Astrochemie

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Astrochemie ist die Untersuchung von Molekülen im Universum, deren Vielfalt, deren Reaktionen und deren Wechselwirkung mit Strahlung.[1]

Sonnensystem (nicht maßstabsgetreu)

Die Disziplin ist eine Schnittmenge von Chemie und Astronomie. Die Astrochemie beinhaltet sowohl das Sonnensystem als auch das interstellare Medium. Die Untersuchung der Elemente und Isotopenverhältnisse in Objekten des Sonnensystems, wie Meteoriten, nennt man Kosmochemie, während die Untersuchung der interstellaren Atome und Moleküle und deren Wechselwirkung mit Strahlung meist zur molekularen Astrophysik gezählt wird. Die Bildung, die atomare und chemische Zusammensetzung und die Entwicklung molekularer Wolken ist von besonderem Interesse, da aus diesen Wolken Sonnensysteme entstehen können.

Geschichte

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Als ein Zweig der beiden Disziplinen Astronomie und Chemie ergab sich die Geschichte der Astrochemie als Teilgebiet der Geschichte beider Fächer. Die Entwicklung der experimentellen Spektroskopie erlaubt die Aufzeichnung einer wachsenden Anzahl Moleküle im Sonnensystem und im umgebenden interstellaren Medium. Gleichzeitig mit der steigenden Anzahl an charakterisierten chemischen Molekülen wuchs – aufgrund der Fortschritte in Spektroskopie und anderen Techniken – die Größe und der Umfang der astrochemische Studien des chemischen Universums.

Geschichte der Spektroskopie

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Beobachtungen solarer Spektren, wie sie von Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) und Francesco Maria Grimaldi (1665) durchgeführt wurden, gingen alle der Arbeit Newtons 1666 voraus, der das natürliche Spektrum des Sonnenlichts entdeckte und das erste optische Spektrometer baute.[2] Spektroskopie wurde anfangs als astronomische Technik verwendet mit Experimenten von William Hyde Wollaston, der das erste Spektrometer baute, mit dem er die Spektrallinien der Sonnenstrahlen präsentieren konnte.[3] Diese Spektrallinien wurden später von Josef von Fraunhofer charakterisiert.

Als erstes wurde Spektroskopie verwendet, um unterschiedliche Materialien zu unterscheiden, nach Charles Wheatstones (1835) Beobachtungen über die Atomemissionsspektroskopie, dass verschiedene Metalle unterschiedliche Emissionsspektren haben.[4] Diese Beobachtung wurde später ausgebaut von Léon Foucault, der 1849 zeigte, dass dieselben Absorptions- und Emissionslinien von demselben Material bei unterschiedlichen Temperaturen resultieren. Dasselbe wurde unabhängig von Anders Jonas Ångström 1853 in seiner Arbeit „Optiska Undersökningar“ postuliert, wo er aussagte, dass leuchtende Gase Lichtstrahlen derselben Frequenz emittieren, wie das Licht, das sie absorbieren.

Diese spektroskopischen Daten waren von Bedeutung nach Johann Balmers Beobachtung, dass Spektrallinien, die von Wasserstoffproben ausgesendet werden, einer einfachen empirischen Regel folgen, die Balmer-Serie genannt wird. Diese Serie ist ein Spezialfall der mehr generellen Rydberg-Formel, entwickelt von Johannes Rydberg 1888, die dazu dient, die Spektrallinien von Wasserstoff zu beschreiben. Rydbergs Arbeiten auf der Basis dieser Formel ermöglichten die Berechnung von Spektrallinien für viele verschiedene chemische Experimente.[5] Die Bedeutung dieser Theorie bildet die Basis dafür, dass Ergebnisse der Spektroskopie die Grundlage für die Quantenmechanik werden konnten, da sie einen Vergleich zwischen gemessenen atomaren und molekularen Emissionsspektren und im Voraus (a priori) berechneten Werten ermöglichte.

