Астрохимия – это исследование распространённости и реакции молекул во Вселенной и их взаимодействия с излучением. Эта дисциплина сочетает в себе астрономию и химию. Слово «астрохимия» можно использовать как к Солнечной системе, так и к межзвёздной среде. Исследование большого количества элементов и соотношение изотопов в объектах Солнечной системы, таких как метеориты, также называют космохимией, тогда как исследования межзвёздных атомов и молекул и их взаимодействия с излучением иногда называют молекулярной астрофизикой. Образование, атомный и химический состав, эволюция и судьба молекулярных газовых облаков представляют особый интерес, поскольку именно из них образуются солнечные системы.
Как ответвление дисциплин астрономии и химии, история астрохимии основана на общей истории двух областей. Развитие прогрессивной наблюдательной и экспериментальной спектроскопии позволило выявлять постоянно растущий массив молекул в солнечных системах и окружающей межзвёздной среде. В свою очередь увеличение количества химических веществ, открытых благодаря прогрессу в спектроскопии и других технологиях, увеличило размер и масштаб химического пространства, доступного для астрохимических исследований.
Наблюдения солнечных спектров, выполненные Афанасиусом Кирхером (1646), Яном Мареком Марси (1648), Робертом Бойлем (1664) и Франческо Марией Гримальди (1665), предшествовали работе Ньютона 1666 года, которая установила спектральную природу света и привела к созданию первого спектроскопа. Спектроскопия впервые была использована в качестве астрономического метода в 1802 году во время экспериментов Уильяма Хайда Воластона, который создал спектрометр для наблюдения спектральных линий, присутствующих в солнечном излучении. Эти спектральные линии позже были количественно определены благодаря работе Йозефа фон Фраунгофера.
Спектроскопия впервые была использована для различения различных материалов после того, как Чарльз Уитстон опубликовал отчёт в 1835 году о том, что искры, испускаемые разными металлами, имеют разные спектры излучения. Позже это наблюдение было использовано Леоном Фуко, который продемонстрировал в 1849 году, что идентичные линии поглощения и излучения являются результатом одного и того же материала при разных температурах. Эквивалентное утверждение было независимо выдвинуто Андерсом Йонасом Ангстремом в его работе Optiska Undersökningar 1853 года, где была выдвинута теория о том, что светящиеся газы излучают лучи света на тех же частотах, что и свет, который они могут поглощать.
Эти спектроскопические данные начали приобретать теоретическое значение после наблюдения Иоганна Бальмера о том, что спектральные линии, показанные образцами водорода, соответствуют простой эмпирической связи, которая стала известна как ряд Бальмера. Этот ряд, частный случай более общей формулы Ридберга, разработанной Иоганнесом Ридбергом в 1888 году, был создан для описания спектральных линий, наблюдаемых для водорода. Работа Ридберга расширила эту формулу, позволив рассчитать спектральные линии для многих различных химических элементов. Теоретическое значение, придаваемое этим спектроскопическим результатам, было значительно расширено с развитием квантовой механики, поскольку теория позволяла сравнивать эти результаты с атомными и молекулярными спектрами излучения, которые были рассчитаны априори.
В то время как радиоастрономия была разработана в 1930-х годах, только в 1937 году появились первые существенные доказательства для окончательной идентификации межзвёздной молекулы - до этого момента единственными химическими веществами, о которых известно, что существуют в межзвёздном пространстве, были атомы. Эти выводы были подтверждены в 1940 году, когда McKellar определил и приписал спектроскопические линии в на то время неидентифицированном радионаблюдении молекулам CH и CN в межзвёздном пространстве. Через тридцать лет в межзвёздном пространстве было обнаружено небольшое количество других молекул: наиболее важными из них являются OH, открытый в 1963 году и важный как источник межзвёздного кислорода, и H 2 CO (формальдегид), открытый в 1969 году и важный как первая наблюдаемая органическая многоатомная молекула в межзвёздном пространстве.
