Loading article…
| |||
| 名前 | |||
|---|---|---|---|
| 推奨されるIUPAC名
シクロプロプ-2-エン-1-イリデン | |||
| 識別子 | |||
| |||
3Dモデル（JSmol）
|
| ||
| ケムスパイダー |
| ||
パブケム CID
|
| ||
CompTox ダッシュボード ( EPA )
|
| ||
| |||
| |||
| プロパティ | |||
| Ｃ3Ｈ2 | |||
| モル質量 | 38.049 グラムモル−1 | ||
| 共役酸 | シクロプロペニウムイオン | ||
特に記載がない限り、データは標準状態（25 °C [77 °F]、100 kPa）の材料に関するものです。
 確認する （何ですか ？）
 インフォボックス参照
| |||
シクロプロペニリデン、またはc -C 3 H 2は、カルベンと呼ばれる反応性の高い有機分子のクラスに属する部分芳香族分子です。地球上では、シクロプロペニリデンはその反応性のため研究室でのみ見られます。しかし、シクロプロペニリデンは星間物質(ISM) と土星の衛星タイタンでかなりの濃度で見つかっています。その C 2v対称異性体であるプロパジエニリデン (CCCH 2 ) も ISM で見つかっていますが、存在量は約 1 桁少ないです。[1] 3 番目の C 2対称異性体であるプロパルギレン (HCCCH) は、おそらくその低い双極子モーメントのため、ISM ではまだ検出されていません。
歴史
c -C 3 H 2の天文学的検出は1985年に初めて確認されました。[2]その 4 年前に、ISM で取得されたスペクトルの電波領域でいくつかの不明瞭な線が観測されていましたが[3]、観測された線は当時は特定されていませんでした。これらの線は後に、アセチレン-ヘリウム放電を使用してc -C 3 H 2のスペクトルと一致しました。驚いたことに、c -C 3 H 2 は ISM のいたるところに存在することがわかりました。[4] 拡散媒体での c -C 3 H 2の検出は、その低密度のため特に意外でした。[5] [6]拡散媒体の化学的性質により、より大きな分子は形成されないと考えられていましたが、この発見は、他の大きな分子の発見と同様に、拡散媒体の複雑さを明らかにし続けています。最近では、濃い雲でのc -C 3 H 2の観測でも、予想よりも大幅に高い濃度が見つかりました。このことから、多環芳香族炭化水素（PAH）の光解離がc -C 3 H 2の形成を促進するという仮説が立てられた。[7]
タイタン（土星の衛星）
2020年10月15日、土星最大の衛星タイタンの大気中に少量のシクロプロペニリデンが発見されたことが発表された。[8]
形成
c -C 3 H 2の形成反応は、 c - Cの解離性再結合であると推測されている。
3H+
3[9 ]
- Ｃ
3H+
3+ e − → C 3 H 2 + H
ウ-ウ
3H+
3は、ISMで起こる長い炭素化学反応の連鎖の産物である。炭素挿入反応は、この連鎖においてCを形成するために重要である。
3H+
3しかし、星間環境で重要であると推測されるほとんどのイオン分子反応と同様に、この経路は実験室研究によって検証されていません。c - Cによるアンモニアのプロトン化
3H+
3は別の生成反応である。しかし、典型的な濃い雲の状況下では、この反応は C 3 H 2の生成の 1% 未満にしか寄与しない。
交差分子ビーム実験では、メチリジンラジカル（CH）とアセチレン（C 2 H 2）の反応で、シクロプロペニリデンと原子水素、およびプロパジエニリデンと原子水素が形成されることが示されている。 [10]原子炭素とビニルラジカル（C 2 H 3 ）の中性-中性反応でも、シクロプロペニリデンと原子水素が形成される。[11] 両方の反応は10 Kで急速に進行し、侵入障壁がなく、冷たい星間環境や惑星とその衛星の炭化水素に富む大気中での効率的な生成経路となる。[12]
マトリックス単離シクロプロペニリデンは、1984年にクアドリシクラン誘導体のフラッシュ真空熱分解によって合成されました。[13]
破壊
シクロプロペニリデンは、一般的にイオンと中性分子の反応によって破壊されます。これらのうち、プロトン化反応が最も一般的です。HX +型の任意の種は、 c -C 3 H 2をc - Cに戻すために反応することができます。
3H+
3[9]反応速度定数と濃度を考慮すると、 c -C 3 H 2の分解に最も重要な反応物はHCO +、H+
3、H 3 O +である。[14]
- C 3 H 2 + HCO + → C
3H+
3+ CO
c -C 3 H 2はCに戻すことでほとんど破壊されることに注意する。
3H+
