Isocyanwasserstoff - Hydrogen isocyanide
|
|||
| Namen | |||
|---|---|---|---|
|
IUPAC-Namen
Wasserstoffisocyanid
Azanylidyniummethanid |
|||
| Andere Namen
Isohydrocyansäure
Hydroisocyansäure Isoprussinsäure |
|||
| Kennungen | |||
|
3D-Modell ( JSmol )
|
|||
| 2069401 | |||
| ChEBI | |||
| ChemSpider | |||
| 113 | |||
|
PubChem CID
|
|||
|
|||
|
|||
| Eigenschaften | |||
| HNC | |||
| Molmasse | 27,03 g / mol | ||
| Korrespondierende Säure | Hydrocyanonium | ||
| Basis konjugieren | Zyanid | ||
|
Sofern nicht anders angegeben, werden Daten für Materialien in ihrem Standardzustand (bei 25 ° C, 100 kPa) angegeben. |
|||
 überprüfen ( was ist ?)
  |
|||
| Infobox-Referenzen | |||
Isocyanwasserstoff ist eine Chemikalie mit der Summenformel HNC. Es ist ein Neben- Tautomer von Cyanwasserstoff (HCN). Seine Bedeutung auf dem Gebiet der Astrochemie hängt mit seiner Allgegenwart im interstellaren Medium zusammen .
Nomenklatur
Sowohl Wasserstoffisocyanid als auch Azanylidyniummethanid sind korrekte IUPAC-Namen für HNC. Es gibt keinen bevorzugten IUPAC-Namen . Die zweite entspricht den Regeln der Substitutionsnomenklatur , die vom Ausgangshydrid Azan (NH 3 ) und dem Anion Methanid (C - ) abgeleitet sind.
Molekulare Eigenschaften
Wasserstoffisocyanid (HNC) ist ein lineares triatomisches Molekül mit C ∞v- Punktgruppensymmetrie . Es ist ein Zwitterion und ein Isomer von Cyanwasserstoff (HCN). Sowohl HNC als auch HCN haben große, ähnliche Dipolmomente mit μ HNC = 3,05 Debye bzw. μ HCN = 2,98 Debye. Diese großen Dipolmomente erleichtern die einfache Beobachtung dieser Spezies im interstellaren Medium .
HNC-HCN-Tautomerie
Da HNC eine um 3920 cm –1 (46,9 kJ / mol) höhere Energie als HCN aufweist , könnte man annehmen, dass beide bei Temperaturen unter 100 Kelvin von 10 –25 ein Gleichgewichtsverhältnis aufweisen würden . Beobachtungen zeigen jedoch eine ganz andere Schlussfolgerung; ist viel höher als 10-25 und liegt in kalten Umgebungen tatsächlich in der Größenordnung der Einheit. Dies liegt am möglichen Energiepfad der Tautomerisierungsreaktion; Es gibt eine Aktivierungsbarriere in der Größenordnung von ungefähr 12.000 cm –1 für die Tautomerisierung, die einer Temperatur entspricht, bei der HNC bereits durch Neutral-Neutral-Reaktionen zerstört worden wäre.
![{\ textstyle \ left ({\ frac {[HNC]} {[HCN]}} \ right) _ {eq}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9946fd6d39f47bca239a36b586eb8713fca9ee74)
![{\ textstyle \ left ({\ frac {[HNC]} {[HCN]}} \ right) _ {beobachtet}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9de0d6165221ef7a08b2139f903f72341f87a06f)
Spektrale Eigenschaften
In der Praxis wird HNC fast ausschließlich astronomisch mit dem Übergang J = 1 → 0 beobachtet. Dieser Übergang erfolgt bei ~ 90,66 GHz, was ein Punkt mit guter Sichtbarkeit im atmosphärischen Fenster ist , wodurch astronomische Beobachtungen von HNC besonders einfach werden. Viele andere verwandte Arten (einschließlich HCN) werden in ungefähr demselben Fenster beobachtet.
Bedeutung im interstellaren Medium
HNC ist eng mit der Bildung und Zerstörung zahlreicher anderer Moleküle von Bedeutung im interstellaren Medium verbunden - abgesehen von den offensichtlichen Partnern HCN, protoniertem Cyanwasserstoff (HCNH + ) und Cyanid (CN) ist HNC mit der Häufigkeit vieler anderer verbunden Verbindungen, entweder direkt oder durch einige Trennungsgrade. Ein Verständnis der Chemie von HNC führt zu einem Verständnis unzähliger anderer Spezies - HNC ist ein wesentlicher Bestandteil des komplexen Puzzles, das die interstellare Chemie darstellt.