Открытие межзвёздного формальдегида, а позже других молекул, которые имеют потенциальное биологическое значение, таких как вода или монооксид углерода, рассматривается некоторыми как весомые доказательства для абиогенетических теорий жизни: в частности, теорий, которые утверждают, что основные молекулярные компоненты жизни пришли из внеземных источников. Это побудило к ещё продолжающимся поискам межзвёздных молекул, которые либо имеют прямое биологическое значение (например, межзвёздный глицин, обнаруженный в комете в нашей Солнечной системе в 2009 году), или которые демонстрируют биологически важные свойства, такие как хиральность, примером чего является (эпоксипропан), обнаруженный в 2016 году - вместе с более фундаментальными астрохимическими исследованиями.
Одним особенно важным экспериментальным инструментом в астрохимии является спектроскопия посредством использования телескопов для измерения поглощения и излучения света от молекул и атомов в разных средах. Сравнивая астрономические наблюдения с лабораторными измерениями, астрохимики могут сделать выводы о содержании элементов, химическом составе и температуре звёзд и межзвёздных облаков. Это может быть потому, что ионы, атомы и молекулы имеют характерные диапазоны: другими словами поглощение и излучение определённых длин волн (цветов) света, частенько не видимых человеческим глазом. Однако эти измерения имеют ограничения, поскольку различные типы излучения (радио, инфракрасное, видимое, ультрафиолетовое и т.п.) могут выявлять только определённые типы частиц в зависимости от химических свойств молекул. Межзвёздный формальдегид являлся первой органической молекулой, обнаруженной в межзвёздной среде.
Пожалуй, наиболее мощной техникой для выявления отдельных химических форм является радиоастрономия, позволившая выявить более сотни межзвёздных видов, включая радикалы и ионы, а также органические (то есть углеродные) соединения, такие как спирты, кислоты, альдегиды и кетоны. Одной из наиболее распространённых межзвёздных молекул, которую легче всего обнаружить с помощью радиоволн (из-за сильного электрического дипольного момента), является CO (монооксид углерода). На самом деле, CO является настолько распространённой межзвёздной молекулой, что её используют для картографирования молекулярных регионов. Радионаблюдение, которое, по-видимому, вызывает наибольший интерес для человека, это утверждение о межзвёздном глицине, простейшей аминокислоте, но это сопровождает значительные споры. Одна из причин, почему это обнаружение было противоречивым, заключается в том, что хотя радио (и некоторые другие методы, такие как вращательная спектроскопия) хороши для идентификации простых видов с большими дипольными моментами, они менее чувствительны к более сложным молекулам, даже к чему-либо. относительно небольшого, как аминокислоты.
Более того, такие методы полностью слепы для молекул, не имеющих диполя. Например, на сегодняшний день наиболее распространённой молекулой во Вселенной является H2 (газовый водород или химически лучше сказать дигидроген), но она не имеет дипольного момента, поэтому она невидима для радиотелескопов. Кроме того, такие методы не могут выявить виды, не находящиеся в газовой фазе. Поскольку плотные молекулярные облака очень холодные (от 10 до 50 К [от -263,1 °C до -223,2 °C]), большинство молекул у них (кроме дигидрогена) заморожены, т.е. Дигидроген и другие молекулы обнаруживаются с помощью других длин волн света. Дигидроген легко обнаруживается в ультрафиолетовом (УФ) и видимом диапазонах по его поглощению и излучению света (линия водорода). Кроме того, большинство органических соединений поглощают и излучают свет в инфракрасном (ИК) диапазоне, поэтому, например, обнаружение метана в атмосфере Марса было достигнуто посредством 3-метрового наземного инфракрасного телескопа NASA на вершине Мауна Кеа, Гавайи. Исследователи NASA используют для своих наблюдений, исследований и научных операций бортовой ИК-телескоп SOFIA и космический телескоп Spitzer. Несколько связано с недавним обнаружением метана в атмосфере Марса. Кристофер Озе из Университета Кентербери в Новой Зеландии и его коллеги сообщили в июне 2012 года, что измерение соотношения уровней дигидрогена и метана на Марсе может помочь определить вероятность жизни на Марсе. По словам учёных, «низкие соотношения H2/CH4 (менее примерно 40) указывают на то, что жизнь, вероятно, присутствует и активна». Другие учёные недавно сообщили о методах обнаружения дигидрогена и метана во внеземной атмосфере.
