Isocyanure d'hydrogène - Hydrogen isocyanide
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| Noms | |||
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Noms IUPAC
isocyanure d'hydrogène
azanylidyniumméthanide |
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| Autres noms
acide isohydrocyanique acide
hydroisocyanique acide isoprussique |
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| Identifiants | |||
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Modèle 3D ( JSmol )
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| 2069401 | |||
| ChEBI | |||
| ChemSpider | |||
| 113 | |||
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PubChem CID
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| Propriétés | |||
| HNC | |||
| Masse molaire | 27,03 g / mol | ||
| Acide conjugué | Hydrocyanonium | ||
| Base conjuguée | Cyanure | ||
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Sauf indication contraire, les données sont données pour les matériaux dans leur état standard (à 25 ° C [77 ° F], 100 kPa). |
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 vérifier ( qu'est-ce que c'est ?)
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| Références Infobox | |||
L'isocyanure d'hydrogène est un produit chimique de formule moléculaire HNC. C'est un tautomère mineur du cyanure d'hydrogène (HCN). Son importance dans le domaine de l' astrochimie est liée à son ubiquité dans le milieu interstellaire .
Nomenclature
L' isocyanure d'hydrogène et le méthanide d'azanylidynium sont tous deux des noms IUPAC corrects pour HNC. Il n'y a pas de nom IUPAC préféré . Le second est selon les règles de nomenclature substitutive , dérivée de l' hydrure parent azane (NH 3 ) et de l'anion méthanide (C - ).
Propriétés moléculaires
L'isocyanure d'hydrogène (HNC) est une molécule triatomique linéaire avec une symétrie de groupe ponctuel C ∞v . C'est un zwitterion et un isomère du cyanure d'hydrogène (HCN). Les deux HNC et HCN ont de grands moments dipolaires similaires , avec μ HNC = 3,05 Debye et μ HCN = 2,98 Debye respectivement. Ces grands moments dipolaires facilitent l'observation aisée de ces espèces dans le milieu interstellaire .
Tautomérie HNC-HCN
Comme le HNC est plus élevé en énergie que le HCN de 3920 cm -1 (46,9 kJ / mol), on pourrait supposer que les deux auraient un rapport d'équilibre à des températures inférieures à 100 Kelvin de 10-25 . Cependant, les observations montrent une conclusion très différente; est bien supérieur à 10 −25 , et est en fait de l'ordre de l'unité dans les environnements froids. Ceci est dû au chemin énergétique potentiel de la réaction de tautomérisation; il existe une barrière d'activation de l'ordre de 12 000 cm- 1 environ pour que la tautomérisation se produise, ce qui correspond à une température à laquelle HNC aurait déjà été détruite par des réactions neutre-neutre.
![{\ textstyle \ left ({\ frac {[HNC]} {[HCN]}} \ right) _ {eq}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9946fd6d39f47bca239a36b586eb8713fca9ee74)
![{\ textstyle \ left ({\ frac {[HNC]} {[HCN]}} \ right) _ {observé}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9de0d6165221ef7a08b2139f903f72341f87a06f)
Propriétés spectrales
En pratique, HNC est presque exclusivement observée astronomiquement en utilisant la transition J = 1 → 0. Cette transition se produit à ~ 90,66 GHz, ce qui est un point de bonne visibilité dans la fenêtre atmosphérique , rendant ainsi les observations astronomiques de HNC particulièrement simples. De nombreuses autres espèces apparentées (y compris le HCN) sont observées à peu près dans la même fenêtre.
Importance dans le milieu interstellaire
HNC est intimement lié à la formation et à la destruction de nombreuses autres molécules importantes dans le milieu interstellaire - mis à part les partenaires évidents HCN, le cyanure d'hydrogène protoné (HCNH + ) et le cyanure (CN) , HNC est lié à l'abondance de nombreux autres composés, soit directement, soit par quelques degrés de séparation. En tant que tel, une compréhension de la chimie des HNC conduit à une compréhension d'innombrables autres espèces - HNC est une pièce intégrale dans le puzzle complexe représentant la chimie interstellaire.
De plus, HNC (aux côtés de HCN) est un traceur couramment utilisé de gaz dense dans les nuages moléculaires. Outre la possibilité d'utiliser HNC pour étudier l'effondrement gravitationnel comme moyen de formation d'étoiles, l'abondance de HNC (par rapport à l'abondance d'autres molécules azotées) peut être utilisée pour déterminer le stade d'évolution des noyaux protostellaires.
Le rapport de ligne HCO + / HNC est utilisé à bon escient comme mesure de la densité du gaz. Ces informations fournissent un excellent aperçu des mécanismes de formation des galaxies infrarouges (ultra-) lumineuses ((U) LIRG), car elles fournissent des données sur l'environnement nucléaire, la formation d'étoiles et même l' alimentation des trous noirs . En outre, le rapport des lignes HNC / HCN est utilisé pour distinguer entre les régions de photodissociation et les régions de dissociation des rayons X sur la base que [HNC] / [HCN] est à peu près l'unité dans le premier, mais supérieur à l'unité dans le second.
