天体化学

アタナシウス・キルヒャー（1646年）、ヤン・マレク・マルシ（1648年）、ロバート・ボイル（1664年）、フランチェスコ・マリア・グリマルディ（1665年）による太陽スペクトルの初期の観測は、アイザック・ニュートンが1666年に光のスペクトル的性質を実証し、最初の分光器が開発されたことに先立つものでした。^{[ 2 ]}分光法が天文学に初めて応用されたのは1802年で、ウィリアム・ハイド・ウォラストンが分光計を使って太陽スペクトルの暗線を観測しました。^{[ 3 ]}これらの特徴は後にジョセフ・フォン・フラウンホーファーによって詳細に測定されました。

1835年、チャールズ・ホイートストンは、異なる金属は火花を散らすとそれぞれ異なる発光スペクトルを生じることを示し、スペクトル線を用いて化学元素を識別できることを実証した。^{[ 4 ]}その後、レオン・フーコー（1849年）とアンデルス・ヨナス・アングストローム（1853年）の研究により、同じ物質は同一の吸収線と発光線を生じることが明らかになり、分光法による化学識別の基礎が築かれた。

これらの観測の理論的意義は、ヨハン・バルマーが水素のスペクトル線が単純な経験的パターンに従うことを発見したことで高まりました。これは現在バルマー系列として知られています。この関係は後に、1888年にヨハネス・リュードベリによって開発されたリュードベリの公式によって一般化され、多くの元素のスペクトル線を計算できるようになりました。^{[ 5 ]}量子力学の出現により、これらの経験法則は第一原理から導き出すことができ、原子および分子スペクトルを事前に予測できるようになり、現代の天体化学分光法の基盤となる理論的枠組みを提供しました。

電波天文学は1930年代に登場したが、星間分子の存在を示す最初の確かな証拠が得られたのは1937年、スウィングスとローゼンフェルドが分子種に起因するスペクトル特性を特定した時であった。^{[ 6 ]}この時点までは、星間空間には原子種しか存在しないと考えられていた。この結果は1940年に確認され、マッケラーらはこれまで未確認であったスペクトル線を星間物質中のCHおよびCN分子に帰属させた。^{[ 7 ]}

その後の30年間で、さらに多くの星間分子が検出された。最も重要なものの中には、1963年に発見され、星間酸素の供給源として重要なOH ^{[ 8 ]}と、1969年に検出され、星間空間で初めて観測された有機多原子分子として注目すべきH2CO （_{ホルムアルデヒド}）[ 9 ^{]がある。}

ホルムアルデヒド、そして後に水や一酸化炭素など生物学的に関連性のある可能性のある他の分子の検出は、生命の基本的な分子構成要素が宇宙で発生する可能性があるという生命起源説を支持するものとして、一部の研究者によって解釈された。このことが、2009年に太陽系内の彗星で報告された星間グリシン^{[ 10 ]}や、 2016年に発見された星間プロピレンオキシド^{[ 11 ]}に代表されるキラリティなどの生物学的に関連のある特性を示す分子など、生物学的に興味深い星間分子の継続的な探索を促した。これらの発見は、現代の宇宙化学研究のより広範な発展と並行して起こった。

星間物質中の個々の化学種を検出する最も強力な技術はおそらく電波天文学であり、ラジカル、イオン、アルデヒドやケトンなどの有機（つまり炭素ベースの）分子を含む100を超える星間種が明らかにされている。最も豊富な星間分子の1つであり、強い電気双極子モーメントのため電波で最も簡単に検出できるものの1つがCO（一酸化炭素）である。COは非常に一般的で明るいため、銀河の分子領域のマッピングに広く使用されている。^{[ 12 ]}電波技術によって星間物質中で検出された最初の有機分子は星間ホルムアルデヒドであり、これが星間有機化学の研究の扉を開いた。

