Isokyanid vodíku - Hydrogen isocyanide

Isokyanid vodíku
Vazba kyanovodíku
Kyanovodíková náplň prostoru
Jména
Názvy IUPAC
isokyanid vodíku
azanylidiummethanid
Ostatní jména
kyselina isohydrokyanová
kyselina hydroisokyanová
kyselina isoprusová
Identifikátory
3D model (JSmol )
ChEBI
ChemSpider
Vlastnosti
HNC
Molární hmotnost27,03 g / mol
Konjugovaná kyselinaHydrocyanonium
Konjugovaná základnaKyanid
Pokud není uvedeno jinak, jsou uvedeny údaje o materiálech v nich standardní stav (při 25 ° C [77 ° F], 100 kPa).
šekY ověřit (co je šekY☒N ?)
Reference Infoboxu

Isokyanid vodíku je chemická látka s molekulárním vzorcem HNC. Je to nezletilý tautomer z kyanovodík (HCN). Jeho význam v oblasti astrochemie souvisí s jeho všudypřítomností v EU mezihvězdné médium.

Nomenklatura

Oba isokyanid vodíku a azanylidiummethanid Jsou správně Názvy IUPAC pro HNC. Tady není žádný preferovaný název IUPAC. Druhý je podle substituční nomenklatura pravidla, odvozené z mateřský hydrid azan (NH3) a anion methanid (C−).[1]

Molekulární vlastnosti

Izokyanid vodíku (HNC) je lineární triatomická molekula s C.V symetrie skupiny bodů. Je to zwitterion a izomer z kyanovodík (HCN).[2] HNC i HCN mají velké, podobné dipólové momenty, s μHNC = 3.05 Debye a μHCN = 2,98 Debye.[3] Tyto velké dipólové momenty usnadňují snadné pozorování těchto druhů v mezihvězdné médium.

Tautomerismus HNC-HCN

Protože HNC je o 3 920 cm vyšší v energii než HCN−1 (46,9 kJ / mol), dalo by se předpokládat, že dva budou mít rovnovážný poměr při teplotách pod 100 Kelvinů 10−25.[4] Pozorování však ukazují velmi odlišný závěr; je mnohem vyšší než 10−25, a je ve skutečnosti v jednotě v chladném prostředí. Důvodem je potenciální energetická cesta tautomerizační reakce; aktivační bariéra je řádově zhruba 12 000 cm−1 aby došlo k tautomerizaci, která odpovídá teplotě, při které by již byl HNC zničen neutrálně neutrálními reakcemi.[5]

Spektrální vlastnosti

V praxi je HNC téměř výlučně astronomicky pozorováno pomocí J = 1 → 0 přechod. K tomuto přechodu dochází na ~ 90,66 GHz, což je bod dobré viditelnosti v atmosférické okno, čímž jsou astronomická pozorování HNC obzvláště jednoduchá. Mnoho dalších příbuzných druhů (včetně HCN) je pozorováno zhruba ve stejném okně.[6][7]

Význam v mezihvězdném médiu

HNC je složitě spojen s tvorbou a destrukcí mnoha dalších důležitých molekul v mezihvězdném prostředí - kromě zřejmých partnerů HCN, protonovaný kyanovodík (HCNH+), a kyanid (CN), HNC je spojen s množstvím mnoha dalších sloučenin, a to buď přímo, nebo prostřednictvím několika stupňů separace. Porozumění chemii HNC jako takové vede k pochopení bezpočtu dalších druhů - HNC je nedílnou součástí složité skládačky představující mezihvězdnou chemii.

Kromě toho je HNC (vedle HCN) běžně používaným indikátorem hustého plynu v molekulárních oblacích. Kromě možnosti použít HNC k vyšetřování gravitační kolaps jako prostředek k formování hvězd lze použít hojnost HNC (ve vztahu k množství jiných dusíkatých molekul) ke stanovení evolučního stádia protostelárních jader.[3]

HCO+Poměr potrubí / HNC se s dobrým účinkem používá jako měřítko hustoty plynu.[8] Tato informace poskytuje skvělý vhled do mechanismů tvorby (Ultra-) světelných infračervených galaxií ((U) LIRG), protože poskytuje údaje o jaderném prostředí, tvorba hvězd, a dokonce Černá díra tankování. Kromě toho se k rozlišení rozlišuje poměr čáry HNC / HCN fotodisociační oblasti a oblasti rentgenové disociace na základě toho, že [HNC] / [HCN] je zhruba jednota v první, ale větší než jednota v druhé.

