イソシアン化水素のソースを表示

{{chembox
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| ImageFileL1 = Hydrogen-isocyanide-2D.png
| ImageNameL1 = Hydrogen cyanide bonding
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| ImageNameR1 = Hydrogen cyanide space filling
| IUPACName = hydrogen isocyanide<br>azanylidyniummethanide
| OtherNames = isohydrocyanic acid<br>hydroisocyanic acid<br>isoprussic acid
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| Formula = HNC
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'''イソシアン化水素'''（イソシアンかすいそ、hydrogen isocyanide）は、[[分子式]]HNCで表される[[化合物]]である。[[シアン化水素]] (HCN) の[[互変異性]]体である。[[星間物質]]として遍在し、[[宇宙化学]]の分野では重要な化合物の1つである。

== 名前 ==
英語でhydrogen isocyanideとazanylidyniummethanideのどちらも[[IUPAC命名法]]に基づいた正しいものであり、[[優先IUPAC名]]はない。後者の名前は、[[水素化]][[アザン (化合物)|アザン]] (NH<sub>3</sub>) と[[メタニド]] (C<sup>-</sup>) を親化合物とした置換基命名法に基づいたものである<ref>The suffix ''ylidyne'' refers to the loss of three hydrogen atoms from the nitrogen atom in [[azanium]] ({{chem|NH|4|+}}) See the [http://www.iupac.org/publications/books/rbook/Red_Book_2005.pdf ''IUPAC Red Book'' 2005] Table III, "Suffixes and endings", p. 257.</ref>。

== 性質 ==
イソシアン化水素は、C<sub>∞v</sub>[[分子対称性]]を持つ[[直線形分子構造|直線形]]三原子分子である。[[双性イオン]]であり、シアン化水素の[[異性体]]である<ref>{{Cite journal|last=Pau|first=Chin Fong|last2=Hehre|first2=Warren J.|date=1982-02-01|title=Heat of formation of hydrogen isocyanide by ion cyclotron double resonance spectroscopy|journal=The Journal of Physical Chemistry|volume=86|issue=3|pages=321-322|doi=10.1021/j100392a006|issn=0022-3654}}</ref>。HNCとHCNは、それぞれ''μ''<sub>HNC</sub> = 3.05[[デバイ]]、''μ''<sub>HCN</sub> = 2.98デバイという、どちらも大きく、近い値の[[双極子モーメント]]を持つ<ref name="Tennekes2006">{{cite journal|author=Tennekes, P. P.|display-authors=etal|year=2006|title=HCN and HNC mapping of the protostellar core Chamaeleon-MMS1|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=456|issue=3|pages=1037-1043|arxiv=astro-ph/0606547|bibcode=2006A&A...456.1037T|doi=10.1051/0004-6361:20040294}}</ref>。このような大きな双極子モーメントが、これらの種を星間物質として発見されやすくしている。

=== HNC-HCN互変異性 ===
HNCがHCNよりも3920 cm<sup>−1</sup> (46.9 kJ/mol) だけ高いエネルギーを持つため、これらの平衡比<math display="inline">\left ( \frac{[HNC]}{[HCN]} \right )_{eq}</math>は、温度100 K以下で10<sup>−25</sup>になると考えられていた<ref>{{cite journal|author=Hirota, T.|display-authors=etal|year=1998|title=Abundances of HCN and HNC in Dark Cloud Cores|journal=Astrophysical Journal|volume=503|issue=2|pages=717-728|bibcode=1998ApJ...503..717H|doi=10.1086/306032}}</ref>。しかし、観測によると、その比<math display="inline">\left ( \frac{[HNC]}{[HCN]} \right )_{observed}</math>は10<sup>-25</sup>よりずっと高く、冷たい環境では実際はほぼ1桁の比になることが観測された。これは、互変異反応のポテンシャルエネルギー経路のためであり、互変異化が起こるためには、おおよそ12,000 cm<sup>−1</sup>のところに活性化障壁が存在する。これが、HNCが中性-中性反応でほぼ破壊される温度と一致する<ref name="Bentley1993">{{cite journal|author=Bentley, J. A.|display-authors=etal|year=1993|title=Highly virationally excited HCN/HNC: Eigenvalues, wave functions, and stimulated emission pumping spectra|journal=J. Chem. Phys.|volume=98|issue=7|page=5209|bibcode=1993JChPh..98.5207B|doi=10.1063/1.464921}}</ref>。

