Studio DFT sulla protonazione del cianogeno (NCCN) nel mezzo interstellare

Studio DFT sulla protonazione del cianogeno (NCCN) nel mezzo interstellare

Il cianogeno protonato (NCCNH⁺) è stato rilevato nel mezzo interstellare verso le nubi scure fredde TMC-1 e L483 e nel nucleo prestellare L1544. Nel presente lavoro, la formazione di NCCNH⁺ viene discussa con l'aiuto di molecole rilevate principalmente nel mezzo interstellare. Proponiamo quattro meccanismi di reazione plausibili, studiati tramite la teoria del funzionale della densità (DFT) utilizzando i funzionali B3P86, B3PW91 e WB97XD con il set di basi 6-311G++(2d,2p). Le interazioni radicale-radicale e ione-molecola vengono studiate per esplorare la possibilità di formazione di cianogeno protonato. Si propone la reazione di due radicali CN per la formazione di NCCN, che reagisce ulteriormente con H⁺, H₃⁺, N₂H⁺ e H₂O⁺ per formare la forma protonata di cianogeno (NCCNH⁺) nella fase gassosa. Vengono calcolate le affinità protoniche e le basicità in fase gassosa delle molecole coinvolte nelle reazioni. Per i meccanismi viene eseguita l'analisi HOMO-LUMO.

Finora sono state rilevate più di 270 molecole nel mezzo interstellare. La maggior parte delle molecole rilevate sono di natura organica; molti di essi fungevano da precursori di zuccheri, amminoacidi, basi azotate [1, 2] e altre molecole prebiotiche. Le osservazioni astronomiche riportano che i nitrili sono molto abbondanti nel mezzo interstellare [3, 4]. Una percentuale molto elevata delle molecole rilevate finora contiene un gruppo nitrile [5], sia che vengano rilevate in nubi interstellari fredde [6], in involucri circumstellari attorno a stelle evolute ricche di carbonio [7] o in atmosfere planetarie [8]. È stato suggerito che i dicianopoliini, che consistono in uno scheletro lineare altamente insaturo di atomi di carbonio terminato da un gruppo ciano su ciascun bordo (N≡C–(C≡C)ₙ–C≡N), esistano nello spazio [9, 10]. A causa della mancanza di un momento dipolare elettrico permanente, i dicianopoliini non sono osservabili in radioastronomia. Si ritiene che il cianogeno (NCCN), la molecola simmetrica più semplice con due gruppi ciano, sia molto abbondante nello spazio interstellare [9]. Il rilevamento di CNCN (isocianato), un isomero metastabile del cianogeno, e della forma protonata di cianogeno nella nube L483 – e provvisoriamente in TMC-1 [4] – supporta il rilevamento e l’abbondanza di NCCN nello spazio interstellare.

NCCNH⁺, la forma protonata del cianogeno, è stata identificata per la prima volta nelle fredde nubi scure TMC-1 e L483 [11], con un rapporto di abbondanza NCCNH⁺/NCCN ~ 10⁻⁴. Successivamente, è stato osservato l'osservazione di cianogeno protonato nel nucleo prestellare di L1544 [12]. Il rilevamento di NCCNH⁺ è una buona indicazione della presenza di NCCN nelle nuvole scure. Sebbene NCCN non possieda un momento dipolare permanente, la sua forma protonata è un catione molecolare lineare altamente polare con un momento dipolare elettrico di 6.448 debye [13].

La protonazione è un processo molto importante nello spazio interstellare [14, 15] e si suggerisce che la maggior parte dei cationi protonati si formi tramite reazioni di trasferimento di protoni, incluso NCCNH⁺ [11]. Il cianogeno protonato può essere formato mediante trasferimento di protoni al cianogeno. La formazione di NCCNH⁺ è stata studiata sperimentalmente dalla reazione di NCCN con H₃⁺, N₂H⁺, H₂O⁺, C₂H₃⁺ e SO₂H⁺ utilizzando la tecnica del tubo di flusso di ioni selezionati (SIFT); sono state inoltre determinate la velocità di reazione e l'affinità protonica di C₂N2 [16].