Изоцианид водорода - Hydrogen isocyanide

Изоцианид водорода
Связка цианистого водорода
Заполнение пространства цианистым водородом
Имена
Имена ИЮПАК
изоцианид водорода
азанилидинияметанид
Другие имена
изогидроциановая кислота
гидроизоциановая кислота
изопруссовая кислота
Идентификаторы
3D модель (JSmol )
ЧЭБИ
ChemSpider
Характеристики
HNC
Молярная масса27,03 г / моль
Конъюгированная кислотаГидроцианоний
Основание конъюгатаЦианид
Если не указано иное, данные для материалов приведены в их стандартное состояние (при 25 ° C [77 ° F], 100 кПа).
проверитьY проверять (что проверитьY☒N ?)
Ссылки на инфобоксы

Изоцианид водорода химическое вещество с молекулярной формулой HNC. Это несовершеннолетний таутомер из цианистый водород (HCN). Его значение в области астрохимия связано с его повсеместным распространением в межзвездная среда.

Номенклатура

Обе изоцианид водорода и азанилидинияметанид верны Имена ИЮПАК для HNC. Здесь нет предпочтительное название ИЮПАК. Второй - согласно заместительная номенклатура правила, полученный из родительский гидрид азане (NH3) и анион метанид (C−).[1]

Молекулярные свойства

Изоцианид водорода (HNC) представляет собой линейную трехатомную молекулу с C∞v точечная групповая симметрия. Это цвиттерион и изомер из цианистый водород (HCN).[2] И HNC, и HCN имеют большие, похожие дипольные моменты, с μHNC = 3.05 Дебай и μHCN = 2,98 Дебая соответственно.[3] Эти большие дипольные моменты облегчают наблюдение за этими видами в межзвездная среда.

Таутомерия HNC − HCN

Так как HNC по энергии выше HCN на 3920 см−1 (46,9 кДж / моль), можно было бы предположить, что у этих двух будет равновесное соотношение при температуре ниже 100 Кельвинов 10−25.[4] Однако наблюдения показывают совсем другой вывод; намного выше 10−25, и фактически имеет порядок единицы в холодных условиях. Это происходит из-за потенциальной энергии реакции таутомеризации; есть активационный барьер размером примерно 12000 см−1 чтобы произошла таутомеризация, которая соответствует температуре, при которой HNC уже был бы разрушен нейтрально-нейтральными реакциями.[5]

Спектральные свойства

На практике HNC почти исключительно наблюдаются астрономически с использованием J = 1 → 0 переход. Этот переход происходит на частоте ~ 90,66 ГГц, что является точкой хорошей видимости в атмосферное окно, что делает астрономические наблюдения HNC особенно простыми. Многие другие родственные виды (включая HCN) наблюдаются примерно в том же окне.[6][7]

Значение в межзвездной среде

HNC неразрывно связан с образованием и разрушением множества других важных молекул в межзвездной среде - помимо очевидных партнеров HCN, протонированный цианистый водород (HCNH+), и цианид (CN), HNC связан с распространением многих других соединений либо напрямую, либо через несколько степеней разделения. Таким образом, понимание химии HNC приводит к пониманию бесчисленного множества других видов - HNC является неотъемлемой частью сложной головоломки, представляющей межзвездную химию.

Кроме того, HNC (наряду с HCN) - обычно используемый индикатор плотного газа в молекулярных облаках. Помимо возможности использовать HNC для расследования гравитационный коллапс как средство звездообразования, содержание HNC (относительно содержания других азотистых молекул) может быть использовано для определения стадии эволюции протозвездных ядер.[3]

HCO+Отношение линий / HNC хорошо используется в качестве меры плотности газа.[8] Эта информация дает хорошее представление о механизмах формирования (сверх) светящихся инфракрасных галактик ((U) LIRG), поскольку она предоставляет данные о ядерной среде, звездообразование, и даже черная дыра заправка. Кроме того, соотношение линий HNC / HCN используется для различения области фотодиссоциации и области рентгеновской диссоциации на основании того, что [HNC] / [HCN] приблизительно равно единице в первом случае, но больше единицы во втором.