Darüber hinaus ist HNC (neben HCN) ein häufig verwendeter Tracer für dichtes Gas in Molekülwolken. Neben dem Potenzial, HNC zur Untersuchung des Gravitationskollapses als Mittel zur Sternentstehung zu verwenden, kann die HNC-Häufigkeit (im Verhältnis zur Häufigkeit anderer stickstoffhaltiger Moleküle) zur Bestimmung des Evolutionsstadiums von Protostellarkernen verwendet werden.
Das HCO + / HNC-Linienverhältnis wird als Maß für die Gasdichte gut verwendet. Diese Informationen bieten einen guten Einblick in die Mechanismen der Bildung von (Ultra-) Luminous Infrared Galaxies ((U) LIRGs), da sie Daten zur nuklearen Umgebung, zur Sternentstehung und sogar zur Betankung von Schwarzen Löchern liefern. Darüber hinaus wird das HNC / HCN-Linienverhältnis verwendet, um zwischen Photodissoziationsbereichen und Röntgendissoziationsbereichen auf der Basis zu unterscheiden, dass [HNC] / [HCN] im ersteren ungefähr eins ist, im letzteren jedoch größer als eins.
Das Studium von HNC ist eine relativ einfache Aufgabe, und dies ist eine der größten Motivationen für das Studium. Abgesehen davon, dass der Übergang J = 1 → 0 in einem klaren Teil des atmosphärischen Fensters liegt und zahlreiche Isotopomere zur einfachen Untersuchung zur Verfügung stehen, und zusätzlich zu einem großen Dipolmoment, das Beobachtungen besonders einfach macht, ist HNC in seine molekulare Natur, ein recht einfaches Molekül. Dies macht die Untersuchung der Reaktionswege, die zu ihrer Bildung und Zerstörung führen, zu einem guten Mittel, um einen Einblick in die Funktionsweise dieser Reaktionen im Weltraum zu erhalten. Darüber hinaus wurde die Untersuchung der Tautomerisierung von HNC zu HCN (und umgekehrt), die ausführlich untersucht wurde, als Modell vorgeschlagen, mit dem kompliziertere Isomerisierungsreaktionen untersucht werden können.
Chemie im interstellaren Medium
HNC kommt hauptsächlich in dichten Molekülwolken vor, ist jedoch im interstellaren Medium allgegenwärtig. Seine Häufigkeit ist eng mit der Häufigkeit anderer stickstoffhaltiger Verbindungen verbunden. HNC wird hauptsächlich durch dissoziative Rekombination von HNCH + und H 2 NC + gebildet und hauptsächlich durch ionenneutrale Reaktionen mit H zerstört +
3 und C + . Ratenberechnungen wurden bei 3,16 × 10 5 Jahren durchgeführt, was als frühe Zeit angesehen wird, und bei 20 K, was eine typische Temperatur für dichte Molekülwolken ist.
| Bildungsreaktionen | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Reaktant 1 | Reaktant 2 | Produkt 1 | Produkt 2 | Geschwindigkeitskonstante | Rate / [H 2 ] 2 | Relative Rate |
| HCNH + | e - | HNC | H. | 9,50 × 10 –8 | 4,76 × 10 –25 | 3.4 |
| H 2 NC + | e - | HNC | H. | 1,80 × 10 –7 | 1,39 × 10 –25 | 1.0 |
| Zerstörungsreaktionen | ||||||
| Reaktant 1 | Reaktant 2 | Produkt 1 | Produkt 2 | Geschwindigkeitskonstante | Rate / [H 2 ] 2 | Relative Rate |
| H. + 3 |
HNC | HCNH + | H 2 | 8,10 × 10 –9 | 1,26 × 10 –24 | 1.7 |
| C + | HNC | C 2 N + | H. | 3,10 × 10 –9 | 7,48 × 10 –25 | 1.0 |
Diese vier Reaktionen sind lediglich die vier dominantesten und damit die bedeutendsten bei der Bildung der HNC-Häufigkeiten in dichten Molekülwolken; Es gibt Dutzende weiterer Reaktionen zur Bildung und Zerstörung von HNC. Obwohl diese Reaktionen hauptsächlich zu verschiedenen protonierten Spezies führen, ist HNC eng mit der Häufigkeit vieler anderer stickstoffhaltiger Moleküle verbunden, beispielsweise NH 3 und CN. Die Häufigkeit von HNC ist auch untrennbar mit der Häufigkeit von HCN verbunden, und die beiden existieren in der Regel in einem bestimmten Verhältnis, das auf der Umgebung basiert. Dies liegt daran, dass die Reaktionen, die HNC bilden, häufig auch HCN bilden können und umgekehrt, abhängig von den Bedingungen, unter denen die Reaktion stattfindet, und dass für beide Spezies Isomerisierungsreaktionen existieren.
