Астрохемија — наука за проучување на присуството и реакциите на молекулите во вселената, и нивното заемодејствување со зрачењето. Како наука е мешавина од астрономија и хемија. Зборот „астрохемија“ може да се користи и за Сончевиот Систем и меѓуѕвездената средина. Науката која се занимава со изучување на изобилството на елементи и односите на изотопите во телата на Сончевиот Систем, како што се метеоритите, се нарекува космохемија, додека пак науката која се занимава со изучувањето на меѓуѕвездените атоми и молекули и нивното заемодејство со зрачењето се нарекува молекуларна астрофизика. Создавањето, атомскиот и хемиски состав, развојот и судбината на молекуларните овблаци гас се од особен интерес, бидејќи токму од овие облаци се создаваар сончевите системи.
Историја Како посредна наука меѓу астрономијата и хемијата, историјата на астрохемијата се заснова на споделената историја од спомнатите науки. Развојот на напредната набљудувачка и експериментална спектроскопија овозможи да се забележат сè поголем број на молекули во сончевите системи и околната меѓуѕвездена средина. За возврат, зголемениот број на хемикалии откриени со унапредувањето на спектроскопијата и другите технологии ги зголемиле големината и опфатот на хемискиот простор достапен за астрохемиско изучување.
Историја на спектроскопијата (Main articles: Историја на спектроскопијата, Астрохемиска спектроскопија)
Набљудувањата на сончевиот спектар биле изведувани од Атанасиј Кирхер (1646), Јан Марек Марци (1648), Роберт Бојл (1664) и Франческо Марија Грималди (1665) претходници на Њутновите истражувања од 1666 година кои ја воспоставиле спектралната природа на светлината и довеле до создавањето на првиот спектроскоп. Спектроскопијата првично била употребена како астрономска техника во 1802 година во експериментите на Вилијам Хајд Воластон, кој осмислил спектрометар за набљудување на присутните спектрални линии во сончевото зрачење. Овие спектрални линии подоцна биле образложени преку работата на Јозеф фон Фраунхофер.
Спектроскопијата првично се користела за разликување на различните материјали по објавувањето на извештајот на Чарлс Витстон во 1835 година за оддадените искри од различните метали имаат различни оддавни спектри. Овие набљудувања биле надогртадени од страна на Леон Фуко, кој покажал во 1849 година дека еднаквото впивачки и оддавни линии се од еден ист материјал на различни температури. Слична изјава подоцна била дадена од страна на Андерс Јонас Ангстрем во нековото дело од 1853 година Optiska Undersökningar, каде се теоретизира дека светлите гасови оддаваат зраци на светлина при истите честоти при кои како светлина може да ги впиваат.
Овие спектроскопски податоци запоичнаа да имаат теориска тежина кога Јохан Балмер набљудувал дека спектралните линии од водородот следат едноставно искуствено заемодејство кое подоцна е познато како Балмеророва серија. Оваа серија, специјален случај на поопштата Ридбергова равенка изведена од страна на Јоханес Ридберг во 1888 година, е создадена за да се опишат спектралните линии кои се набљудуваат кај водородот. Ридберговата работа е проширена за пресметување на спектралните линии за повеќето различни хемиски мелементи.Bohr, N Rydberg's discovery of the spectral laws. Page 16. Теориското значење дадено на овие спектроскопски резултати било значајно проширено со развојот на квантната механика, бидејќи теоријата дозволувала овие резултати да се споредуваат со веќе однапред теориски определените атомски и молекуларни оддадени спектр.
