أيزوسيانيد الهيدروجين

📅 آخر تحديث: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 2 صور
الموسوعة الحرة

أيزوسيانيد الهيدروجين مادة كيميائية صيغتها الجزيئية HNC، وهو متصاوغ ثانوي لسيانيد الهيدروجين (HCN). تكمن أهميته في مجال الكيمياء الفلكية في انتشاره الواسع في الوسط بين النجوم .

التسمية

يُعد كل من هيدروجين إيزوسيانيد وأزانيليدينيوم ميثانيد اسمين صحيحين وفقًا لتسمية الاتحاد الدولي للكيمياء البحتة والتطبيقية (IUPAC ) لمركب HNC. لا يوجد اسم مفضل وفقًا لتسمية الاتحاد الدولي للكيمياء البحتة والتطبيقية . أما الاسم الثاني فهو مشتق من قواعد التسمية الاستبدالية ، من الهيدريد الأساسي أزان ( NH₃ ) والأنيون ميثانيد ( CH₃⁻ ). [ 1 ]

الخواص الجزيئية

أيزوسيانيد الهيدروجين (HNC) جزيء خطي ثلاثي الذرات ذو تناظر من المجموعة النقطية C∞v . وهو أيون ثنائي القطب ومتماثل لسيانيد الهيدروجين (HCN). [ 2 ] يمتلك كل من HNC وHCN عزم ثنائي قطب كبير ومتشابه ، حيث يبلغ μHNC = 3.05 ديباي و μHCN = 2.98 ديباي على التوالي. [ 3 ] تسهل هذه العزوم ثنائية القطب الكبيرة رصد هذه الأنواع بسهولة في الوسط بين النجوم .    

التماكب التوتوميري HNC-HCN

بما أن طاقة HNC أعلى من طاقة HCN بمقدار 3920  سم⁻¹ (46.9 كيلوجول/مول)، فقد يفترض المرء أن الاثنين سيكون لهما نسبة توازن . ([حشمالج][حجشمال])هـq{\textstyle \left({\frac {[HNC]}{[HCN]}}\right)_{eq}}عند درجات حرارة أقل من 100 كلفن من 10 −25 . [ 4 ] ومع ذلك، تُظهر الملاحظات استنتاجًا مختلفًا تمامًا؛([حشمالج][حجشمال])oبsهـرvهـد{\textstyle \left({\frac {[HNC]}{[HCN]}}\right)_{observed}}أعلى بكثير من 10⁻²⁵ ، بل إنها في الواقع تقارب الواحد في البيئات الباردة. ويعود ذلك إلى مسار طاقة الوضع لتفاعل التماكب؛ إذ يوجد حاجز تنشيط يبلغ حوالي 12000 سم⁻¹  لحدوث التماكب، وهو ما يتوافق مع درجة حرارة يكون عندها HNC قد تحلل بالفعل بفعل تفاعلات الجزيئات المتعادلة. [ 5 ]

الخصائص الطيفية

عمليًا، يُرصد جزيء HNC فلكيًا بشكل شبه حصري باستخدام الانتقال J  =  1→0. يحدث هذا الانتقال عند تردد 90.66  جيجاهرتز تقريبًا، وهو تردد مناسب للرصد في النافذة الجوية ، مما يُسهّل رصد HNC فلكيًا. تُرصد العديد من الأنواع الأخرى ذات الصلة (بما في ذلك HCN) في نفس النافذة تقريبًا. [ 6 ] [ 7 ]

الأهمية في الوسط بين النجوم

يرتبط مركب HNC ارتباطًا وثيقًا بتكوين وتدمير العديد من الجزيئات الأخرى المهمة في الوسط بين النجوم، فإلى جانب شركائه المعروفين، مثل سيانيد الهيدروجين (HCN) وسيانيد الهيدروجين البروتوني (HCNH + ) والسيانيد (CN) ، يرتبط HNC بوفرة العديد من المركبات الأخرى، إما بشكل مباشر أو عبر روابط غير مباشرة. ولذلك، فإن فهم كيمياء HNC يُفضي إلى فهم عدد لا يُحصى من الأنواع الأخرى، إذ يُعد HNC جزءًا لا يتجزأ من اللغز المعقد الذي يُمثل كيمياء الوسط بين النجوم.

