이소시아니드 수소

Hydrogen isocyanide
이소시아니드 수소
Hydrogen cyanide bonding
Hydrogen cyanide space filling
이름
IUPAC 이름
이소시아니드 수소
아자닐리디늄메탄나이드
기타 이름
이소하이드로사이안산
하이드로이소시안산
이소프루스산
식별자
3D 모델(JSmol)
2069401
체비
켐스파이더
113
펍켐 CID
특성.
HNC
어금질량 27.03 g/190
콘게이트산 하이드로시아노늄
콘게이트 베이스 시안화
달리 명시된 경우를 제외하고, 표준 상태(25°C [77°F], 100 kPa)의 재료에 대한 데이터가 제공된다.
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Infobox 참조 자료

수소 이소시아니드는 분자식 HNC를 가진 화학 물질이다. 시안화수소(HCN)의 경미한 토토머다. 천체화학 분야에서 그것의 중요성은 성간 매체의 편재성과 관련이 있다.

명명법

수소 이소시아니드와 아자닐니듐메탄니드 모두 HNC의 IUPAC 명칭이 정확하다. 선호하는 IUPAC 이름은 없다. 두 번째 것은 대체 명명 규칙에 따르며, 부모 하이드라이드 아잔(NH3)과 음이온 메타니드(C−)에서 파생된다.[1]

분자 특성

수소 이소시아니드(HNC)는 C점군∞v 대칭성을 갖는 선형 3원자 분자다. zwitterion과 시안화수소(HCN)의 이소머다.[2] HNC와 HCN은 모두 크고HNC 유사한 쌍극모멘트를 가지며, 각각 μ = 3.05 데비와 μHCN = 2.98 데비를 가진다.[3] 이러한 큰 쌍극자 순간은 성간 매질에서 이러한 종들을 쉽게 관찰할 수 있게 해준다.

HNC−HCN tautomerism

HNC가 HCN보다 3920 cm−1(46.9 kJ/mol)만큼 에너지가 높기 때문에 두 사람이 평형비 C [ H 를 갖는다고 가정할 수 있다. 100켈빈 이하의 온도에서 10−25.[4] 그러나 관측치는 매우 다른 결론을 보여준다;([ [ H ) b 은 10보다−25 훨씬 높으며, 실제로 추운 환경에서는 통일의 순서에 있다. 이는 tautomerization reaction의 잠재적 에너지 경로 때문이다; tautomerization이 발생하기 위한 약 12,000 cm의−1 순서에 활성 장벽이 있으며, 이는 HNC가 이미 중립적 반응에 의해 파괴되었을 온도에 해당한다.[5]

스펙트럼 특성

실제로 HNC는 거의 독점적으로 J = 1→0 전환을 사용하여 천문학적으로 관측된다. 이러한 전환은 대기 창에서 가시성이 좋은 지점인 ~90.66GHz에서 발생하므로 HNC의 천문 관측은 특히 간단하다. 다른 많은 관련 종(HCN 포함)은 대략 같은 창에서 관찰된다.[6][7]

성간 매체에서의 유의성

HNC는 HCN, 양성화 수소 청산가리(HCNH+) 및 청산가리(CNN)와 달리 성간 매체에서 중요한 다른 수많은 분자의 형성과 파괴에 복잡하게 연관되어 있으며, HNC는 직접 또는 몇 단계의 분리를 통해 다른 많은 화합물의 부존에 연결되어 있다. 이와 같이 HNC의 화학에 대한 이해는 수많은 다른 종을 이해하게 한다.HNC는 성간 케미스트리를 대표하는 복잡한 퍼즐의 필수품이다.

더욱이 HNC(HCN과 함께)는 분자구름에 있는 밀집 가스의 추적자(tracer)로 흔히 사용된다. 항성 형성의 수단으로 중력 붕괴를 조사하기 위해 HNC를 사용할 수 있는 잠재력 외에도, HNC 풍부함(기타 질소 분자의 풍부함과 관련됨)을 사용하여 원성 코어의 진화 단계를 결정할 수 있다.[3]

HCO+/HNC 라인 비율은 가스 밀도의 척도로서 좋은 효과를 얻기 위해 사용된다.[8] 이 정보는 (Ultra-)의 형성 메커니즘에 대한 큰 통찰력을 제공한다.발광 적외선 은하 (U)LIRGs, 그것은 핵 환경, 항성 형성, 심지어 블랙홀 연료 공급에 관한 데이터를 제공한다. 더욱이 HNC/HCN 라인 비율은 [HNC]/[HCN]이 전자에서는 대략적으로 통일성이지만 후자에서는 통일성보다 크다는 것을 근거로 하여 광선분해 지역과 X선분해 지역을 구별하기 위해 사용된다.

