Hidrogén-izocianid

A hidrogén-izocianid szervetlen vegyület, képlete HNC. A hidrogén-cianid (HCN) tautomerje. Asztrokémiai fontosságát a csillagközi térben való gyakorisága okozza

Nevezéktan

A hidrogén-izocianid és az azanilidíniummetanid is a HNC helyes neve. Nincs preferált név. A második név a szubsztitutív nevezéktannak felel meg, és az azán (NH₃) és a metanid (CH−3) nevekből származik.^{[* 1]}

Jellemzők

A hidrogén-izocianid (HNC) lineáris háromatomos molekula C_∞v pontcsoport-szimmetriával Ikerionos vegyület, és a hidrogén-cianid (HCN) tautomerje.^[1] A HNC és a HCN dipólusmomentuma hasonló: $\mu _{\mathrm {HNC} }=3{,}05\ \mathrm {D} ,\mu _{\mathrm {HCN} }=2{,}98\ \mathrm {D} .$ ^[2] E nagy dipólusmomentum miatt könnyen észlelhetők e molekulák a csillagközi térben.

HNC–HCN tautoméria

Mivel a HNC energiája a HCN-nél 3920 cm⁻¹-nel (46,9 kJ/mol) nagyobb, ez alapján az egyensúlyi arány $\left({\frac {[\mathrm {HNC} ]}{[\mathrm {HCN} ]}}\right)_{eq}\approx 10^{-25}$ lenne 100 K alatt.^[3] Azonban megfigyelések szerint $\left({\frac {[\mathrm {HNC} ]}{[\mathrm {HCN} ]}}\right)_{obs}$ sokkal nagyobb 10⁻²⁵-nél – hideg környezetben akár 1 közelében is lehet. Ez azért van, mert a tautomerizáció aktivációs energiája közel 12 000 cm⁻¹, mely a HNC semleges-semleges reakciók általi megsemmisítését okozó hőmérsékletet jelent.^[4]

Spektrum

A gyakorlatban a HNC gyakran a mintegy 90,66 GHz-en történő $J=1\to 0$ átmenettel figyelhető meg. Ez a rádiósávhoz tartozik, így a HNC igen egyszerűen megfigyelhető. Sok hasonló molekula, például a HCN is nagyjából e sávban figyelhető meg.^[5]^[6]

Jelentősége a csillagközi térben

A HNC számos más fontos anyag keletkezéséhez és bomlásához kapcsolódik a HCN-en, a protonált hidrogén-cianidon (HCNH⁺) és a cianidon kívül. A HNC számos más vegyület mennyiségéhez is kapcsolódik. Így a HNC megértése számos más vegyület megértéséhez vezet – a HNC fontos a csillagközi kémiában.

Ezenkívül a HNC és a HCN gyakori nyomjelző a molekuláris felhőkben. A gravitációs összeomlás vizsgálatára való használhatóság mellett a HNC-mennyiséggel (más nitrogéntartalmú molekulákhoz képest) a presztelláris magok állapota is meghatározható.^[2]

A HCO⁺/HNC arány gázsűrűségmérésre is használható.^[7] Ez az (ultra)fényes infravörös galaxisok ((U)LIRG) keletkezésének megismerését is lehetővé teszi, mivel a környezetről, a csillagkeletkezésről és a fekete lyukak működéséről is információt ad. Ezenkívül a HNC/HCN arány lehetővé teszi foto- és röntgendisszociációs régiók megkülönböztetését: előbbiben [HNC]/[HCN] nagyjából 1, utóbbiban 1-nél nagyobb.

A HNC tanulmányozása viszonylag egyszerű. Azon kívül, hogy a $J=1\to 0$ átmenete az atmoszférikus sávban van, valamint számos izotopomerje és nagy dipólusmomentuma van, a HNC egyszerű molekula. Így a létrejöttét és bomlását okozó reakció-útvonalak tanulmányozása az űrbéli reakciók megismerésének jó módszere. Ezenkívül a HNC–HCN tautomerizáció összetettebb izomerizációk modellje is.^[4]^[8]^[9]