Geschichte der Astrochemie

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Während die Radioastronomie, die auf der Aufzeichnung von Radiowellen beruht, in den 30er Jahren entwickelt wurde, gab es erst ab 1937 den Beweis für die Existenz von interstellaren Molekülen.[6] Bis zu diesem Zeitpunkt glaubte man, dass nur atomare chemische Spezies im interstellaren Raum existieren. Diese Entdeckung von Molekülen wurde 1940 bestätigt, als A. McKellar spektroskopische Linien unidentifizierten Radiobeobachtungen von CH und CN Molekülen im interstellaren Raum zuordnen konnte.[7] In den 30 folgenden Jahren wurde eine kleine Auswahl anderer Moleküle im Weltraum entdeckt: das wichtigste: OH, entdeckt im Jahre 1963 und als bedeutende Quelle für interstellaren Sauerstoff erkannt,[8] und H2CO (Formaldehyd), entdeckt im Jahre 1969 und als bedeutend eingeordnet, da es das erste beobachtete organische polyatomare Molekül im interstellaren Raum ist.[9]

Die Entdeckung von interstellarem Formaldehyd – und später anderer Moleküle mit potentieller biologischer Bedeutung, wie Wasser oder Kohlenmonoxid – wird als Beweis für abiogenetische Theorien des Lebens angesehen: besonders Theorien, die behaupten, dass die molekularen Grundkomponenten des Lebens von außerirdischen Quellen stammen. Das hat die andauernde Suche nach biologisch bedeutsamen interstellaren Molekülen zur Folge, so z. B. wurde interstellares Glycin im Jahre 2009 gefunden;[10] – oder die Suche nach Molekülen, die biologisch relevante Eigenschaften wie Chiralität besitzen, wie beispielsweise Propylenoxid, das 2016 gefunden wurde,[11] – begleitet von Grundlagenforschung im Bereich Astrochemie.

Spektroskopie

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CSIRO ScienceImage 11144 Parkes Radio Telescope

Ein besonders wichtiges experimentelles Werkzeug in der Astrochemie ist die Spektroskopie und die Anwendung von Teleskopen, um Absorption und Emission von Licht von Molekülen und Atomen in verschiedenen Umgebungen zu messen. Durch den Vergleich von astronomischen Beobachtungen mit Laborexperimenten können Astrochemiker die Anzahl, die chemische Zusammensetzung und die Temperaturen der Fixsterne und interstellaren Wolken bestimmen. Diese Möglichkeit ergibt sich dadurch, dass Ionen, Atome und Moleküle charakteristische Spektren haben: das bedeutet Absorption und Emission von bestimmten Wellenlängen des Lichts, auch außerhalb des für das menschliche Auge sichtbaren Bereichs. Die Messmethoden sind begrenzt auf verschiedene Wellenlängenbereiche, wie beispielsweise Radiowellen, Infrarotstrahlung, ultraviolette Strahlung... die nur bestimmte Spezies detektieren können, abhängig von den chemischen Eigenschaften der Moleküle. Formaldehyd war das erste im interstellaren Medium detektierte organische Molekül.

Die vielleicht stärkste Technik für die Detektion individueller chemischer Spezies ist die Radioastronomie, aus der die Detektion von über hundert interstellaren Spezies wie Radikale und Ionen, organische Verbindungen (d. h. Kohlenwasserstoffe wie Alkohole, organische Säuren, Aldehyde und Ketone) resultiert. Das bedeutendste interstellare Molekül, das aufgrund seines Dipols am einfachsten mit Radiowellen zu detektieren ist, ist CO (Kohlenmonoxid). In der Tat ist Kohlenmonoxid so ein charakteristisches interstellares Molekül, dass es verwendet wird, um Molekül-Regionen aufzuspüren.[12] Die wahrscheinlich für den Menschen wichtigsten Spezies, die mit Radiowellen beobachtet wurde, ist das interstellare Glycin, die einfachste Aminosäure.[13][14]

