Nitrén

A nitrén szervetlen vegyület, képlete NH.^[2] Más egyszerű gyökökhöz hasonlóan erősen reaktív és rövid életű, kivéve alacsony nyomáson. Viselkedése spinmultiplicitásától függ.

Keletkezése, tulajdonságai

A nitrén ammónia elektromos kisütéséből állítható elő.^[3]

A nitrén forgási elválasztása nagy, spin-spin kölcsönhatása gyenge, így ritkábbak az ütközés indukálta Zeeman-átmenetei.^[3] Az alapállapotú NH puffergáztöltéssel mágnesesen csapdázható.^[3]

Az alapállapotú nitrén triplett, a gerjesztett szingulett csak kevéssel magasabb energiájú.^[4]

Az első gerjesztett állapot (a¹Δ) hosszú életű, mivel alapállapotra (X³Σ⁻) való átalakulása spintiltott.^[5] A NH ütközésindukált rendszerközi kereszteződésre képes.^[4]

Reakciókészség

A hidrogénektől eltekintve a nitrén izoelektromos a metilénnel (CH₂) és az atomos oxigénnel, és hasonlóan reakcióképes.^[5] Az első gerjesztett állapot lézerindukált fluoreszcencia (LIF) révén észlelhető.^[5] A LIF lehetővé teszi az NH keletkezésének, bomlásának és termékeinek észlelését. Reakciói nitrogén-monoxiddal:

{\ce {NH + NO -> N2 +OH}}

{\ce {NH +NO ->N2O +H}}

Előbbi kedvezőbb, ΔH⁰-ja –408 kJ/mol, míg utóbbié –147 kJ/mol.^[6]

Nevezéktan

A nitrén triviális név az elfogadott. A λ¹-azán és hidridonitrogén szabályos nevek szintén érvényesek, és rendre a szubsztitutív és additív nevezéktanok szerint képezhető.

A nitrén tekinthető továbbá két hidrogénnel kevesebbet tartalmazó ammóniának, így használható kontextusspecifikus szabályos névként az azilidén szubsztitutív nevezéktan szerint. Azonban ez nem veszi figyelembe, hogy a nitrén gyök. De bizonyos kontextusban az azilidén a nem gyök állapot megnevezésére is használható, a diradikális ekkor az azándiil.

Asztrokémia

A csillagközi térben az NH-t a ζ Persei és a HD 27778-hoz közeli felhőkben észleltek az NH A³Π→X³Σ (0,0) abszorpciós sávjának nagy felbontású és nagy jelarányú spektrumaiból 3358 Å körül.^[7] A CN hatékony előállításának a diffúz felhőben lévő NH-ból közel 30 K hőmérséklet volt kedvező.^[8]^[9]^[7]

Asztrokémiailag fontos reakciók

Reakciók^[10]^[11]
Reakció	Sebességi konstans	Sebesség/[H₂]²
${\ce {N +H- ->NH +e-}}$	0,000 000 001 1·10⁻⁹	0,000 000 000 000 000 0035 3,5·10⁻¹⁸
${\ce {NH2 +O ->NH +OH}}$	0,000 000 000 000 254 6 2,546·10⁻¹³	0,000 000 000 000 140 1,4·10⁻¹³
${\ce {NH2+ +e- ->NH +H}}$	0,000 000 397 6 3,976·10⁻⁷	0,000 000 000 000 000 000 002 19 2,19·10⁻²¹
${\ce {NH3+ +e- ->NH + 2 H}}$	0,000 000 849 8,49·10⁻⁷	0,000 000 000 000 000 000 289 2,89·10⁻¹⁹
${\ce {NH +N ->N2 +H}}$	0,000 000 000 0498 4,98·10⁻¹¹	0,000 000 000 000 000 436 4,36·10⁻¹⁶
${\ce {NH +O ->OH +N}}$	0,000 000 000 0116 1,16·10⁻¹¹	0,000 000 000 000 015 4 1,54·10⁻¹⁴
${\ce {NH +C+ ->CN+ +H}}$	0,000 000 000 7800 7,8·10⁻¹⁰	0,000 000 000 000 000 000 490 4,9·10⁻¹⁹
${\ce {NH +H3+ ->NH2+ +H2}}$	0,000 000 001 3 1,3·10⁻⁹	0,000 000 000 000 000 000 318 3,18·10⁻¹⁹
${\ce {NH +H+ ->NH+ +H}}$	0,000 000 002 1 2,1·10⁻⁹	0,000 000 000 000 000 000 040 5 4,05·10⁻²⁰