Историја на астрохемијата
Додека радиоастрономијата беше развивана во 1930-ите, дури во 1937 година се добиени првите докази за сигурно препознавање на првата меѓуѕвездена молекула - сè до овој период единствените хемиски познати примероци во меѓуѕвездениот простор беа со атомска природа. Овие пронајдоци беа потврдени во 1940 година, кога Меккелар и др. препознаа и придодадоа спектроскопски линии до дотогаш непознатите радионабљудувања на CH и CN молекулите во меѓуѕвездениот простор. Во следните 30 години, биле откриени мал дел на други молекули во меѓуѕвездениот простор: од који најважна е OH, откриена во 1963 година и е важен извор на меѓуѕвездениот кислород,) и H2CO (Формалдехид), откриена во 1969 година и значајна, зашто е првата органска молекула, со повеќе атоми набљудувана во меѓуѕвездената средина
Откривањето на меѓуѕвездениот формалдехид, а подоцна и другите молекули, со значајно биолошко значење како што е на пример водата или пак CO, се сметаат за силе доказ за абиогенетичките теории за животот,особено теориите кои тврдат дека основните молекуларни делови за животот се со потекло надвор од Земјата. Ова поттикнало понатамошна потрага по меѓуѕвездени молекули кои имаат биолошко значење, како што на пример се: меѓуѕвездениот глицин, откриен во 2009 година, или пак поседуваат биолошки значајни својства како на пример хиралност, забележана кај (пропилен оксидот) откриен во 2016 година, заедно со други основни астрохемиски истражувања.
Спектроскопија
Една особено важна експериментална алатка во астрохемијата е спектроскопијата, употребата на телескопи за мерење на впивањето и оддавањето на светлина од молекулите и атомите во различни средини. Со споредување на астрономските набљудувања со лабораториските мерења, астрохемичарите го определиле елемнтарното изобилие, хемискиот состав, и температурите на ѕвездите и меѓуѕвездените облаци. Ова е можно затоа што јоните, атомите и молекулите имаат карактеристични спектри,т.е, впиваат и оддаваат одредени бранови должини (бои) на светлина, честопати невидливи за човековото око. Сепак, овие мерења имаат ограничувања, со различните видови на зрачење (радиобранови, инфрацрвено зрачење, видлива светлина, ултравиолетова светлина и сл.) може да се забележат само одредени видови на молекули, во зависност од хемиските својства. Меѓуѕвездениот формалдехид е првата органска молекула откриено во меѓуѕвездената средина.
Можеби најмоќна техника за откривање на одделни хемиски видови е радиоастрономијата, која довела до откривањето на над сто меѓуѕвездени видови, вклучувајќи радикали и јони и органски соединенија (на пример јаглеродни), како што се алкохоли, киселини, алдехиди и кетони. Една од најзастапените меѓуѕвездени молекули, и меѓу најлесните да се открие со радиобранови (поради силниот електричен диполен момент), е CO (јаглерод моноксидот). Всушност, CO е толку честа меѓуѕвездена молекула, и се користи за означување на молекуларните области. Радионабљудувањата на можеби на најзначајната за човекот молекула е на меѓуѕвездениот глицин, наједноставната аминокиселина, но со придружна оспореност. Една од причините за ова откритие да биде оспореное дека и покрај тоа што радиометодите (и некои други методи како вртежна спектроскопија) се добри за препознавање на простите видови со големи поларни врски, тие се помалку чувствителни на посложените молекули, дури и релативно малите молекули како што се аминокиселините.
Овие методи, се потполно неупотребливи за молекули кои немаат диполен момент. На пример, најчестата молекула во универзумот е H2 (водороден гас), но таа нема диполен момент, па затоа е невидлива за радиотелескопите. Исто така овие методи не можат да забележат видови кои не се во гасовита фаза. Бидејќи густите молекуларни облаци се многу ладни (10 до 50 К), поголемиот број на молекули во нив (покрај водородот) се замрзнати, односно цврсти. Наместо тоа, водородот и другите молекули се забележуваатсо помош други брановни должини на светлината. Водородот лесно се забележува во ултравиолетовите (УВ) и видливите граници од неговото впивање и оддавање на светлината (водородната линија). Покрај тоа, повеќето органски соединенија впиваат и оддаваат светлина во инфрацрвениот делна спектарот, и на пример, откривањето на метан во атмосферата на Марс,беше постигнато со користење на копнен инфрацрвен телескоп од инфрацрвениот телескопски објект на НАСА на врвот на планината Мауна Кеја, Хаваи. Истражувачите на НАСА го користеле и летечкиот инфрацрвен телескоп СОФИА и вселенскиот телескоп Спицер за нивните набљудувања, истражувања и научни операции. Надоврзано на гореспоменатото е неодамнешното забележување на присуство на метан во Марсовата атмосфера. Кристофер Ози, од Кентерберскиот универзитет во Нов Зеланд и неговите колеги објавија во јуни 2012 година дека мерењето на односот на водород и метан на Марс може да помогне во определувањето на можноста за постоењето на живот на Марс. Според научниците, „...ниското ниво на односот H2/CH4 (помало од 40) укажува на фактот дека таму постои живот кој е активен.“ Други научници неодамна објавиле методи за откривање на водород и метан во вонземските атмосфери.