Darüber hinaus sind diese Methoden blind für Moleküle ohne Dipolmoment. Zum Beispiel das häufigste Element des Universums, Wasserstoff (H2) ist für Radioteleskope unsichtbar, da es keinen Dipol hat. Außerdem kann die Methode keine Moleküle außerhalb der Gasphase detektieren. Wenn dichte Molekularwolken kalt sind, sind die meisten Moleküle gefroren, d. h. fest. Daher muss man diese Moleküle mit Licht anderer Wellenlänge beobachten. Wasserstoff ist sichtbar im UV-Bereich des Spektrums durch seine Emissions- und Absorptionslinie (Wasserstofflinie). Darüber hinaus absorbieren und emittieren die meisten organischen Moleküle Licht aus dem Infrarot-Bereich (IR) des Spektrums, beispielsweise das Methan der Mars-Atmosphäre[15] wurde entdeckt mit einem IR boden-basierten Teleskop, NASAs 3-Meter Infrarot-Teleskop auf Mauna Kea, Hawaii. Die Forscher der NASA verwenden das Luft-IR-Teleskop SOFIA und das Spitzer-Weltraumteleskop für ihre Beobachtungen, die Forschung und wissenschaftliche Arbeiten.[16][17] Diese führten kürzlich zur Entdeckung des Methans in der Marsatmosphäre.

Mars Orbiter Mission Over Mars (15237158879)

Christopher Oze von der University of Canterbury in Neuseeland und seine Kollegen berichteten im Juni 2012, dass die Messung der Mengenverhältnisse an Wasserstoff und Methan in der Marsatmosphäre dazu beiträgt, herauszufinden, ob Leben auf dem Mars möglich ist.[18][19] Nach Aussage der Wissenschaftler bedeuten niedrige Wasserstoff-/Methan-Verhältnisse (<40 %), dass Leben möglich ist.[18] Darüber hinaus berichteten andere Wissenschaftler kürzlich von Methoden, um Wasserstoff und Methan in extraterrestrischer Atmosphäre zu detektieren.[20][21] Die Infrarot-Astronomie hat gezeigt, dass das interstellare Medium eine Menge komplexer Gasphasen-Kohlenwasserstoffverbindungen, wie beispielsweise Polyaromatische Kohlenwasserstoffe (PACs) enthält. Diese Moleküle, größtenteils aus kondensierten Aromaten aufgebaut, sind vermutlich die häufigsten Kohlenstoffverbindungen in der Galaxie. Sie sind auch die häufigsten Verbindungen in Meteoriten, Kometen, Asteroiden und kosmischem Staub. Diese Verbindungen, ebenso wie Aminosäuren und Nucleinbasen aus Meteoriten enthalten Deuterium und Isotope von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff, die auf der Erde selten zu finden sind, was auf deren extraterrestrischen Ursprung hindeutet. Man geht davon aus, dass PACs sich in der heißen Umgebung von Fixsternen (roten Riesen) bilden.

Infrarot-Astronomie wurde auch angewandt, um die Zusammensetzung von Feststoffen im interstellaren Medium zu untersuchen, wie beispielsweise Silikate, kerogen-ähnliche kohlenstoffreiche Feststoffe und Eis. Das liegt daran, dass im Gegensatz zu sichtbarem Licht, das gestreut oder absorbiert wird von Feststoffen, die IR-Strahlung die mikroskopisch kleinen interstellaren Partikel durchdringt, wobei aber die Absorption jeweils einer für die Zusammensetzung der Gesteinsbrocken spezifischen/charakteristischen Wellenlänge entspricht.[22] Wie bei der oben genannten Radiowellenastronomie gibt es Grenzen, z. B. ist Stickstoff mit beiden Methoden schwierig zu detektieren.