HNC에 대한 연구는 비교적 간단한 연구로, 이것이 그 연구의 가장 큰 동기 중 하나이다. 대기 창문의 투명한 부분에 J = 1→0 전환이 있을 뿐 아니라 수많은 동위원소들을 쉽게 연구할 수 있을 뿐만 아니라, 관찰을 특별히 단순하게 만드는 큰 쌍극자 모멘트를 갖는 것 외에, HNC는 분자적 성격상 상당히 단순한 분자다. 이것은 그것의 형성과 파괴로 이어지는 반응 경로에 대한 연구를 우주에서 이러한 반응의 작용에 대한 통찰력을 얻는 좋은 수단으로 만든다. 나아가 광범위하게 연구되어 온 HNC에 대한 HCN(그리고 그 반대의 경우도 마찬가지)의 totomerization에 대한 연구는 보다 복잡한 이성질화 반응을 연구할 수 있는 모델로 제시되어 왔다.[5][9][10]

성간 매체의 화학

HNC는 성간 매체에서 어디에나 존재하지만 주로 밀집된 분자 구름에서 발견된다. 그것의 풍부함은 다른 질소 함유 화합물의 풍부함과 밀접하게 연관되어 있다.[11] HNC는 주로 HNCH와+ HNC의2+ 분화재조합을 통해 형성되며, H+
3, C와의+ 이온중립반응을 통해 주로 파괴된다.[12][13] 속도 계산은 초기라고 여겨지는 3.16 × 105 년, 그리고 밀집된 분자 구름의 전형적인 온도인 20 K에서 이루어졌다.[14][15]

포메이션 리액션
반응제 1 반응제 2 제품 1 제품 2 요율 상수 요금/[H2]2 상대 속도
HCNH+ e− HNC H 9.50×10−8 4.76×10−25 3.4
H2NC+ e− HNC H 1.80×10−7 1.39×10−25 1.0
파괴 반응
반응제 1 반응제 2 제품 1 제품 2 요율 상수 요금/[H2]2 상대 속도
H+
3		 HNC HCNH+ H2 8.10×10−9 1.26×10−24 1.7
C+ HNC 씨엔2+ H 3.10×10−9 7.48×10−25 1.0

이 네 가지 반응은 단지 네 가지 가장 우세한 반응일 뿐이며, 따라서 밀도 높은 분자 구름에서 HNC 분자 분자 형성에서 가장 중요한 것은 HNC의 형성과 파괴에 대한 수십 개의 반응이 더 있다. 비록 이러한 반응이 주로 다양한 양성 종으로 이어지지만, HNC는 예를 들어3 NH와 CN과 같은 분자를 포함한 많은 다른 질소들의 풍부함과 밀접하게 연관되어 있다.[11] 풍요로운 HNC는 HCN의 풍요로움과도 무한히 연계되어 있으며, 두 가지는 환경에 따라 특정한 비율로 존재하는 경향이 있다.[12] HNC를 형성하는 반응도 종종 HCN을 형성할 수 있고, 그 반대도 반응이 일어나는 조건에 따라 HCN을 형성할 수 있으며, 또한 두 종에 대한 이성질화 반응이 존재하기 때문이다.

천문탐지

HCN(HNC가 아님)은 L. E. Snyder와 D에 의해 1970년 6월에 처음 검출되었다. Buhl은 국립 전파천문대의 36피트 전파망원경을 사용한다.[16] 주 분자 동위원소인 HCN은1214 88.6GHz에서 W3(OH), 오리온 A, Sgr A(NH3A), W49, W51, DR 21(OH)의 6가지 선원에서 J = 1→0 전환을 통해 관측되었다. 2차 분자 동위원소인 HCN은1314 J = 1→0 변환을 통해 다음 두 선원에서만 관측되었다. 오리온 A와 Sgr A(NH3A). 이후 1988년 스페인 피코 데 벨레타에서 IRAM 30m 망원경을 사용하여 HCN이 외부에서 검출되었다.[17] 그것은 90.7GHz에서 IC 342로 향하는 J = 1→0 전환을 통해 관찰되었다.

