מחקר DFT של פרוטונציה של ציאנוגן (NCCN) במדיום בין כוכבי
Rachana Singh, Manisha Yadav, Parmanand Pandey & Alka Misra · Shivani, Aftab Ahamad, Keshav Kumar Singh & Poonam Tandon · Sumit Shrivastava & Rajesh Kumar Gangwar — SSRN · preprint 4425348 · 16 pages
מחקר DFT של פרוטונציה של ציאנוגן (NCCN) במדיום בין כוכבי
הציאנוגן הפרוטוני (NCCNH⁺) זוהה במדיום הבין-כוכבי לכיוון העננים הכהים הקרים TMC-1 ו-L483 ובליבת הכוכבים L1544. בעבודה הנוכחית נדון היווצרות NCCNH⁺ בעזרת מולקולות שמתגלות בעיקר במדיום הבין-כוכבי. אנו מציעים ארבעה מנגנוני תגובה סבירים, שנלמדו באמצעות תיאוריית תפקוד צפיפות (DFT) תוך שימוש בפונקציות B3P86, B3PW91 ו-WB97XD עם ערכת הבסיס 6-311G++(2d,2p). אינטראקציות רדיקליות-רדיקליות ויון-מולקולות נחקרות כדי לחקור את האפשרות של היווצרות של ציאנוגן פרוטוני. התגובה של שני רדיקלי CN מוצעת להיווצרות NCCN, המגיב עוד יותר עם H⁺, H₃⁺, N₂H⁺ ו- H₂O⁺ ליצירת הצורה הפרוטונית של ציאנוגן (NCCNH⁺) בשלב הגז. מחושבים את זיקות הפרוטונים והבסיסיות של שלב הגז של המולקולות המעורבות בתגובות. ניתוח HOMO–LUMO מתבצע עבור המנגנונים.
יותר מ-270 מולקולות התגלו עד היום בתווך הבין-כוכבי. רוב המולקולות שהתגלו הן אורגניות בטבען; כמה מהם שימשו כמבשרים של סוכרים, חומצות אמינו, נוקלאובסיסים [1, 2] ומולקולות פרה-ביוטיות אחרות. תצפיות אסטרונומיות מדווחות שניטרילים נמצאים בשפע מאוד בתווך הבין-כוכבי [3, 4]. אחוז גדול מאוד מהמולקולות שהתגלו עד כה מכילות קבוצת ניטריל [5], בין אם הן מתגלות בעננים בין-כוכביים קרים [6], במעטפות סיבוביות סביב כוכבים מתפתחים עשירים בפחמן [7], או באטמוספרות פלנטריות [8]. הוצע כי דיציאנופוליינים, המורכבים משלד ליניארי מאוד בלתי רווי של אטומי פחמן שסופם קבוצת ציאנו בכל קצה (N≡C–(C≡C)ₙ–C≡N), יתקיימו בחלל [9, 10]. בשל היעדר מומנט דיפול חשמלי קבוע, הדיציאנופולינים אינם ניתנים לצפייה באסטרונומיה רדיו. ציאנוגן (NCCN), המולקולה הסימטרית הפשוטה ביותר עם שתי קבוצות ציאנו, נחשבת בשפע מאוד בחלל הבין-כוכבי [9]. הזיהוי של CNCN (isocyanogen), איזומר גרורתי של ציאנוגן, ושל הצורה הפרוטונית של ציאנוגן בענן L483 - ובאופן טנטטיבי ב-TMC-1 [4] - תומך בזיהוי ושכיחות של NCCN בחלל הבין-כוכבי.
NCCNH⁺, הצורה הפרוטונית של ציאנוגן, זוהתה לראשונה בעננים הכהים הקרים TMC-1 ו-L483 [11], עם יחס שפע NCCNH⁺/NCCN ~ 10⁻⁴. מאוחר יותר, דווח כי ציאנוגן פרוטונאי נצפה בליבת הכוכבית הכוכבית L1544 [12]. זיהוי NCCNH⁺ הוא אינדיקציה טובה לנוכחות NCCN בעננים כהים. למרות של-NCCN אין מומנט דיפול קבוע, צורתו הפרוטונית היא קטיון מולקולרי ליניארי קוטבי ביותר עם מומנט דיפול חשמלי של 6.448 דביי [13].
פרוטונציה היא תהליך חשוב מאוד בחלל הבין-כוכבי [14, 15], ורוב הקטיונים הפרוטונליים מוצעים להיווצר באמצעות תגובות העברת פרוטונים, כולל NCCNH⁺ [11]. ציאנוגן פרוטוני יכול להיווצר על ידי העברת פרוטונים לציאנוגן. היווצרות NCCNH⁺ נחקרה בניסוי מהתגובה של NCCN עם H₃⁺, N₂H⁺, H₂O⁺, C₂H₃⁺ ו-SO₂H⁺ באמצעות טכניקת זרימת יון נבחרה (SIFT); קצב התגובה והזיקה לפרוטון של C₂N₂ נקבעו גם הם [16].
עמוד 1 מתוך 16 - תורגם מהמקור האנגלי עם Nerusa.