星間分子と星周分子のリスト

これは、星間物質と星周エンベロープで検出された分子のリストで、構成原子の数によってグループ化されています。検出された各化合物の化学式と、観測されたイオン化された形態がリストされています。

以下に挙げる分子は天文分光法によって検出された。それらのスペクトル特性は、分子が2 つの分子エネルギー準位間を遷移するときに光子を吸収または放出することによって生じる。光子のエネルギー (したがって波長) は、関与する準位間のエネルギー差に一致する。分子の電子遷移は、分子の電子の 1 つが分子軌道間を移動するときに発生し、電磁スペクトルの紫外線、可視光線、または近赤外線部分にスペクトル線を生成する。あるいは、振動遷移はエネルギーの量子を分子結合の振動に (または分子結合の振動から)移動させ、中赤外線または遠赤外線に特徴を生成する。気相分子にも量子化された回転準位があり、マイクロ波または電波の波長で遷移を引き起こす。^[1]

遷移には、これらのタイプのエネルギーレベルのうちの1つ以上が関与することがあります。たとえば、回転振動分光法では、回転エネルギーレベルと振動エネルギーレベルの両方が変化します。時には、3つすべてが同時に発生することもあります。たとえば、C ₂ (二原子炭素)のフィリップスバンドでは、電子遷移によって近赤外線の線が生成され、その後、振動レベルの同時変化によっていくつかの振動バンドに分割され、さらに回転枝に分割されます。^[2]

特定の分子のスペクトルは、量子化学の選択則と分子の対称性によって決まります。分子の中には、識別しやすい単純なスペクトルを持つものもありますが、他の分子（小さな分子でも）は、多くの異なる線にフラックスが広がっており、検出がはるかに難しい非常に複雑なスペクトルを持っています。^[3]原子核と電子の相互作用により、スペクトル線の超微細構造がさらに形成されることがあります。分子が複数の同位体（異なる原子同位体を含むバージョン）で存在する場合、同位体シフトによってスペクトルはさらに複雑になります。

新しい星間分子または星周分子を検出するには、その分子が存在する可能性のある適切な天体を特定し、必要な波長、スペクトル分解能、感度で動作する分光器を備えた望遠鏡で観測する必要があります。星間物質で最初に検出された分子は、1937年に4300オングストローム（可視光線）での強い電子遷移によって検出されたメチリジンラジカル（CH ^{• ）でした。 [4]}天文機器の進歩により、新しい検出数が増加しました。1950年代以降、電波天文学が新しい検出の主流になり、1990年代からはサブミリ波天文学も重要になりました。 ^[3]

検出された分子のインベントリは、検出しやすい特定のタイプに大きく偏っています。たとえば、電波天文学は高分子双極子を持つ小さな線状分子に最も敏感です。^[3]宇宙で最も一般的な分子であるH ₂ (分子状水素) は、双極子がないため電波望遠鏡ではまったく見えません。^[3]電子遷移のエネルギーが光学望遠鏡では強すぎるため、H _{2の検出には}探査ロケットによる紫外線観測が必要でした。^[5]振動線は個々の分子に固有のものではないことが多く、一般的なクラスのみを特定できます。たとえば、多環芳香族炭化水素(PAH) の振動線は1984年に特定され、^[6]このクラスの分子が宇宙で非常に一般的であることを示しましたが、^[7]回転線から特定のPAHを特定するには2021年までかかりました。^{[8] [9]}

星間分子の検出に最も豊富な源の一つは、天の川銀河の中心近くにある巨大分子雲、いて座B2（Sgr B2）である。以下に挙げる分子の約半数はSgr B2で初めて発見され、残りの多くはその後そこで検出された。^[10]星周分子の豊富な源は、近くの炭素星であるCW Leonis（IRC +10216としても知られる）であり、約50個の分子が確認されている。^[11]星間物質と星周物質の間には明確な境界がないため、下の表には両方が含まれている。

天体化学の分野には、これらの分子がどのように形成されるかを理解し、その存在量を説明することが含まれます。星間物質の極度に低い密度は分子の形成を促さず、中性種（原子または分子）間の従来の気相反応を非効率にします。多くの領域では温度も非常に低く（通常、分子雲内では10ケルビン）、反応速度がさらに低下したり、紫外線の強い場により光化学反応で分子が破壊されたりします。^[12]観測された星間分子の存在量を説明するには、気相イオン化学（多くの場合、宇宙線によって駆動される）、宇宙塵の表面化学、星間絶滅を含む放射伝達、および高度な反応ネットワークを使用して、形成速度と破壊速度のバランスを計算する必要があります。^[13]分子線を使用して天体の物理的特性を決定することは、分子天体物理学として知られています。

以下の表は、星間物質または星周物質で検出された分子を、構成原子の数でグループ化して一覧表示しています。中性分子とその分子イオンは別の列に一覧表示されています。分子の列にエントリがない場合は、イオン化された形式のみが検出されています。指定（分子の名前）は、検出を説明する科学文献で使用されているものです。何も指定されていない場合は、そのフィールドは空白のままです。質量は原子質量単位で一覧表示されています。少なくとも 1 つの重水素( ^{2 H) 原子を含む}重水素化分子は、質量がわずかに異なり、別の表に一覧表示されています。異なるイオン化状態を含む一意の種の総数は、各セクションのヘッダーに示されています。

これまでに検出された分子のほとんどは有機分子です。5つ以上の原子を持つ無機分子として検出されたのは_SiH4のみです。^[14]それより大きい分子はすべて少なくとも1つの炭素原子を持ち、N−NまたはO−O結合はありません。^[14]

これらの分子にはすべて、水素のより重い同位体である重水素原子が1 つ以上含まれています。

以下の分子の存在の証拠は科学文献で報告されていますが、その検出は著者によって暫定的なものとして説明されているか、他の研究者によって異議が唱えられています。これらは独立した確認を待っています。