Radikal etunil
Radikal etunil (secara sistematis dinamai λ3-etuna dan hidridodikarbon(C—C)) adalah sebuah senyawa organik dengan rumus kimia C≡CH (juga ditulis [CCH] atau C2H). Radikal etunil adalah molekul sederhana yang tidak terdapat secara alami di Bumi namun melimpah di medium antarbintang. Senyawa ini pertama kali diamati menggunakan resonansi spin elektron yang diisolasi dalam matriks argon padat pada suhu helium cair pada tahun 1963 oleh Cochran dan rekan kerjanya di Laboratorium Fisika Terapan Johns Hopkins.[1] Ia pertama kali diamati dalam fase gas oleh Tucker dan rekan kerjanya pada November 1973 menuju Nebula Orion, menggunakan teleskop radio NRAO 11 meter.[2] Ia telah terdeteksi di berbagai lingkungan antarbintang, termasuk awan molekul padat, bola Bok, daerah pembentukan bintang, cangkang di sekitar bintang berevolusi yang kaya karbon, dan bahkan di galaksi lain.
| |||
| Nama | |||
|---|---|---|---|
| Nama IUPAC (preferensi)
Etunil | |||
| Penanda | |||
Model 3D (JSmol)
|
|||
| 3DMet | {{{3DMet}}} | ||
| Referensi Beilstein | 1814004 | ||
| ChEBI | |||
| ChemSpider | |||
| Nomor EC | |||
| Referensi Gmelin | 48916 | ||
PubChem CID
|
|||
| Nomor RTECS | {{{value}}} | ||
CompTox Dashboard (EPA)
|
|||
| |||
| |||
| Sifat | |||
| C2H | |||
| Massa molar | 25,03 g·mol−1 | ||
Kecuali dinyatakan lain, data di atas berlaku pada suhu dan tekanan standar (25 °C [77 °F], 100 kPa). | |||
 verifikasi (apa ini   ?)
| |||
| Referensi | |||
Kepentingan astronomis
suntingPengamatan terhadap C2H dapat menghasilkan banyak wawasan mengenai kondisi kimia dan fisika di mana ia berada. Pertama, kelimpahan relatif etunil merupakan indikasi kekayaan karbon di lingkungannya (berbeda dengan oksigen, yang memberikan mekanisme penghancuran yang penting).[3] Karena biasanya jumlah C2H di sepanjang garis pandang tidak mencukupi untuk membuat garis emisi atau serapan menjadi tebal secara optik, kepadatan kolom turunan dapat relatif akurat (dibandingkan dengan molekul yang lebih umum seperti CO, NO, dan OH). Pengamatan beberapa transisi rotasi C2H dapat menghasilkan perkiraan kepadatan dan suhu lokal. Pengamatan terhadap molekul terdeuterasi, C2D, dapat menguji dan memperluas teori fraksionasi (yang menjelaskan peningkatan kelimpahan molekul terdeuterasi di medium antarbintang).[4] Salah satu kegunaan tidak langsung yang penting untuk pengamatan radikal etunil adalah penentuan kelimpahan asetilena.[5] Asetilena (C2H2) tidak mempunyai momen dipol, sehingga transisi rotasi murni (biasanya terjadi di wilayah spektrum gelombang mikro) terlalu lemah untuk dapat diamati. Karena asetilena menyediakan jalur pembentukan dominan terhadap etunil, pengamatan terhadap produk dapat menghasilkan perkiraan asetilena yang tidak dapat diamati. Pengamatan C2H di daerah pembentukan bintang sering kali menunjukkan struktur cangkang, yang menyiratkan bahwa C2H dengan cepat diubah menjadi molekul yang lebih kompleks di daerah terpadat di awan molekul. Oleh karena itu, C2H dapat digunakan untuk mempelajari kondisi awal permulaan pembentukan bintang masif pada inti padat.[6] Terakhir, pengamatan resolusi-spektral-tinggi terhadap pembelahan Zeeman pada C2H dapat memberikan informasi mengenai medan magnet di awan padat, yang dapat menambah pengamatan serupa yang lebih umum dilakukan pada radikal siano (CN) yang lebih sederhana.[7]
Pembentukan dan penghancuran
suntingMekanisme pembentukan dan penghancuran radikal etunil sangat bervariasi menurut lingkungannya. Mekanisme yang tercantum di bawah ini mewakili pemahaman saat ini (hingga 2008[update]), namun jalur pembentukan dan penghancuran lainnya mungkin saja terjadi, atau bahkan dominan, dalam situasi tertentu.
