來自彗星的化學

將星際物質與地球上生命聯繫起來的天空使者。

雖然彗星可能看起來非常明亮，彗核其實是太陽系中最暗的物體，它們的反照率只有4%左右。彗星尾部的微米級塵粒是從慧核噴出，而這些塵粒對太陽光的散射則決定彗星的視亮度。儘管慧核很小，直徑只有幾公里，但它們可見的慧尾卻足以跨越夜空。正如2007年時，我們在智利帕拉納爾山（Mount Paranal）後面所看見的麥克諾特（McNaught）彗星。

儘管彗星體積很小，它們還是受到了廣泛的研究關注。自古以來，他們就被認為是特殊的—經常被視為預告厄運的使者。而現今我們知道彗星實際上攜帶了大量關於太陽系早期歷史的資訊。

據我們目前所知，彗星形成於一個遠離年輕太陽、「原太陽盤」中溫度較低的地方。然後它們被巨大的外行星散射到柯伊伯帶（Kuiper belt）—位於冥王星軌道之外但仍在黃道面上的物體環，或各向同性歐特雲（Oort cloud）中—距太陽約20,000 AU的一群物體。除非有碰撞或其他重力干擾將它們散射到內太陽系，否則它們會一直存留在那裡。

「彗星庫」所在處的溫度低於30K，因此彗星含有保存完好的太陽系形成初期的物質。當它們進入內太陽系而變暖時，會透過昇華而脫去其冰冷的表層，這會使彗星不斷地暴露出新的物質，直到彗星破裂或失去所有揮發性物質並進入休眠狀態。這些新暴露的物質源自於太陽系形成初期，他們可以提供「核合成」、複雜有機分子形成以及其他發生過的化學反應之證據。

彗星探索

對於彗尾和彗髮（彗核周圍的大氣）的遙測始於1910年哈雷（Halley）彗星出現時（見圖1）。不過第一次的實地探勘則是發生在1986年1P/哈雷彗星的返回期間，當時歐洲太空總署 (European Space Agency, ESA，以下稱歐空署) 發射喬托號（Giotto）太空船來接近哈雷彗星。太空船的觀測告訴我們，彗星並不僅僅是髒雪球，如弗雷德·惠普爾（Fred Whipple）（ref.1）1950年所假設的那樣。它們其實包含了大量原子量為100或更大的分子。

圖1. 哈雷彗星在1910年的遍歷過程中首次被拍攝到。（由耶克斯天文台提供/公有領域。）

兩顆大彗星—海爾博普（Hale-Bopp）和百武二號（Hyakutake）分別於1995年和1996年出現—使得彗星研究向前邁出了重要一步。自1986年哈雷彗星回歸之後，地球上的望遠鏡變得更加強大，除了能夠覆蓋更廣泛的頻率範圍，也能從明亮彗星的慧髮中探測到許多新的化學物質。這些望遠鏡現在可以觀察到更多的彗星群—它們的數量多到我們可以對來自不同家族的彗星進行比較，例如長週期歐特雲彗星（Oort-cloud comets, 以下簡稱OCs）和短週期木星家族彗星（Jupiter-family comets, 以下簡稱JFCs）。（ref.2）

然而，諸如氮分子（雙原子）之類的物質仍然難以捉摸，因為它們缺乏或只有微弱的光學躍遷線。即使是用最強大的望遠鏡，我們所觀察到的也主要是有強烈脫氣的彗星—即相對靠近太陽運行的活躍彗星。因此，我們獲得的觀測數據強烈偏向於活躍的OCs（相對於JFCs）及近日點距離較小的彗星。

實地觀測主要來自飛掠任務，目標是與太陽有預定距離的一兩顆彗星；例如，喬托號在1986年與哈雷彗星相遇，而在1992年26P/格里格-斯凱勒魯普（Grigg–Skjellerup）彗星相遇。任務通常僅限於飛掠的原因在於，太空船必須達到很高的速度才能跟上彗星。只有歐空署的羅塞塔號（Rosetta）探測器（ref.3）得以在67P/楚留莫夫-格拉希門克（Churyumov-Gerasimenko）彗星繞行太陽時作長時間的伴隨觀測（見圖2）。它在2004年發射，經過飛掠地球三次和火星一次後，於2014年到達67P/楚留莫夫-格拉希門克彗星。羅塞塔號在距該彗星幾公里的範圍內停留了兩年多，最終在2016年9月墜毀於其表面。