最も議論されている電波検出の1つは、最も単純なアミノ酸である星間グリシンの観測の主張である^{[ 13 ]}が、その結果は依然として議論の的となっている^{[ 14 ]} 。電波および回転分光法などの関連技術は、大きな双極子モーメントを持つ比較的単純な分子種を識別するのに特に効果的であるが、アミノ酸よりわずかに大きいだけの複雑な分子に対しては感度が低い。

赤外線天文学は分子の振動遷移を観測し、特に幅広い有機および無機種の検出に役立ちます。多くの有機化合物は赤外線を強く吸収および放出するため、IR分光法は星間分子と惑星大気の両方に使用されます。たとえば、火星の大気中のメタンの検出は、ハワイのマウナケア山頂にあるNASAの3メートル赤外線望遠鏡施設という地上赤外線望遠鏡を使用して達成されました。 ^{[ 15 ]} NASAはまた、宇宙化学観測のために航空機搭載赤外線望遠鏡SOFIAと宇宙ベースのスピッツァーを使用しています。^{[ 16 ] [ 17 ]}

赤外線分光法により、星間物質には多環芳香族炭化水素（PAHまたはPAC）と呼ばれる複雑な気相炭素化合物群が存在することが明らかになった。これらの分子は、主に炭素の融合環（中性またはイオン化状態）から構成されており、銀河系で最も一般的な炭素化合物と考えられ、宇宙塵、隕石、彗星や小惑星の物質に豊富に含まれている。これらの化合物の多くは、隕石中のアミノ酸、核酸塩基、その他の有機物とともに、重水素や炭素、窒素、酸素の希少同位体が豊富に含まれており、地球外起源を示唆している。PAHは、死期を迎えた炭素を豊富に含む赤色巨星の周囲の高温な周星環境で形成されると考えられている。

赤外線観測は、ケイ酸塩、ケロゲンに似た炭素に富む固体、氷など、星間物質中の固体物質の組成を評価するためにも使用されてきた。固体粒子によって強く散乱または吸収される可視光とは異なり、赤外線放射は微細な星間粒子を透過することができるが、その組成に特徴的な特定の波長で吸収される。^{[ 18 ]}

宇宙における重要な化学種の中には、紫外線や可視光線でより容易に検出できるものがあります。宇宙で最も豊富な分子であるH₂ _（水素ガス、または二水素）は、永久双極子モーメントを持たないため、電波望遠鏡では観測できません。しかし、水素線をはじめとする特徴的な吸収線や発光線を通して、紫外線や可視光線で観測することができます。紫外線と可視光線による観測は、異なる励起条件を調べたり、そうでなければ検出が難しい化学種を追跡したりすることで、電波や赤外線による測定を補完します。

すべての分光法には重要な限界があります。電波分光法や回転分光法は、H₂ のような双極子モーメントを持たない分子には反応_せず、一般的に大きくて複雑な分子には感度が低くなります。気相遷移を利用する分光法も、塵粒子に凍結した分子種を検出できません。温度が通常10 ～ 50 K [−263.1 ～ −223.2 °C; −441.7 ～ −369.7 °F]の高密度分子雲では、二水素以外のほとんどの分子は固体相にあり、塵粒子上に薄い氷のマントルを形成しています。これらの氷では、初期の化学反応は利用可能な水素によって制御されます。原子状水素は H₂O、CH₄、NH₃ などの「還元」種を生成する傾向があります_が、_主に_{分子状水素はより重い原子が CO、 CO₂} 、CNなどの種を形成することを可能にします。これらの混合分子氷は紫外線と宇宙線によって処理され、複雑な放射線誘起化学反応を引き起こします。^{[ 18 ]}単純な星間氷類似体の光化学に関する実験室実験ではアミノ酸が生成され、^{[ 19 ]}星間氷と彗星氷の類似性、および気相化合物の比較は、星間化学と彗星化学の関連性を主張するために用いられてきた。スターダストミッションによって持ち帰られたサンプル中の有機物の分析結果は、そのような関連性を裏付けるとともに、太陽星雲における高温化学からの相当な寄与も示している。   