A csillagközi térben

A HNC elsősorban sűrű molekuláris felhőkben található, de gyakori a csillagközi térben. Gyakorisága más nitrogénvegyületek gyakoriságához kapcsolódik.^[10] A HNC elsősorban HNCH⁺ és H₂NC⁺ disszociatív rekombinációjával keletkezik, illetve H+3 és C⁺ ionokkal való ion-semleges reakciókkal bomlik.^[11]^[12] A sebességszámítások 3,16·10⁵ évnél (korai univerzum) és 20 K-en (a sűrű molekulafelhők jellemző hőmérséklete) történtek.^[13]^[14]

Keletkezés
1. reagens	2. reagens	1. termék	2. termék	Sebességi állandó	Sebesség/[H₂]²	Relatív sebesség
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
Bomlás
1. reagens	2. reagens	1. termék	2. termék	Sebességi állandó	Sebesség/[H₂]²	Relatív sebesség
H+3	HNC	HCNH⁺	H₂	8,10·10⁻⁹	1,26·10⁻²⁴	1,7
C⁺	HNC	C₂N⁺	H	3,10·10⁻⁹	7,48·10⁻²⁵	1,0

E 4 reakció csak a 4 legjellemzőbb, így a 4 legjelentősebb HNC-mennyiségek kialakulásában – több tucat további reakció vesz részt a HNC keletkezésében és bomlásában. Bár e reakciók elsősorban protonált molekulákat adnak, a HNC számos más nitrogéntartalmú molekula, például az NH₃ és a CN mennyiségéhez is kapcsolódik.^[10] A HNC mennyisége szorosan kötődik a HCN-éhez, és a kettő környezettől függő arányban létezik,^[11] mivel a HNC-t létrehozó reakciók a körülményektől függően HCN-t is létrehozhatnak, illetve a két molekula egymásba át tud alakulni.

Észlelés

A HCN-t (nem a HNC-t) először L. E. Snyder és D. Buhl észlelték a National Radio Astronomy Observatory 11 m-es rádióteleszkópjával.^[15] A fő izotopomert (H¹²C¹⁴N) $J=1\to 0$ átmenete révén észlelték 88,6 GHz-en 6 különböző forrásból (W3 (OH), Orion A, Sgr A (NH3A), W49, W51, DR 21 (OH)). Egy másik izotopomert, a H¹³C¹⁴N-t 86,3 GHz-en történő $J=1\to 0$ átmenete révén észlelték az Orion A-ban és a Sgr A (NH3A)-ban. Az extragalaktikus HCN-t 1988-ban az IRAM 30-m révén észlelték C. Henkel és társai a spanyolországi Pico de Veletán^[16] az IC 342-nél 90,7 GHz-en lévő $J=1\to 0$ átmenete révén.

Számos észlelés történt a [HNC]/[HCN] arányának hőmérsékletfüggésének megerősítésekor. A hőmérséklet és a koncentrációarány összekapcsolása lehetővé teszi az arány spektroszkópiai észlelését, így az anyag környezetének megismerését is. A HNC és HCN eltérő izotopomerjeinek gyakoriságaránya az OMC-1-en a melegebb és hidegebb részek közt több mint egy nagyságrenddel eltér.^[17] 1992-ben a HNC, HCN és ezek deutériumos megfelelői OMC-1-nél lévő koncentrációit Schilke és társai megmérték, megerősítve a koncentrációarány hőmérsékletfüggését.^[5] A W 3 molekulafelhő 1997-es felmérése több mint 14 molekula több mint 24 izotopomerjét mutatta ki, például a HNC-t, a HN¹³C-t és a H¹⁵NC-t. Ez megerősítette a koncentrációarányt, ez azonban az izotopomerek arányát is megerősítette.^[18]

Ezek nem az egyetlen HNC-észlelések a csillagközi térben. 1997-ben HNC-t észleltek a TMC-1-en, ahol HCO⁺-hoz viszonyított koncentrációaránya állandónak bizonyult – így feltehetően a HNC a HCO⁺-ból származik.^[6] Egy 2006-os észlelés a HNC-megfigyelés gyakorlati hasznát mutatta be, ahol számos nitrogénvegyületet (például HN¹³C és H¹⁵NC) használtak a Cha-MMS1 presztelláris mag állapotának meghatározására a koncentrációarány alapján.^[2]