== スペクトルの性質 ==
実際には、HNC は、J = 1→0 遷移を用いて、天文学的に観察されるほぼ唯一の化合物である。この遷移は、≒90.66 GHzで起こり、この値は、[[大気]]が[[電波]]を通しやすい「[[大気の窓]]」によく一致する。HCN を含む多くの関連化合物もこれに近い窓で観測できる<ref name=Schilke1992>{{cite journal|author=Schilke, P.|display-authors=etal|year=1992|title=A study of HCN, HNC and their isotopomers in OMC-1. I. Abundances and chemistry|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1992A%26A...256..595S|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=256|issue=|pages=595-612|bibcode=1992A&A...256..595S|via=}}</ref><ref name="Pratap1997">{{cite journal|author=Pratap, P.|display-authors=etal|year=1997|title=A Study of the Physics and Chemistry of TMC-1|journal=Astrophysical Journal|volume=486|issue=2|pages=862-885|bibcode=1997ApJ...486..862P|doi=10.1086/304553}}</ref>。

== 星間物質としての重要性 ==
HNCは、HCNは別として、[[プロトン化シアン化水素]] (HCNH<sup>+</sup>) や[[シアン化物]] (CN) 等の星間分子として重要な他の多くの関連分子の生成と破壊にも複雑に結びついている。このようにして、HNCの化学は無数の他の分子の性質の理解に繋がり、HNC は星間化学という複雑なパズルの不可欠なピースとなる。

さらに、HNC は HCN とともに、[[分子雲]]の濃いガスのトレーサーとして一般的に用いられる。HNC は、[[星形成]]に繋がる[[重力崩壊]]の調査だけではなく、他の窒素分子と比較した存在量により、[[原始星コア]]の[[恒星の進化|進化]]の段階を決定するのにも用いられる<ref name="Tennekes2006" />。

HCO<sup>+</sup>/HNC比は、ガス密度を測定する手段として用いられる<ref>{{cite journal|author=Loenen, A. F.|display-authors=etal|year=2007|title=Molecular properties of (U)LIRGs: CO, HCN, HNC and HCO<sup>+</sup>|journal=Proceedings IAU Symposium|volume=242|issue=|pages=1-5}}</ref>。この情報から核の進化、星形成、さらにはブラックホールによるガス供給の情報も得られ、[[高光度赤外線銀河]]の形成機構についての深い洞察が与えられる。さらに、[HNC]/[HCN] が[[光解離領域]]ではほぼ均一、[[X線解離領域]]ではより大きいという性質から、HNC/HCN 比は光解離領域とX線解離領域を区分するのに用いられる。HNCの研究は比較的単純であり、これは最も大きなモチベーションの1つとなっている。[[大気の窓]]として''J'' = 1→0 遷移の明瞭な部分を持つ他に、簡単な研究に用いることのできる多数の{{仮リンク|同位体異性体|en| Isotopomers}}（アイソトポマー）があり、また観測を容易にする大きな[[双極子モーメント]]を持つ。これらのため、生成や破壊の反応経路の研究が進み、これらの反応が宇宙で起こることに関する良い洞察も得られた。さらに、HNC とHCN の間の互変異性の研究により、より複雑な異性化反応のモデルも提案された<ref name="Bentley1993" /><ref>{{cite journal|author=Skurski, P.|display-authors=etal|year=2001|title=''Ab initio'' electronic structure of HCN<sup>-</sup> and HNC<sup>-</sup> dipole-bound anions and a description of electron loss upon tautomerization|journal=J. Chem. Phys.|volume=114|issue=17|page=7446|bibcode=2001JChPh.114.7443S|doi=10.1063/1.1358863}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Jakubetz, W.|author2=Lan, B. L.|year=1997|title=A simulation of ultrafast state-selective IR-laser-controlled isomerization of hydrogen cyanide based on global 3D ab initio potential and dipole surfaces|journal=Chem. Phys.|volume=217|issue=2-3|pages=375-388|bibcode=1997CP....217..375J|doi=10.1016/S0301-0104(97)00056-6}}</ref>。