[HNC]/[HCN]의 풍부률의 온도 의존성을 확인하는 것이 끝날 무렵에 여러 가지 탐지가 이루어졌다. 온도와 풍요비 사이의 강한 적합성은 관찰자들이 그 비율을 분광학적으로 감지한 다음 환경의 온도를 추론할 수 있게 하여 종의 환경에 대한 큰 통찰력을 얻을 수 있게 한다. OMC-1을 따라 HNC와 HCN의 희귀 동위원소의 풍부 비율은 따뜻한 지역 대 추운 지역에서 규모 순서 이상 차이가 있다.[18] 1992년에는 OMC-1 능선과 노심을 따라 HNC, HCN, 탈수 아날로그의 부존도를 측정하여 풍요비의 온도 의존성을 확인하였다.[6] 1997년 W 3 Giant Molecular Cloud의 조사에 따르면13 HNC, HNC, HNC를15 포함한 14개 이상의 구별되는 화학 종으로 구성된 24개 이상의 분자 동위원소가 발견되었다. 이 조사는 더 나아가 풍요비 [HNC]/[HCN]의 온도 의존성을 확인하였으며, 이번에는 동위원소 의존도를 확인하였다.[19]

성간 매체에서 HNC의 중요성에 대한 탐지는 이들뿐만이 아니다. 1997년에 TMC-1 능선을 따라 HNC가 관찰되었고 HCO에+ 대한 HNC의 풍부함이 능선을 따라 일정하다는 것이 확인되었다. 이는 HNC가 HCO에서+ 처음 유래되었다는 것을 전제로 하는 반응 경로를 신뢰하게 했다.[7] HNC 관찰의 실용적 사용을 입증하는 중요한 천문학적 검출은 2006년에 발생했는데, 이때 다양한 질소 화합물(HNC와13 HNC15 포함)의 교량이 교량의 상대적 크기를 바탕으로 원성 코어 Cha-MMS1의 진화 단계를 결정하는 데 사용되었다.[3]

2014년 8월 11일 천문학자들은 아타카마 Large Milimeter/Submilimeter Array(ALMA)를 처음으로 사용해 혜성 C/2012 F6(Lemon)과 C/2012 S1(ISON)의 혜성 내부의 HCN, HNC, HCO2 및 먼지 분포를 상세히 설명한 연구를 발표했다.[20][21]

