Протонированный цианистый водород
 | |
 | |
| Имена | |
|---|---|
| ИЮПАК имена | |
| Систематическое название ИЮПАК Метилидинаммоний [2] | |
| Другие имена | |
| Идентификаторы | |
3D model ( JSmol ) |
|
| ХимическийПаук | |
ПабХим CID | |
| Характеристики | |
| Ч 2 Н +1 | |
| Молярная масса | 28.033 g·mol −1 |
| Сопряженная база | Гидроизоциановая кислота |
| Структура | |
| C ∞v (линейная форма (HC≡N + ЧАС)) | |
| линейный: HC≡N + ЧАС | |
| Опасности | |
| точка возгорания | от -21,3 до -43,7 ° C (от -6,3 до -46,7 ° F; от 251,8 до 229,5 К) [2] |
| Родственные соединения | |
Родственные изоэлектронные | этин |
Если не указано иное, данные приведены для материалов в стандартном состоянии (при 25 °C [77 °F], 100 кПа). | |
ВКНЗ + , также известный как протонированный цианид водорода , представляет собой молекулярный ион, представляющий астрофизический интерес. Он также существует в конденсированном состоянии, когда образуется суперкислотами .
Структура
[ редактировать ]В основном состоянии HC представляет собой простую линейную молекулу, тогда как ее возбужденное триплетное состояние ожидается, что будет иметь цис- и транс -изомерные формы . Более высокоэнергетические структурные изомеры H 2 CN + и C H 2 также изучены теоретически. [5]
Лабораторные исследования
[ редактировать ]Как относительно простой молекулярный ион, HCNH + был тщательно изучен в лаборатории. Самый первый спектр, полученный на любой длине волны, был сфокусирован на ν 2 ротационно-колебательной полосе (C-H растяжение) в инфракрасном диапазоне . [6] Вскоре те же авторы сообщили о своем исследовании полосы ν 1 (растяжение N−H). [7] После этих первоначальных исследований несколько групп опубликовали рукописи по различным вращательно-колебательным спектрам HCNH. + , включая исследования полосы ν 3 (растяжение C≡N), [8] полоса ν 4 (изгиб H−C≡N), [9] и полоса ν 5 (изгиб H−N≡C). [10]
Хотя все эти исследования были сосредоточены на вращательно-колебательных спектрах в инфракрасном диапазоне , только в 1998 году технология продвинулась достаточно далеко для исследования чистого вращательного спектра HCNH. + в микроволновой области. В то время микроволновые спектры HCNH + и его изотопомеры HCND + и DCND + были опубликованы. [11] Недавно чистый вращательный спектр HCNH + чтобы более точно определить константы вращения молекул B и D. было измерено еще раз , [12]
Формирование и разрушение
[ редактировать ]По данным базы данных astrochemistry.net , самые совершенные химические модели HCNH + включают 71 реакцию полного образования и 21 реакцию полного разрушения. Однако из них лишь немногие доминируют в общем формировании и разрушении. [13] В случае образования доминирующими реакциями являются 7:
- ЧАС +
3 + HCN → HCNH + + Ч 2 - ЧАС +
3 + HNC → HCNH + + Ч 2 - ОЗС + + HCN → HCNH + + СО
- ОЗС + + HNC → HCNH + + СО
- H3H3O + + HCN → HCNH + + Н 2 О
- H3H3O + + HNC → HCNH + + Н 2 О
- С + + NH 3 → HCNH + + Ч
Астрономические открытия
[ редактировать ]Первоначальное межзвездное обнаружение
[ редактировать ]ВКНЗ + Впервые был обнаружен в межзвездном пространстве в 1986 году в направлении плотного облака Sgr B2 с помощью 12-метровой антенны NRAO и Техасской обсерватории миллиметровых волн . [14] В этих наблюдениях использовались чисто вращательные переходы J = 1–0, 2–1 и 3–2 на частотах 74, 148 и 222 ГГц соответственно.
Последующие межзвездные открытия
[ редактировать ]С момента первоначального обнаружения HCNH + также наблюдался в TMC-1 [15] [16] а также ДР 21(ОН) [15] . [17] Первоначальное обнаружение Sgr B2 также было подтверждено. [15] [18] Все три источника представляют собой плотные молекулярные облака, и на сегодняшний день HCNH + не был обнаружен в диффузном межзвездном материале.
Тела Солнечной системы
[ редактировать ]Хотя существование HCNH не обнаружено напрямую с помощью спектроскопии, + Было высказано предположение, что он существует в атмосфере Сатурна крупнейшего спутника , Титана . [19] на основе данных прибора ионного и нейтрального масс-спектрометра (INMS) на борту космического зонда Кассини . Модели атмосферы Титана предсказали, что HCNH + будет присутствовать доминирующий ион и сильный пик в масс-спектре при m / z = 28, похоже, подтверждает эту теорию.
В 1997 году были проведены наблюдения долгопериодической кометы Хейла – Боппа в попытке найти HCNH. + , [20] но оно не было обнаружено. Однако верхний предел, полученный в результате этих наблюдений, наряду с обнаружением HCN , HNC и CN , важен для понимания химии, связанной с кометами .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д «Метанимин» . ПабХим . Проверено 27 января 2019 г.
- ^ Jump up to: а б с д и «Метилидинаммоний | CH 2 N» . Химический Паук . Проверено 27 января 2019 г.
- ^ «ХКНХ+» . webbook.nist.gov .
- ^ «метанимин | CH 2 N» . Химический Паук . Проверено 27 января 2019 г.
- ^ Аллен, ТЛ; Годдард, доктор медицинских наук; Шефер, HF III (1980). «Возможная роль триплета H 2 CN + изомеры при образовании HCN и HNC в межзвездных облаках» . Journal of Chemical Physics . 73 (7): 3255–3263. Bibcode : 1980JChPh..73.3255A . doi : 10.1063/1.440520 . S2CID 95029005 .
