星际分子列表

这是一份已在星际介质和星周包层中检测到的分子列表，按组成原子数分组。 列出了每种检测到的化合物的化学式，以及还观察到的任何电离形式。

下面列出的分子是通过天文光谱检测到的。 它们的光谱特征是由于分子在两个分子能级之间跃迁时吸收或发射光子而产生的。 光子的能量（以及波长）与所涉及的能级之间的能量差相匹配。 当一个分子的电子在分子轨道之间移动时，会发生分子电子跃迁，从而在电磁波谱的紫外、光学或近红外部分产生一条谱线。 或者，振动跃迁将能量量子转移到（或从）分子键的振动，产生中红外或远红外信号。 气相分子也具有量子化的旋转能级，导致微波或无线电波长的跃迁。

有时，一个转变可能涉及不止一种这样的能级，例如 ro-vibrational spectroscopy 改变旋转和振动能级。 有时这三者同时出现，如 C2（双原子碳）的菲利普斯带，其中电子跃迁在近红外线产生一条线，然后通过振动水平的同时变化分裂成几个电子振动带，这在 轮流再次分裂成轮流分支。

特定分子的光谱由量子化学的选择规则及其分子对称性决定。 一些分子具有简单的光谱，易于识别，而其他分子（甚至一些小分子）具有极其复杂的光谱，通量分布在许多不同的谱线中，这使得它们更难检测。 原子核和电子之间的相互作用有时会导致谱线的进一步超精细结构。 如果该分子存在于多个同位素体（包含不同原子同位素的版本）中，则光谱会因同位素位移而进一步复杂化。

检测新的星际或星际分子需要在可能存在的地方识别合适的天体，然后使用配备在所需波长、光谱分辨率和灵敏度下工作的光谱仪的望远镜对其进行观察。 1937 年在星际介质中检测到的xxx个分子是亚甲基自由基 (CH•)，通过其在 4300 埃（光学）处的强电子跃迁。 天文仪器的进步导致了越来越多的新探测。 从 50 年xxx始，射电天文学开始主导新的探测，亚毫米天文学也从 1990 年xxx始变得重要。

检测到的分子清单高度偏向于某些更容易检测的类型：例如 射电天文学对具有高分子偶极子的小线性分子最敏感。 H2（氢分子）是宇宙中最常见的分子，因为它没有偶极子，所以射电望远镜完全看不到； 它的电子跃迁对于光学望远镜来说能量太大，因此探测 H2 需要用探空火箭进行紫外线观测。 振动线通常不特定于单个分子，只能识别一般类别。 例如，1984 年确定了多环芳烃 (PAH) 的振动线，表明该类分子在太空中非常普遍，但直到 2021 年才通过其旋转线确定任何特定的 PAH。

探测星际分子最丰富的来源之一是人马座 B2 (Sgr B2)，它是银河系中心附近的一个巨大分子云。 下面列出的分子中约有一半是在 Sgr B2 中首次发现的，随后许多其他分子也在那里被发现。 附近的碳星 CW Leonis（也称为 IRC +10216）是星周分子的丰富来源，已在其中识别出大约 50 个分子。 星际介质和星周介质之间没有明确的界限，因此两者都包含在下表中。

天体化学学科包括了解这些分子如何形成并解释它们的丰度。 星际介质的极低密度不利于分子的形成，使得中性物质（原子或分子）之间的常规气相反应效率低下。 许多区域也有非常低的温度（分子云内通常为 10 开尔文），进一步降低反应速率，或高紫外线辐射场，通过光化学破坏分子。 解释观测到的星际分子丰度需要使用气相离子化学计算形成率和破坏率之间的平衡。