الكلمات المفتاحية: الكيمياء الفلكية، التلسكوبات (GBT)، المسوحات، الخطوط الراديوية: المادة بين النجوم، التقنيات: الطيفية، المادة بين النجوم: الجزيئات، المادة بين النجوم: الوفرة، المادة بين النجوم: الفردية (TMC-1)، المادة بين النجوم: الخطوط والأشرطة، الطرق: الرصدية

الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) هي فئة من الجزيئات يُعتقد أنها تحتجز جزءًا كبيرًا (10-25%) من ميزانية الكربون بين النجوم (Tielens)

2008؛ شابو وآخرون 2020؛ دويك وآخرون 1997؛ هابارت وآخرون 2004)، تساهم في بين النجوم تشكيل كل من الأسطح الحفازة (Mennella et al. 2012; Thrower et al. 2012; Rauls & Hornekær 2008; Le Page et al. 2009) ومن خلال تجريد الهيدروجين (Bauschlicher 1998; Boschman et al. 2015)، تعمل كحاملات لتوازن الشحنات (Carelli & Gianturco 2012; Bakes & Tielens 1998)، وتساهم في تسخين الغاز المحايد في المصادر بين النجوم (Berné et al. 2022)، من بين العديد من الأدوار الأخرى. منذ منتصف-

في الثمانينيات، تم ربط الأشرطة غير المعروفة في الأشعة تحت الحمراء (UIRs)، وهي ميزات انبعاث واسعة في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة التي لوحظت تجاه العديد من الأجسام الفلكية المصنفة كمناطق مهيمنة على الفوتونات (PDRs) من الوسط بين النجمي (ISM)، على نطاق واسع بأنماط اهتزازية من PAHs المثارة إلكترونيًا (Léger & Puget 1984؛ Allamandola et al. 1985) – ولهذا السبب، تُعرف هذه الأشرطة أيضًا عادةً بالأشرطة العطرية تحت الحمراء (AIBs) – على الرغم من أنه لم يتم تحديد أي حامل PAH فردي من خلال انبعاثه تحت الأحمر (Tielens 2008). ومع ذلك، تم الحصول على دليل قاطع على وجود PAHs خارج النظام الشمسي في عام 2021 مع اكتشاف 1 و 2-سيانوناфтالين. ) عبر علم الفلك الراديوي (ماكغواير وآخرون 2021). تم إجراء الاكتشافات في السحابة الجزيئية الباردة الخالية من النجوم TMC-1 باستخدام تلسكوب روبرت سي. بيرد غرين بانك (GBT) الذي يبلغ طوله 100 متر كجزء من برنامج الملاحظات الكبير GBT لـ TMC-1: البحث عن الجزيئات العطرية (GOTHAM). بعد ذلك بوقت قصير، تم اكتشاف PAH ثالث، وهو الإندين. ؛ تم اكتشافه من قبل GOTHAM ومشروع ييبس 40 متر تلسكوب Q-band Ultrasensitive Inspection Journey to the Obscure TMC1 Environment (QUIJOTE) في عام 2021، تلاه في العام التالي اكتشاف 2-سيانو إندين. ; سيتا وآخرون 2022) بواسطة غوثام. تم الكشف عن 1 – و 5 سيانوأسينافثيلين ( ) تم الإبلاغ عنها بعد ذلك بواسطة سيرنيتشارو وآخرون (2024).

مؤخراً، 1-، 2-، و4-سيانوبيرين ) تم اكتشافها في ملاحظات GOTHAM (Wenzel et al. 2024, 2025). كانت هذه المركبات متعددة الحلقات، والمكثفة بشكل شبه كامل، أكبر الأنواع التي تم اكتشافها باستخدام علم الفلك الراديوي حتى الآن. من هذه الملاحظات، تم تقدير أن البيرين غير المستبدل (العاري) ( قد تمثل في حد ذاتها ما يصل إلى من ميزانية الكربون (وينزل وآخرون 2024). من الجدير بالذكر أن كثافات الأعمدة المستمدة من PAHs المعروفة في TMC-1 جميعها متشابهة: حيث تقع السيانونافتالينات، والسيانوأسينافثيلينات، والسيانوبيرينات جميعها ضمن عامل من بعضهم البعض بين . (2-سيانو إندين أقل قليلاً عند .) هذا يتناقض بشكل حاد مع الاتجاهات العامة لكثافة العمود الملاحظة مع أعداد ذرات الكربون ضمن عائلة جزيئية (لوميس وآخرون 2021؛ سيبرت وآخرون 2022). بناءً على هذه النتائج، اعتبرنا ما إذا كانت PAHs الأكبر قد تكون قابلة للاكتشاف بكثافة عمود مماثلة في TMC-1.

كورونين غالبًا ما يُوصف في الأدبيات بأنه “النموذج الأولي” للـ PAH المتقارب (المضغوط)، المعروف بخصائصه الهيكلية والكيميائية والطيفية، مما يجعله نموذجًا لفهم PAHs الأكبر في البيئات الأرضية والخارجية. التناظر والترافق العالي -نظام الإلكترون في-

