WikiDer > 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.