Studium HNC je relativně jednoduché a je to jedna z největších motivací pro jeho studium. Kromě toho, že má J = 1 → 0 přechod v jasné části atmosférického okna a kromě toho, že jsou k dispozici četné izotopomery také pro snadné studium, a kromě toho, že má velký dipólový moment, díky kterému jsou pozorování obzvláště jednoduchá, je HNC ve své molekulární povaze docela jednoduchá molekula. Díky tomu je studium reakčních drah, které vedou k jeho tvorbě a zničení, dobrým prostředkem k získání vhledu do fungování těchto reakcí ve vesmíru. Dále byla jako model, kterým lze studovat složitější izomerizační reakce, navržena studie tautomerizace HNC na HCN (a naopak), která byla rozsáhle studována.[5][9][10]

Chemie v mezihvězdném prostředí

HNC se nachází především v hustých molekulárních oblacích, i když je v mezihvězdném prostředí všudypřítomný. Jeho hojnost úzce souvisí s množstvím jiných sloučenin obsahujících dusík.[11] HNC se tvoří především prostřednictvím disociativní rekombinace z HNCH+ a H2NC+a je zničen primárně iontově neutrálními reakcemi s H+
3 a C.+.[12][13] Výpočty rychlosti byly provedeny na 3,16 × 105 let, což je považováno za časný čas, a při 20 K, což je typická teplota pro husté molekulární mraky.[14][15]

Formační reakce
Reaktant 1Reaktant 2Produkt 1Produkt 2Rychlostní konstantaSazba / [H2]2Relativní sazba
HCNH+E−HNCH9.50×10−84.76×10−253.4
H2NC+E−HNCH1.80×10−71.39×10−251.0
Destrukční reakce
Reaktant 1Reaktant 2Produkt 1Produkt 2Rychlostní konstantaSazba / [H2]2Relativní sazba
H+
3		HNCHCNH+H28.10×10−91.26×10−241.7
C+HNCC2N+H3.10×10−97.48×10−251.0

Tyto čtyři reakce jsou pouze čtyřmi nejdominantnějšími, a tedy nejvýznamnějšími při tvorbě hojnosti HNC v hustých molekulárních oblacích; existuje desítky dalších reakcí na vznik a zničení HNC. Ačkoli tyto reakce primárně vedou k různým protonovaným druhům, HNC je úzce spojen s množstvím mnoha dalších molekul obsahujících dusík, například NH3 a CN.[11] Množství HNC je také neúprosně spojeno s množstvím HCN a tyto dva mají tendenci existovat ve specifickém poměru založeném na prostředí.[12] Je to proto, že reakce, které tvoří HNC, mohou často také tvořit HCN a naopak, v závislosti na podmínkách, ve kterých reakce probíhá, a také to, že existují izomerační reakce pro tyto dva druhy.

Astronomické detekce

HCN (ne HNC) byl poprvé detekován v červnu 1970 L. E. Snyderem a D. Buhlem pomocí 36 stop vysokého radioteleskopu Národní radioastronomické observatoře.[16] Hlavní molekulární izotop, H12C14N, byl pozorován prostřednictvím jeho J = 1 → 0 přechod na 88,6 GHz v šesti různých zdrojích: W3 (OH), Orion A, Sgr A (NH3A), W49, W51, DR 21 (OH). Sekundární molekulární izotop, H13C14N, byl pozorován prostřednictvím jeho J = 1 → 0 přechod na 86,3 GHz pouze ve dvou z těchto zdrojů: Orion A a Sgr A (NH3A). HCN byl později extragalakticky detekován v roce 1988 pomocí IRAM 30 m dalekohled u Pico de Veleta ve Španělsku.[17] Bylo to pozorováno prostřednictvím jeho J = 1 → 0 přechod na 90,7 GHz směrem k IC 342.