== 星間物質としての化学 ==
HNCは、濃い分子雲の中で主な物質として見られるため、星間物質として普遍的なものである。その存在量は、他の窒素含有化合物の存在量と密接に関連している<ref name="Turner1997">{{cite journal|author=Turner, B. E.|display-authors=etal|year=1997|title=The Physics and Chemistry of Small Translucent Molecular Clouds. VIII. HCN and HNC|journal=Astrophysical Journal|volume=483|issue=1|pages=235-261|bibcode=1997ApJ...483..235T|doi=10.1086/304228}}</ref>。HNCは主に[[メチリジンアンモニウム|HNCH<sup>+</sup>]] と{{chem|H|2|NC|+}} との[[解離性再結合]]により生成し、主に[[プロトン化水素分子|H<sub>3</sub><sup>+</sup>]]と[[カルボカチオン|C<sup>+</sup>]]のイオン-中性反応により破壊される<ref name="Hiraoka2006">{{cite journal|author=Hiraoka, K.|display-authors=etal|year=2006|title=How are CH<sub>3</sub>OH, HNC/HCN, and NH<sub>3</sub> Formed in the Interstellar Medium?|url=|journal=AIP Conf. Proc.|volume=855|issue=|pages=86-99|doi=10.1063/1.2359543|via=}}</ref><ref>{{cite journal|author=Doty, S. D.|display-authors=etal|year=2004|title=Physical-chemical modeling of the low-mass protostar IRAS 16293-2422|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=418|issue=3|pages=1021-1034|arxiv=astro-ph/0402610|bibcode=2004A&A...418.1021D|doi=10.1051/0004-6361:20034476}}</ref>。濃い分子雲形成の初期段階である3.16 × 10<sup>5</sup>年及び典型的な温度である20 Kの条件で速度計算を行った結果が以下の表である<ref>{{Cite web|url=http://udfa.ajmarkwick.net/|title=The UMIST Database for Astrochemistry|last=|first=|date=|website=|access-date=27 Feb 2019}}</ref><ref>{{cite journal|author=Millar, T. J.|display-authors=etal|year=1997|title=The UMIST database for astrochemistry 1995|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=121|issue=|pages=139-185|doi=10.1051/aas:1997118|arxiv=1212.6362|bibcode=1997A&AS..121..139M}}</ref>。
{| border="1" cellpadding="5" cellspacing="0"
|-
! colspan="7" style="text-align:center;"| '''Formation Reactions'''
|-
| style="text-align:center;"| '''Reactant 1''' || '''Reactant 2''' || '''Product 1''' || '''Product 2''' || '''Rate constant''' || '''Rate/[H<sub>2</sub>]<sup>2</sup>''' || '''Relative Rate'''
|-
| HCNH<sup>+</sup> || e<sup>-</sup> || HNC || H || {{val|9.50e-8}} || {{val|4.76e-25}} || 3.4
|-
| {{chem|H|2|NC|+}} || e<sup>-</sup> || HNC || H || {{val|1.80e-7}} || {{val|1.39e-25}} || 1.0
|-
! colspan="7" style="text-align:center;"| '''Destruction Reactions'''
|-
| style="text-align:center;"| '''Reactant 1''' || '''Reactant 2''' || '''Product 1''' || '''Product 2''' || '''Rate constant''' || '''Rate/[H<sub>2</sub>]<sup>2</sup>''' || '''Relative Rate'''
|-
| {{chem|H|3|+}} || HNC || HCNH<sup>+</sup> || H<sub>2</sub> || {{val|8.10e-9}} || {{val|1.26e-24}} || 1.7
|-
| C<sup>+</sup> || HNC || {{chem|C|2|N|+}} || H || {{val|3.10e-9}} || {{val|7.48e-25}} || 1.0
|}

これら4つの反応は最も支配的なものであり、したがって密な分子雲におけるHNCの形成において最も重要なものである。 HNCの形成と破壊には、さらに何十もの反応がある。これらの反応は様々なプロトン化分子を生成するため、HNCは、アンモニアやシアン化物等の他の多くの窒素含有分子の存在量と密接に関連する<ref name="Turner1997" />。HNCの存在量はHCNの存在量とも関連しており、これら2つの分子は環境に応じて特殊な比率で存在する傾向にある<ref name="Hiraoka2006" />。これは、HNCを生成する反応ではしばしばHCNも生じ、反応が起こる条件に依存して、両者の異性化反応も存在するためである。

== 天文学的な検出 ==
HCN（HNCではない）は、1970年6月に[[アメリカ国立電波天文台]]の30フィート[[電波望遠鏡]]を用いて、L. E. SnyderとD. Buhlが初めて検出した<ref>{{cite journal|author1=Snyder, L. E.|author2=Buhl, D.|year=1971|title=Observations of Radio Emission from Interstellar Hydrogen Cyanide|journal=Astrophysical Journal|volume=163|issue=|pages=L47-L52|bibcode=1971ApJ...163L..47S|doi=10.1086/180664}}</ref>。最初の分子同位体{{chem|H|12|C|14|N}} は、W3 (OH)、Orion A、Sgr A(NH3A)、W49、W51、DR 21(OH)6つの異なる電波源から、88.6 GHzの''J'' = 1→0 遷移により観察された。2番目の分子同位体 {{chem|H|13|C|14|N}} は、Orion AとSgr A(NH3A)の2つの電波源からの86.3 GHzの''J'' = 1→0 遷移により観察された。HCNはその後、1988年にスペインの[[ベレッタ山]]にある[[IRAM30m望遠鏡]]を用いて[[銀河系]]外に検出された<ref>{{cite journal|author=Henkel, C.|display-authors=etal|year=1988|title=Molecules in external galaxies: the detection of CN, C<sub>2</sub>H, and HNC, and the tentative detection of HC<sub>3</sub>N|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=201|issue=|pages=L23-L26|bibcode=1988A&A...201L..23H}}</ref>。これは、[[IC 342]]の方角に90.7 GHzの''J'' = 1→0遷移が観察されたものである。このほか、1996年に観測された[[百武彗星 (C/1996 B2)|百武彗星]]からの検出も報告されている<ref>Irvine, W. M., et al. (1996) "[https://www.nature.com/articles/383418a0 Spectroscopic evidence for interstellar ices in comet Hyakutake.]" 03 October 1996, Nature, 383, 418‒420.</ref><ref>菅原春菜、「[https://doi.org/10.14934/chikyukagaku.50.77 彗星の有機分子とその物質進化への役割]」 『地球化学』 2016年 50巻 2号 p.77-96, {{doi|10.14934/chikyukagaku.50.77}}</ref>。

