En química orgánica , los cianopolinos son una familia de compuestos orgánicos con la fórmula química HC n N ( n = 3,5,7,…) y la fórmula estructural H−[C≡C−] n C≡N ( n = 1, 2,3,…). Estructuralmente, son polinos con un grupo ciano ( −C≡N ) unido covalentemente a una de las unidades terminales de acetileno ( H−C≡C ).
Los cianopolinos, un grupo de moléculas raramente visto debido a la dificultad de producción y a la naturaleza inestable de los grupos emparejados, se han observado como un componente orgánico importante en las nubes interestelares . [1] Se cree que esto se debe a la escasez de hidrógeno de algunas de estas nubes. La interferencia con el hidrógeno es una de las razones de la inestabilidad de la molécula debido a la disociación energéticamente favorable en cianuro de hidrógeno y acetileno. [2]
Las cianopoliinas se descubrieron por primera vez en nubes moleculares interestelares en 1971 utilizando telescopios de ondas milimétricas y de microondas . [1] Desde entonces, muchos cianopolinos de mayor peso, como HC
7N y HC
11Se han descubierto N , aunque algunas de estas identificaciones han sido cuestionadas. Otros derivados como el metilcianoacetileno CH
3C
3N y etilcianoacetileno CH
3CH
2C
3También se han observado N. [3] El ejemplo más simple es el cianoacetileno , H−C≡C−C≡N. El cianoacetileno es más común en la Tierra y se cree que es el reactivo inicial para la mayor parte de la formación fotocatalizada de los cianopolinos interestelares. El cianoacetileno es una de las moléculas que se produjo en el experimento Miller-Urey y se espera que se encuentre en ambientes ricos en carbono. [4]
La identificación se realiza mediante la comparación del espectro experimental con el espectro recopilado por el telescopio. Esto se hace comúnmente midiendo la constante de rotación , la energía de las transiciones rotacionales o una medición de la energía de disociación. Estos espectros pueden generarse ab initio a partir de un programa de química computacional o, como con el cianoacetileno más estable , mediante medición directa de los espectros en un experimento. Una vez que se generan los espectros, el telescopio puede escanear dentro de ciertas frecuencias las moléculas deseadas. También se puede realizar la cuantificación para determinar la densidad de los compuestos en la nube.
La formación de cianopolinos en las nubes interestelares depende del tiempo. Se estudió la formación de cianopolino y se calcularon las abundancias en la nube oscura TMC-1 . En los primeros días del TMC-1, las reacciones gobernantes eran reacciones ion-molécula. Durante este tiempo, el cianoacetileno, HC 3 N , se formó a través de una serie de reacciones de iones neutros, siendo la reacción química final:
Sin embargo, después de 10.000 años, las reacciones dominantes fueron reacciones neutrales-neutrales y se hicieron posibles dos mecanismos de reacción para la formación de cianopolinos.
El mecanismo de reacción que se produce en la actualidad depende del entorno de la nube. Para que tenga lugar el primer mecanismo de reacción, la nube debe contener abundante C 2 H . El segundo mecanismo de reacción ocurre si hay abundancia de C 2 H 2 . C 2 H y C 2 H 2 existen en diferentes condiciones, por lo que la formación de cianopolinos depende de una alta accesibilidad a cualquiera de las moléculas. Los cálculos de Winstanley muestran que las reacciones de fotoionización y disociación desempeñan un papel importante en la abundancia de cianopolinos después de aproximadamente 1 millón de años. Sin embargo, las abundancias fraccionarias de cianopolino se ven menos afectadas por los cambios en la intensidad del campo de radiación en el transcurso de 1 millón de años porque las reacciones neutrales-neutrales predominantes superan los efectos de las fotorreacciones. [5]
Los cianopolinos son relativamente comunes en las nubes interestelares , donde se detectaron por primera vez en 1971. Como ocurre con muchas otras moléculas, los cianopolinos se detectan con un espectrómetro que registra los niveles de energía cuántica de los electrones dentro de los átomos. [6] Esta medición se realiza con una fuente de luz que pasa a través de la molécula deseada. La luz interactúa con la molécula y puede absorberla o reflejarla, ya que no toda la luz se comporta de la misma manera. Esto separa la luz en un espectro con alteraciones debidas a la molécula en cuestión. Este espectro es registrado por una computadora que es capaz de determinar qué longitudes de onda del espectro han sido alteradas de alguna manera. Con la amplia gama de luz afectada, las longitudes de onda se pueden determinar buscando picos en el espectro. El proceso de detección suele ocurrir dentro de los rangos exteriores del espectro electromagnético , generalmente en ondas infrarrojas o de radio . [7]
El espectro es capaz de mostrar la energía del estado de rotación debido a las longitudes de onda que son absorbidas por la molécula; utilizando estas transiciones rotacionales se puede mostrar el nivel de energía de cada electrón para determinar la identidad de la molécula. Las transiciones rotacionales se pueden determinar mediante esta ecuación: [8]
dónde
Esto muestra que la distorsión rotacional de un átomo está relacionada con la frecuencia vibratoria de la molécula en cuestión. Con esta capacidad de detectar las cianopoliinas, estas moléculas han sido registradas en varios lugares de la galaxia. Estos lugares incluyen la atmósfera de Titán y las nubes de gas que se encuentran dentro de las nebulosas y los confines de las estrellas moribundas. [9]
Especies tan grandes como HC
9Se detectó N en la Nube Molecular 1 de Taurus , donde se cree que se formó por reacción del nitrógeno atómico con hidrocarburos . [10] Por un tiempo, HC
11N ostentaba el récord de ser la molécula más grande detectada en el espacio interestelar, pero su identificación fue cuestionada. [11] [12]