圖2. 羅塞塔號探測器在2014年與67P/楚留莫夫-格拉希門克彗星相遇在距太陽3.8AU處。接下來它跟著該彗星兩年多，包括在距太陽1.29 AU處通過該彗星的近日點。（改編自歐空署的示意圖。）

羅塞塔號攜帶了11台儀器和菲萊號（Philae）登陸器。這是第一個監測彗星演變的探測器。它所攜帶的數種儀器分析了耐火物質——灰塵的大小、質量、速度和成分。其餘的儀器則有可測量波長涵蓋紫外線到微波的光譜儀，當然也有一些照相機。 菲萊號本身還有九台儀器，包括兩台質譜儀和一台鑽頭。

由於彗星體積小、密度低，它施加的重力約是地球重力的十萬分之一，因此必須利用魚叉將登陸器固定在彗星表面。但魚叉發生故障，因此菲萊號無法固定，前後降落不是一次，而是四次。它最終傾斜地落在一個岩架附近。因此，菲萊號的收穫雖然不多，卻非常重要，因為它們提供了一些基礎事實。關於這個任務的摘要及其主要科學成果可參考文獻（ref.4）。

為什麼要研究彗星？

彗星物質起源於46億年前太陽系形成之時。它包含太陽系所有形成階段的示踪劑，從星際介質到行星，也許還有生命的起源。

圖3顯示了太陽系中物質發展階段的簡圖。密度小於10³cm^-3的稀薄星際介質，是由超新星和紅巨星等早已死去的恆星釋放的氣體和塵埃組成。這些物體負責合成比氦重的原子，並產生由矽酸鹽、石墨、氧化鋁和其他礦物組成的亞微米耐火微粒。每個「恆星源」都會產生特定的同位素特徵。

（星際介質->暗星雲->恆星形成區域->原行星盤->太陽系->生命演化）

圖3. 恆星系統的發展從星際介質開始。一旦物質開始發生化學反應，它就會通過重力聚集並形成暗星雲，最終變得足夠密集，可以形成被「原行星盤」內物質包圍的恆星。這些物質聚集在一起形成了可能發展出生命的行星。所有關於這些階段的資訊都可以從彗星物質中收集到。左起圖是船帆座超新星殘骸（Vela supernova remnant）（由歐洲南方天文台ESO/José Joaquín Pérez提供）；暗星雲B68（由ESO提供）；RCW 34恆星形成區星雲（由ESO提供）；HL 金牛座（Tauri）周圍的「原行星盤」（由阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列ALMA/ESO/日本國立天文台NAOJ/美國國家電波天文台NRAO提供）；太陽系（圖片來自Withan Tor/Shutterstock.com）；和可能產生生命的化合物（由歐空署提供）。

在星際介質中最終會發生化學反應，儘管由於密度和溫度低而緩慢。開始形成簡單的氣相分子，例如雙原子氫、氰化物和氫氧化物。暗分子雲——塵粒和氣體的緻密團塊——由重力形成。它們的直徑可以大到達600光年，質量可達1​​億個太陽。在10³cm^-3和10^-20K處的星雲比周圍的星際介質更密集、更溫暖。

雖然星際介質的化學反應受氣相中的離子中性反應主導，但由於塵埃吸收輻射，暗星雲中的離子化程度很低。微小的塵粒可以作為化學反應的催化劑：讓原子或自由基凝聚在顆粒上，然後結合在一起。例如，一氧化碳凝結並隨著時間的推移在有氫氣加入的情況下轉化為甲醇。因此，塵粒積累了由不同分子組成的冰層。凝結和隨後的昇華和再凝結可能取決於質量，並由周圍輻射場的變化驅動，導致同位素的分餾。

