Radikal etunil

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
(Dialihkan dari Etinil radikal)
Radikal etunil
Rumus struktur radikal etunil
Rumus struktur radikal etunil
Model pengisian ruang radikal etunil
Model pengisian ruang radikal etunil
Nama
Nama IUPAC (preferensi)
Etunil
Penanda
Model 3D (JSmol)
3DMet {{{3DMet}}}
Referensi Beilstein 1814004
ChEBI
ChemSpider
Nomor EC
Referensi Gmelin 48916
Nomor RTECS {{{value}}}
  • InChI=1S/C2H/c1-2/h1H YaY
    Key: XEHVFKKSDRMODV-UHFFFAOYSA-N YaY
  • InChI=1/C2H/c1-2/h1H
    Key: XEHVFKKSDRMODV-UHFFFAOYAZ
  • C#[C]
  • [C]#C
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).
N verifikasi (apa ini YaYN ?)
Referensi

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.

Kepentingan astronomis[sunting | sunting sumber]

Pengamatan 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[sunting | sunting sumber]

Mekanisme pembentukan dan penghancuran radikal etunil sangat bervariasi menurut lingkungannya. Mekanisme yang tercantum di bawah ini mewakili pemahaman saat ini (hingga 2008), namun jalur pembentukan dan penghancuran lainnya mungkin saja terjadi, atau bahkan dominan, dalam situasi tertentu.

Pembentukan[sunting | sunting sumber]

Di 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[sunting | sunting sumber]

Penghancuran 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[sunting | sunting sumber]

Radikal 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[sunting | sunting sumber]

Tiga 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
ditemukan		 Konstanta molekuler
(MHz)		 Frekuensi transisi
(MHz)
12C12CH 1974[2] B
D
γ
b
c 		43.674,534
0,1071
−62,606
40,426
12,254 		N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→4 		87.348,64
174.694,71
262.035,64
349.368,85
436.691,79
12C12CD 1985[4][12] B
D
γ
b
c 		36.068,035
0,0687
−55,84
6,35
1,59 		N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→4 		72.135,80
144.269,94
216.400,79
288.526,69
360.646,00
13C12CH 1994[13] B
D
γ 		42.077,459
0,09805
−59,84 		N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→4 		84.154,53
168.306,70
252.454,16
336.594,57
420.725,57
12C13CH 1994[13] B
D
γ 		42.631,3831
0,10131
−61,207 		N = 1→0
N = 2→1
N = 3→2
N = 4→3
N = 5→4 		85.262,36
170.522,29
255.777,36
341.025,13
426.263,18

Lihat pula[sunting | sunting sumber]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ 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. 
  2. ^ 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. 
  3. ^ 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. 
  4. ^ 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 alt=Dapat diakses gratis. 
  5. ^ 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. 
  6. ^ 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 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2008ApJ...675L..33B. doi:10.1086/533412. 
  7. ^ Bel, N.; Leroy, B. (1998). "Zeeman splitting in interstellar molecules. II. The ethynyl radical". Astronomy & Astrophysics. 335: 1025–1028. Bibcode:1998A&A...335.1025B. 
  8. ^ 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. 
  9. ^ 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. 
  10. ^ 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 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2007A&A...466.1197W. doi:10.1051/0004-6361:20064981. 
  11. ^ 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. 
  12. ^ 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. 
  13. ^ 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. 
Diperoleh dari "https://id.wikipedia.org/w/index.php?title=Radikal_etunil&oldid=25139609"