- ^ Альтман Р.С., Крофтон М.В., Ока Т. (1984). «Наблюдение инфракрасной полосы ν 2 (растяжение CH) протонированного цианида водорода, HCNH. + ". Журнал химической физики . 80 (8): 3911–3912. Бибкод : 1984JChPh..80.3911A . doi : 10.1063/1.447173 .
- ^ Альтман Р.С., Крофтон М.В., Ока Т. (1984). «Инфракрасная спектроскопия высокого разрешения полос ν 1 (растяжение NH) и ν 2 (растягивание CH) HCNH. + " . Журнал химической физики . 81 (10): 4255–4258. Бибкод : 1984JChPh..81.4255A . doi : 10.1063/1.447433 .
- ^ Кадзита М., Кавагути К., Хирота Э. (1988). «Диодная лазерная спектроскопия полосы ν 3 (CN растяжения) HCNH + ". Журнал молекулярной спектроскопии . 127 (1): 275–276. Бибкод : 1988JMoSp.127..275K . doi : 10.1016/0022-2852(88)90026-4 .
- ^ Танака К., Кавагути К., Хирота Э. (1986). «Диодная лазерная спектроскопия полосы ν 4 (изгиб HCN) HCNH + ". Журнал молекулярной спектроскопии . 117 (2): 408–415. Bibcode : 1986JMoSp.117..408T . doi : 10.1016/0022-2852(86)90164-5 .
- ^ Хо WC, Блом CE, Лю DJ, Ока Т (1987). «Инфракрасная полоса ν 5 (изгиб HNC) протонированного цианида водорода, HCNH + ". Журнал молекулярной спектроскопии . 123 (1): 251–253. Bibcode : 1987JMoSp.123..251H . doi : 10.1016/0022-2852(87)90275-X .
- ^ Араки М., Озэки Х., Сайто С. (1998). «Лабораторное измерение чисто вращательных переходов HCNH». + и его изотопные виды». Astrophysical Journal Letters . 496 (1): L53. arXiv : astro-ph/9801241 . Bibcode : 1998ApJ...496L..53A . doi : 10.1086/311245 . S2CID 17868534 .
- ^ Амано Т., Хасимото К., Хирао Т. (2006). «Субмиллиметровая спектроскопия HCNH. + и СН 3 CNH + ". Журнал молекулярной структуры . 795 (1–3): 190–193. Бибкод : 2006JMoSt.795..190A . doi : 10.1016/j.molstruc.2006.02.035 .
- ^ Миллар Т.Дж., Фаркуар П.Р., Уилласи К. (1997). «База данных UMIST по астрохимии 1995». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 121 (1): 139–185. arXiv : 1212.6362 . Бибкод : 1997A&AS..121..139M . дои : 10.1051/aas:1997118 .
- ^ Зюрис, LM ; Тернер, Б.Э. (1986). "ВКНХ + : Новый межзвездный молекулярный ион » (PDF) . Письма Astrophysical Journal . 302 : L31–L36. Бибкод : 1986ApJ...302L..31Z . doi : 10.1086/184631 . PMID 11542069 .
- ^ Jump up to: а б с Шилке П., Уолмсли С.М., Миллар Т.Дж., Хенкель С. (1991). «Протонированный HCN в молекулярных облаках». Астрономия и астрофизика . 247 : 487–496. Бибкод : 1991A&A...247..487S .
- ^ Зюрис, LM ; Аппони, AJ; Йодер, Дж.Т. (1992). «Обнаружение квадрупольной сверхтонкой структуры в HCNH». + ". Письма астрофизического журнала . 397 : L123–L126. Бибкод : 1992ApJ...397L.123Z . doi : 10.1086/186560 .
- ^ Хезаре Т., Хауд М., МакКои С., Вастель С., Пэн Р. (2008). «Одновременное определение скорости ионизации космическими лучами и фракционной ионизации в DR 21(OH)». Астрофизический журнал . 684 (2): 1221–1227. arXiv : 0805.4018 . Бибкод : 2008ApJ...684.1221H . дои : 10.1086/590365 . S2CID 6284545 .
- ^ Нуммелин А., Бергман П., Хьялмарсон О., Фриберг П., Ирвин В.М., Миллар Т.Дж., Охиши М., Сайто С. (2000). «Обследование трехпозиционной спектральной линии Стрельца B2 между 218 и 263 ГГц. II. Анализ данных» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 128 (1): 213–243. Бибкод : 2000ApJS..128..213N . дои : 10.1086/313376 . hdl : 10098/1550 .
- ^ Крэйвенс Т.Э., Робертсон И.П., Уэйт Дж.Х., Йелле Р.В., Каспржак В.Т., Келлер К.Н., Ледвина С.А., Ниманн Х.Б., Луманн Дж.Г., МакНатт Р.Л., Ип.В.Х., Де Ла Хэй В., Мюллер-Водарг И., Валунд Дж.Е., Аничич В.Г., Vuitton В (2006). «Состав атмосферы Титана» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 33 (7): L07105. Бибкод : 2006GeoRL..3307105C . дои : 10.1029/2005GL025575 . hdl : 2027.42/94758 .
- ^ Зюрис, LM ; Сэвидж, К.; Брюстер, Массачусетс; Аппони, AJ; Пеш, ТК; Вайкофф, С. (1999). «Химия цианидов в комете Хейла-Боппа (C/1995 O1)» . Письма астрофизического журнала . 527 (1): L67–L71. Бибкод : 1999ApJ...527L..67Z . дои : 10.1086/312388 . ПМИД 10567001 .