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天体化学

天体化学（英语：astrochemistry），又称天体化学[1]；天体化学研究宇宙中元素和分子的丰度，以及它们和辐射的相互作用；还研究星际间气体和尘埃间的相互作用，特别是分子气体云的形成、相互作用和毁灭。天体化学和天文学以及化学有相互交叉之处。天体化学的研究范围包含了太阳系行星际物质和星际物质。而研究陨石等太阳系物质元素丰度和同位素比例的学科又被称为“宇宙化学”；研究星系物质中原子和分子以及前述物质和辐射相互作用的学科有时候称为“原子和分子天文物理学（英语：Atomic and molecular astrophysics）”。天体化学最主要研究星际分子云的形成、组成成分、演化和最终结局，因为这些相关知识与太阳系如何形成有关联。

许多年来，天文学家缺少星际间的化学知识，认为星际间只是黑暗，无物。1950至60年代出现射电天文学，开始有令人兴奋的发现；观察氢分子的21公分线显示星际间有丰富的氢、氦、碳、氮等的各种化合物。从空间的微波谱发现，有180种类型的碳，氮等分子的拼料。这些分子绕化学键转动时就产生能量。研究这些新发现的化合物可以为我们提供很有价值的科学信息：

  1. 这些分子（化合物）很有可能是生命的先驱；
  2. 由于宇宙间稀薄的气体性质使在地球上不能实现的化学反应在星际间能实现，进而令人认识新的反应过程[2]。

光谱学

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在天体化学中，光谱是非常重要的一个实验性工具；天文学家使用望远镜量测光线在不同环境下分子和原子产生的吸收线和发射线。天体化学家借着比较天文观测和实验室量测的结果推测恒星和星际云的元素丰度、化学组成和温度。前述的研究得以进行是因为各种原子、离子和分子有各自的特征光谱；即为各种特定波长的吸收和发射谱线，而这些谱线经常是在肉眼不可见的电磁波谱上。然而，对电磁辐射的量测有一定程度的局限性，特定的电磁辐射波长（例如无线电波、红外线、可见光、紫外线等）只能侦测到特定种类的物质，而这取决于不同种类分子的化学性质。星际甲醛（英语：Interstellar formaldehyde）是在星际物质中侦测到的第一种有机分子。

侦测星际中单独化学物种的最有效技术也许是射电天文学，并以此法发现百余种星际化学物种，其中包含自由基、离子，以及醇、酸、醛、酮类有机化合物。星际中最多的其中一种分子，也是最容易以无线电波侦测的为CO（一氧化碳，因为其强大的电偶极矩）。事实上，CO因为是星际中相当大量的分子，因此被用来标示出星际空间中分子分布区域[3]。电波天文观测中最让天文学家感兴趣的分子或许是星际中的甘氨酸[4]，这是构造最简单的一种氨基酸，但这项发现也引发了一些争议[5]。这项发现引起争议的其中一个原因是，虽然无线电波和其他方式（例如转动光谱学（英语：Rotational spectroscopy））适合侦测有极大偶极矩的简单化学物质，对其他较复杂分子并不敏感，甚至是例如氨基酸等相对较小分子。

此外，前述方式对于没有偶极子的分子完全无法侦测。例如宇宙中至今最普遍的分子是H2（氢气），但它并无偶极矩，因此无法被电波望远镜观测到。再者，电波望远镜无法侦测非气体状态的物质。由于密集的分子云温度极低（10到50 K），分子云内除了氢分子以外大多数种类分子都是冰冻的，即固态。因此这类分子必须使用其他波长的电磁波才能侦测到。氢很容易以紫外线和可见光观测到其发射线与吸收线（参见氢原子光谱）。另外，大多数有机化合物的吸收和发射光谱波长范围属于红外线；例如火星大气层内的甲烷是以NASA设于夏威夷毛纳基山天文台的口径3米NASA红外线望远镜（英语：NASA Infrared Telescope Facility）发现[6]。NASA还有操作装载于飞机上的同温层红外线天文台和红外线空间天文台斯皮策空间望远镜。2012年6月的一篇论文则报告量测火星大气层中氢和甲烷含量比例可以帮助确认火星上生命存在可能性[7][8]。科学家在该论文中指出：“...低H2/CH4比（低于40）代表生命可能存在和活跃”[7]。其他科学家近年则提出了在地外天体大气层（英语：Extraterrestrial atmospheres）中侦测氢和甲烷的方式[9][10]。

红外线天文学还发现星际物质包含一系列复杂的气体碳化合物，即多环芳香烃（英文缩写PAH或PAC）。这些分子主要是由组成稠环的多个探原子组成（无论中性或离子态），可能是星系中最常见的一类碳化合物。它们也是来自陨石、彗星、小行星的宇宙尘中最常见的碳化合物分子。PAH和氨基酸、核碱基以及其他陨石中的化合物携带了在地球上非常罕见的氘以及碳、氮、氧的特定同位素，证明它们来自地球以外。PAH被认为形成于热源周围的环境，例如濒死的富含碳红巨星周围。

红外线天文学也可用来估算星际物质中固态物体的组成成分，其中包含硅酸盐、富含碳的油母质类固体、水冰。这是因为和可见光会被固体颗粒散射或吸收所不同的是，红外线可通过微小的星际分子之间空隙，但在过程中有特定波长的电磁波会被吸收，成为颗粒组成成分的特征[11]。正如无线电天文学，红外线天文学也有一定的限制，例如N2分子在无线电波或红外线波段都难以被侦测到。