研究の主要分野の一つは、星間塵粒子の表面における分子の形成に関するものである。高密度の雲の低温により、原子や単純なラジカルが粒子上に付着し、量子トンネル効果などのメカニズムを介して反応が進行する。^{[ 21 ]}これらのプロセスは、太陽系が形成された分子雲に存在する分子の組成に影響を与え、彗星、小惑星、隕石、星間塵粒子の炭素に富む化学組成に寄与している。

濃密な雲の中では、塵の粒子の上に薄い氷のマントルが形成されます。これらの氷の化学は、存在する水素の形態に大きく依存します。原子状水素は、H₂O、CH₄、NH₃などの還元種を生成する傾向があります_が、分子_状水素は、より重い原子がCO、 _CO₂ 、CNなどの種を形成することを可能にします。紫外線と宇宙線は、さらなるプロセスを促進し、ますます複雑な有機物を生成します。^{[ 18 ]}単純な氷の類似物を用いた実験室での光化学実験ではアミノ酸が生成されており、^{[ 22 ]}生命前駆分子が星間氷の中で形成される可能性があるという考えを裏付けています。

星間空間や惑星間空間の低密度は、特異な気相化学反応を可能にする。地球上では対称性によって禁じられている多くの反応が、長い時間スケールで起こり得るため、^{[ 23 ]}地球上では不安定な分子やイオンの形成が可能となる。注目すべき例として、星間イオン・分子化学において中心的な役割を果たすH3 _+イオン^{が挙げられる。}

天体化学は、恒星環境で形成される分子の研究において、天体物理学や原子核物理学と重なり合う分野である。恒星内部での核反応によって新たな元素が生成され、対流層を持つ恒星では、これらの元素が浚渫現象によって恒星表面に運ばれることがある。このような恒星が質量を大きく失うと、その恒星風には、回転遷移や振動遷移が電波望遠鏡や赤外線望遠鏡で観測可能な分子が含まれる可能性がある。

炭素を豊富に含む恒星は顕著な例を示している。ヘリウム燃焼によって炭素が表面に運ばれると、恒星風の分子組成が劇的に変化し、外層にケイ酸塩や水氷などの物質が生成される。^{[ 24 ] [ 25 ]}

現代の宇宙化学の主要な焦点は、複雑な有機分子の検出と形成です。観測により、宇宙塵には芳香族と脂肪族の構造が混在する非晶質の有機固体が含まれていること、^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]}、多環芳香族炭化水素（PAH）が宇宙全体に広く分布していることが示されています。PAHは宇宙炭素の20%以上を占める可能性があり、アミノ酸やヌクレオチドの潜在的な前駆体として提案されています。^{[ 29 ]}

いくつかの注目すべき検出により、複雑な有機物の天体化学的重要性が強調されている。2012年、天文学者たちは原始星連星IRAS 16293–2422の周囲で単純な糖であるグリコールアルデヒドを検出したと報告し^{[ 30 ] [ 31 ]}、生物学的に重要な分子が惑星自体よりも先に形成される可能性があることを示唆した。2015年には、フィラエ着陸機が彗星67Pでアセトアミド、アセトン、メチルイソシアネート、プロピオンアルデヒドを含む16種類の有機化合物を検出した^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}。

2023年、土星の衛星エンケラドゥスの噴煙からシアン化水素やその他の有機分子が検出され、複雑な有機合成を支えることができる化学的に豊かな環境が地下の海に存在する可能性が示唆された。^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]}

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）などの最新の設備により、彗星やその他の天体の分子分布を高解像度でマッピングすることが可能になりました。2014年には、ALMAの観測により、彗星C/2012 F6（レモン）とC/2012 S1（アイソン）のコマにおけるHCN、HNC、H2CO _、および塵の空間分布が明らかになりました。^{[ 38 ] [ 39 ]}

宇宙化学モデリングも進歩している。ドロマトフとその共同研究者らが開発した熱力学モデルは、確率論と平衡熱力学を用いて星間物質中の有機分子の分布を推定する。^{[ 40 ] [ 41 ]} <ref name="abundance of chemical elements3