Solche IR-Beobachtungen haben gezeigt, dass in dichten Wolken, wo genügend Partikel sind, um die Moleküle gegen UV-Strahlung abzuschirmen, eine dünne Eisschicht die Partikel überzieht, so dass Tieftemperatur-Chemie stattfinden kann. Da Wasserstoff das häufigste Molekül im Universum ist, wird die Chemie dieses Eises bestimmt durch die Chemie des Wasserstoffs. Wenn der Wasserstoff atomar vorliegt, kann er mit Sauerstoff-, Kohlenstoff- und Stickstoffatomen reagieren und Spezies wie H2O, CH4, und NH3 produzieren. Liegt er jedoch molekular als H2 vor und ist daher nicht so reaktiv, dann können andere Atome miteinander reagieren, so dass beispielsweise CO, CO2, CN entstehen. Diese Eisklumpen aus Molekülmischungen sind der UV-Strahlung und der kosmischen Strahlung ausgesetzt, woraus sich eine komplexe strahlungsabhängige Chemie ergibt. In photochemischen Laborexperimenten mit simplem interstellarem Eis ließen sich Aminosäuren herstellen.[23] Die Ähnlichkeit zwischen interstellarem und kometischem Eis haben gezeigt, dass es einen Zusammenhang gibt zwischen interstellarer und Kometenchemie. Diese These wird gestützt durch die Resultate der Analysen von Kometen-Proben, die von der Stardust-Mission kamen, aber die Mineralien zeigten auch einen überraschenden Anteil an „Hochtemperaturchemie“ im solaren Nebel.

Forschung

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Übergang von atomarem zu molekularem Gas an der Grenzschicht des Orion-Nebels.[24]

Die Forschung macht Fortschritte auf dem Gebiet der sich bildenden interstellaren und circumstellaren Moleküle und deren Reaktionen, z. B. die Astrochemie, die die Synthesewege von interstellaren Partikeln aufzeichnet.[25] Diese Forschung hat einen weitreichenden Einfluss auf das Verständnis von der Bildung von Molekülen in molekularen Wolken, die sich in unserem Sonnensystem befinden, wozu die Chemie der Kometen, Asteroiden und Meteoriten und des Weltraumstaubs, der täglich auf die Erde fällt, gehört.

Die Größe des interstellaren und des Interplaneten-Raumes führt zu manchen ungewöhnlichen chemischen Resultaten, da die Reaktionen auf einer langen Zeitskala stattfinden. Deswegen sind Moleküle und Ionen, die auf der Erde instabil sind, häufig im Weltraum zu finden, wie beispielsweise protonierter Wasserstoff, das H3+-Ion. Astrochemie überlappt mit Astrophysik und Nuklearphysik, indem sie die Kernreaktionen charakterisiert, die in Sternen stattfinden, als Folge der stellaren Evolution. In der Tat erzeugen die Nuklearreaktionen der Sterne jedes natürlich auf der Erde vorkommende Element. Da das Weltall expandiert und die Sterngeneration fortschreitet, wächst die Masse der neu gebildeten Elemente. Ein Stern der ersten Generation hat seinen Ursprung im Element Wasserstoff und produziert das Helium. Wasserstoff ist das häufigste Element und ist die Grundsubstanz für alle anderen Elemente, da es nur ein Proton besitzt. Die Gravitationskraft bewirkt eine Massenanziehung in die Mitte des Fixsterns und erzeugt Hitze und Druck, was eine Kernfusion bewirkt, bei der andere, schwerere Elemente entstehen. Kohlenstoff, Sauerstoff und Silikon sind Beispiele für Elemente, die aus der Fusion von Sternen entstanden sind. Erst nach mehreren Generationen sind Elemente wie Eisen und Blei entstanden.

Im Oktober 2011 berichteten Wissenschaftler vom kosmischen Staub, der organische Verbindungen (amorphe organische Feststoffe mit gemischten aromatisch-aliphatischen Strukturen) enthält, der von Fixsternen erzeugt wurde.[26][27][28]

Am 29. August 2012 berichteten Astrochemiker der Universität Kopenhagen erstmals von der Entdeckung des Zuckermoleküls Glykolaldehyd in einem weit entfernten Sternsystem. Das Molekül wurde in der Nähe des Sterns „IRAS 16293-2422“, der ca. 400 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, gefunden.[29][30] Glykolaldehyd wird zum Aufbau von RNA (Ribonucleinsäure) gebraucht. Diese Entdeckung lässt vermuten, dass sich komplexe organische Moleküle in Sternsystemen vor der Entstehung der Planeten bilden.[31]

