原始化学: 最初の有機分子はどこで誕生しますか?

有機分子とは何ですか?

有機分子は、1 つ以上の電子対によって他の原子 (多くの場合、水素、酸素、窒素、硫黄、またはリン) に結合した少なくとも 1 つの炭素原子を含む分子です。 これらの分子は生命の化学の基礎ですが、非生物学的環境 (原始惑星系円盤、星間分子雲、彗星など) で合成されたり、存在したりすることもあります。

有機分子の例:

• メタン (CH₄)
• エタノール (CH₃CH₂OH)
• グルコース (C₆H₁₂O₆)
• メタノール (CH₃OH)

化学が始まるディスクの領域

原始惑星系円盤は、若い星の周囲に渦巻くガスと塵の残骸であり、惑星系の揺りかごを構成しています。まさに最初の有機分子、つまり生命の構成要素の前駆体が誕生するのも、これらの構造の中でです。それらの外観は、温度、密度、紫外線や宇宙放射線への曝露など、局所的な熱力学および放射条件に強く依存します。

原始惑星系円盤内の化学反応は均一とは程遠いです。 3 つの主要なゾーンが有機分子の形成体制を定義します。

• 内部ホットゾーン (r < 3 AU): 温度が 300 K を超え、大部分の揮発性化合物の凝縮が妨げられます。ただし、フリーラジカルが豊富な環境なので、気相での迅速な反応が促進され、ホルムアルデヒド (H2CO) やシアン化水素 (HCN) などが生成されます。
• 中間移行ゾーン (約 3 ～ 30 天文単位): しばしば「雪地帯」と呼ばれます。ここは温度が 150 K 未満に低下し、H2O、CO2、NH3 または CH4 などの分子がケイ酸塩粒子上に凝縮する場所です。これらの氷の粒子は、紫外線にさらされると豊富な表面光化学反応を引き起こし、より複雑な化合物を生成します。
• 低温外部ゾーン (30 天文単位を超える): この領域では恒星の放射による影響がほとんどなく、温度は 50 K 未満に下がります。化学は、主に氷の粒子の表面で、再結合化学や CO から CH3 OH (メタノール) への連続的な水素化などのゆっくりとしたプロセスを介して起こります。

粉塵の役割

粉塵は重要な役割を果たします。粉塵は分子が「くっついて」反応する固体マトリックスです。 粒子の多孔性、局所的な温度、氷マントルの性質は化学反応に大きな影響を与えます。 塵の粒子は複雑さを生み出す触媒です。 CO、NH₃、H₂O などの単純な種から、しばしば UV 放射や高エネルギー粒子によって活性化される界面化学プロセスによって、アミノ酸や窒素塩基などの複雑な有機分子が合成される様子を観察します。

アミノ酸の例:

• グリシン C₂H₅NO₂
• アラニン C₃H₇NO₂
• セリン C₃H₇NO₃
• ロイシン C₆H₁₃NO₂
• グルタミン酸 C₅H₉NO₄

いくつかの単純なアミノ酸とその化学的前駆体は、特定の物理化学的条件下で、原始惑星系円盤の特定の領域で形成または集合することができますが、複雑なアミノ酸の完全な形成については依然として議論の余地があります。

地球外サンプル (隕石、彗星、模擬環境での実験) で検出されたアミノ酸の総数は 90 を超えていますが、その確実性の程度は検出方法、地球の汚染、分析の状況によって異なります。

これらは、陸生生物のタンパク質を構成する 20 種類の標準アミノ酸です。

観測と検出：アルマ望遠鏡と生命の痕跡

アルマ望遠鏡（アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ）のおかげで、天文学者は、うみへび座 TW や IRS 48 のような若い星の円盤にあるこれらの分子のスペクトルの特徴を直接検出しています。メタノール、ホルムアルデヒド、さらにはエタノールの輝線は、惑星が形成されるずっと前にすでに化学物質が豊富であったことを証明しています。これは、彗星や隕石上で発見され、生命以前の痕跡を持った有機物が、これらの原始環境から直接来たものであることを示唆しています。

生命の起源：惑星の誕生前に蒔かれた種子

したがって、原始惑星系円盤の原始化学は、惑星が凝集する前からすでに複雑な分子貯蔵庫を作り出している。 微惑星や彗星の中に保存されていたこれらの有機化合物は、その後若い惑星に届けられ、生命の出現のための潜在的な基質を提供します。