En química orgánica , los cianopoliinos 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 poliinos con un grupo ciano ( −C≡N ) unido covalentemente a una de las unidades terminales de acetileno ( H−C≡C ).
Los cianopolinos son un grupo de moléculas que rara vez se observan 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 en 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, se han descubierto muchas cianopoliinas 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
3do
3N y etilcianoacetileno CH
3es
2do
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 de Miller-Urey y se espera que se encuentre en entornos ricos en carbono. [4]
La identificación se realiza mediante la comparación del espectro experimental con el espectro obtenido con el telescopio. Esto se hace habitualmente midiendo la constante rotacional , la energía de las transiciones rotacionales o la energía de disociación. Estos espectros se pueden generar desde el principio a partir de un programa de química computacional o, como en el caso del cianoacetileno , que es más estable , mediante la medición directa de los espectros en un experimento. Una vez generados los espectros, el telescopio puede escanear dentro de ciertas frecuencias en busca de 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 cianopolinos y se calcularon sus abundancias en la nube oscura TMC-1 . En los primeros días de la TMC-1, las reacciones que gobernaban eran reacciones ion-molécula. Durante este tiempo, el cianoacetileno, HC 3 N , se formó a través de una serie de reacciones ion-neutrales, siendo la reacción química final:
Sin embargo, durante 10.000 años las reacciones dominantes fueron reacciones neutro-neutrales y se hicieron posibles dos mecanismos de reacción para la formación de cianopolinos.
El mecanismo de reacción que ocurre en la actualidad depende del entorno de la nube. Para que tenga lugar el primer mecanismo de reacción, la nube debe contener una abundancia de C 2 H . El segundo mecanismo de reacción ocurre si hay una abundancia de C 2 H 2 . C 2 H y C 2 H 2 existen en diferentes condiciones, por lo que la formación de cianopoliinas depende de una alta accesibilidad a cualquiera de las moléculas. Los cálculos de Winstanley muestran que las reacciones de fotoionización y disociación juegan un papel profundo en las abundancias de cianopoliinas después de aproximadamente 1 millón de años. Sin embargo, las abundancias fraccionarias de cianopoliina se ven menos afectadas por los cambios en la intensidad del campo de radiación después de un millón de años porque las reacciones neutrales-neutrales prevalecientes superan los efectos de las fotorreacciones. [5]
Las cianopoliinas son relativamente comunes en las nubes interestelares , donde se detectaron por primera vez en 1971. Al igual que con muchas otras moléculas, las cianopoliinas 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 absorber la luz 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 puede determinar qué longitudes de onda del espectro se han alterado de alguna manera. Con el amplio rango de luz afectado, las longitudes de onda se pueden determinar buscando picos en el espectro. El proceso de detección generalmente ocurre dentro de los rangos externos del espectro electromagnético , generalmente en ondas infrarrojas o de radio . [7]
El espectro es capaz de mostrar la energía del estado rotacional 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 demuestra que la distorsión rotacional de un átomo está relacionada con la frecuencia vibratoria de la molécula en cuestión. Con esta capacidad para detectar las cianopoliinas, estas moléculas han sido registradas en varios lugares alrededor de la galaxia. Entre estos lugares se 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 detectaron N en la Nube Molecular Taurus 1 , donde se cree que se forman por reacción del nitrógeno atómico con hidrocarburos . [10] Durante un tiempo, HC
11N ostentaba el récord como la molécula más grande detectada en el espacio interestelar, pero su identificación fue cuestionada. [11] [12]