Изучение HNC - относительно простое занятие, и это одна из главных мотиваций для его изучения. Помимо того, что J = 1 → 0 в прозрачной части атмосферного окна, а также наличие множества изотопомеров, доступных для легкого изучения, и помимо наличия большого дипольного момента, который делает наблюдения особенно простыми, HNC по своей молекулярной природе является довольно простая молекула. Это делает изучение путей реакций, которые приводят к его образованию и разрушению, хорошим средством понимания того, как эти реакции работают в космосе. Кроме того, исследование таутомеризации HNC в HCN (и наоборот), которое было широко изучено, было предложено в качестве модели, с помощью которой могут быть изучены более сложные реакции изомеризации.[5][9][10]

Химия в межзвездной среде

HNC обнаруживается в основном в плотных молекулярных облаках, но повсеместно встречается в межзвездной среде. Его количество тесно связано с количеством других азотсодержащих соединений.[11] HNC формируется в основном за счет диссоциативная рекомбинация из HNCH+ и H2NC+, и он разрушается в основном за счет ионно-нейтральных реакций с ЧАС+
3 и C+.[12][13] Расчеты скорости проводились при 3,16 × 105 лет, что считается ранним временем, и 20 К, что является типичной температурой для плотных молекулярных облаков.[14][15]

Реакции образования
Реагент 1Реагент 2Товар 1Товар 2Константа скоростиСкорость / [H2]2Относительная ставка
HCNH+е−HNCЧАС9.50×10−84.76×10−253.4
ЧАС2NC+е−HNCЧАС1.80×10−71.39×10−251.0
Реакции разрушения
Реагент 1Реагент 2Товар 1Товар 2Константа скоростиСкорость / [H2]2Относительная ставка
ЧАС+
3		HNCHCNH+ЧАС28.10×10−91.26×10−241.7
C+HNCC2N+ЧАС3.10×10−97.48×10−251.0

Эти четыре реакции являются всего лишь четырьмя наиболее доминирующими и, таким образом, наиболее значимыми в формировании содержания HNC в плотных молекулярных облаках; есть еще десятки реакций образования и разрушения HNC. Хотя эти реакции в основном приводят к образованию различных протонированных частиц, HNC тесно связан с распространением многих других азотсодержащих молекул, например, NH3 и CN.[11] Обилие HNC также неразрывно связано с обилием HCN, и эти два фактора, как правило, существуют в определенном соотношении в зависимости от окружающей среды.[12] Это связано с тем, что реакции, которые образуют HNC, часто могут также образовывать HCN, и наоборот, в зависимости от условий, в которых происходит реакция, а также от того, что существуют реакции изомеризации для двух частиц.

Астрономические открытия

HCN (не HNC) был впервые обнаружен в июне 1970 г. L. E. Snyder и D. Buhl с помощью 36-футового радиотелескопа Национальной радиоастрономической обсерватории.[16] Основной молекулярный изотоп H12C14N, наблюдалась через его J = 1 → 0 на частоте 88,6 ГГц в шести различных источниках: W3 (OH), Orion A, Sgr A (NH3A), W49, W51, DR 21 (OH). Вторичный молекулярный изотоп, H13C14N, наблюдалась через его J = 1 → 0 на частоте 86,3 ГГц только в двух из этих источников: Orion A и Sgr A (NH3A). Позднее HCN был обнаружен внегалактическим путем в 1988 г. ИРАМ 30-м телескоп на Пико де Велета в Испании.[17] Это наблюдалось через его J = 1 → 0 на частоте 90,7 ГГц в сторону IC 342.

