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生命の起源は、多くの物理的および生物学的プロセスの相互作用の研究を必要とする継続的な研究分野です。これらの物理的プロセスの 1 つは、惑星の主星の特性に関係しており、生命の起源の環境に対する恒星の影響が、生命がどのように進化するか、あるいはそもそも進化するかどうかを決定する可能性があります。生命はその起源においてエネルギー源を必要とし、科学者たちは長い間、このエネルギー源が地球に降り注ぐ紫外線であった可能性があると推測してきました。紫外線は生命に有害である可能性がありますが、若い地球で起こった可能性のある重要な生命前反応を引き起こすことも示されています。 [ 1 ]
主系列M型矮星は、これらの系における惑星の居住可能性が大きな研究分野であり、これらの星のライフサイクルと特性が比較的よく知られていることから、生命前駆化学における紫外線の役割と生命の起源環境を調査する研究の焦点となることが多い。さらに、バイオシグネチャーの観点から、M型矮星はさまざまな理由から生命を探すのに適した場所の1つと考えられている（M型矮星の居住可能性を参照）。生命の起源に対する紫外線の影響を実験的に調査するために、水銀ランプなどの紫外線光源や、紫外線が異なるレベルの遮蔽を持つさまざまな大気組成とどのように相互作用するかをモデル化した放射伝達の計算シミュレーションが研究に利用されている。これらの方法により、科学者は、紫外線条件下（いわゆる「光化学」）で生命前駆化学のさまざまな側面がどのように機能するかと、紫外線が減少またはまったくない条件下（「暗化学」）でどのように機能するかをテストすることができる。[ 2 ]
この研究は、生命が前生物地球でどのような条件下で始まったのかを理解する上で役立ち、生命に適した条件を持つ可能性のある系外惑星を特定するためにも使用できます。1992年の最初の発見以来、5000個以上の系外惑星が発見されており、その一部は主星の液体の水の居住可能領域内に存在します。 [ 3 ]光化学と暗化学の反応速度に基づいて紫外線光化学に必要な光量を実験的に推定することにより、科学者は恒星の周囲に「生命発生領域」と呼ばれる別の領域を指定しました。[ 2 ]これは、主星への近さが紫外線のフラックスをどのように変化させ、それが前生物化学にどのように影響するかについての理解に基づいています。特定の恒星の居住可能領域と生命発生領域の重なり内に存在する惑星は、理論的にはそこで生命が進化するための適切な条件を提供します。
紫外線は、初期地球における生命前化学の重要な要素と考えられています。紫外線光子は波長が短い（10～400ナノメートル）ため、分子結合と相互作用して分子の電子構造に影響を与えるのに十分なエネルギーを持ち、分子結合を切断（光分解）、イオン化（光イオン化）、または電子を励起（光励起）させます。[ 4 ]これは、生物学的に重要な分子の分解につながり、その後の環境ストレスを引き起こし、生命発生の障壁となることがあります。[ 5 ] 1973年、カール・セーガンは、初期の生物学的修復メカニズムは現在よりも原始的であったため、初期の生命前化学は紫外線から身を守るための強い選択圧に直面したであろうことから、紫外線が生命発生に対する選択の脅威となる可能性があると初めて提唱しました。[ 5 ] [ 6 ]
逆に、これらの潜在的に破壊的な性質は、ミラー・ユーリー実験が模擬雷を使用して前生物分子を合成したのと同様に、紫外線をエネルギー源として理想的な候補にする理由でもあります。前生物化学のさまざまな研究において、紫外線はキラリティの起源[ 7 ]、アミノ酸の合成[ 8 ]、リボヌクレオチドの形成[ 9 ]を説明するために取り入れられてきました。前生物大気には生物起源の紫外線遮蔽物質であるO2とO3が存在しないこと、そして当時の若い太陽は紫外線の割合が高かったという事実（若い太陽のパラドックスを参照）から、紫外線は前生物環境で一般的であったと予想されます。[ 4 ]ある研究では、 O3が存在しない場合、波長が300 nm未満の紫外線は、初期の地球の表面に放電よりも3桁大きいエネルギーをもたらしたと示唆しています。[ 10 ]