Astronomische Erkennungen
HCN (nicht HNC) wurde erstmals im Juni 1970 von LE Snyder und D. Buhl mit dem 36-Fuß-Radioteleskop des National Radio Astronomy Observatory nachgewiesen. Das molekulare Hauptisotop H 12 C 14 N wurde über seinen J = 1 → 0-Übergang bei 88,6 GHz in sechs verschiedenen Quellen beobachtet: W3 (OH), Orion A, Sgr A (NH3A), W49, W51, DR 21 ( OH). Ein sekundäres molekulares Isotop, H 13 C 14 N, wurde über seinen J = 1 → 0-Übergang bei 86,3 GHz in nur zwei dieser Quellen beobachtet: Orion A und Sgr A (NH3A). HCN wurde dann später 1988 extragalaktisch unter Verwendung des 30-m-IRAM- Teleskops am Pico de Veleta in Spanien nachgewiesen. Es wurde über seinen J = 1 → 0-Übergang bei 90,7 GHz in Richtung IC 342 beobachtet.
Gegen Ende der Bestätigung der Temperaturabhängigkeit des Häufigkeitsverhältnisses von [HNC] / [HCN] wurde eine Reihe von Nachweisen vorgenommen. Eine starke Übereinstimmung zwischen Temperatur und Häufigkeitsverhältnis würde es Beobachtern ermöglichen , das Verhältnis spektroskopisch zu erfassen und dann die Umgebungstemperatur zu extrapolieren, um so einen guten Einblick in die Umgebung der Art zu erhalten. Das Häufigkeitsverhältnis der seltenen Isotope von HNC und HCN entlang der OMC-1 variiert in warmen Regionen um mehr als eine Größenordnung gegenüber kalten Regionen. 1992 wurden die Häufigkeiten von HNC, HCN und deuterierten Analoga entlang des OMC-1-Kamms und -Kerns gemessen und die Temperaturabhängigkeit des Häufigkeitsverhältnisses bestätigt. Eine Untersuchung der W 3 Giant Molecular Cloud im Jahr 1997 ergab über 24 verschiedene molekulare Isotope, die über 14 verschiedene chemische Spezies umfassen, darunter HNC, HN 13 C und H 15 NC. Diese Umfrage bestätigte ferner die Temperaturabhängigkeit des Häufigkeitsverhältnisses [HNC] / [HCN], diesmal jedoch immer die Abhängigkeit der Isotopomere.
Dies sind nicht die einzigen Nachweise, die für die Bedeutung von HNC im interstellaren Medium von Bedeutung sind. 1997 wurde HNC entlang des TMC-1-Kamms beobachtet, und es wurde festgestellt, dass seine Häufigkeit im Verhältnis zu HCO + entlang des Kamms konstant ist - dies führte zu einer Glaubwürdigkeit für den Reaktionsweg, der besagt, dass HNC ursprünglich von HCO + abgeleitet ist . Ein bedeutender astronomischer Nachweis, der die praktische Anwendung der Beobachtung von HNC demonstrierte, erfolgte 2006, als Abundanzen verschiedener stickstoffhaltiger Verbindungen (einschließlich HN 13 C und H 15 NC) verwendet wurden, um das Entwicklungsstadium des Protostellarkerns Cha-MMS1 basierend auf dem zu bestimmen relative Größen der Häufigkeiten.
Am 11. August 2014 veröffentlichten Astronomen erstmals Studien mit dem Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) , in denen die Verteilung von HCN , HNC, H 2 CO und Staub im Koma der Kometen C / 2012 F6 ( Lemmon) und C / 2012 S1 (ISON) .