Молекулы, состоящие в основном из слитых колец углерода (или нейтрального, или в ионизированном состоянии), считаются наиболее распространённым классом соединений углерода в Галактике. Они также являются наиболее распространённым классом молекул углерода в метеоритах, кометной и астероидной пыли (космическая пыль). Эти соединения, а также аминокислоты, нуклеотидные основания и многие другие соединения в метеоритах содержат дейтерий и изотопы углерода, азота и кислорода, которые очень редко встречаются на Земле, что свидетельствует об их внеземном происхождении. Считается, что ПАВ образуются в горячей околозвёздной среде (вокруг умирающих, богатых углеродом красных гигантов).
Инфракрасная астрономия также использовалась для оценки состава твёрдых материалов в межзвёздной среде, включая силикаты, керогеноподобные твёрдые вещества, богатые углеродом и лёд. Это объясняется тем, что в отличие от видимого света, рассеивающегося или поглощаемого твёрдыми частицами, ИК-излучение может проходить через микроскопические межзвёздные частицы, но в процессе происходит поглощение на определённых длинах волн, характерных для состава зёрен. Как и выше в радиоастрономии, существуют определённые ограничения, например, N2 трудно обнаружить с помощью ИК или радиоастрономии.
Такие ИК-наблюдения определили, что в плотных облаках (где достаточно частиц, чтобы ослабить разрушающее ультрафиолетовое излучение), тонкие слои льда покрывают микроскопические частицы, позволяя происходить некоторые низкотемпературные химии. Поскольку дигидроген является наиболее распространённой молекулой во Вселенной, начальный химический состав этих льдов определяется химическим составом водорода. Если водород является атомарным, то атомы H реагируют с доступными атомами O, C и N, образуя восстановленные вещества, такие как H2O, CH4 и NH3. Однако, если водород является молекулярным и поэтому не реакционноспособен, это позволяет более тяжёлым атомам реагировать или оставаться связанными вместе, образуя CO, CO2, CN и т.п. Эти смешанные молекулярные льды подвергаются воздействию ультрафиолетового излучения и космических лучей, что приводит к сложной радиационно управляемой химии. Лабораторные опыты по фотохимии обычных межзвёздных льдов дали аминокислоты. Сходство между звёздным и кометным льдом (а также сравнение соединений газовой фазы) использовались как индикаторы связи между межзвёздной и кометной химией. Это в определённой степени подтверждается результатами анализа органики по образцам кометы, возвращённым миссией Стардаст, но минералы также указывают на удивительный вклад высокотемпературной химии в солнечную туманность.
Прогрессирует исследование способа формирования и взаимодействия межзвёздных и околозвёздных молекул, например путём включения нетривиальных квантово-механических явлений для путей синтеза межзвёздных частиц. Это исследование может оказать глубокое влияние на наше понимание набора молекул, присутствовавших в молекулярном облаке при формировании нашей Солнечной системы, что способствовало богатой углеродной химии комет и астероидов и, следовательно, метеоритов и частиц межзвёздной пыли, падающих на Земле тоннами ежедневно.
Разреженность межзвёздного и межпланетного пространства приводит к некоторой необычной химии, поскольку реакции, запрещённые симметрией, происходят только в самом длинном временном масштабе. По этой причине молекулы и молекулярные ионы, нестабильные на Земле, могут быть очень распространены в космосе, например, ион H3+.