وبالتالي تعزيز طابعه العطري واستقراره، مما يجعله مفضلاً من الناحية الطاقية ويميزه عن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات الأبسط مثل النفثالين والأنثراسين (كلار 1964، 1983). في الواقع، هناك توافق مثير للإعجاب مع التحولات الصغيرة. تم استخدام العلاقة بين الميزات الاهتزازية المحسوبة لكرونين والـ AIBs الملحوظة من قبل ليجر وبوجيه (1984) في اقتراحهم الأصلي بأن PAHs كانت الحوامل الأساسية. نظرًا لدورها كنموذج PAH، ركزت العديد من الدراسات الكيمائية الفلكية على كرونين ومشتقاته، والعناقيد، والقطع، وحالات الشحن. يتم إنتاج كرونين بكفاءة عند درجات حرارة عالية بسبب استقراره الديناميكي الحراري (شتاين 1978؛ هودجينز وألاماندولا 1995)، وهو أكبر PAH تم العثور عليه في نيزك مورتشيسون (سيبتون وآخرون 2004؛ صبّاح وآخرون 2017)، ومن بين PAHs التي تم تحديدها في عينات العودة من الكويكب ريوغو (صبّاح وآخرون 2024). يُعرف طيفه تحت الأحمر بشكله المحايد عند درجات حرارة مختلفة (جوبلين وآخرون 1995) ولشكله الكاتيوني في تجارب فخ الأيونات (أومينز وآخرون 2001). طيف تحت الأحمر لكرونين البروتوني. يكشف أنه نوع رئيسي بين الحوامل المحتملة لشرائط UIR (أو AIBs) (Dopfer 2011؛ Bahou et al. 2014؛ Cazaux et al. 2016). قد يؤدي تدمير الكورونين إلى إنتاج وسائط تفاعلية رئيسية تشارك في تشكيل جزيئات عضوية معقدة أصغر (COMs) وكاملين (Gatchell et al. 2021؛ Chen et al. 2020؛ Panchagnula et al. 2024). ومع ذلك، لم يتم ملاحظة فقدان الأسيتيلين، وهو أحد القنوات الرئيسية لتفكك PAHs الأصغر، بالنسبة لأيونات الكورونين في تجارب تشبه PDRs مع فوتونات فوق بنفسجية فراغية (VUV) تصل إلى 20 eV (Zhen et al. 2016؛ Joblin et al. 2020)، مما يبرز استقراره الشديد. دور الكورونين في سياق
تمت مناقشة الأشرطة بين النجوم المنتشرة (DIBs). تم اقتراح الكورونين المنزوع الهيدروجين، والمُؤيّن، والمُؤيّن كحاملين محتملين للأشرطة (Pathak & Sarre 2008؛ Malloci et al. 2008)، لكن هذه الفرضيات تم دحضها (Garkusha et al. 2011؛ Useli-Bacchitta et al. 2010؛ Hardy et al. 2017). ومع ذلك، لا تزال بعض توزيعات PAHs مرشحة واعدة كحاملين للأشرطة بسبب علاقتها الوثيقة بعائلة الفوليرين (Campbell et al. 2015).

كما هو الحال مع العديد من المركبات العطرية متعددة الحلقات، فإن الكورونين لا يمتلك لحظة ثنائية قطبية كهربائية دائمة وبالتالي لا يمتلك طيف دوران نقي. لذلك، فإن البحث عن نظيره المستبدل بـ CN هو أمر معقول، وفي الواقع، أظهرت الأدلة التجريبية سابقًا أن إضافة CN إلى الكورونين قد تتم بسهولة تحت ظروف بين النجوم (برنشتاين وآخرون 2002)، على الرغم من أننا نلاحظ أن الدراسة المعنية كانت محددة في المرحلة المكثفة. هنا، نقدم دراسة مشتركة حسابية وتجريبية لطيف دوران السيانوكورونين. ) واكتشافه اللاحق في TMC-1.

سيانوكورونين، وهو مشتق CN من PAH المتناظر بشكل كبير كورونين (انظر الشكل 1)، غير متوفر تجارياً. لقياس طيف الدوران المختبري لسيانوكورونين، قمنا بتخليقه عبر المسار الموصوف بالتفصيل في الملحق A، والذي كان جزئياً مستنداً إلى أعمال سابقة (دايل وريبيك 2006؛ هيودو وآخرون 2017). باختصار، كورونين ( ) تم شراؤه من شركة Ambeed Inc. (نقاء ) واستخدمت كمادة أولية لتحضير الفورميلكورونين ( ). تفاعل الفورميلكورونين بشكل إضافي عبر الفورميلكورونين أوكسيم ( ) إلى سيانكورونين ( ) مادة صلبة صفراء، مع عائد تقريبي من .

تم تحسين هندسة السيانكورونين (انظر الشكل 1) لأول مرة عند مستوى B97X-D4/def2-TZVPP (تشاي ورأس-غوردون 2008؛ كالدويهر وآخرون 2017؛ ويغند 2006) في ORCA 5.0.4 (نيس 2022) وتم إعادة تحسينه عند مستوى B3LYP/aug-cc-pVTZ (بيك 1993؛ دانيغ 1989؛ كيندال وآخرون 1992؛ ديفيدسون 1996) في Gaussian 16 (فريش وآخرون 2016)، والذي أظهر مؤخرًا أداءً جيدًا عند الحصول على الثوابت الدورانية للـ PAHs (نيمان وآخرون 2025). كما قمنا بمقارنة أدائه باستخدام ثلاثة من نظائر السيانوبيرين التي تم دراستها سابقًا (انظر الملحق ب والجدول ب1). جنبًا إلى جنب مع ثوابت التشويه المركزي الرباعية المستمدة من مجال القوة التوافقي (انظر الجدول 1)، شكلت هذه الثوابت الطيفية المحسوبة نظريًا أساس بحثنا في المختبر.

القيم بين القوسين هي عدم اليقين في وحدات الرقم الأخير. القيم بين الأقواس لم تكن قابلة للتحديد وتم تثبيتها على الثوابت المحسوبة نظريًا.

تفاصيل إعداد العينة والقياسات الطيفية موضحة في Wenzel et al. (2024). باختصار، تم استخدام مكبس هيدروليكي لضغط حوالي 600 ملغ من العينة الصلبة في قضيب عينة أسطواني، والذي تم تركيبه بعد ذلك في مرحلة دوارة تقع downstream من صمام نبضي مدعوم بغاز النيون. ثم تم إزالة القضيب باستخدام التوافقي الثاني عند 532 نانومتر من ليزر Nd:YAG لإدخال العينة في الطور الغازي، حيث تم حملها في النيون وتوسيعها فوق الصوتي في تجويف مطياف الميكروويف من نوع Balle-Flygare (Balle & Flygare 1981؛ Crabtree et al. 2016). عند تتولد درجات الحرارة الدورانية من التمدد فوق الصوتي، حيث تقع أقوى انتقالات السيانكورونين في أدنى نطاق من نطاق تشغيل الجهاز، بين .

بشكل إجمالي، تمكنا من قياس وتعيين 71 انتقالًا (38 خطًا فريدًا) من السيانكورونين (انظر الجدول C2). استخدمنا SPCAT/SPFIT (بيكيت 1991) لتحديد الثوابت الطيفية للسيانكورونين من خلال ملاءمة المربعات الصغرى في تقليل واتسون A (III). معامل عدم التماثل، ، يضع السيانكورونين بعيدًا عن حدود القمة الممدودة أو المفلطحة. تم تثبيت ثوابت تشوه الطرد المركزي على القيم المحسوبة نظريًا. الـ تم تجاهل اقتران الرباعي الكهربائي النووي تمامًا لأنه لم يكن بالإمكان حل أي انقسامات للارتفاع- الانتقالات المقاسة (انظر الجدول C2). أفضل ملاءمة
ثوابت دورانية، ، و ، مدرجة في الجدول 1 وبنسبة خطأ مطلقة متوسطة (MAPE) قدرها في توافق ممتاز مع القيم المحسوبة.