2014. augusztus 11-én hasonló kutatások jelentek meg az Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) első használatakor, melyek a HCN, a HNC, a H₂CO és a por arányát mutatták be a Lemmon és az ISON üstökösök kómáiban.^[19]^[20]

Megjegyzések

↑ Az ilidin szuffixum az azániumnál (NH+4) 3-mal kevesebb hidrogénre utal. Vö. Suffixes and endings, IUPAC Red Book, 257; III. táblázat. o. (2005)

Hivatkozások

↑ (1982. február 1.) „Heat of formation of hydrogen isocyanide by ion cyclotron double resonance spectroscopy”. The Journal of Physical Chemistry 86 (3), 321–322. o. DOI:10.1021/j100392a006. ISSN 0022-3654.
↑ ^a ^b ^c Tennekes, P. P. (2006). „HCN and HNC mapping of the protostellar core Chamaeleon-MMS1”. Astronomy and Astrophysics 456 (3), 1037–1043. o. DOI:10.1051/0004-6361:20040294.
↑ Hirota, T. (1998). „Abundances of HCN and HNC in Dark Cloud Cores”. Astrophysical Journal 503 (2), 717–728. o. DOI:10.1086/306032.
↑ ^a ^b Bentley, J. A. (1993). „Highly vibrationally excited HCN/HNC: Eigenvalues, wave functions, and stimulated emission pumping spectra”. J. Chem. Phys. 98 (7), 5209. o. DOI:10.1063/1.464921.
↑ ^a ^b Schilke, P. (1992). „A study of HCN, HNC and their isotopomers in OMC-1. I. Abundances and chemistry”. Astronomy and Astrophysics 256, 595–612. o.
↑ ^a ^b Pratap, P. (1997). „A Study of the Physics and Chemistry of TMC-1”. Astrophysical Journal 486 (2), 862–885. o. DOI:10.1086/304553. PMID 11540493.
↑ Loenen, A. F. (2007). „Molecular properties of (U)LIRGs: CO, HCN, HNC and HCO⁺”. Proceedings IAU Symposium 242, 1–5. o. DOI:10.1017/S1743921307013609.
↑ Skurski, P. (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. o. DOI:10.1063/1.1358863.
↑ (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. o. DOI:10.1016/S0301-0104(97)00056-6.
↑ ^a ^b Turner, B. E. (1997). „The Physics and Chemistry of Small Translucent Molecular Clouds. VIII. HCN and HNC”. Astrophysical Journal 483 (1). DOI:10.1086/304228.
↑ ^a ^b Hiraoka, K. (2006). „How are CH₃OH, HNC/HCN, and NH₃ Formed in the Interstellar Medium?”. AIP Conf. Proc. 855, 86–99. o. DOI:10.1063/1.2359543.
↑ Doty, S. D. (2004). „Physical-chemical modeling of the low-mass protostar IRAS 16293-2422”. Astronomy and Astrophysics 418 (3), 1021–1034. o. DOI:10.1051/0004-6361:20034476.
↑ The UMIST Database for Astrochemistry
↑ Millar, T. J. (1997). „The UMIST database for astrochemistry 1995”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 121, 139–185. o. DOI:10.1051/aas:1997118.
↑ (1971) „Observations of Radio Emission from Interstellar Hydrogen Cyanide”. Astrophysical Journal 163, L47–L52. o. DOI:10.1086/180664.
↑ Henkel, C. (1988). „Molecules in external galaxies: the detection of CN, C₂H, and HNC, and the tentative detection of HC₃N”. Astronomy and Astrophysics 201, L23–L26. o.
↑ Goldsmith, P. F. (1986). „Variations in the HCN/HNC Abundance Ratio in the Orion Molecular Cloud”. Astrophysical Journal 310 (1), 383–391. o. DOI:10.1086/164692. PMID 11539669.
↑ (1997) „Physical and chemical variations within the W3 star-forming region”. Astronomy and Astrophysics 124 (2), 205–253. o. DOI:10.1051/aas:1997357.
↑ RELEASE 14-038 - NASA's 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work. NASA, 2014. augusztus 11. (Hozzáférés: 2014. augusztus 12.)
↑ Cordiner, M.A. (2014. augusztus 11.). „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, L2. o. DOI:10.1088/2041-8205/792/1/L2.

