Utente:Grasso Luigi/sanbox1/Imidogeno
| Imidogeno | |
|---|---|
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  | |
| Nome IUPAC | |
| λ1-Azanilidene [1][2] | |
| Nomi alternativi | |
| Aminilene Azanilene Azanyiidene Imidogeno Nitreneλ1-azane idruronitrogeno | |
| Caratteristiche generali | |
| Formula bruta o molecolare | NH |
| Massa molecolare (u) | 15.02 [3] |
| Numero CAS | Immagine_3D |
| PubChem | 5460607 |
| SMILES | [NH] |
| Proprietà termochimiche | |
| ΔfH0 (kJ·mol−1) | 358.43 kJ mol−1 |
| S0m(J·K−1mol−1) | 181.22 kJ K−1 mol−1 |
| C0p,m(J·K−1mol−1) | 21.19 J K−1 mol−1 |
| Indicazioni di sicurezza | |
| Simboli di rischio chimico | |
 
| |
| attenzione | |
| Frasi H | --- |
| Consigli P | ---[4]---[5] |
L'imidogeno è un composto inorganico con formula chimica NH. [6] Come altri semplici radicali, è altamente reattivo e di conseguenza di breve durata eccetto come gas diluito. Il suo comportamento dipende dalla molteplicità di spin, cioè lo stato eccitato di tripletto e lo stato fondamentale di singoletto.
Sintesi e proprietà[modifica | modifica wikitesto]
L'imidogeno si può generare tramite scarica elettrica in atmosfera di ammoniaca.[7]
L'imidogeno ha una grande scissione rotazionale e una debole interazione spin-spin, quindi sarà meno probabile che subisca transizioni di Zeeman indotte da collisioni.[7]L'imidogeno allo stato fondamentale può essere intrappolato magneticamente usando un buffer gas da un fascio molecolare. [7] Il primo stato eccitato (a1Δ) ha un tempo di vita lungo e il rilassamento allo stato fondamentale (X3Σ-) è vietato agli spin.[8][9] L'imidogeno subisce l'incrocio intersistema indotto da collisioni.[10]
Reattività[modifica | modifica wikitesto]
L'imidogeno è isoelettronico con il carbene (CH2) e atomi di ossigeno (O), ed esibisce reattività comparabile[8] Il primo stato eccitato è stato rivelato tramita tecnica LIF.[8]I metodi LIF consentono di rilevare l'esaurimento, la produzione e i prodotti chimici di NH. Reagisce con l'ossido nitrico (NO) secondo le reazioni:
- NH + NO → N2 + OH
- NH + NO → N2O + H
La prima reazione è più favorevole con una ΔH0 = −408 ± 2 kJ/mol in confronto alla ΔH0 = −147 ± 2 kJ/mol per la seconda reazione.[11]
Nomenclatura[modifica | modifica wikitesto]
The trivial name nitrene is the preferred IUPAC name. The systematic names, λ1-azane and hydridonitrogen, valid IUPAC names, are constructed according to the substitutive and additive nomenclatures, respectively.
In appropriate contexts, imidogen can be viewed as ammonia with two hydrogen atoms removed, and as such, azylidene may be used as a context-specific systematic name, according to substitutive nomenclature. By default, this name pays no regard to the radicality of the imidogen molecule. Although, in even more specific context, it can also name the non-radical state, whereas the diradical state is named azanediyl.
Astrochimica[modifica | modifica wikitesto]
Interstellar NH was identified in the diffuse clouds toward Zeta Persei and HD 27778 from high-resolution high S/N spectra of the NH Å 3Pi-X 3Sigma (0,0) absorption band near 3358 Å.[12]A temperature of about 30 K favored an efficient production of CN from NH within the diffuse cloud. [13] [14][12]
Reazioni rilevanti[modifica | modifica wikitesto]
| Reazione | Costante K | Rate/[H2]2 |
|---|---|---|
| N + H− → NH + e− | 1x10−9 | 3.5x10−18 |
| NH2 + O → NH + OH | 2.546x10−13 | 1.4x10−13 |
| NH2+ + e− → NH + H | 3.976x10−7 | 2.19x10−21 |
| NH3+ + e− → NH + H + H | 8.49x10−7 | 2.89x10−19 |
| NH + N → N2 + H | 4.98x10−11 | 4.36x10−16 |
| NH + O → OH + N | 1.16x10−11 | 1.54x10−14 |
| NH + C+ → CN+ + H | 7.8x10−10 | 4.9x10−19 |
| NH + H3+ → NH2+ + H2 | 1.3x10−9 | 3.18x10−19 |
| NH + H+ → NH+ + H | 2.1x10−9 | 4.05x10−20 |
Within diffuse clouds H− + N → NH + e− is a major formation mechanism. Near chemical equilibrium important NH formation mechanisms are recombinations of NH2+ e NH3+ ions with electrons. Depending on the radiation field in the diffuse cloud, NH2 can also contribute.