تم الحصول على ملاحظات TMC-1 باستخدام تلسكوب روبرت سي. بيرد غرين بانك (GBT) بقطر 100 متر كجزء من مشروع GOTHAM (ماكغواير وآخرون 2020). تم تقديم تفاصيل استراتيجية المراقبة وإجراءات تقليل البيانات في أماكن أخرى (ماكغواير وآخرون 2020، 2021؛ سيتا وآخرون 2022). في هذا التحليل، استخدمنا ملاحظات من خامس تقليل للبيانات والذي يتضمن تحسينات في إزالة العيوب والتداخلات الترددية الراديوية، وتصحيحات الشفافية الجوية، وإزالة الخط الأساسي (شيو 2024). باختصار، نستهدف “ذروة السيانوبوليين” في TMC-1 التي تتركز عند تغطي ملاحظات GOTHAM نطاق ترددي يبلغ 29 جيجاهرتز بين 436 جيجاهرتز، محدودًا بفجوات في تغطية المستقبل، بدقة 1.4 كيلوهرتز مع مستوى ضوضاء جذر متوسط المربعات (RMS) بين عبر معظم نطاق الترددات الملاحظة. تم تحقيق معايرة التدفق من خلال قياسات ثنائي الضوضاء المتبدل، مما أدى إلى تقدير دقة درجة حرارة الهوائي بـ . في حالة السيانكورونين، تقع أقوى الانتقالات التي تساهم في الكشف العام في ، وأطياف Ku. كما تم مناقشته أدناه، تم تمكين ملاحظة الانتقالات الفردية للسيانكورونين من خلال ملاحظاتنا فائقة الحساسية في نطاق X بين (مشروع GBT 24A-124). من خلال دمج هذا النطاق العميق من X-band والملاحظات السابقة من GOTHAM، نصل إلى انحراف معياري قدره 1.5 مللي كلفن في هذا النطاق الترددي. بينما نقوم بإجراء التحليل الموصوف في §5 على الأطياف بدقة كاملة، قمنا أيضًا بتنعيم البيانات باستخدام نافذة هانينغ ذات 10 قنوات إلى دقة 14 كيلو هرتز لزيادة نسبة الإشارة إلى الضوضاء (SNR) في الانتقالات الفردية وتحسين تصور الكشف (انظر الشكل 2).

نظرًا لانخفاض ضوضاء RMS في بياناتنا في نطاق X، فإن brightest SNR لخطوط السيانكورونين في ظروف TMC-1 ( تسقط في نطاق الترددات أدى البحث عن السيانكورونين في بيانات GOTHAM إلى الحصول على عدة انتقالات دورانية مفصولة بشكل فردي قريبة من ضوضاء الجذر التربيعي للمتوسط، خاصة بالقرب من 10.515 غيغاهرتز (انظر الشكل 2). قمنا بإجراء تحليل سلسلة ماركوف مونت كارلو (MCMC) مستند إلى أعمال سابقة (McGuire et al. 2021; Loomis et al. 2021) لاشتقاق المعلمات الفيزيائية التي تصف بشكل أفضل انبعاث السيانكورونين. توفر هذه الطريقة استنتاجًا من خلال تكييف البيانات على الأولويات (انظر Ta-

الضوضاء المحلية RMS و عدم اليقين المنهجي. المعلمات المستمدة من تحليل MCMC مدرجة في الجدول E5، حيث السرعات في المعيار المحلي للراحة، ودرجة حرارة الإثارة، تتوافق مع الاكتشافات السابقة في TMC-1 (ماكارثي وآخرون 2021؛ سيتا وآخرون 2022). تعكس الشكوك المستمدة في كل معلمة توزيع الاحتمالات اللاحقة.

من تحليل MCMC الخاص بنا، تم اشتقاق الكثافة العمودية الكلية كمجموع لكثافات الأعمدة لجميع مكونات دوبلر الأربعة، مما أسفر عن قيمة قدرها و . هذه القيمة من يتماشى ذلك مع PAHs الأخرى التي تم اكتشافها في TMC-1 (McGuire et al. 2021؛ Cernicharo et al. 2024؛ Wenzel et al. 2024، 2025). لتحديد أهمية اكتشافنا للسيانكورونين، قمنا بإجراء تحليل تكديس السرعة وتحليل التصفية المتطابقة (كما هو موضح في Loomis et al. 2021؛ McGuire et al.

2021؛ وينزل وآخرون 2024) من 100 سطر ساطع من سناج السيانكورونين، مما أدى إلى اكتشاف إيجابي بمستوى ثقة عالٍ من في استجابة مرشح المطابقة (انظر الشكل 3).

استنادًا إلى الافتراض بأن إضافة CN إلى الروابط المزدوجة العطرية لا تتطلب طاقة تنشيط (Balucani et al. 2000؛ Woon & Herbst 2009؛ Cooke et al. 2020)، نستخدم المشتقات التي تم الكشف عنها من CN كبدائل لاستنتاج وجود PAHs الأصلية غير المستبدلة في TMC-1. وبالمثل لتقديرنا لكثافة العمود من البيرين في TMC-1 (Wenzel et al. 2025)، نستخدم نسبة CN/H لاستنتاج كثافة عمود تقريبية من الكورونين. (انظر الملحق G للحصول على التفاصيل). السيانكورونين، الذي يحتوي على 24 ذرة كربون (باستثناء مجموعة CN)، هو حتى الآن أكبر هيدروكربون عطري متعدد الحلقات (PAH) تم اكتشافه حتى الآن بواسطة التلسكوبات الراديوية في الوسط بين النجمي. مع الاكتشافات السابقة للهيدروكربونات العطرية الحلقية (PAH) في TMC-1، التي لها توزيع تقريبي مسطح في كثافة العمود مع زيادة الحجم (انظر الشكل 4)، يتحدى هذا النتيجة فهمنا للكيمياء التي تلعب دورًا في الوسط بين النجمي الكثيف. على الرغم من عدم معرفة أي طرق لتكوين الغاز في المرحلة الغازية عند درجات حرارة منخفضة للهيدروكربونات العطرية المتوسطة الحجم مثل البيرين، فإنه من الملحوظ أن مشتقات CN المكتشفة من الهيدروكربونات العطرية الأحادية والمتعددة الحلقات مثل البنزين، النفثالين، البيرين، والآن الكورونين، هي جميعها أعضاء في أكثر الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات استقرارًا حراريًا التي تشكلت من خلال طريق البلمرة عند درجات حرارة عالية (انظر الشكل 5؛ شتاين 1978؛ هودجينز وألاماندولا 1995). تبني هذه الطريقة للبلمرة هيدروكربونات عطرية متعددة الحلقات كبيرة، شديدة التكثف مع نسب منخفضة من H/C عن طريق إضافة حلقة واحدة في كل مرة، على سبيل المثال، عبر أسيتيلين سحب الهيدروجين ( آلية الإضافة (HACA) (رايزر وآخرون 2022).