紫外線は生命誕生以前の化学反応にとって最も利用しやすいエネルギー源であった可能性があるため、多くの実験では紫外線照射が合成経路に及ぼす影響を推測し定量化することを目指している。これらの研究の一部は、星間氷や彗星表面での生命誕生以前の分子の形成を扱っている。[ 10 ]このために、紫外線は超高真空条件下でランプまたはシンクロトロンから供給され、紫外線出力は一般的に波長160 nm以下である。他の研究は、水溶液 中で起こった生命誕生以前の化学反応に関心があり、紫外線ランプも利用している。紫外線ランプは安全で安定しており、手頃な価格であるため、良い光源である。しかし、その出力は一般的に狭帯域であり、実際の太陽紫外線出力は広帯域である。[ 4 ]
多くの紫外線依存性の生命前駆反応は波長依存性があるため、狭帯域紫外線ランプを使用した研究では、より現実的な条件下で行われた研究と同じ結論には至らない可能性があります。[ 4 ]生命前駆合成経路の重要な要素として紫外線を組み込んだ研究は数多くあります。特に、リボヌクレオチド合成[ 9 ]と糖合成[ 11 ]の経路はどちらも水銀紫外線ランプからの照射に依存しています。すべての研究、特にこの2つの研究では、初期の太陽紫外線照射とその変動が、CH4やHCN（シアン化水素）などの生命前駆的に重要な原料ガスの利用可能性に大きな影響を与えたと考えられます。 [ 4 ]また、生命前駆地球環境がどのようなものであったかを完全に理解していないため、その影響を限定することは困難ですが、太陽紫外線の存在下で生命前駆化学がどのように進行したかを理解することは、生命発生の理解を深めるための第一歩となります。
RNAワールド仮説、そして最終的には生命の起源に至る経路が直面する重要な問題は、比較的複雑なRNA分子が実際にどのようにしてできたのかということである。もっともらしい前生物的条件下でのRNA合成の提案された経路の1つは、254 nmの紫外線照射を利用したものである。[ 9 ]ここで紫外線は2つの役割を果たしている。1つ目は、合成経路に沿って生成される競合分子を破壊することであり、2つ目は、光活性化によって合成を促進するために必要であったことである。[ 4 ]
シアン化水素（HCN）とホルムアルデヒドから二炭糖と三炭糖のグリコールアルデヒドとグリセルアルデヒドを生成する共存合成反応も紫外線照射を必要とする。 [ 4 ]以前は、糖の生命前合成を説明するために使用されたメカニズムは、ホルムアルデヒドが重合してより長い糖を形成するホルモース反応であった。この重合は暴走する傾向があり、不溶性のタールを生成し、事実上反応を停止させる。[ 4 ]しかし、紫外線駆動合成ははるかに選択性が高く、さらなる化学反応に有用な少数の生成物を生成する。この合成は、 254 nmの紫外線下で光触媒遷移金属錯体の光イオン化による溶媒和電子とプロトンの生成に依存している。 [ 11 ]
前生物化学に適した環境に関するさらなる考察は、太陽が地球に与えた影響にとどまらず、他の恒星とその異なる特性が他の惑星の生命発生にどのように影響するかにも関心を寄せている。恒星は停滞しているわけではない。主系列星で水素の核融合を開始してから、寿命の終わりに近づくまで、恒星は放射線と高エネルギー粒子の形でエネルギーを放出している。[ 12 ]放射線は、例えば、コロナからのX線放射やフレアである。放出される高エネルギー粒子は、恒星風やコロナ質量放出（CME）の形で現れる。[ 12 ]恒星が進化するにつれて、その放出も変化する。若い恒星は最も活動的である傾向があり、つまり、恒星風が強く、フレア現象が大きく、CMEの頻度が高くなる。[ 12 ]これは、若い恒星を周回する惑星は、居住可能領域や生命発生領域に影響を与える、より不安定な恒星現象に耐えなければならず、場合によっては惑星が一時的なものになる可能性があることを意味する。