Diffúz felhőkben a ${\ce {H- +N ->NH +e-}}$ a fő keletkezési módszer. Kémiai egyensúly közelében az NH-keletkezés fontos módjai a NH+2 és az NH+3 rekombinációi. A sugárzási mezőtől függően az NH₂ is közreműködhet.

A NH diffúz felhőkben fotodisszociációval és fotoionizációval bomlik. Sűrű felhőkben a NH atomos oxigénnel és nitrogénnel reagálva bomlik. Az O⁺ és N⁺ ionok OH-t és NH-t alkotnak diffúz felhőkben. Az NH fontos a N₂, OH, H, CN⁺, CH, N, NH+2 és NH⁺ előállításában a csillagközi térben.

A NH-t észlelték a csillagközi térben, de nem sűrű molekulafelhőkben.^[12] A NH észlelésének célja a forgási állandói és a vibrációs szintjei jobb megismerése.^[13] Szükséges továbbá a N- és NH-gyakoriságok előrejelzése N-t és NH-t képző és nyomokban N-t és NH-t tartalmazó csillagokban.^[14] A NH, OH és CH jelenleg ismert forgási állandói és vibrációi lehetővé teszik a szén-, nitrogén- és oxigénmennyiségek tanulmányozását a teljes spektrum szintézise nélkül 3D-s modellatomszférában.^[15]

Jegyzetek

↑ IUPAC Red Book 2005
↑ Greenwood, Norman N., Earnshaw, Alan. Chemistry of the Elements, 2nd, Butterworth-Heinemann (1997). ISBN 0-08-037941-9
↑ ^a ^b ^c (2007) „Magnetic Trapping and Zeeman Relaxation of NH (X³Σ⁻)”. Physical Review Letters 98 (21), 213001. o. DOI:10.1103/PhysRevLett.98.213001. PMID 17677770.
↑ ^a ^b (1991) „Collision-induced intersystem crossing in imidogen (a¹Δ) → imidogen (X³Σ⁻)”. Journal of Physical Chemistry 95 (8), 2975–2982. o. DOI:10.1021/j100161a009.
↑ ^a ^b ^c (1990) „Elementary reaction of imidogen (a¹Δ) with carbon monoxide”. Journal of Physical Chemistry 94 (9), 3636–3639. o. DOI:10.1021/j100372a050.
↑ (1992) „Dynamics of the imidogen (X³Σ⁻) + nitric oxide (X²Π) reaction: internal state distribution of the hydroxyl (X²Π) product”. Journal of Physical Chemistry 96 (8), 3232–3236. o. DOI:10.1021/j100187a011.
↑ ^a ^b (1991. augusztus 1.) „Discovery of interstellar NH”. Astrophysical Journal 376, L49–L52. o. DOI:10.1086/186100.
↑ (1993) „On the origin of NH in diffuse interstellar clouds”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 260 (2), 420–424. o. DOI:10.1093/mnras/260.2.420.
↑ (1976) „Upper limit and significance of the NH molecule in diffuse interstellar clouds”. Astrophysical Journal 209 (1), 778–781. o. DOI:10.1086/154775.
↑ (1980) „A model for gas phase chemistry in interstellar clouds. I. The basic model, library of chemical reactions, and chemistry among C, N, and O compounds”. Astrophysical Journal Supplement Series 43, 1. o. DOI:10.1086/190665.
↑ The UMIST Database for Astrochemistry 2012/ astrochemistry.net
↑ (2000) „Far-infrared Detection of C₃ in Sagittarius B2 and IRC +10216”. Astrophysical Journal Letters 534 (2), L199–L202. o. DOI:10.1086/312668. ISSN 1538-4357. PMID 10813682.
↑ (1999) „Infrared emission spectroscopy of NH: Comparison of a cryogenic echelle spectrograph with a Fourier transform spectrometer”. The Journal of Chemical Physics 110 (12), 5557. o. DOI:10.1063/1.478453.
↑ (1990) „Identification of solar vibration-rotation lines of NH and the solar nitrogen abundance”. Astronomy and Astrophysics 232 (1), 225. o. ISSN 0004-6361.
↑ (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. o. DOI:10.1086/590327. ISSN 0004-637X.