Инфрацрвената астрономија забележува дека меѓуѕвездената средина содржи збир на сложени гасовити јаглеродни соединенија наречени полиароматични јаглеводороди. Овие молекули, составени претежно од прстенесто поставени јаглеродни атоми (или неутрални или јонизирани атоми), се сметаат за најчестата класа на јаглеродни соединенија во галаксијата. Тие се исто така најчестата класа на јаглеродни молекули во метеоритите и во гасовите на кометите и астероидите (вселенска прашина). Овие соединенија, како и аминокиселините, нуклеобазите, и многу други соединенија во метеорите, содржат деутериум и изотопи на јаглеродот, азотот и кислородот кои се многу ретки на Земјата, што е сведоштво зза нивното вонземско потекло. За полиароматичните јаглеводороди се смета дека се создаваат во топлите кружноѕвездени средини (околу, јаглеродно изобилните црвени џинови ).
Инфрацрвената астрономија исто така се користи за проценување на составот на цврстите материјали во меѓуѕвездената средина, вклучувајќи силикати, керогени соединенија и мразови. Ова е поради фактот што видливата светлина, која се расејува или впива од цврстите честички, инфрацрвеното зрачење може да помине преку микроскопските меѓуѕвездени честички, но во текот на процесот се случува да бидат впиени одредени бранови должини кои се карактеристични за составот на зрната. Како и погоре во случајот со радиоастрономијата, постојат ограничувања, на пр. молекулата N2 тешко може да се забележи со инфрацрвена или пак радиоастрономија.
Таквите инфрацрвени набљудувања потврдиле дека во густите облаци (каде има доволно честички да го запрат уништувачкото ултравиолетово зрачење) тенки слоеви на мраз ги околуваат микроскопските честички, што пак дозволува да настане нискотемпературна хемиска реакција. Водородот е најзастапената молекула во универзумот, почетните хемиски реакции на овие мразови се спроведува според хемиската реактивност на водородот. Ако е имаме атомски водород, тие атоми реагираат со достапните атоми на О, С и N, создавајќи „редуцирани“ видови како H2O, CH4 и NH3. Сепак, ако водородот е молекуларен и на тој начин не активен, ова дозволува потешките атоми да хемиски да стапуваат во реакции или да останат врзани заедно, за добивање на CO, CO2, CN, итн. Овие мешавини на молекуларни мразови се изложени на ултравиолетово зрачење и космичко зрачење, што доведува до одвивање на сложени хемиски реакции. Лабораториските експерименти за фотохемијата на простите меѓуѕвездени мразови дозволиле создавање на аминокиселини.. Ова е на некој начин поддржано од резултатите за анализата на органските соединенија добиени од примероците земени од вселенското летало Стардаст, но резултатите покажале постоење на висок придонес и од високотемпературната хемија во сончевата маглина.
Истражување
Истражувањето напредува на начинот на кој меѓуѕвездените и кружноѕвездените молекули се создаваат и заемодејствуваат, на пример, со вклучување на незначајни квантно-механички појави за создавањето на меѓуѕвездените честички. Ова истражувањето може да има големо значење во нашето разбирање на групите молекули кои биле присутни во молекуларниот облак кога се создавал нашиот Сончев Систем, што довело до создавањето на јаглеродно-изобилните комети и астероиди, а со тоа и метеоритите и меѓуѕвездената честички прашина, кои паѓаат секојдневно на Земјата со маса од еден тон.