بالنظر إلى بيئات الأصداف المحيطة بالنجوم، اقترح زهاو وآخرون (2018) غازًا عالي الحرارة-
مسار تشكيل الطور لبايرين، بدءًا من الجذري 4-فينانثرينيل. في الواقع، الفينانثرين هو أيضًا عضو في أكثر مسارات بوليمرة PAH استقرارًا من الناحية الديناميكية الحرارية (انظر الشكل 5). ومع ذلك، لم تكن عمليات البحث السريعة عن مشتقه CN- 9-سيانوفيتانثرين، الذي يُعرف طيفه الدوراني (ماكنوتون وآخرون 2018)، ناجحة حتى الآن في ملاحظاتنا باستخدام GOTHAM. قد يكون ذلك بسبب أن الطيفية لواحد فقط من خمسة سيانوفيتانثرين المحتملة…

يُعرف أن هناك متماكبات ثرين، بينما قد تكون أخرى أكثر وفرة. ومع ذلك، فإن ذلك يتماشى مع النتائج التي توصل إليها زايشنر وآخرون (2023) بأن الأنواع من PAH ذات الثلاث حلقات (خطية أو غير مضغوطة) التي تم تحديدها في عينات العودة من الكويكب ريوغو تشكلت عند درجات حرارة مرتفعة، بينما تشكلت الأنواع من PAH ذات الحلقتين والأربع حلقات عبر مسار خاضع للتحكم الحركي عند درجات حرارة منخفضة. )، تماشيًا مع نتائجنا في TMC-1. حسب علمنا، لم يتم بعد توصيف الأعضاء الآخرين في السلسلة، بنزو[e]بايرين وبنزو[ghi]بيريلين، ولا مشتقاتها المستبدلة بـ CN (ستة مواقع إضافية محتملة لكل نوع) بواسطة مطيافية الدوران المخبرية. سيكون قياس طيفها في المختبر أمرًا حاسمًا للبحث عن هذه الأنواع في TMC-1 ومصادر ذات صلة، خاصةً لأن طرق التكوين في الطور الغازي عند درجات حرارة عالية من البنزو بايرين وبنزين تم الكشف مؤخرًا عن التحول من بيريلين إلى كورونين في الأصداف المحيطة بالنجوم (غوتل وآخرون 2023). ستكون اكتشافات، أو قيود على الحدود العليا، لمثل هذه الوسائط في طريق تكوين PAH الأكبر في TMC-1 حاسمة لتوضيح هذه الكيمياء المعقدة الباردة الجديدة وغير المستكشفة.

بالإضافة إلى النظر في طرق التكوين، من الواضح بشكل متزايد أن القدرة على التحمل تجاه طرق التدمير الرئيسية للجزيئات بين النجوم تمثل على الأرجح عاملاً آخر قد يساعد في تفسير الوفرة المسطحة بشكل مدهش للـ PAHs حتى بحجم السيانكورونين. بالنسبة للأنواع الغازية في السحب الجزيئية، بشكل عام، فإن اثنين من طرق التدمير الرئيسية هي التفاعلات مع الأيونات والنضوب على الحبوب – وكلاهما كان موضوع دراسات حديثة جداً تتعلق بالـ PAHs. بالنسبة لتفاعلات الأيون-المحايد، فإن تجارب تخزين حزمة الأيونات الحديثة التي أجراها ستوكيت وآخرون (2025)
ويدل بول وآخرون (2025) على أن الهيكل الأساسي لمركبات PAH يمكن الحفاظ عليه من خلال التبريد الإشعاعي الفعال، مما يفتح إمكانية نوع من “إعادة التدوير” الكيميائي لمركبات PAH التي ستساهم بالتأكيد في الوفرة العالية الملحوظة، على سبيل المثال، السيانكورونين. عند الانتقال إلى النقص في الحبوب، أجرى دارتوا وآخرون (2022) تجارب على إنتاجية التبخير لمركب بيرلين الصلب والكورونين الذي تعرض لقصف من أيونات نشطة، وهو ما يشبه تعرض الأنواع لأشعة كونية في غلاف الثلج لحبوب الغبار. وقد وجدوا أن هذا التبخير الناتج عن الأشعة الكونية فعال تحت ظروف الوسط بين النجوم، ويتوقعون حتى وفرة جزئية في الطور الغازي للكورونين. ، بما يتماشى مع النتائج المقدمة هنا. وبالتالي، فإن دمج مثل هذه النتائج في النماذج الكيمائية الفلكية يمثل وسيلة واعدة للغاية لتحسين توافقها بشكل كبير مع الملاحظات الفلكية.

نبلغ عن التعرف بين النجوم على السيانكورونين، وهو مشتق نيتريلي من PAH ذو 7 حلقات، في ملاحظات GOTHAM للسحابة الجزيئية الباردة TMC-1. نستنتج كثافات عمودية عالية من السيانكورونين ووالده غير المستبدل، الكورونين، من و ، على التوالي. السيانكورونين هو أكبر PAH فردي تم اكتشافه في الفضاء ويتواجد بكثافة عمودية مشابهة لـ PAH رباعي الحلقات السيانوبيرين، مما يشير إلى وجود خزان غير مستكشف من PAHs أكبر في الوسط بين النجوم. يقدم هذا الاكتشاف دعماً إضافياً لفرضية PAH ودليلاً إضافياً على الوجود الشامل لـ PAHs في الفضاء. تشير المقارنات مع المواد العضوية في نيزك مورتشيسون والكويكب ريوغو إلى وراثة كبيرة لـ PAHs، ربما تم إنتاجها في البرد ( ) الشروط التي تحدث قبل ولادة النجوم. تمثل مصدرًا واعدًا للكربون لتشكيل العوالم الأرضية في الأنظمة النجمية، حيث يتم تزويد الكربون في شكل مواد عضوية صلبة (Li et al. 2021) من سحبها الأصلية.