M 矮星の温度は 2,000 ～ 3,500 K の範囲で、短期および長期の両方の時間スケールで変動する活動を示します。[ 13 ]例えば、スペクトル時間が異なる 177 個の M 矮星を対象としたある研究では、その 75% が長期的な変動を示しました。[ 13 ]恒星活動は自転と関連しているため、[ 14 ]太陽型星 ( G 型)と比較して、M 矮星では活動的な星の割合がはるかに高くなる傾向があります。これは、M 矮星の方が自転減速時間 (恒星の自転が遅くなる時間スケール) が長く、自転周期に基づいてより強い活動を示す傾向があるためです。[ 15 ]惑星の表面を完全に滅菌することなく、生命誕生前の化学反応を促進するために必要な恒星活動の適切なバランスを推測することは複雑です。それは、恒星現象の頻度、恒星現象の強度、惑星大気の組成（放射線遮蔽効果）、惑星磁場の存在と強度（さらなる遮蔽効果をもたらす）など、複数の恒星および惑星要因に依存します。
M型矮星は高い変動性を示すものの、光度が低いため、生命誕生以前の段階で重要な近紫外線（NUV）放射をあまり放出せず、NUVが不足する可能性がある。[ 16 ]さらに、特定の組成の惑星大気は、構成分子の吸収特性により紫外線遮蔽物として機能することで、この不足をさらに悪化させる可能性がある。これにより、恒星から地表に到達する紫外線の量が減少し、紫外線駆動の生命誕生以前の化学反応に対する障壁となる可能性がある。[ 16 ]例えば、O2とCOの大気吸収効率が低いM型矮星を周回する惑星は、 CO2が豊富な大気と相まって、恒星から地表に到達する既に低いNUVフラックスを遮断するO3などの紫外線遮蔽物を形成する可能性が高くなる。[ 16 ]
このような影響は、理論的には、対象となる恒星と惑星の特性の両方に関係するいくつかの方法で克服できる。まず、この問題は、入射する紫外線を遮断する量が少ない薄い大気を持つことで簡単に克服できる。このような状況は、M矮星からの紫外線放射の増加が、十分に近くを公転するハビタブルゾーンの惑星の大気を剥ぎ取る場合に発生する可能性がある。[ 17 ]その結果、表面への紫外線の相対線量率が増加する。しかし、紫外線の増加は、生命誕生以前のRNAモノマーの光分解などの破壊的な反応を促進するだけであった可能性が高い。[ 16 ]これは、薄い大気が破壊的な遠紫外線（FUV）波長を透過させ、生命発生にとって環境を劣悪にしていたためである。したがって、大気の剥ぎ取りは、M矮星の紫外線不足の問題を解決する効果的な方法とは考えられていない。
あるいは、研究者たちは、M型矮星のフレアが生命発生に必要な紫外線を供給する役割を果たす可能性があるかどうかを検討した。通常、このようなフレア現象は、近紫外線（NUV）の出力が増加するため、生命にとって致命的であると考えられている。[ 18 ]フレアは周期的であるため、フレア中に光感受性の生命前駆化学が促進され、その間の期間には停止するというシナリオが存在する可能性がある。このような状況は地球の昼夜サイクルに類似しており、特に活動的なM型矮星周辺の不足問題を解決する最良のメカニズムとして提案されている。[ 16 ]とはいえ、フレアからの短時間/高強度の紫外線束が生命前駆化学を促進するのに十分かどうかを限定するためには、さらなる研究が必要である。さらに、激しいフレア現象は惑星の大気を完全に蒸発させる危険性があり、そうなると表面が不毛になり、この提案された解決策に効果的に反することになる。[ 16 ]
主系列M矮星は、紫外線前生物化学の研究で考慮される唯一の恒星宿主ではありません。前主系列M矮星のような若いM矮星は、その全光度の大部分を近紫外線領域で放出します。[ 19 ]質量の低さにもよりますが、これらの星の中には、最大10億年（1 Gyr）この状態にとどまるものもあります。ここから、このような条件で恒星を周回する惑星が、実際に太陽のような恒星（G型）に匹敵する近紫外線日射を受ける可能性があるかどうかを評価し始めることができます。とはいえ、初期型のM矮星は全光度が高く、より内側を周回するハビタブルゾーンの惑星が暴走温室状態になる可能性が高くなります。このような条件下では温度は1000 Kを超え、表面の水は容易に蒸発します。したがって、水相（水中）での生命前駆化学は起こりにくく、これは水系生命前駆化学に対する明確な障壁となる。[ 16 ]
