イミドゲン
イミドゲン
名前
IUPAC名
λ 1 -アザニリデン[ 1 ]
その他の名前
アミニレン

アザニレン アザニリデン イミドーゲン ニトレン

λ 1 -アザン水素化窒素
識別子
3Dモデル（JSmol）
チェビ
ケムスパイダー
66
  • InChI=1S/HN/h1H チェックはい
    キー: PDCKRJPYJMCOFO-UHFFFAOYSA-N チェックはい
  • [NH]
プロパティ
H N
モル質量15.015  g·mol −1
共役酸ニトレニウムイオン
構造
リニア
熱化学
熱容量（℃）
21.19 JK −1モル−1
標準モルエントロピー（S⦵298 ）​
181.22 kJ K −1モル−1
標準生成エンタルピー（Δ f H ⦵ 298）
358.43 kJ/モル
特に記載がない限り、データは標準状態（25 °C [77 °F]、100 kPa）における材料のものです。

イミドゲンは、化学式NHの無機化合物である。[ 2 ]他の単純なラジカルと同様に、反応性が非常に高く、希薄ガス状態以外では寿命が短い。その挙動はスピン多重度に依存する。

生産と特性

イミドゲンはアンモニア雰囲気下での放電によって生成することができる。[ 3 ]

イミドゲンは回転分裂が大きく、スピン-スピン相互作用が弱いため、衝突誘起ゼーマン遷移を起こしにくい。[ 3 ]基底状態のイミドゲンは、分子線からの緩衝ガス負荷によって磁気的に捕捉することができる。 [ 3 ]

イミドゲンの基底状態は三重項であり、一重項励起状態のエネルギーはわずかに高い。[ 4 ]

最初の励起状態（a 1 Δ）は、基底状態（X 3 Σ −）への緩和がスピン禁制であるため、長寿命である。[ 5 ]イミドゲンは衝突誘起項間交差を起こす。[ 4 ]

反応性

水素原子を無視すると、イミドゲンはカルベン（CH 2）および酸素（O）原子と等電子関係にあり、同等の反応性を示す。 [ 5 ]第一励起状態はレーザー誘起蛍光（LIF）によって検出できる。[ 5 ] LIF法は、NHの減少、生成、および化学生成物の検出を可能にする。イミドゲンは一酸化窒素（NO）と反応する。

NH + NO → N 2 + OH
NH + NO → N 2 O + H

前者の反応はΔH 0が−408 ± 2 kJ/mol ΔH 0と比較して後者の反応では−147 ± 2 kJ/molであった。 [ 6 ]

命名法

慣用名であるニトレンがIUPACで推奨される名称である。系統名であるλ 1 -アザンおよびヒドリド窒素は、それぞれ置換命名法および加法命名法に基づいて構築された有効なIUPAC名である。

適切な文脈においては、イミドゲンは2つの水素原子を除いたアンモニアと見なすことができ、そのため、置換命名法に従って、文脈依存の体系名としてアジリデンが使用される場合がある。この名称は、イミドゲン分子のラジカル性を考慮しない。しかし、より具体的な文脈においては、非ラジカル状態を指す場合もあり、ジラジカル状態はアザンジイルと呼ばれる。

天体化学

3358Å付近のNH A 3 Π→X 3 Σ (0,0)吸収帯の高解像度高信号対雑音スペクトルから、 ζペルセウス座とHD 27778に向かう拡散雲中に星間NHが同定された。 [ 7 ]拡散雲内でNHからCNが効率的に生成されるには、約30 K（-243 °C）の温度が有利であった。[ 8 ] [ 9 ] [ 7 ]

天体化学に関連する反応

化学反応[ 10 ] [ 11 ]
反応 速度定数 速度/[H 2 ] 2
N + H − → NH + e −1 × 10 −93.5 × 10 −18
NH 2 + O → NH + OH 2.546 × 10 −131.4 × 10 −13
NH+ 2+ e − → NH + H 3.976 × 10 −72.19 × 10 −21
NH+3​+ e − → NH + H + H 8.49 × 10 −72.89 × 10 −19
NH + N → N 2 + H 4.98 × 10 −114.36 × 10 −16
NH + O → OH + N 1.16 × 10 −111.54 × 10 −14
NH + C + → CN + + H 7.8 × 10 −104.9 × 10 −19
NH + H+3​→ NH+ 2+ H 21.3 × 10 −93.18 × 10 −19
NH + H + → NH + + H 2.1 × 10 −94.05 × 10 −20

拡散雲内では、H − + N → NH + e −が主要な生成機構である。化学平衡に近い状態では、NHの生成機構として重要なものはNHの再結合である。+ 2およびNH+3​イオンと電子の相互作用。拡散雲内の放射場によっては、NH 2も寄与する可能性がある。

NHは拡散雲中で光解離と光電離によって破壊されます。濃密雲中では、NHは原子状酸素および窒素との反応によって破壊されます。拡散雲中では、O +とN +がOHとNHを形成します。NHはN 2、OH、H、CN +、CH、N、NHの生成に関与しています。+ 2、星間物質の場合は NH + 。