Im September 2012 berichteten NASA-Wissenschaftler, dass polyaromatische Kohlenwasserstoffe, die den Bedingungen des interstellaren Mediums unterworfen wurden, sich durch Hydrierung, Oxygenierung und Hydroxylierung zu komplexeren organischen Molekülen umwandeln lassen, ein Schritt in Richtung Aminosäuren und Nucleinsäuren, den Ausgangssubstanzen für Proteine und DNA.[32][33] Darüber hinaus, als Resultat dieser Umwandlungen, verändern die polyaromatischen Kohlenwasserstoffe ihre typischen spektroskopischen Eigenschaften, was das Fehlen ihrer Detektion im interstellaren Eis und im kosmischen Staub erklärt, besonders in den kalten Regionen."[32][33]

Im Februar 2014 kündigte die NASA den Aufbau einer Datenbank für Spektren an.[34] Den Wissenschaftlern zufolge ist 20 % des Kohlenstoffs im Weltraum in polyaromatischen Kohlenwasserstoffen enthalten, die die Grundlage für außerirdisches Leben bilden könnten. Polyaromatische Kohlenwasserstoffe entstanden kurz nach dem Urknall (Big Bang), sind im Weltall weit verbreitet und verknüpft mit der Bildung neuer Sterne.[35]

Am 11. August 2014 gaben Astronomen Studien heraus, die mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) aufgezeichnet wurden, die eine detaillierte Verteilung von HCN, HNC, H2CO und Kometenstaub des Kometen C/2012 F6 (Lemmon) und des Kometen C/2012 S1 (ISON) zeigten.[36][37]

Für die theoretischen Studien der chemischen Elemente und Moleküle im Weltraum entwickelte M.Yu. Dolomatov ein mathematisches Modell für die Verteilung der Molekülzusammensetzung in der interstellaren Umgebung, in dem er mathematische und physikalische Statistiken und Gleichgewichtsthermodynamik berücksichtigte.[38][39][40] Basierend auf diesem Modell schätze er die Ressourcen an lebenswichtigen Molekülen, Aminosäuren und Stickstoffbasen im interstellaren Medium. Die Möglichkeit der Bildung von Kohlenwasserstoffen ist gegeben. Die Berechnungen untermauern die Hypothesen von Sokolov und Hoyl. Die Resultate wurden bestätigt durch astrophysikalische Forschung und Beobachtungen im Weltraum.

Im Juli 2015 berichteten Wissenschaftler von der Raumsonde Philae (Sonde), die auf der Oberfläche des Kometen 67/P landete, und bei Messungen mit COSAC und Ptolemy sechzehn organische Verbindungen (von denen vier erstmals auf einem Kometen entdeckt wurden, einschließlich Acetamid, Aceton, Methylisocyanat und Propionaldehyd) messen konnte.[41][42][43]

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Wikiversity: Astrochemie (englisch) – Kursmaterialien

