Éthynyle (radical)

La détection de C₂H dans le milieu interstellaire permet d'accéder à certains paramètres relatifs aux conditions régnant dans le milieu où ce radical est observé.

En premier lieu, il permet d'évaluer l'abondance relative du carbone dans ce milieu, notamment par rapport à l'oxygène, qui favorise sa destruction^[4]. Dans la mesure où C₂H est peu abondant le long de la ligne de visée, la détermination de sa concentration au niveau des objets étudiés peut être réalisée de façon assez précise, contrairement par exemple à celle d'espèces chimiques plus communes telles que CO, NO ou encore HO.

La mesure des transitions rotationnelles du radical C₂H permet d'estimer la densité et la température du milieu observé. Avec l'isotopologue deutéré C₂D, l'observation de ces transitions permet d'affiner les théories rendant compte du fractionnement à l'origine de l'enrichissement du milieu interstellaire en deutérium^[5].

C₂H permet indirectement d'estimer l'abondance relative en acétylène C₂H₂^[6], dont les transitions rotationnelles sont plus difficiles à détecter en raison de l'absence de moment dipolaire, dans la mesure où C₂H₂ est un précurseur important du radical C₂H, qui permet notamment d'étudier les conditions qui prévalent dans les régions denses où se forment les étoiles^[7].

Enfin, l'observation de la séparation des raies spectrales par effet Zeeman permet d'estimer le champ magnétique dans les nuages moléculaires denses en complément des observations réalisées plus couramment avec le radical cyanogène CN^[8].

Les réactions de formation et de destruction du radical éthynyle varient selon les conditions prévalant dans les milieux considérés ; celles qui sont présentées ici relèvent de la compréhension de ces mécanismes telle qu'elle était en 2008, d'autres mécanismes pouvant jouer un rôle significatif, voire dominant, dans certaines circonstances.

Au laboratoire, C₂H peut être obtenu par photolyse de l'acétylène C₂H₂ ou de C₂HCF₃, ou par décharge luminescente dans un mélange d'acétylène et d'hélium. Dans l'espace, l'acétylène se forme dans la photosphère des étoiles carbonées, et donne de l'éthynyle par photolyse dans l'enveloppe de ces étoiles dispersée par leur puissant vent stellaire. Au cœur des nuages moléculaires où se forment les étoiles, à une concentration d'au moins 10 000 atomes/cm³ et une température inférieure à 20 K, l'éthynyle se forme essentiellement par recombinaison électronique avec C₂H₃^+[9].

La destruction de l'éthynyle provient essentiellement de la réaction avec l'oxygène O₂ et l'azote atomique. Des cations sont également susceptibles de détruire ce radical, notamment HCO⁺ et H₃⁺.

• C₂H₃⁺ + e⁻ → C₂H + H + H
• C₂H₃⁺ + e⁻ → C₂H + H₂
• CH₃CCH⁺ + e⁻ → C₂H + CH₃
• C₃H + O → C₂H + CO

• C₂H + O₂ → HCO + CO
• C₂H + N → C₂N + H
• C₂H + HCO⁺ → C₂H₂⁺ + CO
• C₂H + N → C₂H₂⁺ + H₂

Le radical éthynyle est étudié par spectroscopie rotationnelle dans la région EHF des micro-ondes du spectre électromagnétique, typiquement entre 70 et 440 GHz. À l'état fondamental électronique et vibratoire, les noyaux atomiques du radical sont alignés, le moment dipolaire étant alors estimé à µ ≈ 0,8 D ≈ 2,7 × 10⁻³⁰ C·m^[3].

Cet état fondamental présente un spectre de rotations de type rotateur rigide simple, mais chaque rotation présente une structure fine et une structure hyperfine dues respectivement aux interactions spin-orbite et électron-noyau. L'état fondamental en rotation est scindé en deux états hyperfins, tandis que les états les plus élevés sont scindés chacun en quatre états hyperfins. Les règles de sélection ne permettent que six transitions entre l'état fondamental et les premiers états excités. Quatre de ces six composantes ont été observées par Tucker et al. en 1974 lors de la première détection astronomique du radical éthynyle, les deux autres transitions étant observées quatre ans plus tard^[11]. Les transitions entre deux états rotatoires adjacents possèdent onze composantes hyperfines.

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