علاوة على ذلك، يُعدّ HNC (إلى جانب HCN) مؤشرًا شائع الاستخدام للغاز الكثيف في السحب الجزيئية. وبغض النظر عن إمكانية استخدام HNC لدراسة الانهيار الجذبي كوسيلة لتكوين النجوم، يمكن استخدام وفرة HNC (مقارنة بوفرة جزيئات النيتروجين الأخرى) لتحديد المرحلة التطورية للنوى النجمية الأولية. [ 3 ]

تُستخدم نسبة خط HCO + /HNC بكفاءة عالية كمقياس لكثافة الغاز. [ 8 ] تُوفر هذه المعلومات فهمًا عميقًا لآليات تكوين المجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء ((U)LIRGs)، إذ تُقدم بيانات عن البيئة النووية، وتكوين النجوم ، وحتى تغذية الثقوب السوداء . علاوة على ذلك، تُستخدم نسبة خط HNC/HCN للتمييز بين مناطق التفكك الضوئي ومناطق التفكك بالأشعة السينية، وذلك لأن نسبة [HNC]/[HCN] تقارب الواحد في الأولى، بينما تكون أكبر من الواحد في الثانية.

تُعدّ دراسة جزيء HNC بسيطة نسبيًا، وهو ما يُشكّل دافعًا رئيسيًا للبحث فيه. يحدث انتقاله الإلكتروني J = 1→0 في جزء واضح من النافذة الجوية، وله العديد من النظائر التي يسهل دراستها. إضافةً إلى ذلك، فإن عزمه ثنائي القطب الكبير يُسهّل عمليات الرصد بشكل خاص. علاوةً على ذلك، يُعتبر HNC جزيئًا بسيطًا في طبيعته الجزيئية. وهذا ما يجعل دراسة مسارات التفاعل التي تؤدي إلى تكوينه وتحلله وسيلةً جيدةً لفهم آلية عمل هذه التفاعلات في الفضاء. كما اقتُرحت دراسة التماكب التوتوميري لـ HNC إلى HCN (والعكس صحيح)، والتي دُرست على نطاق واسع، كنموذج يُمكن من خلاله دراسة تفاعلات التماكب الأكثر تعقيدًا. [ 5 ] [ 9 ] [ 10 ]

الكيمياء في الوسط بين النجوم

يوجد مركب HNC بشكل أساسي في السحب الجزيئية الكثيفة، على الرغم من انتشاره الواسع في الوسط بين النجوم. ويرتبط وفرته ارتباطًا وثيقًا بوفرة المركبات الأخرى المحتوية على النيتروجين. [ 11 ] يتشكل HNC بشكل أساسي من خلال إعادة التركيب التفكيكي لـ HNCH⁺ و H₂NC⁺ ، ويتحلل بشكل أساسي من خلال تفاعلات أيونية متعادلة مع H⁺³ و C⁺. [12] [13] أُجريت حسابات المعدل عند 3.16 × 10⁵ سنة ، وهي فترة زمنية مبكرة ، وعند 20 كلفن ،  وهي درجة حرارة نموذجية للسحب الجزيئية الكثيفة . [ 14 ] [ 15 ]  

تفاعلات التكوين
المتفاعل 1المتفاعل 2المنتج 1المنتج 2ثابت المعدلالمعدل/[H 2 ] 2المعدل النسبي
HCNH +e −HNCح9.50 × 10 −84.76 × 10 −253.4
H 2 NC +e −HNCح1.80 × 10 −71.39 × 10 −251.0
ردود الفعل التدميرية
المتفاعل 1المتفاعل 2المنتج 1المنتج 2ثابت المعدلالمعدل/[H 2 ] 2المعدل النسبي
H + 3HNCHCNH +H 28.10 × 10 −91.26 × 10 −241.7
ج +HNCC 2 N +ح3.10 × 10 −97.48 × 10 −251.0