Ke konci potvrzování teplotní závislosti poměru hojnosti [HNC] / [HCN] bylo provedeno několik detekcí. Pozorovatelům by to umožnilo silné přizpůsobení mezi teplotou a poměrem hojnosti spektroskopicky detekovat poměr a poté extrapolovat teplotu prostředí, čímž získá velký přehled o prostředí druhu. Poměr hojnosti vzácných izotopů HNC a HCN podél OMC-1 se liší o více než řádově v teplých oblastech oproti chladným oblastem.[18] V roce 1992 byly měřeny četnosti HNC, HCN a deuterovaných analogů podél hřebene a jádra OMC-1 a byla potvrzena teplotní závislost poměru hojnosti.[6] Průzkum obrovského molekulárního mraku W 3 v roce 1997 ukázal více než 24 různých molekulárních izotopů, které obsahovaly více než 14 odlišných chemických druhů, včetně HNC, HN13C a H15NC. Tento průzkum dále potvrdil teplotní závislost poměru hojnosti, [HNC] / [HCN], tentokrát se potvrdila závislost izotopomerů.[19]

Nejedná se o jediné detekce důležitosti HNC v mezihvězdném prostředí. V roce 1997 byl HNC pozorován podél hřebene TMC-1 a jeho množství v poměru k HCO+ bylo zjištěno, že je podél hřebene konstantní - to vedlo k důvěryhodnosti reakční dráhy, která předpokládá, že HNC je původně odvozen z HCO+.[7] Jedna významná astronomická detekce, která demonstrovala praktické využití pozorování HNC, se objevila v roce 2006, kdy byly přítomny množství různých dusíkatých sloučenin (včetně HN13C a H15NC) byly použity k určení stupně evoluce protostelárního jádra Cha-MMS1 na základě relativních velikostí abundancí.[3]

Dne 11. srpna 2014 astronomové zveřejnili studie využívající Pole Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) poprvé to podrobně rozdělilo HCN, HNC, H2CO, a prach uvnitř comae z komety C / 2012 F6 (Lemmon) a C / 2012 S1 (ISON).[20][21]