Einzelnachweise

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  1. ↑ Astrochemistry. In: www.cfa.harvard.edu/. 15. Juli 2013, archiviert vom Original am 20. November 2016; abgerufen am 20. November 2016.
  2. ↑ T. Burns, C. Burgess, K. D. Mielenz: Advances in Standards and Methodology in Spectrophotometry. Elsevier Science, Burlington 1987, ISBN 978-0-444-59905-6, Aspects of the development of colorimetric analysis and quantitative molecular spectroscopy in the ultraviolet-visible region, S. 1 (Google Books).
  3. ↑ A Timeline of Atomic Spectroscopy. Archiviert vom Original am 9. August 2014; abgerufen am 24. November 2012.
  4. ↑ Charles Wheatstone: On the prismatic decomposition of electrical light. In: Journal of the Franklin Institute. 22. Jahrgang, Nr. 1, 1836, S. 61–63 (sciencedirect.com).
  5. ↑ Bohr, N Rydberg's discovery of the spectral laws, S. 16.
  6. ↑ Swings, P. & Rosenfeld, L.: Considerations Regarding Interstellar Molecules. In: Astrophysical Journal. 86. Jahrgang, 1937, S. 483–486, doi:10.1086/143879, bibcode:1937ApJ....86..483..
  7. ↑ McKellar, A.: Evidence for the Molecular Origin of Some Hitherto Unidentified Interstellar Lines. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 52. Jahrgang, Nr. 307, 1940, S. 187, doi:10.1086/125159, bibcode:1940PASP...52..187M.
  8. ↑ S. Weinreb, A. H. Barrett, M. L. Meeks & J. C. Henry: Radio Observations of OH in the Interstellar Medium. In: Nature. 200. Jahrgang, 1963, S. 829–831, doi:10.1038/200829a0, bibcode:1963Natur.200..829W (nature.com).
  9. ↑ Lewis E. Snyder, David Buhl, B. Zuckerman, and Patrick Palmer: Microwave Detection of Interstellar Formaldehyde. In: Phys. Rev. Lett. 22. Jahrgang, 1969, S. 679, doi:10.1103/PhysRevLett.22.679, bibcode:1969PhRvL..22..679S.
  10. ↑ NASA Researchers Make First Discovery of Life's Building Block in Comet. Abgerufen am 8. Juni 2017.
  11. ↑ Brett A. McGuire, P. Brandon Carroll, Ryan A. Loomis, Ian A. Finneran, Philip R. Jewell, Anthony J. Remijan, Geoffrey A. Blake: Discovery of the interstellar chiral molecule propylene oxide (CH3CHCH2O). In: Science. 352. Jahrgang, Nr. 6292, 2016, S. 1449–1452, doi:10.1126/science.aae0328, arxiv:1606.07483, bibcode:2016Sci...352.1449M (sciencemag.org).
  12. ↑ CO survey aitoff.jpg. Harvard University, 18. Januar 2008, abgerufen am 18. April 2013.
  13. ↑ Interstellar glycine. In: Astrophys. J. 593. Jahrgang, Nr. 2, S. 848–867, doi:10.1086/375637, bibcode:2003ApJ...593..848K.
  14. ↑ A rigorous attempt to verify interstellar glycine. In: Astrophys. J. 619. Jahrgang, Nr. 2, S. 914–930, doi:10.1086/426677, arxiv:astro-ph/0410335, bibcode:2005ApJ...619..914S.
  15. ↑ Mumma: Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003. In: Science. 323. Jahrgang, Nr. 5917, S. 1041–5, doi:10.1126/science.1165243, PMID 19150811, bibcode:2009Sci...323.1041M.
  16. ↑ upGREAT – a new far-infrared spectrometer for SOFIA. In: DLR Portal. (britisches Englisch, Online [abgerufen am 21. November 2016]).
  17. ↑ Tony Greicius: Spitzer Space Telescope – Mission Overview. In: NASA. 26. März 2015 (Online [abgerufen am 21. November 2016]).
  18. ↑ a b Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces. In: PNAS. 109. Jahrgang, Nr. 25, S. 9750–9754, doi:10.1073/pnas.1205223109, PMID 22679287, bibcode:2012PNAS..109.9750O.
  19. ↑ Staff: Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study. Space.com, 25. Juni 2012, abgerufen am 27. Juni 2012.
  20. ↑ The signature of orbital motion from the dayside of the planet t Boötis b. In: Nature. 486. Jahrgang, Nr. 7404, S. 502–504, doi:10.1038/nature11161, PMID 22739313, arxiv:1206.6109, bibcode:2012Natur.486..502B (nature.com [abgerufen am 28. Juni 2012]).
  21. ↑ Adam Mann: New View of Exoplanets Will Aid Search for E.T. Wired, 27. Juni 2012, abgerufen am 28. Juni 2012 (englisch).
