양성화수소시안화수소

HCNH는⁺ 양성화된 시안화수소라고도 알려져 있으며 천체물리학적 관심의 분자 이온이다. 그것은 또한 초산물로 형성되었을 때 응축된 상태로 존재한다.

구조

지상 상태에서 HC+NH는 단순한 선형 분자인데 반해 흥분한 트리플트 상태는 cis와 trans Isomeric 형태를 가질 것으로 예상된다. 고에너지 구조 등유체 HCN과₂⁺ C+NH도₂ 이론적으로 연구되었다.^[5]

실험실 연구

비교적 단순한⁺ 분자 이온으로서 HCNH는 실험실에서 광범위하게 연구되어 왔다. 어떤 파장에서든 취해진 최초의 스펙트럼은 적외선 내 ro₂(C-H 스트레치) 회전반대에 초점을 맞췄다. ^[6] 곧이어 같은 저자들이 ν₁(N-H 스트레치) 밴드에 대한 조사에 대해 보고했다. ^[7] 이러한 초기 연구에 이어, 여러 그룹이 ν₃ 밴드(C≡N 스트레치), ^[8]ν₄ 밴드(H-C≡N 벤드), ^[9]ν₅ 밴드(H-N≡C 벤드)에 대한 연구를 포함하여 HCNH의⁺ 다양한 회전 스펙트럼에 관한 원고를 발표하였다.^[10]

이러한 모든 연구가 적외선 내 회전 스펙트럼에 초점을 맞췄지만, 1998년에 이르러서야 마이크로파 영역에서 HCNH의⁺ 순수 회전 스펙트럼에 대한 조사가 이루어질 수 있을 만큼 기술이 발전했다. 이때 HCNH⁺ 및 그 동위원소 HCND와⁺ DCND에⁺ 대한 마이크로파 스펙트럼이 발표되었다.^[11] 최근에는 분자 회전 상수 B와 D를 보다 정밀하게 결정하기 위해 HCNH의⁺ 순수 회전 스펙트럼을 다시 측정했다.^[12]

형성과 파괴

astrochemistry.net의 데이터베이스에 따르면, HCNH의⁺ 가장 진보된 화학 모델은 71개의 총 형성 반응과 21개의 총 파괴 반응이다. 그러나 이 중 극히 일부만이 전체적인 형성과 파괴를 지배한다.^[13] 형성의 경우 7개의 지배적인 반응은 다음과 같다.

H⁺
₃ + HCN → HCNH⁺ + H₂

H⁺
₃ + HNC → HCNH⁺ + H₂

HCO⁺ + HCN → HCNH⁺ + CO

HCO⁺ + HNC → HCNH⁺ + CO

H₃O⁺ + HCN → HCNH⁺ + H₂O

H₃O⁺ + HNC → HCNH⁺ + H₂O

C⁺ + NH₃ → HCNH⁺ + H

천문탐지

초기 성간 검출

HCNH는⁺ 1986년 성간 공간에서 NRAO 12m 접시와 텍사스 밀리미터파 관측소를 이용해 촘촘한 구름 Sgr B2를 향해 처음 검출됐다.^[14] 이러한 관측치는 각각 74, 148, 222 GHz에서 J = 1–0, 2–1, 3–2 순회전 전환을 활용했다.

이후 항성 간 탐지

초기 검출 이후, DR 21(OH)^[15]뿐만 아니라 TMC-1에서도^[15] HCNH가⁺ 관찰되었다.^[17] Sgr B2를 향한 초기 검출도 확인되었다.^[15][18] 이 세 가지 선원은 모두 촘촘한 분자 구름으로, 현재까지 HCNH는⁺ 확산성간 물질에서 검출되지 않았다.

솔라 시스템 본체

분광법을 통해 직접 검출되지는 않지만, 카시니 우주 탐사선에 탑재된 이온 및 중성질량분광계(INMS) 계측기의 데이터를 근거로 HCNH의⁺ 존재는 토성의 가장 큰 달 타이탄 대기권에 존재하는 것으로 추정되고 있다.^[19] 타이탄 대기 모형은 HCNH가⁺ 존재하는 지배적인 이온이며, 질량 스펙트럼의 강한 피크가 될 것이라고 예측했다. m/z = 28은 이 이론을 지지하는 것 같다.

1997년 HCNH를⁺ 찾기 위해 장기 혜성 Hale-Bopp에 대한 관찰이 이루어졌으나 검출되지 않았다. 그러나 이러한 관측에서 도출된 상한은 HCN, HNC, CN의 검출과 함께 혜성과 관련된 화학성을 이해하는 데 중요하다.

참조