この前主系列段階において、恒星から離れたハビタブルゾーン内の惑星は、最大で数億年にわたって居住可能な条件、さらには生命の起源さえも達成する可能性がある。[ 16 ]ただし、注意すべき点は、主星が前主系列段階を過ぎると、全ボロメトリック光度が減少し、惑星はもはやハビタブルゾーン内に存在しなくなるということである。温室効果による温暖化など、惑星固有のメカニズムによって穏やかな温度が維持されない限り、液体の水は凍結し、生命がすぐに死滅しない限り、火山や地下の貯水池に限定されることになる。[ 16 ]こうした欠点はさておき、これらの晩期型低質量前主系列M矮星のハビタブルゾーン内の惑星は、紫外線駆動による生命前化学に関心のある研究者にとって依然として注目の的となっている。
M型矮星を超えて、主系列K型矮星も居住可能で生命起源の惑星の宿主候補と考えられています。光化学的に生命起源の貯蔵庫を構築する化学経路に基づくと、スペクトル型Kのような高温の星の方が生命起源の化学反応を促進するのに適している可能性があります。[ 2 ]主系列K型星（スペクトル型：K5）の温度は約4400 Kです。[ 20 ]これより低温の星では、恒星の周期的な活動がない場合、入射光束が低すぎるため、居住可能領域に存在する惑星が生命起源領域にも存在することはできません。[ 2 ]その結果、居住可能領域と生命起源領域に十分な重なりを持つ可能性が最も高い星の種類に潜在的な境界が設定されます。
さまざまな恒星の紫外線フラックスを理解することで生命発生に適した条件をある程度絞り込めるのと同様に、生命発生前の地球の紫外線環境がどのようなものであったかを理解することも重要です。特定の大気組成が与えられた場合、紫外線の表面フルエンスは一般的にアルベドと太陽天頂角（SZA ）の関数です。[ 21 ]大気組成を自由変数とする実験状況では、紫外線の表面フルエンスだけでなく、生命発生前の化学反応や生命発生に有害となる可能性のある特定の波長が透過されるかどうかも大きく左右されます。このことから、生命発生時の惑星条件と表面紫外線に関する不確実性を減らすための実験が必要となります。
生命誕生以前の地球の地表における紫外線条件を考慮すると、紫外線の減衰、ひいては生命誕生以前の化学反応に影響を与える可能性のある大気ガスは、CO₂ 、 SO₂ 、 H₂S 、 CH₄ 、 H₂O 、 O₂ 、O₃の7種類である。これらのガスそれぞれについて、異なる制約条件によって紫外線透過率への影響が推定される。透過量に応じて、地表に到達する紫外線の生物学的有効線量（BED）が異なり、少なすぎると生命誕生以前の化学反応が阻害され、多すぎると有害となる。さらに、太陽からの紫外線入射は地球大気の全体的な光化学反応を形成し、化学反応物質の利用可能性に影響を与える。
ある研究では、大気中の CO 2の濃度が高いと、紫外線に関連する前生物化学が抑制されることが示されました。[ 21 ]これは、大気中の CO 2 が 204 nmより短い波長の紫外線フルエンスを遮断するという議論によるものです。 [ 4 ]これにより、前生物化学に役立つエネルギーの光子の表面フラックスが減少します。しかし、大気中の CO 2の濃度が低い場合、透過した紫外線は前生物化学を適度に促進することができます。[ 21 ]この研究では、他の吸収体がない場合、紫外線の BED に対するCO 2の全体的な影響は最小限であることがわかりました。評価された CO 2値の範囲では、放射線の生物学的有効線量の変動は 2 桁未満でした。[ 21 ]
しかし、 100～500nmの吸収断面積を持つ他の吸収体（下記参照）が多数存在することを考えると 、それらは初期の地球の表面紫外線環境に影響を与えた可能性がある。
