2H - جزيء جديد بين النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 193 : L115–L119. Bibcode : 1974ApJ...193L.115T . doi : 10.1086/181646 .
  3. ↑ هوغينز، بي جيه؛ كارلسون، دبليو جيه؛ كيني، إيه إل (1984). "توزيع ووفرة الكربون الهيدروجيني بين النجوم " . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 133 : 347-356 . Bibcode : 1984A & A...133..347H .
  4. 1 2 فرتيليك، جيه إم؛ غوتليب، سي إيه؛ لانغر، دبليو دي؛ ثاديوس، بي؛ ويلسون، آر دبليو (1985). "الكشف المختبري والفلكي عن جذر الإيثينيل المُدَوتَر CCD" . مجلة الفيزياء الفلكية . 296 : L35–L38. Bibcode : 1985ApJ...296L..35V . doi : 10.1086/184544 .
  5. ↑ فوينتي، أ.؛ سيرنيشارو، ج.؛ أومونت، أ . (1998). "استنتاج وفرة الأسيتيلين من C₂H : نسبة وفرة C₂H₂ / HCN". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 330 : 232-242 . Bibcode : 1998A & A...330..232F .
  6. ↑ بيوثر، هـ.؛ سيمينوف، د.؛ هينينغ، ت.؛ لينز، هـ. (2008). "الإيثينيل (C2H ) في تكوين النجوم الضخمة: تتبع الظروف الأولية؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 675 (1): L33–L36. arXiv : 0801.4493 . Bibcode : 2008ApJ...675L..33B . doi : 10.1086/533412 . S2CID 15820346 . 
  7. ↑ بيل، ن.؛ ليروي، ب. (1998). "انقسام زيمان في الجزيئات بين النجوم. الجزء الثاني: جذر الإيثينيل". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 335 : 1025-1028 . رمز Bibcode : 1998A & A...335.1025B .
  8. ↑ فاهر، أ. (2003). "طيف امتصاص الأشعة فوق البنفسجية والمقاطع العرضية لجذور الإيثينيل (C2H ) ". مجلة التحليل الطيفي الجزيئي . 217 (2): 249. Bibcode : 2003JMoSp.217..249F . doi : 10.1016/S0022-2852(02)00039-5 .
  9. ↑ مولر، إتش إس بي؛ كلاوس، تي؛ وينويسر، جي (2000). "طيف الموجات دون المليمترية لجذر الإيثينيل، CCH، حتى 1 تيراهيرتز". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 357 : L65. رمز Bibcode : 2000A & A...357L..65M .
  10. ↑ وودال، ج.؛ أغوندز، م.؛ ماركويك-كيمبر، أ. ج.؛ ميلار، ت. ج. (2007). "قاعدة بيانات جامعة مانشستر للعلوم والتكنولوجيا للكيمياء الفلكية 2006". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 466 (3): 1197. arXiv : 1212.6362 . Bibcode : 2007A & A...466.1197W . doi : 10.1051/0004-6361:20064981 .
  11. ↑ تاكر، ك.د.؛ كوتنر، م.ل. (1978). "وفرة وتوزيع الكربون الهيدروجيني بين النجوم " . المجلة الفيزيائية الفلكية . 222 : 859. Bibcode : 1978ApJ...222..859T . doi : 10.1086/156204 .
  12. ↑ كومبس، ف.؛ بولانجر، ف.؛ إنكرناز، ب. ج.؛ جيرين، م.؛ بوغي، م.؛ ديموينك، س.؛ ديستومب، ج. ل. (1985). "الكشف عن CCD بين النجوم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 147 : L25. Bibcode : 1985A & A...147L..25C .
  13. 1 2 ساليك، أ.هـ؛ سيمون، ر.؛ وينويسر، ج.؛ ووترلوت، ج.ج.أ. (1994 ) . "الكشف عن 13C 12 CH و 12 C 13 CH بين النجوم". المجلة الكندية للفيزياء . 72 : 747. Bibcode : 1994CaJPh..72..747S . doi : 10.1139/p94-098 .