[HNC]/[HCN]の存在比の温度依存性を確認することに向けて多くの検出がなされた。温度と存在比の間の強い相関により、その比を分光学的に検出し、それから環境温度を外挿することが可能となった。これにより、この分子種の環境への大きな洞察が得られた。[[オリオン座分子雲]]に沿ったHNC、HCN の希少同位体の存在比は、温かい領域と冷たい領域の間で、1桁以上異なる<ref>{{cite journal|author=Goldsmith, P. F.|display-authors=etal|year=1986|title=Variations in the HCN/HNC Abundance Ratio in the Orion Molecular Cloud|journal=Astrophysical Journal|volume=310|issue=|pages=383-391|bibcode=1986ApJ...310..383G|doi=10.1086/164692}}</ref>。1992年、オリオン座分子雲の縁と核に沿ったHNC、HCNとその[[重水素]]化アナログの存在量が測定され、存在比の温度依存性が確認された<ref name=Schilke1992 />。1997年のW3巨大分子雲の調査では、HNC、HN<sub>13</sub>C、HN<sub>15</sub>Cを含む14の異なる化学種を構成する24の異なる分子同位体が見られた。この調査では、[HNC] / [HCN]存在比の温度依存性がさらに確認され、さらに今回はアイソトポマーの依存性も確認された<ref>{{cite journal|author1=Helmich, F. P.|author2=van Dishoeck, E. F.|year=1997|title=Physical and chemical variations within the W3 star-forming region|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=124|issue=2|pages=205-253|bibcode=1997A&AS..124..205H|doi=10.1051/aas:1997357}}</ref>。

星間物質としてHNCが検出されたのは、これらだけではない。1997年、[[おうし座分子雲]]の縁に沿ってHNCが観測されてHCO<sup>+</sup>に対する存在比は縁に沿って一定であることが発見され、HNC がHCO<sup>+</sup> に由来して生じるという反応経路の信頼性を高めることとなった<ref name="Pratap1997" />。2006年には、HN<sub>13</sub>C やHN<sub>15</sub>C を含む様々な窒素化合物の存在量から[[Cha-MMS1]]の原始星コアの進化の段階が初めて推定された<ref name="Tennekes2006" />。

2014年8月11日、[[アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計]]を用いた初めての観測で、[[レモン彗星 (C/2012 F6)]]および[[アイソン彗星]]の[[コマ (彗星)|コマ]]の内部のHCN、HNC、[[ホルムアルデヒド]]および塵の分布の結果が公表された<ref name="NASA-20140811">{{cite web |last=Zubritsky |first=Elizabeth |last2=Neal-Jones |first2=Nancy |title=RELEASE 14-038 - NASA's 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work |url=http://www.nasa.gov/press/2014/august/goddard/nasa-s-3-d-study-of-comets-reveals-chemical-factory-at-work |date=11 August 2014 |work=NASA |accessdate=12 August 2014 }}</ref><ref name="AJL-20140811">{{cite journal |author=Cordiner, M.A.|title=Mapping the Release of Volatiles in the Inner Comae of Comets C/2012 F6 (Lemmon) and C/2012 S1 (ISON) Using the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array |url=https://iopscience.iop.org/2041-8205/792/1/L2/article |date=11 August 2014 |journal=The Astrophysical Journal |volume=792 |pages=L2 |number=1 |doi=10.1088/2041-8205/792/1/L2 |accessdate=12 August 2014 |display-authors=etal|arxiv=1408.2458|bibcode=2014ApJ...792L...2C}}</ref>。

== 出典 ==
{{reflist}}

== 関連項目 ==
* [[イソシアン化物]]

== 外部リンク ==
* [http://webbook.nist.gov/cgi/cbook.cgi?ID=6914-07-4 Hydrogen isocyanide on NIST Chemistry WebBook]

{{水素の化合物}}
{{DEFAULTSORT:いそしあんかすいそ}}
[[Category:水素の化合物]]
[[Category:イソシアニド]]
[[Category:双性イオン]]