SO 2 はCO 2よりもはるかに広い範囲で強く吸収しますが、逆に光分解や酸化反応による損失を受けやすいです。[ 21 ]火山は SO 2の重要な発生源であり、生命誕生時 (約 39億年前) の火山ガス放出レベルが今日と同程度であったと仮定すると、[ 22 ] SO 2の蓄積は地表の紫外線環境に大きな影響を与えません。しかし、火山ガス放出レベルが一時的に高かった場合、SO 2が蓄積し、このような条件下では地表の紫外線放射照度が大きく変化した可能性があります。[ 21 ] SO 2のレベルが高いと BED が 60 桁以上減少するため、[ 21 ]紫外線駆動の生命前化学は維持されなかった可能性があります。
SO 2と同様に、H 2 S は紫外線を強く広範囲に吸収し、主に火山ガス放出によって生成されます。光分解や酸化反応による大気からの消失の脆弱性から、H 2 S が生命誕生以前の環境の重要な構成要素であったとは考えられず、[ 21 ]ましてや生命誕生以前の化学に影響を与えたとは考えられません。[ 23 ] SO 2と同様に、火山活動の一時的な増加の結果として H 2 S の濃度が高くなると、地表の紫外線照射に影響を与えた可能性があります。予想される BED が低くなると、生命誕生以前の化学経路の一部が進行する能力が低下した可能性があります。[ 21 ]
微量の CO 2が存在する場合、CH 4による UV 吸収は無視できると考えられています。[ 21 ] [ 24 ]これは、CH 4が 165 nm 未満の UV を吸収するためです。その結果、 CO 2が存在する場合、CH 4は表面 UV を抑制するのにあまり役立ちません。
原始大気中の水分量を正確に把握することは困難ですが、198 nm以下の波長では強い紫外線吸収剤となります。[ 25 ]妥当なH2O濃度では、 CO2 による減衰がなくても、約201 nm以下の紫外線は遮断されます。[ 25 ]これは、ある時点でのCO2濃度に関わらず、約200 nmよりもエネルギーの高い紫外線は、生命誕生以前の化学反応には利用できなかった可能性が高いことを意味します。[ 21 ]
O 2は紫外線に対する強力な遮蔽物ですが、光化学モデルから予測されるレベルでは、O 2は地表の紫外線環境に強い制約を与えません。[ 21 ]しかし、O 2は CO 2よりも強い吸収体であるため、大気中の CO 2の成分が少ない状況では、O 2 が影響を与える可能性があります。 [ 21 ]このような高レベルでは、O 2 は紫外線の透過に顕著な影響を与え始める可能性がありますが、生命の起源においては、火山性ガスによる強力な還元シンクと強力なソースの欠如を考慮すると、高レベルが達成された可能性は低いと考えられます。[ 26 ]
オゾンは紫外線を遮蔽する温室効果ガスとしてよく知られています。大気中ではO₂の光分解によって生成されるため、その存在量はO₂の存在量と関連しています。 [ 27 ]生命の起源頃に予想される標準的なO₂値では、O₃は地表の紫外線に大きな影響を与えるとは考えられていません。[ 21 ]
前生物化学は、惑星の主星からの紫外線照射と密接に関連している。特に、M型矮星のフレアの頻度は、地球型惑星のハビタブルゾーン内で前生物光化学を促進するのに十分かもしれない。そのためには、大気がフレアに耐え、完全に蒸発して表面を不毛にしないことが必要である。しかし、そのような条件下では、恒星、特に進化初期のM型矮星のフレア率は、バイオシグネチャーの検出に関連している。[ 2 ]
バイオシグネチャーを検出するには、生命が十分に長く存在し、その表面または大気を通して検出可能な方法で惑星を著しく変化させている惑星を見つける必要があります（生物圏を参照）。紫外線が生命誕生以前の化学に影響を与えることを考えると、恒星の紫外線変動を理解することは、バイオシグネチャー探索の候補を見つけるための重要なステップであり、[ 28 ]地球上の生命発生についてより深く理解することにもつながります。