참고 항목

외부 링크

참조

  1. ^ 접미사 일리디네는 아자늄(NH+
    4    )에서 질소 원자로부터 수소 원자 3개를 분실한 것을 말한다. IUPAC Red Book 2005 표 III, "Suffixes and Endings", 페이지 257을 참조하라.
  2. ^ Pau, Chin Fong; Hehre, Warren J. (1982-02-01). "Heat of formation of hydrogen isocyanide by ion cyclotron double resonance spectroscopy". The Journal of Physical Chemistry. 86 (3): 321–322. doi:10.1021/j100392a006. ISSN 0022-3654.
  3. ^ Jump up to: a b c Tennekes, P. P.; et al. (2006). "HCN and HNC mapping of the protostellar core Chamaeleon-MMS1". Astronomy and Astrophysics. 456 (3): 1037–1043. arXiv:astro-ph/0606547. Bibcode:2006A&A...456.1037T. doi:10.1051/0004-6361:20040294. S2CID 54492819.
  4. ^ Hirota, T.; et al. (1998). "Abundances of HCN and HNC in Dark Cloud Cores". Astrophysical Journal. 503 (2): 717–728. Bibcode:1998ApJ...503..717H. doi:10.1086/306032.
  5. ^ Jump up to: a b Bentley, J. A.; et al. (1993). "Highly virationally excited HCN/HNC: Eigenvalues, wave functions, and stimulated emission pumping spectra". J. Chem. Phys. 98 (7): 5209. Bibcode:1993JChPh..98.5207B. doi:10.1063/1.464921.
  6. ^ Jump up to: a b Schilke, P.; et al. (1992). "A study of HCN, HNC and their isotopomers in OMC-1. I. Abundances and chemistry". Astronomy and Astrophysics. 256: 595–612. Bibcode:1992A&A...256..595S.
  7. ^ Jump up to: a b Pratap, P.; et al. (1997). "A Study of the Physics and Chemistry of TMC-1". Astrophysical Journal. 486 (2): 862–885. Bibcode:1997ApJ...486..862P. doi:10.1086/304553. PMID 11540493.
  8. ^ Loenen, A. F.; et al. (2007). "Molecular properties of (U)LIRGs: CO, HCN, HNC and HCO+". Proceedings IAU Symposium. 242: 1–5. arXiv:0709.3423. Bibcode:2007IAUS..242..462L. doi:10.1017/S1743921307013609. S2CID 14398456.
  9. ^ Skurski, P.; et al. (2001). "Ab initio electronic structure of HCN− and HNC− dipole-bound anions and a description of electron loss upon tautomerization". J. Chem. Phys. 114 (17): 7446. Bibcode:2001JChPh.114.7443S. doi:10.1063/1.1358863.
  10. ^ Jakubetz, W.; Lan, B. L. (1997). "A simulation of ultrafast state-selective IR-laser-controlled isomerization of hydrogen cyanide based on global 3D ab initio potential and dipole surfaces". Chem. Phys. 217 (2–3): 375–388. Bibcode:1997CP....217..375J. doi:10.1016/S0301-0104(97)00056-6.
  11. ^ Jump up to: a b Turner, B. E.; et al. (1997). "The Physics and Chemistry of Small Translucent Molecular Clouds. VIII. HCN and HNC". Astrophysical Journal. 483 (1): 235–261. Bibcode:1997ApJ...483..235T. doi:10.1086/304228.
  12. ^ Jump up to: a b Hiraoka, K.; et al. (2006). "How are CH3OH, HNC/HCN, and NH3 Formed in the Interstellar Medium?". AIP Conf. Proc. 855: 86–99. Bibcode:2006AIPC..855...86H. doi:10.1063/1.2359543.
  13. ^ Doty, S. D.; et al. (2004). "Physical-chemical modeling of the low-mass protostar IRAS 16293-2422". Astronomy and Astrophysics. 418 (3): 1021–1034. arXiv:astro-ph/0402610. Bibcode:2004A&A...418.1021D. doi:10.1051/0004-6361:20034476. S2CID 2960790.
  14. ^ "The UMIST Database for Astrochemistry".
  15. ^ Millar, T. J.; et al. (1997). "The UMIST database for astrochemistry 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). "Observations of Radio Emission from Interstellar Hydrogen Cyanide". Astrophysical Journal. 163: L47–L52. Bibcode:1971ApJ...163L..47S. doi:10.1086/180664.
  17. ^ Henkel, C.; et al. (1988). "Molecules in external galaxies: the detection of CN, C2H, and HNC, and the tentative detection of HC3N". Astronomy and Astrophysics. 201: L23–L26. Bibcode:1988A&A...201L..23H.
  18. ^ Goldsmith, P. F.; et al. (1986). "Variations in the HCN/HNC Abundance Ratio in the Orion Molecular Cloud". Astrophysical Journal. 310 (1): 383–391. Bibcode:1986ApJ...310..383G. doi:10.1086/164692. PMID 11539669.
  19. ^ Helmich, F. P.; van Dishoeck, E. F. (1997). "Physical and chemical variations within the W3 star-forming region". Astronomy and Astrophysics. 124 (2): 205–253. Bibcode:1997A&AS..124..205H. doi:10.1051/aas:1997357.
  20. ^ Zubritsky, Elizabeth; Neal-Jones, Nancy (11 August 2014). "RELEASE 14-038 - NASA's 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work". NASA. Retrieved 12 August 2014.
  21. ^ Cordiner, M.A.; et al. (11 August 2014). "Mapping the Release of Volatiles in the Inner Comae of Comets C/2012 F6 (Lemmon) and C/2012 S1 (ISON) Using the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array". The Astrophysical Journal. 792 (1): L2. arXiv:1408.2458. Bibcode:2014ApJ...792L...2C. doi:10.1088/2041-8205/792/1/L2. S2CID 26277035.