NH is destroyed in diffuse clouds by photodissociation and photoionization. In dense clouds NH is destroyed by reactions with atomic oxygen and nitrogen. O+ and N+ form OH and NH in diffuse clouds. NH is involved in creating N2, OH, H, CN+, CH, N, NH2+,NH+ for the interstellar medium.
NH has been reported in the diffuse interstellar medium but not in dense molecular clouds.[18] The purpose of detecting NH is often to get a better estimate of the rotational constants and vibrational nlevels of NH.[19]
It is also needed in order to confirm theoretical data which predicts N and NH abundances in stars which produce N and NH and other stars with left over trace amounts of N and NH.[20] Using current values for rotational constants and vibrations of NH as well as those of OH and CH permit studying the carbon, nitrogen and oxygen abundances without resorting to a full spectrum synthesis with a 3D model atmosphere.[21]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ (EN) Nomenclature of Inorganic Chemistry (IUPAC Recommendations 2005). 6ed, Cambridge (UK), RSC/IUPAC (2005). ISBN 0-85404-438-8. Versione elettronica.
- ^ (EN) PubChem Compound, AC1L1C0X - Compound Summary, su pubchem.ncbi.nlm.nih.gov, National Center for Biotechnology Information, 25 Marzo 2005. URL consultato il 13 Ottobre 2011.
- ^ (EN) IUPAC Commission on Isotopic Abundances and Atomic Weights., Atomic weights of the elements 2017, su Queen Mary University of London.
- ^ Scheda del composto su IFA-GESTIS
- ^ Scheda del composto su [1]
- ^ (EN) Norman N. Greenwood e Alan Earnshaw, Chemistry of the Elements, unico, 2ª ed., Oxford, Butterworth-Heinemann, 1997, ISBN 978-0-08-037941-8.
- ^ a b c Campbell, W.C.; Tsikata, E.; van Buuren, L.; Lu, H.; Doyle, J.M.; Phys. Rev. Lett. 2007, 98, 213001.
- ^ a b c Hack, W.; Rathmann, K.; J. Phys. Chem. 1990, 94, pp. 3636-3639.
- ^ NIST
- ^ Adams, J.S.; Pasternack, L.; J. Phys. Chem. 1991, 95, pp. 2975-2982.
- ^ (IT) Patel-Misra, D.; Dagdigian, P.J.; J. Phys. Chem. 1992, 96, pp. 3232-3236.
- ^ a b Discovery of interstellar NH, in Astrophysical Journal, vol. 376, August 1, 1991, pp. L49–L52, DOI:10.1086/186100.
- ^ (EN) Wagenblast, R.; Williams, D. A.; Millar, T. J.; Nejad, L. A. M., On the origin of NH in diffuse interstellar clouds, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 260, n. 2, 1993, pp. 420-424, DOI:10.1093/mnras/260.2.420.
- ^ Upper limit and significance of the NH molecule in diffuse interstellar clouds, in Astrophysical Journal, vol. 209, n. 1, 1976, pp. 778–781, DOI:10.1086/154775.
- ^ 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, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 43, 1980, p. 1, DOI:10.1086/190665.
- ^ The UMIST Database for Astrochemistry 2012/ astrochemistry.net, su udfa.net.
- ^ EDP Sciences, su edpsciences.org.
- ^ Far-infrared Detection of C3 in Sagittarius B2 and IRC +10216, in Astrophysical Journal Letters, vol. 534, n. 2, The American Astronomical Society, 2000, pp. L199–L202, DOI:10.1086/312668.
- ^ Infrared emission spectroscopy of NH: Comparison of a cryogenic echelle spectrograph with a Fourier transform spectrometer, in The Journal of Chemical Physics, vol. 110, n. 12, 1999, p. 5557, DOI:10.1063/1.478453.
- ^ Identification of solar vibration-rotation lines of NH and the solar nitrogen abundance, in Astronomy and Astrophysics, vol. 232, 1990, p. 225.
- ^ HE 1327–2326, an Unevolved Star with [Fe/H]<–5.0. II. New 3D–1D Corrected Abundances from a Very Large Telescope UVES Spectrum, in The Astrophysical Journal, vol. 684, n. 1, The American Astronomical Society, 2008, pp. 588–602, DOI:10.1086/590327.
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