摘要

天体化学（Astrochemistry）是研究处在宇宙环境中的化学物质及其化学反应过程的交叉学科[1]。天体化学是一门年轻的学科，且极其交叉，涉及学科包括实验化学、计算化学、生物化学、光谱学、天体物理学、行星科学等众多传统学科[1]。

天体化学是一个正在发展壮大的领域。2012 年，在国际天文学联合会（IAU）的组织结构调整中，天体化学家们提出申请，希望将天体化学工作组（working group）升级为独立的委员会（conmission）[2]，并得到通过。目前天体化学委员会隶属于 IAU 第 8 学部[3]。2013 年，美国化学会（ACS）也决定在物理化学学部（physical chemistry division）下新增天体化学分部（astrochemistry subdivision）[1]。

发轫

一般认为，天体化学发轫于 20 世纪 60 年代[4]。彼时，射电天文学的发展，使人们用微波首次探测到了宇宙中的羟基自由基（1963 年[5]）、氨（1968 年[6]）、水和甲醛（1969 年[7,8]）。尽管早在 1940 年，McKellar 就指出过更早时期的可见光光谱中存在一些谱线应当来源于 CN 和 CH 分子[9]，但直到 60 年代的发现，才使人意识到，星际空间中不仅存在原子形态的各种元素，也存在与地球上相同的分子，不仅有无机分子，还有有机分子。甲醛是人类探测到的首个星际有机物[8]。

研究对象

天体化学的研究对象为宇宙环境中的化学物质及相互之间的反应过程。其中，化学过程尤其丰富且复杂的天文环境包括分子云（molecular cloud）、恒星形成区域（star-forming region）、原行星盘（protoplanetary disk）、系外行星系统[4]，以及太阳系中人类可以触达的行星（planet）、小行星（asteroid）、彗星（comet）和陨石（meteorite）等天体[10]。随着观测手段的进步，遥远的河外星系（如大麦哲伦云）中的复杂化学物质也可以得到研究[11,12]。

天体化学希望能够解答以下主要的问题[13]：

1. 星际空间中存在有哪些星际分子？这些分子最复杂可以复杂到何种程度？
2. 星际分子如何在宇宙环境中形成、毁灭、激发？
3. 星际分子的化学，会对天体的结构、动力学和演化产生怎样的影响？

天体化学研究最终希望能够回答以下的问题：生命在宇宙中是如何起源的[1]？构成生命所必须的化学物质，在恒星与行星形成过程中，如何一步步从星际空间中演化而来？

研究手段天文观测

分子光谱为天体化学的主要天文观测手段。分子的转动、振动以及电子能级的跃迁，均能吸收 / 辐射特定频率的电磁波。转动光谱的波段主要集中在微波和毫米波–亚毫米波（波长从分米到 0.1 毫米量级，频率从 10 GHz 到 1 THz 量级），对应观测手段为射电天文学；振动光谱的波段主要集中在中红外（波长在 10 微米量级），对应观测手段为红外天文学；电子光谱的波段主要集中在可见光和紫外光（波长在 700–100 纳米之间），对应观测手段则为光学和紫外光天文学[13,14]。

转动光谱是分辨星际分子种类和丰度的最主要手段。通过分子的转动光谱进行观测，仍然存在一些天然的不足之处[14]：

1. 只有分子处于气体状态，才能辐射出可分辨的转动光谱。故射电天文学只能获得处在气体状态的星际分子信息，而对附着在星际尘埃或冻结在固态冰中的分子无能为力。
2. 只有拥有永久偶极矩的分子（极性分子或顺磁性分子）才能辐射出转动光谱。故转动光谱法无法观测到大部分非极性分子，如分子氢（H2）、二氧化碳（CO2）、氮气（N2）、甲烷（CH4）、乙炔（HCCH）等等。氧气（O2）因为存在磁偶极矩，故拥有转动光谱。

红外波段的振动光谱可以观测对那些无法通过转动光谱观测的非极性小分子，如二氧化碳和甲烷。它也能够被用来观测被冻结在固态冰中的小分子。但红外波段的观测比射电波段的观测条件要困难些：红外波段需要背景光源，即需要所观测的对象的视线方向，背后正好还有星光。对于背景光的校正通常也很麻烦。

由分子的电子跃迁产生的紫外–可见光谱过为复杂，且不同分子间的光谱重合度过高，故将其用于识别单个分子时，很有挑战性。如有人推测可见光波段的诸多尚未被识别的弥散星际带（diffuse interstellar bands），可能来自于多环芳烃（PAHs）。尽管对弥散星际带的观测和研究已有几十年，但明确确认其分子来源的，仅有富勒烯正离子（C60+）[17,18]。

实验天体化学

地面实验室中的化学为天体化学的观测和理论提供坚实的基础。实验天体化学主要包括三个方向的研究[13]：

1. 分子光谱学
2. 反应动力学
3. 冰化学

分子光谱学

分子光谱学是解析天文光谱的基础。实验室中对于各种化学物质的转动光谱和振动光谱的测量，经过解析之后，被编译成为光谱数据库，为天文光谱数据的解析提供参考依据。在转动光谱领域，最常用的数据库由两个机构分别维护：

• 美国 NASA 喷气推进实验室（JPL）维护的数据库[20]： http://spec.jpl.nasa.gov/home.html
• 德国科隆大学维护的数据库（CDMS）[21]：http://www.astro.uni-koeln.de/site/vorhersagen/

在红外光谱领域，可用的数据库更多一些，较有影响力的有：

• 美国哈佛大学史密森尼天体物理中心（CFA）维护的 HITRAN [22]：http://hitran.org/
• 法国气象力学实验室维护的 GEISA [23]：http://cds-espri.ipsl.upmc.fr/etherTypo/?id=950&L=0

此外，为方便综合查找分子谱线数据，还有一个综合搜索平台： http://www.splatalogue.net/.