هذه التفاعلات الأربعة هي فقط التفاعلات الأربعة الأكثر شيوعًا، وبالتالي الأكثر أهمية في تكوين وفرة جزيئات HNC في السحب الجزيئية الكثيفة؛ وهناك عشرات التفاعلات الأخرى لتكوين وتدمير HNC. على الرغم من أن هذه التفاعلات تؤدي في المقام الأول إلى أنواع بروتونية مختلفة، إلا أن HNC يرتبط ارتباطًا وثيقًا بوفرة العديد من الجزيئات الأخرى المحتوية على النيتروجين، مثل NH₃ و CN. [ 11 ] كما أن وفرة HNC مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بوفرة HCN، ويميل الاثنان إلى التواجد بنسبة محددة بناءً على البيئة المحيطة. [ 12 ] ويعود ذلك إلى أن التفاعلات التي تُكوّن HNC غالبًا ما تُكوّن HCN أيضًا، والعكس صحيح، اعتمادًا على ظروف حدوث التفاعل، بالإضافة إلى وجود تفاعلات تماكب بين هذين النوعين.

الاكتشافات الفلكية

تم رصد جزيء HCN (وليس HNC) لأول مرة في يونيو 1970 بواسطة إل إي سنايدر ودي بوهل باستخدام التلسكوب الراديوي ذي قطر 36 قدمًا التابع للمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي. [ 16 ] رُصد النظير الجزيئي الرئيسي، H 12 C 14 N، من خلال انتقاله J = 1→0 عند تردد 88.6 جيجاهرتز في ستة مصادر مختلفة: W3 (OH)، وOrion A، وSgr A(NH3A)، وW49، وW51، وDR 21(OH). كما رُصد نظير جزيئي ثانوي، H 13 C 14 N، من خلال انتقاله J = 1→0 عند تردد 86.3 جيجاهرتز في مصدرين فقط من هذه المصادر: Orion A وSgr A(NH3A). ثم رُصد جزيء HNC لاحقًا خارج المجرة في عام 1988 باستخدام تلسكوب IRAM ذي قطر 30 مترًا في بيكو دي فيليتا بإسبانيا. [ 17 ] وقد لوحظ ذلك من خلال انتقاله J = 1→0 عند 90.7 جيجاهرتز باتجاه IC 342.

أُجريت عدة عمليات رصد في نهاية المطاف لتأكيد اعتماد نسبة وفرة [HNC]/[HCN] على درجة الحرارة. إن وجود تطابق قوي بين درجة الحرارة ونسبة الوفرة سيمكن الراصدين من رصد هذه النسبة طيفيًا ، ومن ثم استقراء درجة حرارة البيئة، مما يوفر فهمًا أعمق لبيئة هذه الأنواع. تختلف نسبة وفرة النظائر النادرة لـ HNC وHCN على طول سحابة OMC-1 بأكثر من عشرة أضعاف في المناطق الدافئة مقارنةً بالمناطق الباردة. [ 18 ] في عام 1992، قُيست وفرة HNC وHCN ونظائرها المُدَوتَرة على طول قمة ونواة سحابة OMC-1، وتأكد اعتماد نسبة الوفرة على درجة الحرارة. [ 6 ] أظهر مسحٌ لسحابة W3 الجزيئية العملاقة في عام 1997 وجود أكثر من 24 نظيرًا جزيئيًا مختلفًا، تضم أكثر من 14 نوعًا كيميائيًا متميزًا، بما في ذلك HNC وHN 13 C وH 15 NC. أكدت هذه الدراسة الاستقصائية اعتماد نسبة الوفرة، [HNC]/[HCN]، على درجة الحرارة، بل وأكدت هذه المرة اعتماد النظائر أيضًا. [ 19 ]