L'étude de HNC est une poursuite relativement simple, et c'est l'une des plus grandes motivations pour son étude. En plus d'avoir sa transition J = 1 → 0 dans une partie claire de la fenêtre atmosphérique, ainsi que d'avoir de nombreux isotopomères également disponibles pour une étude facile, et en plus d'avoir un grand moment dipolaire qui rend les observations particulièrement simples, HNC est, en sa nature moléculaire, une molécule assez simple. Cela fait de l'étude des voies de réaction qui conduisent à sa formation et à sa destruction un bon moyen d'obtenir un aperçu du fonctionnement de ces réactions dans l'espace. En outre, l'étude de la tautomérisation de HNC en HCN (et vice versa), qui a été étudiée de manière approfondie, a été suggérée comme un modèle permettant d'étudier des réactions d'isomérisation plus compliquées.
Chimie dans le milieu interstellaire
HNC se trouve principalement dans les nuages moléculaires denses, bien qu'il soit omniprésent dans le milieu interstellaire. Son abondance est étroitement liée à l'abondance d'autres composés azotés. HNC est formé principalement par la recombinaison dissociative de HNCH + et H 2 NC + , et il est détruit principalement par des réactions ion-neutres avec H +
3 et C + . Les calculs de taux ont été effectués à 3,16 × 10 5 ans, ce qui est considéré comme précoce, et à 20 K, qui est une température typique pour les nuages moléculaires denses.
| Réactions de formation | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Réactif 1 | Réactif 2 | Produit 1 | Produit 2 | Constante de taux | Taux / [H 2 ] 2 | Taux relatif |
| 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 |
| Réactions de destruction | ||||||
| Réactif 1 | Réactif 2 | Produit 1 | Produit 2 | Constante de taux | Taux / [H 2 ] 2 | Taux relatif |
| 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 |
Ces quatre réactions ne sont que les quatre les plus dominantes, et donc les plus significatives dans la formation des abondances de HNC dans les nuages moléculaires denses; il y a des dizaines d'autres réactions pour la formation et la destruction de HNC. Bien que ces réactions conduisent principalement à diverses espèces protonées, HNC est étroitement liée à l'abondance de nombreuses autres molécules contenant de l'azote, par exemple NH 3 et CN. L'abondance de HNC est également inexorablement liée à l'abondance de HCN, et les deux ont tendance à exister dans un rapport spécifique basé sur l'environnement. En effet, les réactions qui forment HNC peuvent souvent aussi former HCN, et vice versa, selon les conditions dans lesquelles la réaction se produit, et aussi qu'il existe des réactions d'isomérisation pour les deux espèces.
Détections astronomiques
Le HCN (et non le HNC) a été détecté pour la première fois en juin 1970 par LE Snyder et D. Buhl à l'aide du radiotélescope de 36 pieds de l'Observatoire national de radioastronomie. Le principal isotope moléculaire, H 12 C 14 N, a été observé via sa transition J = 1 → 0 à 88,6 GHz dans six sources différentes: W3 (OH), Orion A, Sgr A (NH3A), W49, W51, DR 21 ( OH). Un isotope moléculaire secondaire, H 13 C 14 N, a été observé via sa transition J = 1 → 0 à 86,3 GHz dans seulement deux de ces sources: Orion A et Sgr A (NH3A). Le HCN a ensuite été détecté de manière extragalactique en 1988 à l'aide du télescope IRAM 30 m au Pico de Veleta en Espagne. Il a été observé via sa transition J = 1 → 0 à 90,7 GHz vers IC 342.
Un certain nombre de détections ont été faites vers la fin de la confirmation de la dépendance à la température du rapport d'abondance de [HNC] / [HCN]. Une forte adéquation entre la température et le rapport d'abondance permettrait aux observateurs de détecter spectroscopiquement le rapport, puis d'extrapoler la température de l'environnement, obtenant ainsi une grande compréhension de l'environnement de l'espèce. Le rapport d'abondance des isotopes rares de HNC et HCN le long de la MOC-1 varie de plus d'un ordre de grandeur dans les régions chaudes par rapport aux régions froides. En 1992, les abondances de HNC, HCN et analogues deutérés le long de la crête et du cœur de l'OMC-1 ont été mesurées et la dépendance à la température du rapport d'abondance a été confirmée. Une étude du nuage moléculaire géant W 3 en 1997 a montré plus de 24 isotopes moléculaires différents, comprenant plus de 14 espèces chimiques distinctes, y compris HNC, HN 13 C et H 15 NC. Cette étude a en outre confirmé la dépendance à la température du rapport d'abondance, [HNC] / [HCN], confirmant cette fois la dépendance des isotopomères.
Ce ne sont pas les seules détections importantes de HNC dans le milieu interstellaire. En 1997, HNC a été observé le long de la crête TMC-1 et son abondance par rapport à HCO + s'est avérée constante le long de la crête - cela a conduit à la voie de réaction qui postule que HNC est initialement dérivé de HCO + . Une détection astronomique significative qui a démontré l'utilisation pratique de l'observation de HNC a eu lieu en 2006, lorsque des abondances de divers composés azotés (y compris HN 13 C et H 15 NC) ont été utilisées pour déterminer le stade d'évolution du noyau protostellaire Cha-MMS1 basé sur le magnitudes relatives des abondances.
Le 11 Août 2014, les astronomes publié des études, en utilisant le Large Millimeter Array / submillimétrique ALMA (Atacama) pour la première fois, qui décrit en détail la répartition des HCN , HNC, H 2 CO , et la poussière à l' intérieur du Chevelure des comètes C / 2012 F6 ( Lemmon) et C / 2012 S1 (ISON) .