Pembentukan
suntingDi laboratorium, C2H dapat dibuat melalui fotolisis asetilena (C2H2) atau C2HCF3,[8] atau dalam lucutan cahaya dari campuran asetilena dan helium.[9] Di dalam sungkup bintang berevolusi yang kaya karbon, asetilena tercipta dalam kesetimbangan termal di fotosfer bintang. Etunil dibuat sebagai produk fotodisosiasi asetilena yang dikeluarkan (melalui angin bintang yang kuat) ke dalam sungkup luar bintang-bintang ini. Dalam inti awan molekul yang dingin dan padat (sebelum pembentukan bintang) dengan n > 104 cm−3 dan T < 20 K, etunil secara dominan terbentuk melalui rekombinasi elektron dengan radikal vinil (C2H+3).[10] Reaksi netral-netral antara propuniliduna (C3H) dan atom oksigen juga menghasilkan etunil (serta karbon monoksida, CO), meskipun hal ini biasanya bukan mekanisme pembentukan yang dominan. Reaksi penciptaan yang dominan tercantum di bawah ini.
- C2H+3 + e− → C2H + H + H
- C2H+3 + e− → C2H + H2
- CH3CCH+ + e− → C2H + CH3
- C3H + O → C2H + CO
Penghancuran
suntingPenghancuran etunil sebagian besar terjadi melalui reaksi netral-netral dengan O2 (menghasilkan karbon monoksida dan formil, HCO), atau dengan atom nitrogen (menghasilkan atom hidrogen dan C2N). Reaksi ion-netral juga dapat berperan dalam penghancuran etunil, melalui reaksi dengan HCO+ dan H+3. Reaksi penghancuran yang dominan tercantum di bawah ini.
- C2H + O2 → HCO + CO
- C2H + N → C2N + H
- C2H + HCO+ → C2H+2 + CO
- C2H + H+3 → C2H+2 + H2
Metode pengamatan
suntingRadikal etunil diamati di bagian spektrum gelombang mikro melalui transisi rotasi murni. Dalam keadaan elektronik dasar dan vibrasinya, inti-intinya berbentuk kolinear, dan molekulnya mempunyai momen dipol permanen yang diperkirakan bernilai μ = 0,8 D = 2,7×10−30 C·m.[2] Keadaan getaran dan elektronik (vibronik) dasar menunjukkan spektrum rotasi tipe rotor tegar yang sederhana. Namun, setiap keadaan rotasi menunjukkan struktur halus dan hiperhalus, masing-masing karena interaksi spin-orbit dan elektron-inti. Keadaan rotasi dasar dibagi menjadi dua keadaan hiperhalus, dan keadaan rotasi yang lebih tinggi masing-masing dibagi menjadi empat keadaan hiperhalus. Aturan seleksi melarang semua kecuali enam transisi antara keadaan dasar dan keadaan rotasi tereksitasi pertama. Empat dari enam komponen ini telah diamati oleh Tucker dkk. pada tahun 1974,[2] deteksi etunil astronomis awal, dan 4 tahun kemudian, keenam komponen diamati, yang memberikan bukti terakhir yang mengonfirmasi identifikasi awal dari garis yang sebelumnya tidak ditetapkan.[11] Transisi antara dua keadaan rotasi yang lebih tinggi yang berdekatan memiliki 11 komponen hiperhalus. Konstanta molekuler keadaan vibronik dasar ditabulasikan di bawah ini.
Isotopolog
suntingTiga isotopolog dari molekul 12C12CH telah diamati di medium antarbintang. Perubahan massa molekul dikaitkan dengan pergeseran tingkat energi dan frekuensi transisi yang terkait dengan molekul tersebut. Konstanta molekuler keadaan vibronik dasar, dan perkiraan frekuensi transisi untuk 5 transisi rotasi terendah diberikan untuk masing-masing isotopolog pada tabel di bawah.