البيانات الخام لملاحظات GOTHAM متاحة للجمهور في أرشيف بيانات GBT Legacy. . الكود المستخدم لإجراء التحليل هو جزء من حزمة مولسيم مفتوحة المصدر؛ يمكن الوصول إلى نسخة أرشيفية من الكود في ماكغواير وآخرون (2024). تم معايرة البيانات الملاحظة وتقليلها حول الانتقالات المبلغ عنها، الكتالوج الكامل للسيانكورونين (بما في ذلك

أرقام الكم لكل انتقال)، ودوال التقسيم المستخدمة في تحليل MCMC متاحة عبر زينودو علىhttps://doi.org/10.5281/zenodo.15150735.
المرافق: GBT

تود G.W. أن تكرس هذه الورقة لمشرفتها في الدكتوراه، كريستين جوبلين، التي أثرت شغفها بالكورونين والـ PAHs الفلكية بشكل عام على اتجاه بحثها، والتي لا تزال إرشاداتها تلهمها. يشكر المؤلفون H. غوبتا على المساعدة في إجراء الملاحظات. نحن نقدر الدعم من منح NSF AST-1908576 وAST-2205126 وAST-2307137. تعترف G.W. وB.A.M. بدعم مؤسسة أرنولد ومايبل بيكمان.
جائزة بيكمان للشباب الباحثين. يود ز.ت.ب.ف. و ب.أ.م. أن يعربا عن امتنانهما لدعم عائلة شميت. يقر إ.ر.س. بالدعم المقدم من جامعة كولومبيا البريطانية ومجلس أبحاث العلوم الطبيعية والهندسة في كندا (NSERC). يقر إ.ر.س. و ت.هـ.س. بالدعم المقدم من وكالة الفضاء الكندية (CSA) من خلال منحة 24AO3UBC14. يتلقى ب.ج.س. الدعم من NIST. المرصد الوطني للراديو الفلكي هو منشأة تابعة لمؤسسة العلوم الوطنية وتديرها اتفاقية تعاونية مع الجامعات المرتبطة، إنك. المرصد في غرين بانك هو منشأة تابعة لمؤسسة العلوم الوطنية وتديرها اتفاقية تعاونية مع الجامعات المرتبطة، إنك.

Allamandola, L. J., Tielens, A. G. G. M., & Barker, J. R. 1985, The Astrophysical Journal, 290, L25, doi: 10.1086/184435
Baer, T., & Hase, W. L. 1996, Unimolecular Reaction Dynamics: Theory and Experiments (Oxford University Press). https://academic.oup.com/book/40815
Bahou, M., Wu, Y.-J., & Lee, Y.-P. 2014, Angewandte Chemie, 126, 1039, doi: 10.1002/ange. 201308971
Bakes, E. L. O., & Tielens, A. G. G. M. 1998, The Astrophysical Journal, 499, 258, doi: 10.1086/305625
Balle, T. J., & Flygare, W. H. 1981, Review of Scientific Instruments, 52, 33, doi: 10.1063/1.1136443
Balucani, N., Asvany, O., Huang, L. C. L., et al. 2000, The Astrophysical Journal, 545, 892, doi: 10.1086/317848
Bauschlicher, C. W. 1998, The Astrophysical Journal, 509, L125, doi: 10.1086/311782
Becke, A. D. 1988, Physical Review A, 38, 3098, doi: 10.1103/PhysRevA.38.3098
-. 1993, The Journal of Chemical Physics, 98, 5648, doi: 10.1063/1.464913
Becke, A. D., & Johnson, E. R. 2006, The Journal of Chemical Physics, 124, 221101, doi: 10.1063/1.2213970
Bernstein, M. P., Elsila, J. E., Dworkin, J. P., et al. 2002, The Astrophysical Journal, 576, 1115, doi: 10.1086/341863
Berné, O., Foschino, S., Jalabert, F., & Joblin, C. 2022, Astronomy & Astrophysics, 667, A159, doi: 10.1051/0004-6361/202243171
Boschman, L., Cazaux, S., Spaans, M., Hoekstra, R., & Schlathölter, T. 2015, Astronomy & Astrophysics, 579, A72, doi: 10.1051/0004-6361/201323165

Bull, J. N., Subramani, A., Liu, C., et al. 2025, Radiative stabilization of the indenyl cation: Recurrent fluorescence in a closed-shell polycyclic aromatic hydrocarbon. https://arxiv.org/abs/2503.22033
Burkhardt, A. M., Long Kelvin Lee, K., Bryan Changala, P., et al. 2021, The Astrophysical Journal Letters, 913, L18, doi: 10.3847/2041-8213/abfd3a
Caldeweyher, E., Bannwarth, C., & Grimme, S. 2017, The Journal of Chemical Physics, 147, 034112, doi: 10.1063/1.4993215
Campbell, E. K., Holz, M., Gerlich, D., & Maier, J. P. 2015, Nature, 523, 322, doi: 10.1038/nature14566
Carelli, F., & Gianturco, F. A. 2012, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 422, 3643, doi: 10.1111/j.1365-2966.2012.20876.x
Cazaux, S., Boschman, L., Rougeau, N., et al. 2016, Scientific Reports, 6, 19835, doi: 10.1038/srep19835
Cernicharo, J., Agúndez, M., Cabezas, C., et al. 2021a, Astronomy and Astrophysics, 649, L15, doi: 10.1051/0004-6361/202141156
Cernicharo, J., Agúndez, M., Kaiser, R. I., et al. 2021b, Astronomy & Astrophysics, 652, L9, doi: 10.1051/0004-6361/202141660
—. 2021c, Astronomy & Astrophysics, 655, L1, doi: 10.1051/0004-6361/202142226
Cernicharo, J., Fuentetaja, R., Agúndez, M., et al. 2022, Astronomy & Astrophysics, 663, L9, doi: 10.1051/0004-6361/202244399
Cernicharo, J., Cabezas, C., Fuentetaja, R., et al. 2024, Astronomy & Astrophysics, 690, L13, doi: 10.1051/0004-6361/202452196