Fordítás

Ez a szócikk részben vagy egészben az Imidogen című angol Wikipédia-szócikk ezen változatának fordításán alapul. Az eredeti cikk szerkesztőit annak laptörténete sorolja fel. Ez a jelzés csupán a megfogalmazás eredetét és a szerzői jogokat jelzi, nem szolgál a cikkben szereplő információk forrásmegjelöléseként.

Források

(2021. január 28.) „Uncertainty of High Temperature Heat Capacities: The Case Study of the NH Radical”. The Journal of Physical Chemistry A 125 (3), 795–800. o. DOI:10.1021/acs.jpca.0c09512. PMID 33448217.

Kapcsolódó szócikkek

diazén (a nitrén dimerje)

[1] IUPAC Red Book 2005

[2] Greenwood, Norman N., Earnshaw, Alan. Chemistry of the Elements, 2nd, Butterworth-Heinemann (1997). ISBN 0-08-037941-9

[Campbell-3] (2007) „Magnetic Trapping and Zeeman Relaxation of NH (X³Σ⁻)”. Physical Review Letters 98 (21), 213001. o. DOI:10.1103/PhysRevLett.98.213001. PMID 17677770.

[Adams-4] (1991) „Collision-induced intersystem crossing in imidogen (a¹Δ) → imidogen (X³Σ⁻)”. Journal of Physical Chemistry 95 (8), 2975–2982. o. DOI:10.1021/j100161a009.

[Hack-5] (1990) „Elementary reaction of imidogen (a¹Δ) with carbon monoxide”. Journal of Physical Chemistry 94 (9), 3636–3639. o. DOI:10.1021/j100372a050.

[6] (1992) „Dynamics of the imidogen (X³Σ⁻) + nitric oxide (X²Π) reaction: internal state distribution of the hydroxyl (X²Π) product”. Journal of Physical Chemistry 96 (8), 3232–3236. o. DOI:10.1021/j100187a011.

[apj376-7] (1991. augusztus 1.) „Discovery of interstellar NH”. Astrophysical Journal 376, L49–L52. o. DOI:10.1086/186100.

[mnras260_2-8] (1993) „On the origin of NH in diffuse interstellar clouds”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 260 (2), 420–424. o. DOI:10.1093/mnras/260.2.420.

[apj209_1-9] (1976) „Upper limit and significance of the NH molecule in diffuse interstellar clouds”. Astrophysical Journal 209 (1), 778–781. o. DOI:10.1086/154775.

[10] (1980) „A model for gas phase chemistry in interstellar clouds. I. The basic model, library of chemical reactions, and chemistry among C, N, and O compounds”. Astrophysical Journal Supplement Series 43, 1. o. DOI:10.1086/190665.

[11] The UMIST Database for Astrochemistry 2012/ astrochemistry.net

[12] (2000) „Far-infrared Detection of C₃ in Sagittarius B2 and IRC +10216”. Astrophysical Journal Letters 534 (2), L199–L202. o. DOI:10.1086/312668. ISSN 1538-4357. PMID 10813682.

[13] (1999) „Infrared emission spectroscopy of NH: Comparison of a cryogenic echelle spectrograph with a Fourier transform spectrometer”. The Journal of Chemical Physics 110 (12), 5557. o. DOI:10.1063/1.478453.

[14] (1990) „Identification of solar vibration-rotation lines of NH and the solar nitrogen abundance”. Astronomy and Astrophysics 232 (1), 225. o. ISSN 0004-6361.

[15] (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. o. DOI:10.1086/590327. ISSN 0004-637X.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]