  22. ↑ Infrarotastronomie. Deutsches SOFIA Institut (DSI), abgerufen am 27. Juli 2022.
  23. ↑ Astrobiology: Photochemistry on ice. Macmillan Publishers Ltd., 28. März 2002, abgerufen am 18. April 2014.
  24. ↑ Turbulent border. Abgerufen am 15. August 2016.
  25. ↑ Trixler, F: Quantum tunnelling to the origin and evolution of life. In: Current Organic Chemistry. 17. Jahrgang, S. 1758–1770, doi:10.2174/13852728113179990083.
  26. ↑ Denise Chow: Discovery: Cosmic Dust Contains Matter from Stars. Space.com, 26. Oktober 2011, abgerufen am 26. Oktober 2011.
  27. ↑ ScienceDaily Staff: Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe. ScienceDaily, 26. Oktober 2011, abgerufen am 27. Oktober 2011.
  28. ↑ Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features. In: Nature. 479. Jahrgang, Nr. 7371, S. 80–83, doi:10.1038/nature10542, PMID 22031328, bibcode:2011Natur.479...80K.
  29. ↑ Ker Than: Sugar Found In Space. In: National Geographic. (nationalgeographic.com [abgerufen am 31. August 2012]).
  30. ↑ Staff: Sweet! Astronomers spot sugar molecule near star. AP News, 29. August 2012, abgerufen am 31. August 2012.
  31. ↑ Jørgensen, J. K. Favre, C., Bisschop, S.,Bourke, T.,Dishoeck, E.,Schmalzl, M.: Detection of the simplest sugar, glycolaldehyde, in a solar-type protostar with ALMA. In: The Astrophysical Journal Letters. 757. Jahrgang, S. L4, doi:10.1088/2041-8205/757/1/L4, arxiv:1208.5498 (eso.org [PDF]).
  32. ↑ a b Staff: NASA Cooks Up Organics to Mimic Life's Origins. Space.com, 20. September 2012, abgerufen am 22. September 2012.
  33. ↑ a b In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies. In: The Astrophysical Journal Letters. 756. Jahrgang, Nr. 1, S. L24, doi:10.1088/2041-8205/756/1/L24, bibcode:2012ApJ...756L..24G.
  34. ↑ NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database. The Astrophysics & Astrochemistry Laboratory, NASA-Ames, 29. Oktober 2013, abgerufen am 18. April 2014.
  35. ↑ Rachel Hoover: Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That. In: NASA. 21. Februar 2014, archiviert vom Original am 10. Mai 2020; abgerufen am 22. Februar 2014 (englisch).
  36. ↑ Elizabeth Zubritsky, Nancy Neal-Jones: RELEASE 14-038 – NASA’s 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work. In: NASA. 11. August 2014, abgerufen am 12. August 2014.
  37. ↑ Cordiner, M.A.: Mapping the Release of Volatiles in the Inner Comae of Comets C/2012 F6 (Lemmon) and C/2012 S1 (ISON) Using the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array. In: The Astrophysical Journal. 792. Jahrgang, S. L2, doi:10.1088/2041-8205/792/1/L2.
  38. ↑ Thermodynamic models of the distribution of life-related organic molecules in the interstellar medium. In: Astrophysics and Space Science. 351. Jahrgang, S. 213–218, doi:10.1007/s10509-014-1844-8, bibcode:2014Ap&SS.351..213D.
  39. ↑ About Organic Systems Origin According to Equilibrium Thermodynamic Models of Molecules Distribution in Interstellar Medium. Canadian Center of Science and Education, 20. Juli 2014, abgerufen am 4. August 2014.
  40. ↑ The Thermodynamic Models of Molecular Chemical Compound Distribution in the Giant Molecular Clouds Medium. Canadian Center of Science and Education, 25. September 2012, abgerufen am 11. Oktober 2012.
  41. ↑ Frank Jordans: Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs. In: The Washington Post. Associated Press, 30. Juli 2015, abgerufen am 30. Juli 2015.
  42. ↑ Science on the Surface of a Comet. European Space Agency, 30. Juli 2015, abgerufen am 30. Juli 2015.
  43. ↑ Philae's First Days on the Comet – Introduction to Special Issue. In: science. doi:10.1126/science.aac5116, PMID 26228139, bibcode:2015Sci...349..493B.
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