Ряд обнаружений был сделан ближе к концу подтверждения температурной зависимости отношения содержаний [HNC] / [HCN]. Точное соответствие между температурой и соотношением численности позволит наблюдателям спектроскопически определить соотношение, а затем экстраполировать температуру окружающей среды, что позволит лучше понять среду обитания данного вида. Соотношение содержания редких изотопов HNC и HCN вдоль OMC-1 варьируется более чем на порядок в теплых регионах по сравнению с холодными регионами.[18] В 1992 г. были измерены содержания HNC, HCN и дейтерированных аналогов вдоль хребта и ядра OMC-1 и подтверждена температурная зависимость соотношения содержаний.[6] Обзор гигантского молекулярного облака W 3 в 1997 году показал более 24 различных молекулярных изотопов, включающих более 14 различных химических соединений, включая HNC, HN13C и H15NC. Этот обзор дополнительно подтвердил температурную зависимость отношения содержаний [HNC] / [HCN], на этот раз подтвердив зависимость изотопомеров.[19]

Это не единственные важные открытия HNC в межзвездной среде. В 1997 г. HNC наблюдалась вдоль хребта TMC-1 и его численность относительно HCO+ было обнаружено, что она постоянна вдоль гребня - это привело к подтверждению того, что путь реакции предполагает, что HNC первоначально происходит из HCO+.[7] Одно важное астрономическое открытие, продемонстрировавшее практическое использование наблюдения HNC, произошло в 2006 году, когда концентрации различных азотистых соединений (включая HN13C и H15NC) были использованы для определения стадии эволюции протозвездного ядра Cha-MMS1 на основе относительных величин численности.[3]

11 августа 2014 года астрономы опубликовали исследования с использованием Большая миллиметровая / субмиллиметровая матрица Atacama (ALMA) впервые подробно описал распределение HCN, HNC, ЧАС2CO, и пыль внутри кома из кометы C / 2012 F6 (Леммон) и C / 2012 S1 (ISON).[20][21]

