イミドゲン

イミドゲン
名前
	IUPAC名 λ 1 -アザニリデン
	その他の名前アミニレン; アザニレン; アザニリデン; イミドゲン; ニトレン λ 1 -; アザン水素化窒素
識別子
CAS番号	13774-92-0;
3Dモデル（JSmol）	インタラクティブ画像;
チェビ	チェビ:29339;
ケムスパイダー	4574105 ;
グメリン参照	66
パブケム CID	5460607;
CompTox ダッシュボード ( EPA )	DTXSID80420101;
	InChI InChI=1S/HN/h1H キー: PDCKRJPYJMCOFO-UHFFFAOYSA-N ;
	笑顔 [NH];
プロパティ
化学式	HN
モル質量	15.015 グラムモル−1
共役酸	ニトレニウムイオン
構造
分子の形状	リニア
熱化学
熱容量 ( C )	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−1
	特に記載がない限り、データは標準状態（25 °C [77 °F]、100 kPa）の材料に関するものです。インフォボックス参照

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、希薄ガスを除いて寿命が短い。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中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す可能性は低い。^[3]基底状態のイミドゲンは、分子ビームからの緩衝ガス負荷を使用し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、寿命が長い。^[5]イミドゲンは衝突誘起系間交差を起こす。^[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）原子と等電子的であり、同等の反応性を示す。^{[5]最初の励起状態は}レーザー誘起蛍光（LIF）によって検出できる。^{[5] LIF法では、NHの枯渇、生成、および化学生成物の検出が可能になる。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ΔH0が−408 ± 2 kJ/mol Δ H 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

慣用名のニトレンがIUPAC の推奨名です。有効なIUPAC名である系統名λ ¹ -アザンおよびヒドリド窒素は、それぞれ置換命名法と加法命名法に従って作成されています。

適切な文脈では、イミドゲンは 2 つの水素原子が除去され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、アジリデンが文脈固有の体系名として使用されることがあります。デフォルトでは、この名前はイミドゲン分子のラジカル性を考慮しません。ただし、より具体的な文脈では、非ラジカル状態の名前にもなり、ジラジカル状態はアザンジイルと名付けられます。

天体化学

星間NHは、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に向かう拡散雲で特定されました。 ^[7]約30 K（-243 °C）の温度は、拡散雲内でNHからCNが効率的に生成されるのに有利でした。^[8]^[9]^[7]

天体化学に関連する反応

拡散雲内ではH ⁻ + N → NH + e ⁻が主要な生成メカニズムである。化学平衡に近い重要なNH生成メカニズムはNHの再結合である。⁺
₂および電子を持つ NH+3 イオン。拡散雲内の放射場によっては、NH ₂も寄与することがあります。

NH は拡散雲の中で光解離と光イオン化によって破壊されます。濃密な雲の中では、NH は原子酸素と原子窒素との反応によって破壊されます。拡散雲の中では、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、およびOHとCHの回転定数と振動の現在の値を使用すると、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