一旦重力使得部分暗星雲坍塌成圓盤，密度會隨著物質流向圓盤中心而增加。最終當密度變得足夠高，就會觸發恆星的形成。這些區域的溫度顯示出強烈的梯度。在恆星點燃之前，在「平面上」距離「原恆星盤」中心幾個天文單位的地方其溫度約為 10-20 K，最密集部分的溫度則約為100 K。靠近中心的分子發生化學轉化，可以從塵粒的冰層中昇華，然後流出到較冷的區域並重新凝結，從而產生更複雜的物質。

即使在「原恆星」形成並點燃之後，它也會被塵埃所遮蔽，因此「原行星盤」的「中平面」上距離其中心幾個天文單位內的區域仍然是黑暗、寒冷的。然而，源自恆星的雙極射流垂直於平面，沿著 z軸延伸，並使離子、熱物質與寒冷中平面的物質混合。該過程可能會導致額外的化學反應，不過這些反應會強到什麼程度仍存有爭議。

然後物質聚集成形成「微行星」。根據「微行星」的大小及其與恆星的距離，任何關於物質起源的訊息有可能已經部分或大部分丟失了。在重新凝集之前，這些物質已經歷經了昇華、游離和與其他物質的化學相互作用。大型「微行星」受到放射性物質的大量加熱—主要來自鋁26的衰變—這導致它們內部的液態水可能改變它們的礦物質。液相也會導致分化，特別是在行星、大型「小行星」和衛星中，密度較大的物質會下沉到中心。小型「小行星」通常是較大天體的碎片，並顯示出與液態水發生高溫過程的跡象。因此，在行星、衛星甚至「小行星」中幾乎不可能檢測到當初生出太陽系那些原始物質的性質。

然而，早期太陽系的證據卻得以保存在彗星中，因為這些天體在太陽星雲中幾乎沒有經歷化學反應。彗星在外「原行星盤」形成，距離中心可能30-50 AU，彗星的大小仍然很小—直徑只有幾公里—不會受到太強的放射性加熱。儘管已經檢測到一些高溫礦物，在彗星物質中並沒有發現水性變化，這證明了與「原行星盤」的一些混合。彗星的多孔結構也具有非常低的「熱慣性」，這使得它們的內部保持在低溫。

來自過去的爆炸

一旦彗星進入內太陽系，每次在繞太陽運行時，它受損的表層會脫落，露出新的、未改變的物質。該物質源自「星前」階段，可以被遠程或就地採樣。彗星還能將物質從太陽系寒冷的外緣運送到包括地球在內的太陽系內部。從月球上的隕石坑數量來看，可看出在較大的天體形成之後，確實會有大量的小天體撞擊行星和衛星，因此可能透過提供水和有機物來改變或補充地球的物質。

彗星物質中的稀有氣體很少發生化學相互作用，這使得這些氣體對於了解構成我們太陽系的物質如何演化非常重要。它們的同位素特徵反映了「核合成」形成元素的最早階段，並指向某些恆星起源。揮發性分子的含量，例如一氧化碳、甲烷、氬氣和雙原子硫，提供了物質在其整個演化過程中所經歷的溫度記錄。

「類同位素」分子—具有相同化學式但至少有一種同位素不同的分子，例如C¹⁶O、¹³CO和C¹⁸O——具有不同的昇華和凝結速率，這類性質可導致同位素分餾。各個「類同位素」分子的化學反應速率和溫度依賴性通常也略有不同，這也可導致分餾。研究不同分子的「類同位素」分子提供了有關分子形成溫度的線索，還能讓我們知道可能發生過的低溫化學反應。檢測這些如氣相、氣粒表面和離子化學等過程的證據可提供有關化合物形成階段的資訊。

彗星水中的「氘氫比」（HDO/H₂O和D₂O/HDO）對外部因素很敏感，包括產生水當時的溫度和化學類型。比較地球上和彗星上的水的「氘氫比」可以讓我們知道彗星向地球輸送多少水。

將彗星中有機分子的複雜程度與星際介質、暗星雲和恆星形成區域的有機分子復雜程度進行比較，可以看出有多少化學物質是從這些寒冷的「星前」環境繼承而來的，而不是來自「原行星盤」。在彗星中發現的「生命前導」（prebiotic）分子和其他對生命至關重要的物質，可能會提供關於生命如何在地球上開始的線索。