Смотрите также

внешняя ссылка

Рекомендации

  1. ^ Суффикс Илидин относится к потере трех атомов водорода из атома азота в азан (NH+
    4    ) См. Красная книга ИЮПАК 2005 Таблица III, «Суффиксы и окончания», стр. 257.
  2. ^ По, Чин Фонг; Хере, Уоррен Дж. (1 февраля 1982 г.). «Теплота образования изоцианида водорода методом ионно-циклотронной спектроскопии двойного резонанса». Журнал физической химии. 86 (3): 321–322. Дои:10.1021 / j100392a006. ISSN  0022-3654.
  3. ^ а б c Tennekes, P. P .; и другие. (2006). «Картирование HCN и HNC протозвездного ядра Chamaeleon-MMS1». Астрономия и астрофизика. 456 (3): 1037–1043. arXiv:Astro-ph / 0606547. Bibcode:2006 A&A ... 456.1037T. Дои:10.1051/0004-6361:20040294.
  4. ^ Hirota, T .; и другие. (1998). «Изобилие HCN и HNC в ядрах темного облака». Астрофизический журнал. 503 (2): 717–728. Bibcode:1998ApJ ... 503..717H. Дои:10.1086/306032.
  5. ^ а б Bentley, J. A .; и другие. (1993). «Высоко вирационно возбужденный HCN / HNC: собственные значения, волновые функции и спектры накачки вынужденного излучения». J. Chem. Phys. 98 (7): 5209. Bibcode:1993ЖЧФ..98.5207Б. Дои:10.1063/1.464921.
  6. ^ а б Schilke, P .; и другие. (1992). «Исследование HCN, HNC и их изотопомеров в OMC-1. I. Содержание и химия». Астрономия и астрофизика. 256: 595–612. Bibcode:1992A & A ... 256..595S.
  7. ^ а б Pratap, P .; и другие. (1997). «Исследование физики и химии ТМК-1». Астрофизический журнал. 486 (2): 862–885. Bibcode:1997ApJ ... 486..862P. Дои:10.1086/304553. PMID  11540493.
  8. ^ Loenen, A. F .; и другие. (2007). «Молекулярные свойства (U) LIRG: CO, HCN, HNC и HCO.+". Труды симпозиума МАС. 242: 1–5.
  9. ^ Skurski, P .; и другие. (2001). "Ab initio электронная структура HCN− и HNC− дипольно-связанные анионы и описание потери электронов при таутомеризации ». J. Chem. Phys. 114 (17): 7446. Bibcode:2001ЖЧФ.114.7443С. Дои:10.1063/1.1358863.
  10. ^ Jakubetz, W .; Лан, Б. Л. (1997). «Моделирование сверхбыстрой изомеризации цианистого водорода, управляемой ИК-лазером, с селективной селективностью по состоянию на основе глобального трехмерного ab initio потенциала и дипольных поверхностей». Chem. Phys. 217 (2–3): 375–388. Bibcode:1997CP .... 217..375J. Дои:10.1016 / S0301-0104 (97) 00056-6.
  11. ^ а б Тернер, Б. Э .; и другие. (1997). "Физика и химия малых полупрозрачных молекулярных облаков. VIII. HCN и HNC". Астрофизический журнал. 483 (1): 235–261. Bibcode:1997ApJ ... 483..235T. Дои:10.1086/304228.
  12. ^ а б Hiraoka, K .; и другие. (2006). "Как поживают СН3ОН, HNC / HCN и NH3 Образовался в Межзвездной среде? ». AIP Conf. Proc. 855: 86–99. Дои:10.1063/1.2359543.
  13. ^ Doty, S.D .; и другие. (2004). «Физико-химическое моделирование маломассивной протозвезды IRAS 16293-2422». Астрономия и астрофизика. 418 (3): 1021–1034. arXiv:Astro-ph / 0402610. Bibcode:2004A & A ... 418.1021D. Дои:10.1051/0004-6361:20034476.
  14. ^ "База данных UMIST по астрохимии".
  15. ^ Миллар, Т. Дж .; и другие. (1997). "База данных UMIST по астрохимии 1995". Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 121: 139–185. arXiv:1212.6362. Bibcode:1997A и AS..121..139M. Дои:10.1051 / aas: 1997118.
  16. ^ Снайдер, Л. Э .; Буль, Д. (1971). «Наблюдения за радиоизлучением межзвездного цианида водорода». Астрофизический журнал. 163: L47 – L52. Bibcode:1971ApJ ... 163L..47S. Дои:10.1086/180664.
  17. ^ Henkel, C .; и другие. (1988). «Молекулы во внешних галактиках: обнаружение CN, C2H и HNC, а также предварительное обнаружение HC3N ". Астрономия и астрофизика. 201: L23 – L26. Bibcode:1988A & A ... 201L..23H.
  18. ^ Goldsmith, P. F .; и другие. (1986). «Вариации соотношения содержания HCN / HNC в молекулярном облаке Ориона». Астрофизический журнал. 310 (1): 383–391. Bibcode:1986ApJ ... 310..383G. Дои:10.1086/164692. PMID  11539669.
  19. ^ Helmich, F. P .; ван Дишек, Э. Ф. (1997). «Физические и химические изменения в области звездообразования W3». Астрономия и астрофизика. 124 (2): 205–253. Bibcode:1997A и AS..124..205H. Дои:10.1051 / aas: 1997357.
  20. ^ Зубрицкий, Елизавета; Нил-Джонс, Нэнси (11 августа 2014 г.). "РЕЛИЗ 14-038 - Трехмерное исследование комет НАСА показывает, что химический завод работает". НАСА. Получено 12 августа 2014.
  21. ^ Кординер, M.A .; и другие. (11 августа 2014 г.). «Составление карты высвобождения летучих веществ во внутренних кометах комет C / 2012 F6 (Lemmon) и C / 2012 S1 (ISON) с использованием большого миллиметрового / субмиллиметрового массива Atacama». Астрофизический журнал. 792 (1): L2. arXiv:1408.2458. Bibcode:2014ApJ ... 792L ... 2C. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 792/1 / L2.