Chabot, M., Béroff, K., Dartois, E., Pino, T., & Godard, M. 2020, The Astrophysical Journal, 888, 17, doi: 10.3847/1538-4357/ab584f
Chai, J.-D., & Head-Gordon, M. 2008, The Journal of Chemical Physics, 128, 084106, doi: 10.1063/1.2834918
Chen, T., Luo, Y., & Li, A. 2020, Astronomy & Astrophysics, 633, A103, doi: 10.1051/0004-6361/201936873
Clar, E. 1964, Polycyclic Hydrocarbons (Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg), doi: 10.1007/978-3-662-01668-8
-. 1983, in Mobile Source Emissions Including Policyclic Organic Species, ed. D. Rondia, M. Cooke, & R. K. Haroz (Dordrecht: Springer Netherlands), 49-58, doi: 10.1007/978-94-009-7197-4_4
Cooke, I. R., Gupta, D., Messinger, J. P., & Sims, I. R. 2020, The Astrophysical Journal Letters, 891, L41, doi: 10.3847/2041-8213/ab7a9c
Crabtree, K. N., Martin-Drumel, M.-A., Brown, G. G., et al. 2016, The Journal of Chemical Physics, 144, 124201, doi: 10.1063/1.4944072
Dale, T. J., & Rebek, J. 2006, Journal of the American Chemical Society, 128, 4500, doi: 10.1021/ja057449i
Dartois, E., Chabot, M., Koch, F., et al. 2022, A&A, 663, A25, doi: 10.1051/0004-6361/202243274
Davidson, E. R. 1996, Chemical Physics Letters, 260, 514, doi: 10.1016/0009-2614(96)00917-7
Davies, J. W., Green, N. J. B., & Pilling, M. J. 1986, Chemical Physics Letters, 126, 373, doi: 10.1016/S0009-2614(86)80101-4
Dopfer, O. 2011, EAS Publications Series, 46, 103, doi: 10.1051/eas/1146010
Dunning, Jr., T. H. 1989, The Journal of Chemical Physics, 90, 1007, doi: 10.1063/1.456153
Dwek, E., Arendt, R. G., Fixsen, D. J., et al. 1997, The Astrophysical Journal, 475, 565, doi: 10.1086/303568
Frisch, M. J., Trucks, G. W., Schlegel, H. B., et al. 2016, Gaussian~16 revision C. 01
Garkusha, I., Fulara, J., Sarre, P. J., & Maier, J. P. 2011, The Journal of Physical Chemistry A, 115, 10972, doi: 10.1021/jp206188a
Gatchell, M., Ameixa, J., Ji, M., et al. 2021, Nature Communications, 12, 6646, doi: 10.1038/s41467-021-26899-0
Georgievskii, Y., & Klippenstein, S. J. 2005, The Journal of Chemical Physics, 122, 194103, doi: 10.1063/1.1899603
Glowacki, D. R., Liang, C.-H., Morley, C., Pilling, M. J., & Robertson, S. H. 2012, The Journal of Physical Chemistry A, 116, 9545, doi: 10.1021/jp3051033

Goettl, S. J., Tuli, L. B., Turner, A. M., et al. 2023, Journal of the American Chemical Society, 145, 15443, doi: 10.1021/jacs.3c03816
Grimme, S., Ehrlich, S., & Goerigk, L. 2011, Journal of Computational Chemistry, 32, 1456, doi: 10.1002/jcc. 21759
Habart, E., Natta, A., & Krügel, E. 2004, Astronomy and Astrophysics, 427, 179, doi: 10.1051/0004-6361:20035916
Hardy, F.-X., Rice, C. A., & Maier, J. P. 2017, The Astrophysical Journal, 836, 37, doi: 10.3847/1538-4357/836/1/37
Hill, G. 2016, ccRepo. http: //www.grant-hill.group.shef.ac.uk/ccrepo/index.html
Holbrook, K. A., Pilling, M. J., Robertson, S. H., & Robinson, P. J. 1996, Unimolecular reactions, Wiley
Hudgins, D. M., & Allamandola, L. J. 1995, The Journal of Physical Chemistry, 99, 3033, doi: 10.1021/j100010a011
Hyodo, K., Togashi, K., Oishi, N., Hasegawa, G., & Uchida, K. 2017, Organic Letters, 19, 3005, doi: 10.1021/acs.orglett.7b01263
Ishida, K., Morokuma, K., & Komornicki, A. 1977, The Journal of Chemical Physics, 66, 2153, doi: 10.1063/1.434152
Joblin, C., Boissel, P., Léger, A., D’Hendecourt, L., & Defourneau, D. 1995, Astronomy & Astrophysics, 299, 835. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26A…299..835J
Joblin, C., Wenzel, G., Castillo, S. R., et al. 2020, Journal of Physics: Conference Series, 1412, 062002, doi: 10.1088/1742-6596/1412/6/062002
Johnson, R. I. 2022, NIST computational chemistry comparison and benchmark database. http://cccbdb.nist.gov/
Jurečka, P., Šponer, J., Černý, J., & Hobza, P. 2006, Physical Chemistry Chemical Physics, 8, 1985, doi: 10.1039/B600027D
Kendall, R. A., Dunning, Jr., T. H., & Harrison, R. J. 1992, The Journal of Chemical Physics, 96, 6796, doi: 10.1063/1.462569
Kesharwani, M. K., Brauer, B., & Martin, J. M. L. 2015, The Journal of Physical Chemistry A, 119, 1701, doi: 10.1021/jp508422u
Le Page, V., Snow, T. P., & Bierbaum, V. M. 2009, The Astrophysical Journal, 704, 274, doi: 10.1088/0004-637X/704/1/274
Lee, C., Yang, W., & Parr, R. G. 1988, Physical Review B, 37, 785, doi: 10.1103/PhysRevB.37.785
Lee, K. L. K., Changala, P. B., Loomis, R. A., et al. 2021, The Astrophysical Journal Letters, 910, L2, doi: 10.3847/2041-8213/abe764