Transisi rotasi untuk isotopolog etunil Isotopolog Tahun
ditemukanKonstanta molekuler
(MHz)Frekuensi transisi
(MHz)12C12CH 1974[2] B
D
γ
b
c43.674,534
0,1071
−62,606
40,426
12,254N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→487.348,64
174.694,71
262.035,64
349.368,85
436.691,7912C12CD 1985[4][12] B
D
γ
b
c36.068,035
0,0687
−55,84
6,35
1,59N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→472.135,80
144.269,94
216.400,79
288.526,69
360.646,0013C12CH 1994[13] B
D
γ42.077,459
0,09805
−59,84N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→484.154,53
168.306,70
252.454,16
336.594,57
420.725,5712C13CH 1994[13] B
D
γ42.631,3831
0,10131
−61,207N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→485.262,36
170.522,29
255.777,36
341.025,13
426.263,18
Lihat pula
suntingReferensi
sunting- ^ Cochran, E. L.; Adrian, F. J.; Bowers, V. A. (1964). "ESR Study of Ethynyl and Vinyl Free Radicals". Journal of Chemical Physics. 40 (1): 213. Bibcode:1964JChPh..40..213C. doi:10.1063/1.1724865.
- ^ a b c d Tucker, K. D.; Kutner, M. L.; Thaddeus, P. (1974). "The Ethynyl Radical C2H – A New Interstellar Molecule". Astrophysical Journal. 193: L115–L119. Bibcode:1974ApJ...193L.115T. doi:10.1086/181646.
- ^ Huggins, P. J.; Carlson, W. J.; Kinney, A. L. (1984). "The distribution and abundance of interstellar C2H". Astronomy & Astrophysics. 133: 347–356. Bibcode:1984A&A...133..347H.
- ^ a b Vrtilek, J. M.; Gottlieb, C. A.; Langer, W. D.; Thaddeus, P.; Wilson, R. W. (1985). "Laboratory and Astronomical Detection of the Deuterated Ethynyl Radical CCD". Astrophysical Journal. 296: L35–L38. Bibcode:1985ApJ...296L..35V. doi:10.1086/184544
.
- ^ Fuente, A.; Cernicharo, J.; Omont, A. (1998). "Inferring acetylene abundances from C2H: the C2H2/HCN abundance ratio". Astronomy & Astrophysics. 330: 232–242. Bibcode:1998A&A...330..232F.
- ^ Beuther, H.; Semenov, D.; Henning, T.; Linz, H. (2008). "Ethynyl (C2H) in Massive Star Formation: Tracing the Initial Conditions?". Astrophysical Journal. 675 (1): L33–L36. arXiv:0801.4493 . Bibcode:2008ApJ...675L..33B. doi:10.1086/533412.
- ^ Bel, N.; Leroy, B. (1998). "Zeeman splitting in interstellar molecules. II. The ethynyl radical". Astronomy & Astrophysics. 335: 1025–1028. Bibcode:1998A&A...335.1025B.
- ^ Fahr, A. (2003). "Ultraviolet absorption spectrum and cross-sections of ethynyl (C2H) radicals". Journal of Molecular Spectroscopy. 217 (2): 249. Bibcode:2003JMoSp.217..249F. doi:10.1016/S0022-2852(02)00039-5.
- ^ Müller, H. S. P.; Klaus, T.; Winnewisser, G. (2000). "Submillimeter-wave spectrum of the ethynyl radical, CCH, up to 1 THz". Astronomy & Astrophysics. 357: L65. Bibcode:2000A&A...357L..65M.
- ^ Woodall, J.; Agúndez, M.; Markwick-Kemper, A. J.; Millar, T. J. (2007). "The UMIST database for astrochemistry 2006". Astronomy & Astrophysics. 466 (3): 1197. arXiv:1212.6362 . Bibcode:2007A&A...466.1197W. doi:10.1051/0004-6361:20064981.
- ^ Tucker, K. D.; Kutner, M. L. (1978). "The Abundance and Distribution of Interstellar C2H". Astrophysical Journal. 222: 859. Bibcode:1978ApJ...222..859T. doi:10.1086/156204.
- ^ Combes, F.; Boulanger, F.; Encrenaz, P. J.; Gerin, M.; Bogey, M.; Demuynck, C.; Destombes, J. L. (1985). "Detection of interstellar CCD". Astronomy & Astrophysics. 147: L25. Bibcode:1985A&A...147L..25C.
- ^ a b Saleck, A. H.; Simon, R.; Winnewisser, G.; Wouterloot, J. G. A. (1994). "Detection of interstellar 13C12CH and 12C13CH". Canadian Journal of Physics. 72: 747. Bibcode:1994CaJPh..72..747S. doi:10.1139/p94-098.
