DFT Studie protonace kyanogenu (NCCN) v mezihvězdném médiu

DFT Studie protonace kyanogenu (NCCN) v mezihvězdném médiu

Protonovaný kyanogen (NCCNH⁺) byl detekován v mezihvězdném prostředí směrem ke studeným tmavým mračnům TMC-1 a L483 a v předhvězdném jádru L1544. V této práci je diskutována tvorba NCCNH⁺ pomocí molekul, které jsou primárně detekovány v mezihvězdném prostředí. Navrhujeme čtyři věrohodné reakční mechanismy, studované pomocí hustoty funkcionální teorie (DFT) pomocí funkcionalít B3P86, B3PW91 a WB97XD se základní sadou 6-311G++(2d,2p). Jsou studovány interakce radikál-radik a iont-molekula, aby se prozkoumala možnost tvorby protonovaného kyanogenu. Reakce dvou radikálů CN je navržena pro vznik NCCN, který dále reaguje s H⁺, H3⁺, N₂H⁺ a H₂O⁺ za vzniku protonované formy kyanogenu (NCCNH⁺) v plynné fázi. Vypočítají se protonové afinity a zásaditosti v plynné fázi molekul zapojených do reakcí. Pro mechanismy se provádí HOMO–LUMO analýza.

V mezihvězdném prostředí bylo dosud detekováno více než 270 molekul. Většina detekovaných molekul je organické povahy; několik z nich sloužilo jako prekurzory cukrů, aminokyselin, nukleobází [1, 2] a dalších prebiotických molekul. Astronomická pozorování uvádějí, že nitrily jsou v mezihvězdném prostředí velmi hojné [3, 4]. Velmi velké procento dosud detekovaných molekul obsahuje nitrilovou skupinu [5], ať už jsou detekovány ve studených mezihvězdných oblacích [6], v cirkumstelárních obalech kolem vyvinutých hvězd bohatých na uhlík [7] nebo v planetárních atmosférách [8]. Bylo navrženo, že dikyanopolyyny, které se skládají z vysoce nenasyceného lineárního skeletu uhlíkových atomů zakončených kyanoskupinou na každém okraji (N≡C–(C≡C)ₙ–C≡N), by existovaly v prostoru [9, 10]. Kvůli nedostatku trvalého elektrického dipólového momentu nejsou dikyanopolyyny v radioastronomii pozorovatelné. Předpokládá se, že kyanogen (NCCN), nejjednodušší symetrická molekula se dvěma kyanoskupinami, je velmi hojný v mezihvězdném prostoru [9]. Detekce CNCN (isokyanogen), metastabilního izomeru kyanogenu, a protonované formy kyanogenu v oblaku L483 – a předběžně v TMC-1 [4] – podporuje detekci a hojnost NCCN v mezihvězdném prostoru.

NCCNH⁺, protonovaná forma kyanogenu, byla poprvé identifikována v chladných tmavých oblacích TMC-1 a L483 [11] s poměrem četnosti NCCNH⁺/NCCN ~ 10⁻⁴. Později byl protonovaný kyanogen pozorován v prestelárním jádru L1544 [12]. Detekce NCCNH⁺ je dobrou indikací přítomnosti NCCN v tmavých mracích. Ačkoli NCCN nemá žádný trvalý dipólový moment, jeho protonovaná forma je vysoce polární lineární molekulární kationt s elektrickým dipólovým momentem 6,448 debye [13].

Protonace je velmi důležitý proces v mezihvězdném prostoru [14, 15] a předpokládá se, že většina protonovaných kationtů vzniká prostřednictvím reakcí přenosu protonů, včetně NCCNH⁺ [11]. Protonovaný kyanogen může vzniknout přenosem protonů na kyanogen. Tvorba NCCNH+ byla experimentálně studována z reakce NCCN s H3+, N2H+, H20+, C2H33+ a SO2H+ za použití techniky selektivních iontových průtokových trubic (SIFT); byla také stanovena reakční rychlost a protonová afinita C2N2 [16].