Li, J., Bergin, E. A., Blake, G. A., Ciesla, F. J., & Hirschmann, M. M. 2021, Science Advances, 7, eabd3632, doi: 10.1126/sciadv.abd3632
Liakos, D. G., & Neese, F. 2012, The Journal of Physical Chemistry A, 116, 4801, doi: 10.1021/jp302096v
Linstrom, P., & Mallard, W. 2024, NIST chemistry WebBook, NIST standard reference database number 69. https://doi.org/10.18434/T4D303
Loomis, R. A., Burkhardt, A. M., Shingledecker, C. N., et al. 2021, Nature Astronomy, 5, 188, doi: 10.1038/s41550-020-01261-4
Loru, D., Cabezas, C., Cernicharo, J., Schnell, M., & Steber, A. L. 2023, Astronomy & Astrophysics, 677, A166, doi: 10.1051/0004-6361/202347023
Lourderaj, U., & Hase, W. L. 2009, The Journal of Physical Chemistry A, 113, 2236, doi: 10.1021/jp806659f
Léger, A., & Puget, J. L. 1984, Astronomy & Astrophysics, 500, 279. https: //ui.adsabs.harvard.edu/1984A&A…137L…5L/abstract
Malloci, G., Mulas, G., Cecchi-Pestellini, C., & Joblin, C. 2008, Astronomy & Astrophysics, 489, 1183, doi: 10.1051/0004-6361:200810177
McCarthy, M. C., Lee, K. L. K., Loomis, R. A., et al. 2021, Nature Astronomy, 5, 176, doi: 10.1038/s41550-020-01213-y
McGuire, B. A., Xue, C., Lee, K. L. K., El-Abd, S., & Loomis, R. A. 2024, molsim, v0.5.0, Zenodo, doi: 10.5281/zenodo. 12697227
McGuire, B. A., Burkhardt, A. M., Loomis, R. A., et al. 2020, The Astrophysical Journal, 900, L10, doi: 10.3847/2041-8213/aba632
McGuire, B. A., Loomis, R. A., Burkhardt, A. M., et al. 2021, Science, 371, 1265, doi: 10.1126/science.abb7535
McNaughton, D., Jahn, M. K., Travers, M. J., et al. 2018, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 476, 5268, doi: 10.1093/mnras/sty557
Mennella, V., Hornekær, L., Thrower, J., & Accolla, M. 2012, The Astrophysical Journal Letters, 745, L2, doi: 10.1088/2041-8205/745/1/L2
Miller, W. H. 1979, Journal of the American Chemical Society, 101, 6810, doi: 10.1021/ja00517a004
Neeman, E. M., Lesarri, A., & Bermúdez, C. 2025, ChemPhysChem, in press, e202401012, doi: 10.1002/cphc. 202401012
Neese, F. 2022, WIREs Computational Molecular Science, 12, e1606, doi: 10.1002/wcms. 1606
Oomens, J., Sartakov, B. G., Tielens, A. G. G. M., Meijer, G., & Helden, G. v. 2001, The Astrophysical Journal, 560, L99, doi: 10.1086/324170

Panchagnula, S., Kamer, J., Candian, A., et al. 2024, Physical Chemistry Chemical Physics, 26, 18557, doi: 10.1039/D4CP01301H
Pathak, A., & Sarre, P. J. 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 391, L10, doi: 10.1111/j.1745-3933.2008.00544.x
Perdew, J. P. 1986, Physical Review B, 33, 8822, doi: 10.1103/PhysRevB. 33.8822
Pickett, H. M. 1991, Journal of Molecular Spectroscopy, 148, 371, doi: 10.1016/0022-2852(91)90393-O
Pinski, P., Riplinger, C., Valeev, E. F., & Neese, F. 2015, The Journal of Chemical Physics, 143, 034108, doi: 10.1063/1.4926879
Rauls, E., & Hornekær, L. 2008, The Astrophysical Journal, 679, 531, doi: 10.1086/587614
Reizer, E., Viskolcz, B., & Fiser, B. 2022, Chemosphere, 291, 132793, doi: 10.1016/j.chemosphere.2021.132793
Riplinger, C., Pinski, P., Becker, U., Valeev, E. F., & Neese, F. 2016, The Journal of Chemical Physics, 144, 024109, doi: 10.1063/1.4939030
Sabbah, H., Bonnamy, A., Papanastasiou, D., et al. 2017, The Astrophysical Journal, 843, 34, doi: 10.3847/1538-4357/aa73dd
Sabbah, H., Quitté, G., Demyk, K., & Joblin, C. 2024, Natural Sciences, 4, e20240010, doi: 10.1002/ntls. 20240010
Sephton, M. A., Love, G. D., Watson, J. S., et al. 2004, Geochimica et Cosmochimica Acta, 68, 1385, doi: 10.1016/j.gca.2003.08.019
Siebert, M. A., Lee, K. L. K., Remijan, A. J., et al. 2022, The Astrophysical Journal, 924, 21, doi: 10.3847/1538-4357/ac3238
Sita, M. L., Changala, P. B., Xue, C., et al. 2022, The Astrophysical Journal, 938, L12, doi: 10.3847/2041-8213/ac92f4
Stein, S. 1978, The Journal of Physical Chemistry, 82, 566, doi: 10.1021/j100494a600
Stockett, M. H., Subramani, A., Liu, C., et al. 2025, Dissociation and radiative stabilization of the indene cation: The nature of the C-H bond and astrochemical implications. https://arxiv.org/abs/2503.20686
Thrower, J. D., Jørgensen, B., Friis, E. E., et al. 2012, The Astrophysical Journal, 752, 3, doi: 10.1088/0004-637X/752/1/3
Tielens, A. G. G. M. 2008, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 289, doi: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145211
Useli-Bacchitta, F., Bonnamy, A., Mulas, G., et al. 2010, Chemical Physics, 371, 16, doi: 10.1016/j.chemphys.2010.03.012

Weigend, F. 2006, Physical Chemistry Chemical Physics, 8, 1057, doi: 10.1039/b515623h
Weigend, F., & Ahlrichs, R. 2005, Physical Chemistry Chemical Physics, 7, 3297, doi: 10.1039/B508541A
Wenzel, G., Cooke, I. R., Changala, P. B., et al. 2024, Science, 386, 810, doi: 10.1126/science.adq6391
Wenzel, G., Speak, T. H., Changala, P. B., et al. 2025, Nature Astronomy, 9, 262, doi: 10.1038/s41550-024-02410-9
West, N. A., Millar, T. J., Van de Sande, M., et al. 2019, The Astrophysical Journal, 885, 134, doi: 10.3847/1538-4357/ab480e

Woon, D. E., & Herbst, E. 2009, The Astrophysical Journal Supplement Series, 185, 273, doi: 10.1088/0067-0049/185/2/273
Xue, C. 2024, GBT Spectral Line Reduction Pipeline. https://github.com/cixue/gotham-spectral-pipeline
Zeichner, S. S., Aponte, J. C., Bhattacharjee, S., et al. 2023, Science, 382, 1411, doi: 10.1126/science.adg6304
Zhao, L., Kaiser, R. I., Xu, B., et al. 2018, Nature Astronomy, 2, 413, doi: 10.1038/s41550-018-0399-y
Zhen, J., Rodriguez Castillo, S., Joblin, C., et al. 2016, The Astrophysical Journal, 822, 113, doi: 10.3847/0004-637X/822/2/113

تم توضيح المسار الكامل للتخليق من الكورونين إلى السيانكورونين في الشكل A1 ويتم شرحه فيما يلي.