Viz také

externí odkazy

Reference

  1. ^ Přípona ylidýn se týká ztráty tří atomů vodíku z atomu dusíku v azan (NH+
    4    ) Viz Červená kniha IUPAC 2005 Tabulka III, „Přípony a zakončení“, s. 257.
  2. ^ Pau, Chin Fong; Hehre, Warren J. (02.02.1982). „Teplo tvorby izokyanidu vodíku iontovou cyklotronovou dvojitou rezonanční spektroskopií“. The Journal of Physical Chemistry. 86 (3): 321–322. doi:10.1021 / j100392a006. ISSN  0022-3654.
  3. ^ A b C Tennekes, P. P .; et al. (2006). "HCN a HNC mapování protostelárního jádra Chamaeleon-MMS1". Astronomie a astrofyzika. 456 (3): 1037–1043. arXiv:astro-ph / 0606547. Bibcode:2006A & A ... 456.1037T. doi:10.1051/0004-6361:20040294.
  4. ^ Hirota, T .; et al. (1998). „Hojnost HCN a HNC v jádrech temných mraků“. Astrofyzikální deník. 503 (2): 717–728. Bibcode:1998ApJ ... 503..717H. doi:10.1086/306032.
  5. ^ A b Bentley, J. A .; et al. (1993). „Vysoce viračně vzrušený HCN / HNC: Vlastní čísla, vlnové funkce a stimulovaná spektra čerpání emisí“. J. Chem. Phys. 98 (7): 5209. Bibcode:1993JChPh..98,5207B. doi:10.1063/1.464921.
  6. ^ A b Schilke, P .; et al. (1992). „Studie HCN, HNC a jejich izotopomerů v OMC-1. I. Hojnosti a chemie“. Astronomie a astrofyzika. 256: 595–612. Bibcode:1992 A & A ... 256..595S.
  7. ^ A b Pratap, P .; et al. (1997). „Studium fyziky a chemie TMC-1“. Astrofyzikální deník. 486 (2): 862–885. Bibcode:1997ApJ ... 486..862P. doi:10.1086/304553. PMID  11540493.
  8. ^ Loenen, A. F .; et al. (2007). "Molekulární vlastnosti (U) LIRG: CO, HCN, HNC a HCO+". Sborník sympozia IAU. 242: 1–5.
  9. ^ Skurski, P .; et al. (2001). "Ab initio elektronická struktura HCN− a HNC− anionty vázané na dipól a popis ztráty elektronů při tautomerizaci ". J. Chem. Phys. 114 (17): 7446. Bibcode:2001JChPh.114.7443S. doi:10.1063/1.1358863.
  10. ^ Jakubetz, W .; Lan, B.L. (1997). „Simulace ultrarychlé stavově selektivní IR-laserem řízené izomerizace kyanovodíku na základě globálního 3D ab initio potenciálu a dipólových povrchů“. Chem. Phys. 217 (2–3): 375–388. Bibcode:1997CP .... 217..375J. doi:10.1016 / S0301-0104 (97) 00056-6.
  11. ^ A b Turner, B. E .; et al. (1997). „Fyzika a chemie malých průsvitných molekulárních mraků. VIII. HCN a HNC“. Astrofyzikální deník. 483 (1): 235–261. Bibcode:1997ApJ ... 483..235T. doi:10.1086/304228.
  12. ^ A b Hiraoka, K .; et al. (2006). „Jak se má CH3OH, HNC / HCN a NH3 Vytvořeno v mezihvězdném médiu? ". AIP Conf. Proc. 855: 86–99. doi:10.1063/1.2359543.
  13. ^ Doty, S. D .; et al. (2004). „Fyzikálně-chemické modelování nízkohmotného protostaru IRAS 16293-2422“. Astronomie a astrofyzika. 418 (3): 1021–1034. arXiv:astro-ph / 0402610. Bibcode:2004 A & A ... 418.1021D. doi:10.1051/0004-6361:20034476.
  14. ^ „Databáze UMIST pro astrochemii“.
  15. ^ Millar, T. J .; et al. (1997). "Databáze UMIST pro astrochemii 1995". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 121: 139–185. arXiv:1212.6362. Bibcode:1997A & AS..121..139M. doi:10.1051 / aas: 1997118.
  16. ^ Snyder, L. E.; Buhl, D. (1971). "Pozorování rádiových emisí z mezihvězdného kyanovodíku". Astrofyzikální deník. 163: L47 – L52. Bibcode:1971ApJ ... 163L..47S. doi:10.1086/180664.
  17. ^ Henkel, C .; et al. (1988). „Molekuly ve vnějších galaxiích: detekce CN, C2H a HNC a předběžná detekce HC3N “. Astronomie a astrofyzika. 201: L23 – L26. Bibcode:1988A & A ... 201L..23H.
  18. ^ Goldsmith, P. F .; et al. (1986). "Změny v poměru hojnosti HCN / HNC v molekulárním mraku Orion". Astrofyzikální deník. 310 (1): 383–391. Bibcode:1986ApJ ... 310..383G. doi:10.1086/164692. PMID  11539669.
  19. ^ Helmich, F. P .; van Dishoeck, E. F. (1997). „Fyzikální a chemické variace v oblasti tvorby hvězd W3“. Astronomie a astrofyzika. 124 (2): 205–253. Bibcode:1997A & AS..124..205H. doi:10.1051 / aas: 1997357.
  20. ^ Zubritský, Elizabeth; Neal-Jones, Nancy (11. srpna 2014). „ZPRÁVA 14-038 - 3D studie komet NASA odhaluje chemickou továrnu při práci“. NASA. Citováno 12. srpna 2014.
  21. ^ Cordiner, M. A.; et al. (11. srpna 2014). „Mapování uvolňování těkavých látek ve vnitřních koméách komet C / 2012 F6 (Lemmon) a C / 2012 S1 (ISON) pomocí pole Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array“. Astrofyzikální deník. 792 (1): L2. arXiv:1408.2458. Bibcode:2014ApJ ... 792L ... 2C. doi:10.1088 / 2041-8205 / 792/1 / L2.