ジイミド（二量体）
星間分子と星周分子のリスト

参考文献

^ IUPAC レッドブック2005
^ グリーンウッド、ノーマン N. ; アーンショウ、アラン (1997)。元素の化学(第 2 版)。バターワース-ハイネマン。ISBN 978-0-08-037941-8。
^ abc 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.
^ ab Adams, JS; Pasternack, L. (1991). 「イミドーゲン (a ¹ Δ) → イミドーゲン (X ³ Σ ⁻ ) における衝突誘起系間交差」. Journal of Physical Chemistry . 95 (8): 2975–2982. doi :10.1021/j100161a009.
^ abc 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.
^ 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.
^ ab Meyer, David M.; Roth, Katherine 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 .
^ 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」.王立天文学会月報. 260 (2): 420–424. Bibcode :1993MNRAS.260..420W. doi : 10.1093/mnras/260.2.420 .
^ Crutcher, RM; Watson, WD (1976). 「拡散星間雲におけるNH分子の上限と重要性」.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.
^ Prasad, SS; Huntress, WT (1980). 「星間雲の気相化学モデル。I. 基本モデル、化学反応ライブラリ、および C、N、O 化合物間の化学反応」。天体物理学ジャーナル補足シリーズ。43 : 1。Bibcode : 1980ApJS...43....1P。doi : 10.1086/190665。
^ 「UMIST天体化学データベース2012/astrochemistry.net」。
^ Cernicharo, José; Goicoechea, Javier R.; Caux, Emmanuel (2000). 「いて座B2とIRC +10216におけるC _{3の遠赤外線検出」.}アストロフィジカルジャーナルレター. 534 (2): L199–L202. Bibcode :2000ApJ...534L.199C. doi :10.1086/312668. hdl : 10261/192089 . ISSN 1538-4357. PMID 10813682. S2CID 36447926.
^ Ram, RS; Bernath, PF; Hinkle, KH (1999). 「NH の赤外線発光分光法: 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.
^ Grevesse, N.; Lambert, DL; Sauval, AJ; Van Dishoeck, EF; Farmer, CB; Norton, RH (1990). 「NH の太陽振動回転線の識別と太陽窒素存在量」.天文学と天体物理学. 232 (1): 225.書誌コード:1990A&A...232..225G. ISSN 0004-6361.
^ Frebel, Anna; Collet, Remo; Eriksson, Kjell; Christlieb, Norbert; Aoki, Wako (2008). 「HE 1327–2326、[Fe/H] < –5.0 の未進化星。II. 超大型望遠鏡 UVES スペクトルからの新しい 3D–1D 補正済み存在量」。天体物理学ジャーナル。684 (1): 588–602。arXiv : 0805.3341。Bibcode : 2008ApJ ... 684..588F。doi : 10.1086/590327。ISSN 0004-637X。S2CID 119236652 。

外部リンク

Buchowiecki, Marcin (2021年1月28日). 「高温熱容量の不確実性：NHラジカルのケーススタディ」. The Journal of Physical Chemistry A . 125 (3): 795–800. Bibcode :2021JPCA..125..795B. doi :10.1021/acs.jpca.0c09512. PMID 33448217.

[1] IUPAC レッドブック2005

[2] グリーンウッド、ノーマン N. ; アーンショウ、アラン (1997)。元素の化学(第 2 版)。バターワース-ハイネマン。ISBN 978-0-08-037941-8。

[Campbell-3] 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.

[Adams-4] Adams, JS; Pasternack, L. (1991). 「イミドーゲン (a ¹ Δ) → イミドーゲン (X ³ Σ ⁻ ) における衝突誘起系間交差」. Journal of Physical Chemistry . 95 (8): 2975–2982. doi :10.1021/j100161a009.

[Hack-5] 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.

[apj376-7] Meyer, David M.; Roth, Katherine 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 .

[mnras260_2-8] 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」.王立天文学会月報. 260 (2): 420–424. Bibcode :1993MNRAS.260..420W. doi : 10.1093/mnras/260.2.420 .

[apj209_1-9] Crutcher, RM; Watson, WD (1976). 「拡散星間雲におけるNH分子の上限と重要性」.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). 「星間雲の気相化学モデル。I. 基本モデル、化学反応ライブラリ、および C、N、O 化合物間の化学反応」。天体物理学ジャーナル補足シリーズ。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] Cernicharo, José; Goicoechea, Javier R.; Caux, Emmanuel (2000). 「いて座B2とIRC +10216におけるC _{3の遠赤外線検出」.}アストロフィジカルジャーナルレター. 534 (2): L199–L202. Bibcode :2000ApJ...534L.199C. doi :10.1086/312668. hdl : 10261/192089 . ISSN 1538-4357. PMID 10813682. S2CID 36447926.

[13] Ram, RS; Bernath, PF; Hinkle, KH (1999). 「NH の赤外線発光分光法: 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). 「NH の太陽振動回転線の識別と太陽窒素存在量」.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、[Fe/H] < –5.0 の未進化星。II. 超大型望遠鏡 UVES スペクトルからの新しい 3D–1D 補正済み存在量」。天体物理学ジャーナル。684 (1): 588–602。arXiv : 0805.3341。Bibcode : 2008ApJ ... 684..588F。doi : 10.1086/590327。ISSN 0004-637X。S2CID 119236652 。