ليست هذه هي الاكتشافات الوحيدة التي تُشير إلى أهمية مركب HNC في الوسط بين النجوم. ففي عام 1997، رُصد مركب HNC على طول حافة TMC-1، ووُجد أن وفرته النسبية مقارنةً بأيون HCO + ثابتة على طول الحافة، مما عزز فرضية مسار التفاعل الذي يفترض أن HNC مُشتق في البداية من HCO + . [ 7 ] وفي عام 2006، حدث اكتشاف فلكي هام أثبت الفائدة العملية لرصد مركب HNC، حيث استُخدمت وفرة مركبات نيتروجينية مختلفة (بما في ذلك HN 13 C وH 15 NC) لتحديد مرحلة تطور النواة النجمية الأولية Cha-MMS1 بناءً على النسب النسبية لهذه الوفرة. [ 3 ]

في 11 أغسطس 2014، نشر علماء الفلك دراسات، باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/دون المليمتر (ALMA) لأول مرة، والتي فصّلت توزيع HCN وHNC وH2CO والغبار داخل غلافَي المذنبين C / 2012 F6 ( ليمون ) و C / 2012 S1 (آيسون) . [ 20 ] [ 21 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ يشير اللاحقة ylidyne إلى فقدان ثلاث ذرات هيدروجين من ذرة النيتروجين في الأزانيوم ( [ NH 4 ] + ) انظر الكتاب الأحمر IUPAC 2005 الجدول الثالث، "اللواحق والنهايات"، ص 257.
  2. ↑ باو، تشين فونغ؛ هيري، وارن جيه. (1982-02-01). "حرارة تكوين أيزوسيانيد الهيدروجين بواسطة مطيافية الرنين المزدوج السيكلوتروني الأيوني". مجلة الكيمياء الفيزيائية . 86 (3): 321-322 . doi : 10.1021/j100392a006 . ISSN 0022-3654 . 
  3. تينيكس ، ب.ب. وآخرون ( 2006 ). "رسم خرائط HCN وHNC للنواة النجمية الأولية Chamaeleon-MMS1". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 456 (3): 1037-1043 . arXiv : astro-ph/0606547 . Bibcode : 2006A & A...456.1037T . doi : 10.1051/0004-6361:20040294 . S2CID 54492819 .  
  4. ↑ هيروتا، ت.؛ وآخرون (1998). "وفرة HCN وHNC في نوى السحب المظلمة" . مجلة الفيزياء الفلكية . 503 (2): 717-728 . Bibcode : 1998ApJ...503..717H . doi : 10.1086/306032 . 
  5. 1 2 بنتلي، جيه إيه؛ وآخرون (1993). "جزيئات HCN/HNC المهتزة بشدة: القيم الذاتية، والدوال الموجية، وأطياف ضخ الانبعاث المحفز" . مجلة الفيزياء الكيميائية . 98 (7): 5209. Bibcode : 1993JChPh..98.5207B . doi : 10.1063/1.464921 . 
  6. 1 2 شيلكه، ب.؛ وآخرون (1992). "دراسة HCN وHNC ونظائرهما في OMC-1. الجزء الأول: الوفرة والتركيب الكيميائي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 256 : 595-612 . Bibcode : 1992A & A...256..595S . 
  7. 1 2 براتاب، ب.؛ وآخرون (1997). "دراسة فيزياء وكيمياء TMC-1" . مجلة الفيزياء الفلكية . 486 (2): 862-885 . Bibcode : 1997ApJ...486..862P . doi : 10.1086/304553 . PMID 11540493 .  
  8. ↑ لونين، أ. ف . وآخرون (2007). "الخواص الجزيئية لـ(U)LIRGs: CO، HCN، HNC، وHCO + ". وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . 242 : 1-5 . arXiv : 0709.3423 . Bibcode : 2007IAUS..242..462L . doi : 10.1017/S1743921307013609 . S2CID 14398456 .  
  9. ↑ سكوركي، ب.؛ وآخرون (2001). " البنية الإلكترونية الأولية للأنيونات المرتبطة بثنائي القطب HCN− وHNC− ووصف فقدان الإلكترون عند التماكب". مجلة الفيزياء الكيميائية 114 (17): 7446. Bibcode : 2001JChPh.114.7443S . doi : 10.1063/1.1358863 . 