彗星寫照

67P彗星是一顆JFC，週期為6.45年，遠日點距離為5.68 AU，近日點距離為1.24 AU。它的質量約為10¹³kg，密度為533 kg·m^-3。這顆彗星呈雙葉形狀—其中最長的尺寸為4.3公里—這表明它曾經是兩個彗星輕輕碰撞而成。當羅塞塔號在2014年到達時，67P的週期為12.4小時，它的自轉軸相對於黃道傾斜。在接下來的兩年裡，這顆彗星的週期減少到12.0小時，這是由於其昇華氣體的非重力作用。

羅塞塔號的CONSERT和無線電科學儀器探測了67P核的內部。那些數據指出冰和塵埃的均勻混合物，其表面的密度較其內部略高。目前尚不清楚冰和塵埃是否緊密混合，或者是冰填充了塵粒之間的空隙。即使是在距離日心很遠處，被陽光照射的部分、溫度約為200K的地方，彗星表面的水仍然稀少。但是星體的高孔隙率(大約75%)，會導致巨大的「熱梯度」。僅在地表以下幾毫米到幾厘米處的溫度可以達到120–160K，在這裡會發生冰昇華。

在經過67P的近日點的期間， 羅塞塔號目睹了許多猛烈的、短暫的—不到半小時的—彗星物質爆發（見圖 4）。這些爆發的機制尚不完全清楚。在其軌道運行過程中，彗星因氣體阻力帶走的塵埃和冰的昇華而損失了0.1%的質量。測量到的損失質量中有一半來自揮發物，這意味著彗星損失了等量的塵埃。但是被噴出的塵埃可能不會丟失；它可以落回到慧核上。在被塵埃覆蓋的彗星北半球的許多影像中我們都可以觀察到下述過程: 在近日點期間從南半球噴出的塵埃返回表面。因此，很難說彗星到底是髒雪球、冰塵球，還是冰和數量大致相等的難熔塵粒的混合物。

圖4.2015年7月29日，羅塞塔號的OSIRIS窄角相機捕捉到67P彗星的短暫爆發。左圖中沒有看到噴流的跡象，拍攝於格林威治標準時間（GMT）13:06。在GMT 13:24拍攝的中間圖像中噴流很強烈。在GMT 13:42拍攝的右圖中僅能隱約看到噴流的殘留痕跡。（由歐空署和OSIRIS團隊提供。）

在彗星中觀察到的塵粒大小從微米到「分米」不等。（ref.5）它們是由小至100奈米的亞基組成的「黏聚體」。在受到撞擊後，這個「黏聚體」經常碎裂，這顯示它們的低「抗拉強度」。它們由大約等量的礦物質和有機耐火大分子組成。這些觀察結果指向彗星形成時是塵埃和冰的柔軟「黏聚體」。

羅塞塔號的ROSINA儀器執行的察現場質譜分析對彗星冰冷部分的化學成分份進行了迄今為止最靈敏的分析。特別是雙聚焦質譜儀，這是一種採用Nier-Johnson配置的典型磁譜儀，它的高「質量解析度」（在質荷比為28時為9000）和靈敏度，使我們在彗星的彗髮中檢測到許多以前從未見過的分子和「類同位素」分子。（ref.6）可以鑑定出超過66種母分子，包括一些次要的「類同位素」分子。數據分析仍在進行中，預計該任務會產生更多結果。

化學成分

羅塞塔號帶來的最大驚喜之一是檢測到大量的氧分子，其這些氧分子具有高度揮發性和極強的化學活性，在「太陽星雲」和「原行星盤」等以氫為主的環境中不應以氣體形式存在。引人注目的是，在67P中，氧分子昇華遵循與水分子昇華相同的模式，同樣發生在140 K左右。其他高揮發性化學物質跟二氧化碳的昇華溫度則低得多，約為60 K。從彗星中極大的成分不均勻性可以看出它們昇華溫度的明顯不同，其中二氧化碳/水分子比率變化了20倍，但氧分子/水分子比率則保持不變。