反应动力学

反应动力学实验主要测量化学反应速率（rate coefficient）随反应物浓度及温度变化的函数，以及测量有多个分支的化学反应中，每个分支所占的比率（branching ratio）。反应动力学数据对天体化学理论模型的搭建具有重要意义——如果反应速率常数不正确，再优秀的模型也无法体现实际情况[24]。

想要在实验室中模拟星际空间中的低温（通常低于 -200℃）环境并测量此温度下的反应速率，并非易事。此外，在极端低温（接近绝对零度）的情况下，某些反应的量子效应开始变得显著，使得实际的化学反应速率偏离使用经典理论从较高温度下的反应速率外推出来的结果[25]。

分子间的碰撞反应动力学，还对解释非热平衡状态下的辐射转移及分子光谱形状颇有裨益[26]。

冰化学

天体化学的研究已经表明，仅靠气相中的化学反应网络，远远无法解释实际观测到的星际化学物质的种类和丰度。沉积在星际尘埃表面的「冰」——指各种在低温下凝固了的挥发性物质，必定在天体化学网络中扮演关键角色。

通常认为，冷分子云中包含了大量星际尘埃，其表面冻结了诸如甲醇、水、一氧化碳、二氧化碳等物质的冰。氢原子可以在这些冰表面迁移，并发生加氢反应。紫外线也可以使得这些分子光解并产生自由基。当温度升高时，这些被冻结在冰中的自由基也随着冰的融化而进一步发生反应，并将产物释放到气相中[24]。在实验室中，人们制备不同组分的冰化合物，对其施加紫外线、X 射线、高能粒子等模拟星际空间环境的辐射，或者进行热处理，以便观察辐射处理后的反应产物。这些实验可以用来推测和验证星际尘埃的冰层上可能发生的化学反应类型及反应速率，为理论模拟提供依据[27]。

理论模拟

天体化学理论模型是在计算机上搭建仿真模型，来研究天体环境中的化学反应过程。通过理论模型和观测数据和结合比对，才能更深层次地解读观测数据，理解天体所经历的化学过程。

天体化学模型主要分为两类：一类是化学反应网络模型，一类是流体力学模型。这两类模型之间也有紧密的结合。

化学反应网络模型，是将所有可能在星际空间中发生的化学反应及其反应速率编写入模型网络，并使用数值方法迭代求解反应速率主方程（master equation），从而获得各种反应产物的含量。模型中通常需要包括气相反应、冰层表面的反应以及冰内部的反应。通过调整初始的元素丰度、辐射强度、体系的温度梯度和升温速率等外部参数，可以得到各主要化学物质的丰度随着演化时间变化的曲线[28]。模型模拟的结果可以用来与天文观测结果进行比对。天体化学家常用的化学反应网络模型由俄亥俄州立大学大学开发并维护的 UMIST [29]，以及由波尔多天体物理实验室开发并维护的 KIDA [30]。

流体力学模型，用于模拟天体内部物质的运动：扩散、对流、坍缩、旋转、喷射等等。此类模型通常使用二维或三维的网格，定义好网格与网格之间物质传递、热传递和辐射传递参数，并在时间维度上加以演化。在每个网格内部，可以嵌入化学反应网络模型，来计算每个网格中的化学变化[31,32]。模型模拟的结果也可用来与天文观测结果进行比对。

星际分子

截止 2017 年 10 月，人类已发现的星际分子已达 200 种，其中 62 中在银河系外的星系中亦被观测到。这个「星际分子」的列表每年都在不断增长。其中，许多常见的简单有机物均能在宇宙中找到，如：甲烷、甲醇、甲醛、甲酸、甲胺、甲酸甲酯、甲硫醇、乙醇、乙醛、乙酸、乙硫醇、二甲醚、乙腈、乙二醇、乙醇醛、丙酮、丙腈、丙烯腈、甲酸乙酯、乙酸甲酯等等……

所有已发现的星际分子及相关文献报道，均可在由科隆大学的 CDMS 数据库团队维护的「Molecules in Space」网页中找到[33]。

参考文献

1. Astrochemistry, Chemistry careers, ACS Careers.
2. International Astronomical Union Division VI & Commission 34: Interstellar Matter.
3. International Astronomical Union Division H.
4. Herbst, E. and Yates Jr., J. T. (2013) Chem. Rev. 113 (12): 8707–09. doi: 10.1021/cr400579y.
5. Weinreb, S. et al. (1963), Nature 200 (4909) 829–31. doi: 10.1038/200829a0.
6. Cheung, A. C. et al. (1968), Phys. Rev. Lett. 21 (25): 1701–05. doi: 10.1103/PhysRevLett.21.1701.
7. Cheung, A. C. et al. (1969), Nature 221 (5181) 626–28. doi: 10.1038/221626a0.
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9. McKellar, A. (1940), PASP 52 (307): 187–190. doi: 10.1086/125159.
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12. Luyao Zou, 速报：人类首次探测到银河系外的复杂有机分子二甲醚和甲酸甲酯，2018 年 2 月 1 日.
13. van Dishoeck, E. F. (2017), arXiv:1710.05940.
14. Herbst, E. and van Dishoeck, E. F. (2009), Annu. Rev. Astron. Astrophys. 47 (1): 427–80. doi: 10.1146/annurev-astro-082708-101654.
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33. Universität zu Köln: Molecules in Space.

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