تم تحضير الفورميلكورونين وفقًا للأدبيات (دايل وريبيك 2006). أضيفت الكورونين (Ambeed Inc.) إلى دورق شلنغ سعة 500 مل تم تجفيفه في الفرن. ). بعد التطهير بـ تم إضافة 1,2-ثنائي كلورو إيثان (DCE) اللامائي و160 مل من ثنائي كلورو ميثان (DCM) اللامائي. ثم تم تبريد الكأس إلى في حمام ثلجي، وبدون ماء تم حقنه في الخليط. على مدار ساعة، تم استخدام ثنائي كلوروميثيل ميثيل إيثر ( تم إضافة (بشكل قطرة تلو الأخرى) إلى الخليط بينما تم الحفاظ على درجة الحرارة عند تم تحريك التفاعل لمدة ساعتين إضافيتين عند قبل أن يسخن إلى وتم الاحتفاظ بها عند تلك الدرجة الحرارة لمدة 30 دقيقة. ثم تم تبريدها تدريجياً إلى درجة حرارة الغرفة وتحريكها لمدة 19 ساعة. وتم تبريد خليط التفاعل مرة أخرى إلى ، وتم إضافة 100 مل من الماء المثلج. بعد التحريك لمدة 3 ساعات في درجة حرارة الغرفة، تم استخراج التفاعل 5 مرات باستخدام 100 مل من DCM في كل مرة. أنhydrous تم إضافة إلى الطور العضوي، وتم تعريض المزيج الخام بالكامل لعمليات الكروماتوغرافيا العمودية باستخدام DCM النقي للحصول على الفورميلكورونين ( yield) كبلورات صفراء تشبه الإبر. الرنين المغناطيسي النووي (NMR) . ، (قد تتداخل القمم).

استكشاف الأخطاء وإصلاحها:

كما هو موضح أعلاه. يُوصى أيضًا بإجراء عملية الكروماتوغرافيا بأسرع ما يمكن حيث إن المنتجات المتبلورة يمكن أن تسد العمود بشكل كبير.

تم إضافة الفورميلكورونين إلى وعاء ضغط سعة 350 مل كلوريد هيدروكسيل الأمونيوم 16.0 مليمول، 4 مكافئ)، مسحوق من غربال 3 أنغستروم ميسيتيلين وثلاثي إيثيل أمين “، 4 معادلة) بالترتيب أعلاه. تم إغلاق الوعاء على الفور وتسخينه في بين عشية وضحاها. ثم تم تخفيف المزيج بـ 500 مل من التتراهيدروفوران (THF) وتم تصفيته. تم إزالة الـ THF بواسطة جهاز التبخر الدوار، ثم أضيف 100 مل من الهكسان لترسيب الفورميلكورونين-أوكسيما المتبقي. ثم تم تصفية الراسب الصلب وغسله بالهكسان والميثانول. تم تجفيف الصلب الناتج تحت الفراغ للحصول على الفورميلكورونين-أوكسيما (1.24 جرام، yield) كمسحوق بني حبيبي. ، .

استكشاف الأخطاء وإصلاحها:

تم تحضير السيانكورونين وفقًا لإجراء معدّل من الأدبيات (هايو دو وآخرون 2017): إلى دورق دائري القاع مجفف في الفرن تحت تم إضافة الفورميلكورونين-أوكسيما 4-دايميثيل أمينوبيريدين (DMAP) ثلاثي إيثيل أمين و تم تحريك التفاعل طوال الليل. بمجرد استهلاك الأوكسيما بالكامل عبر تحليل الرنين المغناطيسي النووي تم إذابته في DCM (4 مل) وتم حقنه في خليط التفاعل. بعد التحريك طوال الليل، تم إيقاف التفاعل بـ وتمت تصفيته من خلال وسادة سيليكا باستخدام DCM كعامل إزاحة للحصول على المنتج المختلط مع حوالي تمت إزالة المذيبات تحت ضغط منخفض للحصول على مادة صلبة صفراء. من نسبة الفورميلكورونين إلى سيانكورونين، تم حساب عائد سيانكورونين ليكون

الرنين المغناطيسي النووي للمزيج فورميلكورونين فورميلكورونين فورميلكورونين سيانكورونين ، 12 ساعة، تداخل) ، سيانكورونين).

استكشاف الأخطاء وإصلاحها:

لتقييم مستوى النظرية المستخدمة في هذا العمل، B3LYP/aug-cc-pVTZ، نقدم في الجدول B1 الثوابت الدورانية المحسوبة نظريًا وثوابت التشويه المركزي الرباعية المستمدة من حقل القوة التوافقي لثلاثة من نظائر السيانوبيرين التي درسناها سابقًا باستخدام الطيفية الدورانية المخبرية (وينزل وآخرون 2024، 2025). كانت نسبة الخطأ المئوية المطلقة المتوسطة (MAPE) عند مقارنة القيم النظرية بالقيم التجريبية لجميع نظائر السيانوبيرين الثلاثة هي لذلك استنتجنا أن مجموعة B3LYP/aug-cc-pVTZ تمثل بشكل جيد الثوابت الطيفية المحسوبة للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) بهذا الحجم.

القيم بين القوسين هي عدم اليقين في وحدات الرقم الأخير.
القيم من وينزل وآخرون القيمة بين القوسين لم تكن قابلة للتحديد وتم تثبيتها على الصفر.
القيم بين الأقواس كانت تحمل عدم يقين كبير وتم تثبيتها على ثوابت نظرية خاصة بها.

تم تقديم الخطوط المقاسة تجريبيًا لسيانكورونين في الجدول C2. تم تصوير أمثلة على الانتقالات المسجلة تجريبيًا باستخدام مطياف FTMW المعزز بالتجويف في الشكل C5.

الجدول C2 مستمر

دالة التقسيم المحسوبة بواسطة SPCAT لسيانكورونين، باستثناء تم الإبلاغ عن انقسام الهيبرفاين رباعي القطب في الجدول D3.