有幾種機制，例如「水冰」的「輻解」（radiolysis）被用來解釋氧分子的形成以及高揮發性氧分子與水分子的恆定比率。但水分子和氧分子內的氧16/氧18比率不一致（ref.7），因此氧分子只可能是太陽一開始形成就存在，不是在氣相中或就是在顆粒表面上。然後氧分子被摻入塵粒的「水冰」基質中，並且從未昇華，最後停留在67P的慧髮。

羅塞塔號還檢測到了第一個中性氮分子，這是另一種由於缺乏偶極矩而難以遠程檢測的分子。但是這次所發現的氮分子數量還是不能解釋在喬托號任務期間已經注意到的氮缺失。彗星上的氮含量似乎比基於「宇宙豐度」所預期的要少。然而，對氮分子以及一氧化碳分子、甲烷和氬的檢測表明，彗星在其環境中積累了結凍的、高度揮發性的物質。這意味著彗星形成期間的溫度大約在25 K。

分子形成

不同質量數的同位素具有不同的特徵，具體取決於其「核合成」時的恆星環境—例如，低質量恆星、超新星或中子星融合。然而，這些特徵可能會改變甚至消失，因為昇華、凝結和其他化學反應通常具有很小但不可忽略的同位素依賴性，尤其是它們在太空中遇到的低溫下。儘管如此，比較不同化學物質的同位素比率可以提供有關物質形成的物理和化學條件的線索。

惰性氣體很少發生化學反應。因此，它們保留了「核合成」中保存最完好的同位素分佈。一個很好的例子是氙，它有九種穩定同位素。來自ROSINA儀器的最重要結果之一是同位素分佈（ref.8）67P中的氙。與太陽的分佈相比，它在重同位素氙134和氙136中被耗盡（見圖5）。相對較多的氙129可以被解釋為碘129的衰變產物，​​其壽命為1.57x10⁷年。當67P和其他彗星形成時，太陽星雲可能混合得不夠均勻，才會造成這樣的結果；如果混合得夠均勻，彗星上氙的同位素組成應該與太陽上的相同。

圖5.在67P彗星中發現的元素和化合物的同位素比率與太陽上的值不同。「氘氫比」是以相對於地球值呈現的。（由羅塞塔號的ROSINA團隊提供。）

地球上的氙同位素比率突顯了關於該元素來源的長期難題。地球有兩個氙氣儲層：地球的內部和地球的大氣層。地球內部的物質是球狀硬石結構，這意味著它的組成與石質且非金屬的「球狀隕石」（chondrite）一致—隕石未經熔化或分化而改變。然而，大氣儲層既不是來自「球狀隕石」或太陽。隨著時間的推移，地球的氙一直從大氣逸失到太空，主要是輕同位素。但即使在校正了這種分離過程造成的影響之後，我們仍然無法解釋為什麼大氣中的重氙同位素幾乎耗盡了。

將(22 ± 5)%彗星上的氙與「球狀隕石」的氙混合能得到與地球大氣的氙相同的同位素比率。要實現這一組成將需要大約100,000次的彗星撞擊。由於撞擊次數如此之多，並考慮到彗星中氙對水的比例，研究人員得出結論，現今地表的水只有不到1%是由彗星帶來的。然而，67P中相對於氙的有機物數量表明，彗星帶入地球的有機物數量超過了現今的生物量。如此大量的有機物在當時可能有助於激發地球上的生命。

支持地球大部分水並非來自彗星的觀點的其他證據還有「氘氫比」，這主要是化學分餾的產物。在星際介質和太陽上「氘氫比」值為1.5×10^-5，而在地球上的水這個比值大約是10倍 。儘管如此，研究人員已經從喬托號探測哈雷彗星的任務中發現，該彗星上的「氘氫比」較地球上的高，而67P上的值為5.3×10^-4，甚至高於哈雷彗星和其他歐特雲彗星上的3×10^-4。迄今為止所有測量過的彗星的平均值為3.6×10^-4，因此大部分的陸地水極不可能像曾經假設的那樣來自彗星。

在67P中的雙氘水（D₂O）比原先統計上預期的還要豐富。雙氘化的氘化水比率與在星際介質中測量的差不多。（ref.9）但氘化的水比例幾乎是熱平衡時預期的70倍。這意味著彗星的水是高度非平衡化學反應的結果，這種化學反應只能發生在極冷的星際介質中。因此，彗星上的冰是從「星前」階段的固體冰繼承下來的，且從未釋放到氣相。「氣相氫」本身具有低「氘氫比」，如果彗星上的冰曾經處於氣相，其「氘氫比」會透過與「氣相氫」的同位素交換反應而立即降低。

