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氰基多炔烃

氰基多炔烃，或氰多炔，是一种多炔，其中一个末端的碳原子连接着氰基，其分子式为HC
nN（n = 3,5,7,...）。最简单的氰基多炔烃为氰基乙炔HC
3N。

氰基乙炔，最简单的氰基多炔烃

简介

氰基多炔烃难以制备及不稳定，因而罕见于日常环境，但它在一些星际云所探测到的有机化合物中占量相当多。[1]这被认为是由于这些星际云中的氢含量稀少，而氢能使氰基多炔烃容易地离解为氰化氢和乙炔，是其变得不稳定的其中一个原因。[2]相对太空而言，氰基乙炔在地球的含量较多，但太空中多数更高质量的氰基多炔烃被认为是由氰基乙炔在光催化作用下得以合成；后者是米勒-尤里实验中产生的分子之一，因此预计会自然存在于碳含量高的环境中。[3]

在1971年，以毫米波望远镜及微波望远镜的探测首次于星际云发现氰基多炔烃。[1]其后在太空也发现了更高质量的氰基多炔烃的分子（如氰基辛四炔HC
9N）、衍生物（如甲基氰基乙炔CH
3C
3N及乙基氰基乙炔CH
3CH
2C
3N）。[4]氰基多炔烃曾于银河系中多处探测到，除了星云和濒死恒星引力范围中的星际云外，[5]还有海尔-博普彗星的彗发以及土卫六之大气层[6]，后者是来自太阳的紫外光照射大气层表层的甲烷分子而成（在其中氰基乙炔或会形成雾状气团）。[7]氰基辛四炔等高质量分子能在金牛座分子云中的TMC-1探测到，它们相信是由氮原子与烃反应而成。[8]氰基癸五炔（HC
11N）曾为被探测到最高质量的星际分子，但有论文引用实验数据否定探测到该分子，[9]惟其后又对此有所保留。[10]

形成机制

 
氰基癸五炔

藉对不同时期的TMC-1中氰基多炔烃的含量的推算可得知其形成是受时间影响的。TMC-1初生成时，当中的反应以离子-分子反应为主；在此时期氰基乙炔便以一系列的该类反应中形成，其最后的反应式为：

C3H2 + N → HC3N + H

而在10,000年后，TMC-1中的反应以分子-分子反应为主，使氰基多炔烃也可在以下反应中形成：

  1. HCN + C2H → HC3N + H
  2. CnH2 + CN → HCn+1N + H  n = 4, 6, 8

第一项反应须在充足的C2H中进行，第二项须在充足的C2H2中进行；两者会在不同情况下出现，因此氰基多炔烃的形成机制取决于当时的环境。而根据计算约在1,000,000年后，氰基多炔烃的离解及光致游离变得常见，但仍不及其在分子-分子反应下形成的速率，因此宇宙辐射变化对氰基多炔烃含量的影响自此逐渐减少。现时据TMC-1中氰基多炔烃的含量估计，其形成已持续数百万年。[11]

另见

 
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参考

  1. ^ 1.0 1.1 Turner, B. E. Detection of interstellar cyanoacetylene. Astrophysical Journal. 1971, 163 (1): L35. doi:10.1086/180662. 
  2. ^ Balucani, N.; Asvany, O.; Huang, L. C. L.; Lee, Y. T.; Kaiser, R. I.; Osamura, Y.; Bettinger, H. F. Formation of nitriles in the interstellar medium via reactions of cyano radicals, CN(X2Σ+), with unsaturated hydrocarbons. Astrophysical Journal. 2000, 545 (2): 892–906. doi:10.1086/317848. 
  3. ^ McCollom, T. M. Miller–Urey and Beyond: What Have We Learned About Prebiotic Organic Synthesis Reactions in the Past 60 Years?. Jeanloz, R. (编). Annual Review of Earth and Planetary Sciences 41. Palo Alto: Annual Reviews. 2013: 207–229. 
  4. ^ Broten, N. W.; Macleod, J. M.; Avery, L. W.; Irvine, W. M.; Hoglund, B.; Friberg, P.; Hjalmarson, A. The detection of interstellar methylcyanoacetylene. Astrophysical Journal. 1984, 276 (1): L25–L29. PMID 11541958. doi:10.1086/184181. 
  5. ^ Chen, W.; Grabow, J. U.; Travers, M. J.; Munrow, M. R.; Novick, S. E.; McCarthy, M. C.; Thaddeus, P. Microwave spectra of the methylcyanopolyynes CH3(C≡C)nCN, n = 2, 3, 4, 5. Journal of Molecular Spectroscopy. 1998, 192 (1): 1–11. PMID 9770381. doi:10.1006/jmsp.1998.7665. 
  6. ^ Niemann, H. B. The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Nature. 2005, 438 (7069): 779—784. Bibcode:2005Natur.438..779N. PMID 16319830. doi:10.1038/nature04122. 
  7. ^ de Lazaro, Enrico. Cassini Detects Giant Cloud of Frozen Compounds on Saturns Moon Titan. Sci News. 2015-11-11 [2017-09-15]. （原始内容存档于2018-06-13）. 
  8. ^ Freeman, A.; Millar, T. J. Formation of complex molecules in TMC-1. Nature. 1983, 301 (5899): 402–404. doi:10.1038/301402a0. 
  9. ^ Travers, M. J.; McCarthy, M. C.; Kalmus, P.; Gottlieb, C. A.; Thaddeus, P. Laboratory Detection of the Linear Cyanopolyyne HC11N. Astrophysical Journal. 1996, 469: L65–L68. doi:10.1086/310254. 
  10. ^ Travers, M. J.; McCarthy, M. C.; Kalmus, P.; Gottlieb, C. A.; Thaddeus, P. Laboratory Detection of the Cyanopolyyne HC13N. Astrophysical Journal Letters. 1996, 472: L61. doi:10.1086/310359. 
  11. ^ Winstanley, N.; Nejad, L. A. M. Cyanopolyyne chemistry in TMC-1. Astrophysics and Space Science. 1996, 240 (1): 13–37. doi:10.1007/bf00640193. 
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