Астрохимия совпадает с астрофизикой и ядерной физикой в характеристике происходящих в звёздах ядерных реакций, а также структуры звёздных недр. Если звезда в основном развивает конвективную оболочку, могут произойти события углубления, выносящие продукты ядерного горения на поверхность. Если звезда несёт значительную потерю массы, выброшенный материал может содержать молекулы, вращательные и вибрационные спектральные переходы которых можно наблюдать с помощью радио- и инфракрасных телескопов. Интересным примером является набор углеродных звёзд с силикатной и водно-ледовой внешними оболочками. Молекулярная спектроскопия позволяет увидеть, как эти звезды переходят от исходного состава, в котором кислорода было больше, чем углерода, к фазе углеродной звезды, где углерод, образованный горением гелия, выносится на поверхность глубокой конвекцией, резко изменяющей молекулярное содержание звёздного ветра.
В октябре 2011 года учёные сообщили, что космическая пыль содержит органическое вещество («аморфные твёрдые органические вещества со смешанной ароматически — алифатической структурой»), которое может быть создано естественным путём и скорее всего, звездами.
29 августа 2012 впервые в мире астрономы Копенгагенского университета сообщили об обнаружении конкретной молекулы сахара, гликолевого альдегида, в далёкой звёздной системе. Молекула была обнаружена вокруг протозвёздной двойной системы IRAS 16293-2422, которая расположена на расстоянии 400 световых лет от Земли. Гликолевый альдегид необходим для образования рибонуклеиновой кислоты или РНК, которая по функциям похожа на ДНК. Это открытие свидетельствует о том, что сложные органические молекулы могут образовываться в звёздных системах для формирования планет, в конце концов попадая на молодые планеты в начале их формирования.
В сентябре 2012 года учёные NASA сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) под воздействием условий межзвёздной среды превращаются путём гидрирования, оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические вещества - "это шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам, сырью для белков и ДНК соответственно". Кроме того, в результате этих превращений ПАУ теряют свою спектроскопическую подпись, что может быть одной из причин "отсутствия обнаружения ПАУ в зёрнах межзвёздного льда, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков".
В феврале 2014 г. НАСА объявило о создании усовершенствованной спектральной базы данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАВ) во Вселенной. По словам учёных, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАВ, возможными исходными материалами для образования жизни. ПАВ, кажется, образовались вскоре после Большого взрыва, широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звёздами и экзопланетами.
11 августа 2014 года астрономы обнародовали исследования, впервые используя большой миллиметровый/субмиллиметровый массив Atacama (ALMA), в котором подробно описано распределение HCN, HNC, H2CO и пыли внутри ком из комет C/2012 F6. (Леммон) и C/2012 S1 (ISON).
Для исследования ресурсов химических элементов и молекул во Вселенной разработана математическая модель распределения состава молекул в межзвёздной среде по термодинамическим потенциалам профессора М. Ю. Доломатова с использованием методов теории вероятностей, математической и физической статистики и равновесной термодинамики. На основе этой модели оцениваются ресурсы связанных с жизнью молекул, аминокислот и азотистых оснований в межзвёздной среде. Показана возможность образования молекул углеводородов нефти. Приведённые расчёты подтверждают гипотезы Соколова и Хойла о возможности образования нефтяных углеводородов в космосе. Результаты подтверждены данными астрофизических наблюдений и космических исследований.
В июле 2015 года учёные сообщили, что после первого приземления посадочного модуля Фили (Philae) на поверхность кометы 67/P COSAC и Ptolemy инструменты обнаружили шестнадцать органических соединений, четыре из которых были впервые замечены на комете, в том числе ацетамид, ацетон, метилизоци. пропиональдегид.
В декабре 2023 года астрономы сообщили о первом открытии в шлейфах Энцелада, спутника планеты Сатурн, цианида водорода, возможного химического вещества, необходимого для жизни, как мы его знаем, а также других органических молекул, некоторые из которых ещё предстоит лучше идентифицировать и понять. По словам исследователей, «эти [только открытые] соединения потенциально могут поддерживать существующие микробные сообщества или стимулировать сложный органический синтез, ведущий к зарождению жизни».
Химическое обилие разных типов астрономических объектов. На этой инфографике астрономические объекты разного типа и масштаба показывают свои отличные химические особенности.