如圖5所示，67P中許多元素的同位素比值與太陽上的相差至少一個標準差。矽較重的同位素代表性不足，這再次暗示太陽星雲沒有混合得很好。我們在所有可以測量的分子中發現，硫的重同位素同樣的被耗盡。

彗星上的氧同位素比率各不相同。雖然一氧化碳、二氧化碳和甲醇顯示出類似於太陽上的值，但甲醛中富含氧18。甲醇的形成可以通過顆粒表面反應來解釋，其中一氧化碳從氣相中凍結到顆粒上，然後被氫化。結凍使得一氧化碳分子中的氧18增多，而留下了氣相、耗盡氧18的一氧化碳分子。但甲醛富含重氧，且具有與甲醇和一氧化碳相比較高的碳13/碳12比例，這意味著它不可能源於一氧化碳氫化過程的中間步驟。「氣相化學」起源也不適用，因為甲醛會在重同位素中耗盡。因此這個謎團仍懸而未解。

與太陽上的含量相比，67P上的水有稍微富集的重氧（氧17和氧18），且在氧分子中，其重同位素比水更為富集。由於一氧化碳的紫外光解離效應，「自屏蔽」模型（ref.10）預測原始的水中富集氧18，而預期在太陽風中會將氧18耗盡。因此，這些數據偏向於彗星中氧分子的星際起源，而與「水冰」的「輻解」不一致，這是在其他天體上，例如木星的衛星歐羅巴（Europa），普遍接受的氧分子來源解釋。

從恆星到地球上的生命

儘管喬托號上的質譜儀是為檢測水和簡單分子而設計，它具有有限的「質量範圍」 (1-56 Da) 和解析度(m/δm ≈ 40)，但Picca儀器（ref.11）—一種能量分析儀— 檢測到的質量可高達100 Da。分子的熱速度遠低於68公里/秒的飛掠速度，因此可以透過物質能量受質量的影響來分離。雖然解析度不足以識別分子，但可明顯地看出哈雷彗星中存在復雜的有機分子。

羅塞塔號與67P的近距離接觸使其能夠探測到許多新物質，如圖6中的彗星「動物園」所示。其中有幾種分子可以參與「生命前導」的分子化學。對多達7個碳的長碳鏈（長頸鹿）、芳香烴（大象）、含氧烴（外來鳥和猴子）以及多種含硫分子（臭鼬和青蛙）的檢測改變了對彗星只含有簡單的分子（如一氧化碳、二氧化碳、氨和水）的觀點。

圖6. 彗星「動物園」充滿了由羅塞塔號上的ROSINA儀器檢測到的氣體。對67P彗星上複雜分子的鑑定，消除了彗星只包含簡單物質的迷思，並質疑某些生物特徵是否可以作為生命存在的證據。有關「動物園」的更多詳細資訊，請參閱 https://blogs.esa.int/rosetta/2016/09/29/the-cometary-zoo/。（改編自歐空署的插圖。）由左至右，上至下分別為：長碳鏈（長頸鹿）、芳香環化合物（大象）、動物園之王（獅子）、糞肥氣味分子（斑馬）、有毒分子（蛇）、醇類（猴子）、揮發物（飛蛾）、臭味分子（臭鼬）、臭和五顏六色的（飛鏢蛙）、有硬殼的寶物（珍珠）、鹹味的野獸（熱帶魚）、美麗而孤獨（孔雀）、外來分子（外來鳥）、偽裝的分子（變色龍）。

羅塞塔號的亮點之一是獅子—甘氨酸（glycine），這是最簡單的氨基酸。這種複雜性可能主要源於太陽系的「前太陽」階段，特別是來自暗星雲和恆星形成區域。彗星上和在星際介質中的母體分子中，有許多種類的分子都顯示出驚人的相似性。（ref.7）