Források

Hydrogen isocyanide on NIST Chemistry WebBook

[1] Az ilidin szuffixum az azániumnál (NH+4) 3-mal kevesebb hidrogénre utal. Vö. Suffixes and endings, IUPAC Red Book, 257; III. táblázat. o. (2005)

[2] (1982. február 1.) „Heat of formation of hydrogen isocyanide by ion cyclotron double resonance spectroscopy”. The Journal of Physical Chemistry 86 (3), 321–322. o. DOI:10.1021/j100392a006. ISSN 0022-3654.

[Tennekes2006-3] Tennekes, P. P. (2006). „HCN and HNC mapping of the protostellar core Chamaeleon-MMS1”. Astronomy and Astrophysics 456 (3), 1037–1043. o. DOI:10.1051/0004-6361:20040294.

[4] Hirota, T. (1998). „Abundances of HCN and HNC in Dark Cloud Cores”. Astrophysical Journal 503 (2), 717–728. o. DOI:10.1086/306032.

[Bentley1993-5] Bentley, J. A. (1993). „Highly vibrationally excited HCN/HNC: Eigenvalues, wave functions, and stimulated emission pumping spectra”. J. Chem. Phys. 98 (7), 5209. o. DOI:10.1063/1.464921.

[Schilke1992-6] Schilke, P. (1992). „A study of HCN, HNC and their isotopomers in OMC-1. I. Abundances and chemistry”. Astronomy and Astrophysics 256, 595–612. o.

[Pratap1997-7] Pratap, P. (1997). „A Study of the Physics and Chemistry of TMC-1”. Astrophysical Journal 486 (2), 862–885. o. DOI:10.1086/304553. PMID 11540493.

[8] Loenen, A. F. (2007). „Molecular properties of (U)LIRGs: CO, HCN, HNC and HCO⁺”. Proceedings IAU Symposium 242, 1–5. o. DOI:10.1017/S1743921307013609.

[9] Skurski, P. (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. o. DOI:10.1063/1.1358863.

[10] (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. o. DOI:10.1016/S0301-0104(97)00056-6.

[Turner1997-11] Turner, B. E. (1997). „The Physics and Chemistry of Small Translucent Molecular Clouds. VIII. HCN and HNC”. Astrophysical Journal 483 (1). DOI:10.1086/304228.

[Hiraoka2006-12] Hiraoka, K. (2006). „How are CH₃OH, HNC/HCN, and NH₃ Formed in the Interstellar Medium?”. AIP Conf. Proc. 855, 86–99. o. DOI:10.1063/1.2359543.

[13] Doty, S. D. (2004). „Physical-chemical modeling of the low-mass protostar IRAS 16293-2422”. Astronomy and Astrophysics 418 (3), 1021–1034. o. DOI:10.1051/0004-6361:20034476.

[14] The UMIST Database for Astrochemistry

[15] Millar, T. J. (1997). „The UMIST database for astrochemistry 1995”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 121, 139–185. o. DOI:10.1051/aas:1997118.

[16] (1971) „Observations of Radio Emission from Interstellar Hydrogen Cyanide”. Astrophysical Journal 163, L47–L52. o. DOI:10.1086/180664.

[17] Henkel, C. (1988). „Molecules in external galaxies: the detection of CN, C₂H, and HNC, and the tentative detection of HC₃N”. Astronomy and Astrophysics 201, L23–L26. o.

[18] Goldsmith, P. F. (1986). „Variations in the HCN/HNC Abundance Ratio in the Orion Molecular Cloud”. Astrophysical Journal 310 (1), 383–391. o. DOI:10.1086/164692. PMID 11539669.

[19] (1997) „Physical and chemical variations within the W3 star-forming region”. Astronomy and Astrophysics 124 (2), 205–253. o. DOI:10.1051/aas:1997357.

[NASA-20140811-20] RELEASE 14-038 - NASA's 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work. NASA, 2014. augusztus 11. (Hozzáférés: 2014. augusztus 12.)

[AJL-20140811-21] Cordiner, M.A. (2014. augusztus 11.). „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, L2. o. DOI:10.1088/2041-8205/792/1/L2.

[* 1]

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]