  10. ↑ جاكوبيتز، دبليو؛ لان، بي إل (1997). "محاكاة عملية التماثل فائقة السرعة والمتحكم بها بواسطة ليزر الأشعة تحت الحمراء لسيانيد الهيدروجين، بناءً على جهد ثلاثي الأبعاد عالمي محسوب من المبادئ الأولى وأسطح ثنائية القطب". كيمياء فيزيائية . 217 ( 2-3 ): 375-388 . Bibcode : 1997CP....217..375J . doi : 10.1016/S0301-0104(97)00056-6 .
  11. 1 2 تيرنر، بي إي؛ وآخرون (1997). "فيزياء وكيمياء السحب الجزيئية الشفافة الصغيرة. الجزء الثامن: HCN وHNC" . مجلة الفيزياء الفلكية . 483 (1): 235-261 . Bibcode : 1997ApJ...483..235T . doi : 10.1086/304228 . 
  12. 1 2 هيراوكا، ك.؛ وآخرون (2006). "كيف تتشكل CH3OH و HNC/HCN وNH3 في الوسط بين النجوم؟". وقائع مؤتمر AIP . 855 : 86-99 . Bibcode : 2006AIPC..855...86H . doi : 10.1063/1.2359543 . 
  13. ↑ دوتي، إس دي؛ وآخرون (2004). "النمذجة الفيزيائية والكيميائية للنجم الأولي منخفض الكتلة IRAS 16293-2422". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 418 (3): 1021-1034 . arXiv : astro-ph/0402610 . Bibcode : 2004A & A...418.1021D . doi : 10.1051/0004-6361:20034476 . S2CID 2960790 .  
  14. ↑ "قاعدة بيانات جامعة مانشستر للعلوم والتكنولوجيا للكيمياء الفلكية" .
  15. ↑ ميلار، تي جيه؛ وآخرون (1997). "قاعدة بيانات جامعة مانشستر للعلوم والتكنولوجيا للكيمياء الفلكية 1995". سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 121 : 139-185 . arXiv : 1212.6362 . Bibcode : 1997A & AS..121..139M . doi : 10.1051/aas:1997118 . 
  16. ↑ سنايدر، إل إي؛ بوهل، د. (1971). "ملاحظات حول انبعاثات الراديو من سيانيد الهيدروجين بين النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 163 : L47– L52. Bibcode : 1971ApJ...163L..47S . doi : 10.1086/180664 .
  17. ↑ هينكل، سي.؛ وآخرون (1988). "الجزيئات في المجرات الخارجية: الكشف عن CN وC₂H و HNC، والكشف المبدئي عن HC₃N " . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 201 : L23– L26. Bibcode : 1988A & A...201L..23H . 
  18. ↑ جولدسميث، بي إف؛ وآخرون (1986). "تغيرات في نسبة وفرة HCN/HNC في سحابة أوريون الجزيئية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 310 (1): 383-391 . Bibcode : 1986ApJ...310..383G . doi : 10.1086/164692 . PMID 11539669 .  
  19. ↑ هيلميش، ف.ب.؛ فان ديشويك، إ.ف. (1997). "التغيرات الفيزيائية والكيميائية داخل منطقة تكوين النجوم W3" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 124 (2): 205-253 . Bibcode : 1997A & AS..124..205H . doi : 10.1051/aas:1997357 . hdl : 1887/2219 .
  20. ↑ زوبريتسكي، إليزابيث؛ نيل-جونز، نانسي (11 أغسطس 2014). "البيان الصحفي 14-038 - دراسة ناسا ثلاثية الأبعاد للمذنبات تكشف عن مصنع كيميائي يعمل" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 أغسطس 2014 .
  21. ↑ كوردينر، إم إيه؛ وآخرون (11 أغسطس 2014). "رسم خرائط انبعاث المواد المتطايرة في الغلاف الداخلي للمذنبين C/2012 F6 (ليمون) وC/2012 S1 (آيسون) باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/دون المليمتر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 792 (1): L2. arXiv : 1408.2458 . Bibcode : 2014ApJ...792L...2C . doi : 10.1088/2041-8205/792/1/L2 . S2CID 26277035 .