最近，微量的銨鹽(形式 為NH₄⁺R^-，俗稱河口鱷）已在ROSINA數據中檢測到。（ref.12）這些鹽類是在氨與酸，如氰化氫、鹽酸和甲酸之間的反應中形成的。它們的昇華溫度高於其各個部分分子，在昇華時，它們大多再次解離成氨和酸。銨鹽的存在為氮的稀缺提供了一個可能的解釋，因為它們將氮鎖定在難以檢測的耐熱狀態。

銨鹽也具有天體生物學相關性：它們參與氰化銨形成胺基酸和「核鹼基腺嘌呤」的過程。這些鹽類形成氰胺，然後與乙醇醛反應形成天然核苷酸。在67P的慧髮中發現了兩種「生命前導」分子—氰胺和乙醇醛。

另一個重要結果是一氧化磷的檢測。早期地球有大量的磷，但大多數可能被束縛在礦物質內，因此不能用於生物過程。但眾所皆知，生命需要磷來生產DNA和能量載體 ATP（三磷酸腺苷）。最近，研究人員的一項國際合作勾勒出了可溶性磷的宇宙旅程，在一顆大型超新星中透過「核合成」形成磷，接著是恆星形成區域的一氧化磷，再到彗星上被彗星冰包圍的一氧化磷，以及—可能—再到地球，生命開始的必要組成部分。¹³

彗星中的物質並非只出現在太陽系或地球。彗星上發生的過程可以發生在任何地方。我們已發現數千顆行星圍繞著各種各樣的恆星運行，而這些發現引發了人們對在宇宙其他地方尋找生命的濃厚興趣。羅塞塔號任務的結果使接下來的搜索變得更加困難：可以作為生物特徵的分子，例如氧氣和甲烷或胺基酸，現在已知存在於彗星冰的非生物世界中。因此，此類生物特徵已不再足以證明行星上存在生命，因為它們的起源可能只是非生物性的。儘管如此，了解複雜的「生命前導」分子的存在以及它們如何被運送到行星上將有助於我們專注在尋找生命。

參考文獻

1. F. L. Whipple, Astrophys. J. 111, 375 (1950).
2. N. Dello Russo et al., Icarus 278, 301 (2016).
3. K.-H. Glassmeier et al., Space Sci. Rev. 128, 649 (2007).
4. M. G. G. T. Taylor et al., Philos. Trans. R. Soc. A 375, 20160262 (2017). 5. H. Kimura et al., Planet. Space Sci. 181, 104825 (2020).
6. K. Altwegg, H. Balsiger, S. A. Fuselier, Annu. Rev. Astron. Astro-

phys. 57, 113 (2019).
7. K. Altwegg et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. 498, 5855 (2020). 8. B. Marty et al., Science 356, 1069 (2017).
9. K. Altwegg et al., Philos. Trans. R. Soc. A 375, 20160253 (2017).

10. J. R. Lyons, E. D. Young, Nature 435, 317 (2005).
11. A. Korth et al., Nature 321, 335 (1986).
12. K. Altwegg et al., Nat. Astron. 4, 533 (2020).
13. V. M. Rivilla et al., Mon. Not. R. Astron. Soc. 492, 1180 (2020).

作者：

凱瑟琳·阿爾特韋格（Kathrin Altwegg）是位太空研究和行星學名譽教授，也是瑞士伯恩（Bern）大學太空與可居住性中心（Center for Space and Habitability, CSH）的榮譽教授和前主任。

本文感謝Physics Today (American Institute of Physics) 同意物理雙月刊進行中文翻譯並授權刊登。原文刊登並收錄於Physics Today, November 2021 雜誌內 (Physics Today 75, 1, 34 (2022); https://doi.org/10.1063/PT.3.4920)。原文作者：Kathrin Altwegg。中文編譯：劉雨恩，國立台灣大學物理系學生。


Physics Bimonthly (The Physics Society of Taiwan) appreciates that Physics Today (American Institute of Physics) authorizes Physics Bimonthly to translate and reprint in Mandarin. The article is contributed by Kathrin Altwegg, and is published on (Physics Today 75, 1, 34 (2022); https://doi.org/10.1063/PT.3.4920). The article in Mandarin is translated and edited by Y. Ｅ, Liu, studying at the Department of Physics, National Taiwan University.