红外线观测已经确认在浓密星际云中（云中可减弱对分子为破坏性的紫外线辐射），微小颗粒周围会有薄层的冰包覆，让一些低温化学反应得以发生。因为氢是至今宇宙中丰度最高的分子，这些冰的起始化学反应会由氢的化学性质决定。如果氢是原子，则氢原子可和氧、碳和氮原子反应，而产生水、甲烷和氨等“衰减”物质。但如果是氢分子则不会和其他原子发生反应，而是其他更重的原子之间发生反应或保持结合在一起，产生一氧化碳、二氧化碳、CN等。这些和各种分子混合的水冰会暴露在紫外线辐射和宇宙线下，会产生由辐射驱动的复杂化学反应[11]。天文学家已经在实验室中进行前述物质光化学实验中制造出了氨基酸[12]。星际和彗星中冰的相近性质（以及气相化合物比较）已经被援引为星际和彗星化学之间有某种联系。这在某种程度上受到星尘号彗星探测器从彗星取得的样本分析结果所支持，但分析结果中的矿物质也指出太阳星云中高温化学的贡献程度让人惊讶。

研究

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在奥尔特分子云边界从原子的到分子的气体的转变[13]。

天文学家持续对星际和恒星周围化学分子的形成和化学反应进行研究，而这些研究可能会对我们所认知的太阳系形成时分子云内分子的了解有深远影响。而彗星和小行星与富含碳的化学反应相关，并且陨石和星际物质尘埃每天落在地球表面的质量约1公吨。

星际和行星际的稀疏空间造成了一些不寻常的化学反应，因为对称性禁阻反应在前述空间中除了最长时间尺度以外是无法发生的。因此，某些在地球上不能稳定存在的分子和分子离子在太空中有相当高的含量，例如H3+。天体化学和天体物理学、原子核物理学在判定恒星内发生的核反应、恒星演化的过程和判定恒星的“世代”上是相互交叉的部分。事实上，恒星中核反应会自然产生化学元素。当恒星的“世代”越晚，较晚形成的重元素在恒星内部含量越高。第一代恒星以氢作为核反应燃料，并产生氦。氢是宇宙中含量最高的元素，并且是核熔合产生其他元素的基本架构，而它的原子核内只有一个质子。重力将恒星物质向恒星中心聚集，使恒星中心有极高温和高压，核聚变因此得以进行。过程中原子核的结合产生的较重的元素，例如碳、氧和硅。在许多世代的恒星形成后会产生极重的元素，例如铁和铅。

2011年10月，科学家报告称发现在宇宙尘中有复杂的有机物质（带有芳香－脂肪族结构的无定形固体有机化合物），并且这些化合物可能是在天然环境中由恒星快速产生[14][15][16]。

2012年8月29日，一群哥本哈根大学的天文学家宣布首次在遥远恒星系统中发现糖分子乙醇醛。该种分子发现于距离地球约400光年的原恒星联星系统IRAS 16293-2422[17][18]。乙醇醛是形成功能类似DNA的RNA必需化学物质。这项发现显示复杂有机分子可能在行星形成之前就在恒星系统周围形成，最终在年轻行星的形成初期阶段到达行星表面[19]。

2012年9月，NASA的科学家提出一篇报告，报告称星际物质状态下的多环芳香烃在经过氢化、氧合和羟基化后会转化为更复杂的有机化合物，即为分别朝向组成蛋白质和DNA的基础材料氨基酸和核苷酸转化[20][21]。此外，这些变化会造成星际物质中多环芳香烃的光谱特征会逐渐消失，这或许可以解释星际的冰（英语：Interstellar ice）和尘埃光谱观测中甚少有多环芳香烃的原因，由其是在寒冷而浓密星际云外层或原行星盘的高层分子层[20][21]。

2014年2月，NASA宣布成立追踪宇宙中多环芳香烃(PAH)的改良光谱数据库[22]。根据部分天文学家推测，宇宙中超过20%的碳可能和多环芳香烃相关，可能是生命形成的起始物质（英语：PAH world hypothesis）。多环芳香烃可能在大爆炸后短时间内形成并广泛散布在宇宙中，并且和恒星与行星形成有关连[23]。

2014年8月11日，天文学家发表研究报告，通过首次使用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）射电望远镜进行研究，详细分析了在彗星C/2012 F6（Lemmon）（英语：C/2012 F6 (Lemmon)）和C/2012 S1（ISON）的彗发中的HCN，HNC，H2CO和灰尘的分布[24][25]。

2015年7月，科学家报告说，在菲莱登陆器（Philae）首次接触67/P彗星表面时，COSAC和托勒密仪器的测量结果揭示有16种有机化合物，其中4种在彗星上首次被看见，包括乙酰胺、 丙酮、 异氰酸甲酯和丙醛[26][27][28]。

参见

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参考文献

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  1. ^ astrochemistry Merriam-Webster. merriam-webster.com. [2014-01-25]. （原始内容存档于2019-06-23）. 
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  4. ^ Kuan YJ, Charnley SB, Huang HC; et al. Interstellar glycine. ApJ. 2003, 593 (2): 848–867. Bibcode:2003ApJ...593..848K. doi:10.1086/375637. 
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外部链接

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维基学院中的相关研究或学习资源：天体化学
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