生命のリンは、星々の間で生まれる

リンは宇宙では乏しい元素だ。太陽の大気には、水素原子1000万個に対してリン原子が約3個しかない。これは硫黄原子のおよそ100分の1である。それでも生命はリンなしではやっていけない。リン酸は、遺伝情報の担い手であるDNAやRNA、そしてATPやリン脂質に欠かせない。

生命の最初の化学反応にリンがどのようにして利用できるようになったのかは、まだ未解決の問題だ。著者らが挙げる手がかりの一つがある。小惑星リュウグウから持ち帰られた試料の中から、他の隕石の粒子とは違ってリンを異常に多く含む粒子が見つかったのだ。これは、宇宙の岩石が若い地球にリンを届けた可能性を示唆している。

短い分子のリスト

電波天文学者は、星間空間で硫黄を含む分子を40種類以上特定している。リンと炭素を結合させた分子となると、リストは3種類で終わる。CP、CCP、HCPで、いずれも炭素に富む年老いた恒星の外層で見つかったものだ。これに暫定的な検出が一つ加わる。化学者たちは、より複雑な候補を数多く提案してきたが、それらがどのように生成され破壊されるのかはよくわかっていない。

希薄なガス雲の中では、リンは主に正イオンP⁺として存在する。とくに有望に見える反応が一つあった。P⁺がありふれた炭素分子であるアセチレン(C₂H₂)と出会う反応だ。その唯一の測定は1989〜1990年に室温で行われたもので、宇宙化学のデータベースは、どの温度でも同じ反応速度を単純に仮定している。一方、2012年の計算は、その10倍低い速度を予測していた。何かがつじつまが合わなかった。

SOLEILでイオンがアセチレンと出会う

イタリアのトレント大学のマッテオ・ミキエラン(Matteo Michielan)とダニエラ・アシェンツィ(Daniela Ascenzi)、マドリードのスペイン高等科学研究院(CSIC)のアレクサンドル・ザンシェ(Alexandre Zanchet)、そしてフランス、スペイン、チェコの共同研究者たちは、実験室に立ち返った。パリ近郊のSOLEILシンクロトロンで、彼らは三塩化リンの分子を紫外線で壊してリンイオンを作り出した。その際、エネルギーを慎重に選び、最もエネルギーの低い状態にあるイオンだけが生成されるようにした。この選択が正しいことは、別の試験反応で確認した。

次に、ごく低い圧力のアセチレンの入ったセルにイオンを通し、各イオンが多くとも1回しか衝突しないようにした。そして0.1から10電子ボルトの衝突エネルギーで、生成物を質量分析計で数えた。量子化学計算と、2つの相手が引き合う仕組みについての改良されたモデルが、全体像を補った。

一つの生成物が支配的

低エネルギーでは:

反応の**99%が、イオンHCCP⁺**と水素原子1個を生成する。
**1%**が、**CCP⁺**と水素分子1個を生成する。これは2012年の計算の予測より10倍多い。

CCP⁺の経路は、通常の磁気的な「スピン」状態にあるイオンにとっては、本来開いていないはずだ。それが存在するということは、衝突するペアが出会いの間にスピンを反転できることを示している。これは項間交差と呼ばれる過程だ。著者らはこれを、スピンの反転が起こるのに十分なほど長くとどまる、弱く結合した複合体によって説明している。エネルギーが低いほど、その傾向は強い。

1989〜1990年に報告された3つめの生成物、つまり2つが合体した分子は、一度も現れなかった。チームはそれを古い手法の圧力の高さによるものとしており、宇宙では生じないと考えている。

低温ほど速い

測定結果を10〜5000ケルビンの反応速度に換算すると、室温では毎秒1.1 × 10⁻⁹ cm³となり、古い値に近い。しかし速度は温度が下がるほど上がり、10ケルビンでは1.3 × 10⁻⁹に達する。これまで使われてきた一定値とは異なるのだ。その理由は、アセチレンの細長い電荷分布が、標準的なモデルの想定よりも強くイオンを引き寄せることにある。彼らは、宇宙化学のデータベースにそのまま組み込める形で式を提供している。

年老いた炭素星の周りで

チームはこの反応を、進化した炭素に富む恒星IRC +10216の化学モデルに加えた。この星は、いくつかのリン分子が検出されている外層に包まれている。リンイオンは主に外側の層に、アセチレンは内側の層に存在するが、両者は恒星から約3 × 10¹⁶センチメートルのところで重なり合う。そこでは、この反応がリンを含むイオンへの主要な入口となり、HCCP⁺の主な供給源となる。星間雲の中では、HCCP⁺が電子を捕獲することで、CPとCCPが生じうる。すでに観測されている3種類の分子のうちの2つである。

モデルは、HCCP⁺とCCP⁺が同程度の量で存在すると予測している。それを確かめるには、望遠鏡でそれらを見つける必要がある。そしてその前に、それらの電波の特徴を実験室で測定しなければならない。著者らの知る限り、その測定はまだ一度も行われていない。