3主要な破壊経路は主要な親分子を再生するだけなので、C 3 H 2 は星間炭素化学の観点からは本質的に行き止まりです。しかし、拡散雲内または高密度雲の光解離領域（PDR）内では、C +との反応がはるかに重要になり、C 3 H 2 はより大きな有機分子の形成に寄与し始める可能性があります。
分光法
ISM におけるc -C 3 H 2の検出は、回転分光法を使用した分子遷移の観察に依存しています。c -C 3 H 2 は非対称トップであるため、回転エネルギーレベルが分割され、スペクトルが複雑になります。また、C 3 H 2には、水素のスピン異性体とよく似たスピン異性体があることにも注意する必要があります。これらのオルト形とパラ形は 3:1 の比率で存在し、異なる分子として考える必要があります。オルト形とパラ形は化学的には同一に見えますが、エネルギーレベルが異なるため、分子の分光学的遷移は異なります。
星間物質中のc -C 3 H 2を観測する場合、観測できる遷移は限られています。一般に、天文学的な検出に使用できる線はわずかです。多くの線は地球の大気に吸収されるため観測できません。観測できる線は電波の窓に入る線だけです。より一般的に観測される線は、1 10から1 01への遷移です。18 343 MHzおよび2 12から1 01への遷移85 338 MHzのオルト-c - C 3 H 2。 [ 2] [4] [7]
参照
参考文献
- ^ David Fossé; et al. (2001). 「TMC-1の分子炭素鎖とリング」. The Astrophysical Journal . 552 (1): 168–174. arXiv : astro-ph/0012405 . Bibcode :2001ApJ...552..168F. doi : 10.1086/320471 .
- ^ ab P. Thaddeus、JM Vrtilek、CA Gottlieb「シクロプロペニリデン、C 3 H 2の実験室および天文学的同定」Astrophys. J. 299 L63 (1985)
- ^ P. Thaddeus、M. Guelin、RA Linke「3つの新しい「地球外」分子」Astrophys. J. 246 L41 (1981)
- ^ ab Lucas, R. および Liszt, H. 「拡散雲の比較化学 I. C 2 H および C 3 H 2」Astron. & Astrophys.、358、1069 (2000)
- ^ HE Matthews と WM Irvine「炭化水素環 C 3 H 2は銀河系に遍在する」Astrophys. J.、298、L61 (1985)
- ^ P. Cox、R. Gusten、C. Henkel「拡散星間物質中のC 3 H 2の観測」 Astron. & Astrophys.、2 06、108 (1988)
- ^ ab J. Pety 他「PAH は光解離領域における小さな炭化水素の前駆体か? ホースヘッドのケース」Astron. & Astrophys.、435、885 (2005)
- ^ CA Nixon 他「ALMA によるタイタンでのシクロプロペニリデンの検出」J. Astron.、160-5 (2020)
- ^ ab SA Maluendes、AD McLean、E. Herbst「C 3 H と C 3 H 2の星間異性体存在比に関する計算」Astrophys. J.、417 181 (1993)
- ^ P. Maksyutenko、F. Zhang、X. Gu、RI Kaiser、「メチリジンラジカル[CH(X 2 Π)]とアセチレン[C 2 H 2 (X 1 Σ+
グ)] – 競合するC 3 H 2 + HおよびC 3 H + H 2チャネル"、Chem. Phys Phys. Chem. 13、240-252（2011）。 - ^ AV Wilson、DSN Parker、F. Zhang、RI Kaiser、「基底状態炭素原子（C（3P））とビニルラジカル（C2H3（X2A′））との原子ラジカル反応の交差ビーム研究」、Phys. Chem. Chem. Phys、14、477-481（2012）。
- ^ RI Kaiser、「中性-中性反応による星間物質中の炭素含有分子の形成に関する実験的調査」、Chem. Rev.、102、1309-1358（2002年）。
- ^ ハンス・P・ライゼナウアー、ギュンター・マイヤー、アヒム・リーマン、ラインハルト・W・ホフマン「シクロプロペニリデン」アンゲウ。化学。内部。エド。英語。、23 641 (1984)
- ^ TJ Millar、PRA Farquhar、K. Willacy「UMIST 天体化学データベース 1995」Astron. and Astrophys. Sup.、121 139 (1997)