NHは拡散星間物質中では報告されているが、高密度分子雲中では報告されていない。[ 12 ] NHを検出する目的は、多くの場合、NHの回転定数と振動レベルのより良い推定値を得ることである。[ 13 ]また、NとNHを生成する星と、微量のNとNHが残っている他の星におけるNとNHの豊富さを予測する理論データを確認するためにも必要である。 [ 14 ] NHの回転定数と振動の現在の値、およびOHとCHの値を使用すると、3Dモデル大気による完全なスペクトル合成に頼ることなく、炭素、窒素、酸素の豊富さを調べることができる。[ 15 ]

参照

参考文献

  1. ^ IUPACレッドブック2005
  2. ^ Greenwood, Norman N. ; Earnshaw, Alan (1997). Chemistry of the Elements (第2版). Butterworth-Heinemann . doi : 10.1016/C2009-0-30414-6 . ISBN 978-0-08-037941-8。
  3. ^ a b c Campbell, WC; Tsikata, E.; van Buuren, L.; Lu, H.; Doyle, JM (2007). 「NH (X 3 Σ − )の磁気トラッピングとゼーマン緩和」. Physical Review Letters . 98 (21) 213001. arXiv : physics/0702071 . doi : 10.1103/PhysRevLett.98.213001 . PMID 17677770. S2CID 28355332 .  
  4. ^ a b Adams, JS; Pasternack, L. (1991). 「イミドゲン(a 1 Δ) → イミドゲン(X 3 Σ − )における衝突誘起項間交差」. Journal of Physical Chemistry . 95 (8): 2975– 2982. doi : 10.1021/j100161a009 .
  5. ^ a b c Hack, W.; Rathmann, K. (1990). 「イミドゲン（a 1 Δ）と一酸化炭素の素反応」. Journal of Physical Chemistry . 94 (9): 3636– 3639. doi : 10.1021/j100372a050 .
  6. ^ Patel-Misra, D.; Dagdigian, PJ (1992). 「イミドゲン(X 3 Σ − ) + 一酸化窒素(X 2 Π)反応のダイナミクス：ヒドロキシル(X 2 Π)生成物の内部状態分布」. Journal of Physical Chemistry . 96 (8): 3232– 3236. doi : 10.1021/j100187a011 .
  7. ^ a bマイヤー、デイビッド・M.; ロス、キャサリン・C. (1991年8月1日). 「星間NHの発見」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 376 : L49– L52. Bibcode : 1991ApJ...376L..49M . doi : 10.1086/186100 .
  8. ^ Wagenblast, R.; Williams, DA; Millar, TJ; Nejad, LAM (1993). 「拡散星間雲におけるNHの起源について」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 260 (2): 420– 424. Bibcode : 1993MNRAS.260..420W . doi : 10.1093/mnras/260.2.420 .
  9. ^ Crutcher, RM; Watson, WD (1976). 「拡散星間雲におけるNH分子の上限と意義」.アストロフィジカル・ジャーナル. 209 (1): 778– 781. Bibcode : 1976ApJ...209..778C . doi : 10.1086/154775 .
  10. ^ Prasad, SS; Huntress, WT (1980). 「星間雲における気相化学モデル．I. 基本モデル，化学反応ライブラリ，そしてC，N，O化合物間の化学反応」 . Astrophysical Journal Supplement Series . 43 : 1. Bibcode : 1980ApJS...43....1P . doi : 10.1086/190665 .
  11. ^ 「UMIST天体化学データベース2012/astrochemistry.net」。
  12. ^チェルニチャロ、ホセ;ゴイコエチェア、ハビエル R.コー、エマニュエル (2000)。 「いて座B2のC 3とIRC +10216の遠赤外線検出」。天体物理学ジャーナルレター。534 (2): L199 – L202。Bibcode : 2000ApJ...534L.199C。土井：10.1086/312668。hdl : 10261/192089。ISSN 1538-4357。PMID 10813682。S2CID 36447926。   
  13. ^ Ram, RS; Bernath, PF; Hinkle, KH (1999). 「NHの赤外発光分光法：極低温エシェル分光器とフーリエ変換分光計の比較」. The Journal of Chemical Physics . 110 (12): 5557. Bibcode : 1999JChPh.110.5557R . doi : 10.1063/1.478453 .
  14. ^ Grevesse, N.; Lambert, DL; Sauval, AJ; Van Dishoeck, EF; Farmer, CB; Norton, RH (1990). 「北半球の太陽振動回転線の同定と太陽窒素存在量」.天文学と天体物理学. 232 (1): 225.書誌コード: 1990A&A...232..225G . ISSN 0004-6361 . 
  15. ^ Frebel, Anna; Collet, Remo; Eriksson, Kjell; Christlieb, Norbert; Aoki, Wako (2008). 「HE 1327–2326, an Unevolved Star with [Fe/H] < –5.0. II. New 3D–1D Corrected Abundances from a Very Large Telescope UVES Spectrum. Astrophysical Journal . 684 (1): 588– 602. arXiv : 0805.3341 . Bibcode : 2008ApJ...684..588F . doi : 10.1086/590327 . ISSN 0004-637X . S2CID 119236652 .  
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