Le molecole elencate di seguito sono state rilevate mediante spettroscopia. Le loro caratteristiche spettrali sono generate da transizioni di elettroni tra diversi livelli di energia, o da spettri rotazionali o vibrazionali. Il rilevamento di solito si verifica mediante analisi delle onde radio, microonde o suddivisioni a infrarossi dello spettro.

Le molecole interstellari sono formate da reazioni chimiche all'interno di nubi interstellari o circumstellari sparse di polvere e gas. Solitamente questo si verifica quando una molecola diventa ionizzata, talvolta a seguito di un'interazione con un raggio cosmico. Questa molecola carica positivamente attira quindi un reagente vicino mediante attrazione elettrostatica degli elettroni della molecola neutra. Le molecole possono anche essere generate da reazioni tra atomi neutri e molecole, sebbene questo processo sia generalmente più lento. La polvere svolge un ruolo fondamentale di schermatura delle molecole dall'effetto ionizzante delle radiazioni ultraviolette emesse dalle stelle.

Storia La chimica della vita potrebbe essere iniziata poco dopo il Big Bang, 13,8 miliardi di anni fa, durante un'epoca abitabile in cui l'Universo aveva solo 10-17 milioni di anni.

La prima molecola contenente carbonio rilevata nel mezzo interstellare è stata il radicale metilidinico (CH•) nel 1937. Dai primi anni '70 stava diventando evidente che la polvere interstellare consisteva in un grande insieme di molecole organiche più complesse, probabilmente polimeri. L'astronomo Chandra Wickramasinghe propose l'esistenza di una composizione polimerica basata sulla molecola formaldeide (H2CO). Fred Hoyle e Chandra Wickramasinghe proposero in seguito l'identificazione di composti aromatici biciclici da un'analisi dell'assorbimento dell'estinzione ultravioletta a 2175 Å, dimostrando così l'esistenza di molecole di idrocarburi policiclici aromatici nello spazio.

Nel 2004, gli scienziati riportarono la rilevazione delle firme spettrali di antracene e pirene nella luce ultravioletta emessa dalla nebulosa Rettangolo Rosso (nessun'altra molecola così complessa era mai stata rilevata in precedenza nello spazio). Questa scoperta è stata considerata una conferma di un'ipotesi secondo la quale le nebulose dello stesso tipo di quella del Rettangolo Rosso sono prossime alla fine della loro vita, le correnti di convezione fanno sì che carbonio e idrogeno nel nucleo delle nebulose siano catturati dai venti stellari e si irradino verso l'esterno. Mentre si raffreddano, gli atomi si legano apparentemente l'un l'altro in vari modi e alla fine formano particelle di un milione o più atomi. Gli scienziati hanno dedotto che da quando hanno scoperto gli idrocarburi policiclici aromatici (IPA) - che possono essere stati fondamentali nella formazione dei primi anni di vita sulla Terra - in una nebulosa, per necessità devono originarsi nelle nebulose.

Nel 2010, fullereni (o buckyballs) sono stati rilevati nelle nebulose. I fullereni sono stati implicati nell'origine della vita; secondo l'astronomo Letizia Stanghellini, "È possibile che le buckyballs dallo spazio esterno abbiano fornito i semi per la vita sulla Terra."

Nell'ottobre 2011, gli scienziati hanno scoperto mediante spettroscopia che la polvere cosmica contiene composti organici complessi (in particolare solidi organici amorfi con una struttura aromatica-alifatica mista) che potrebbero essere stati creati naturalmente e rapidamente dalle stelle. I composti sono così complessi che le loro strutture chimiche assomigliano alla composizione di carbone e petrolio; in precedenza si pensava che tale complessità chimica avesse luogo solo in organismi viventi. Queste osservazioni suggerirebbero che i composti organici introdotti sulla Terra da particelle di polvere interstellare potrebbero servire come ingredienti base per la vita grazie alle proprie attività catalitiche superficiali.

Nell'agosto 2012, gli astronomi dell'Università di Copenaghen hanno segnalato la rilevazione in un sistema stellare distante di una specifica molecola di glucide, la glicolaldeide. La molecola è stata trovata intorno al sistema binario protostellare IRAS 16293-2422, distante 400 anni luce dalla Terra. La glicolaldeide è necessaria per formare l'acido ribonucleico, o RNA, che è simile in funzione al DNA. Questa scoperta suggerisce che molecole organiche complesse possono formarsi in sistemi stellari prima della formazione dei pianeti, arrivando successivamente su pianeti giovani all'inizio della loro formazione.

Nel settembre 2012, scienziati della NASA hanno riferito che gli IPA, sottoposti a condizioni di mezzo interstellare (ISM), vengono trasformati, attraverso idrogenazione, ossigenazione e idrossilazione, a sostanze organiche più complesse; ciò rappresenterebbe un ulteriore passo lungo il percorso verso la formazione di aminoacidi e nucleotidi, che sono rispettivamente le materie prime di proteine e DNA. Inoltre, a seguito di queste trasformazioni, gli IPA perdono la loro firma spettroscopica e questa potrebbe essere una delle ragioni "per la mancanza di rilevamento di IPA nei grani di ghiaccio interstellare, in particolare nelle regioni esterne di nuvole fredde e dense o negli strati molecolari superiori dei dischi protoplanetari "

Gli IPA si trovano ovunque nello spazio profondo e, nel giugno 2013 sono stati rilevati nell'atmosfera superiore di Titano, la più grande luna del pianeta Saturno.

Una regione particolarmente ampia e ricca per la rilevazione di molecole interstellari è Sagittarius B2 (Sgr B2). Questa gigantesca nube molecolare si trova vicino al centro della galassia della Via Lattea ed è un obiettivo frequente per nuove ricerche. Circa la metà delle molecole elencate di seguito sono state trovate vicino a Sgr B2 e quasi ogni altra molecola è stata rilevata in tali dintorni. Una ricca fonte di indagine per le molecole circumstellari è la stella relativamente vicina CW Leonis (IRC +10216), in cui sono stati identificati circa 50 composti.

Nel marzo 2015, gli scienziati della NASA hanno riferito che, per la prima volta, complessi composti organici di DNA e RNA, compresi uracile, citosina e timina, sono stati creati in laboratorio ricreando le condizioni di un ambiente tipico dello spazio utilizzando sostanze di base quali la pirimidina, trovata in meteoriti. La pirimidina, così come gli idrocarburi policiclici aromatici, è la sostanza chimica più ricca di carbonio trovata nell'universo e potrebbe essersi formata in giganti rosse o in nubi interstellari di polvere e gas.

Molecole La seguente è una lista di molecole che sono state osservate nel mezzo interstellare, raggruppate per numero di atomi che le compongono.

Biatomiche (43)

MolecoleDesignazioneMassaIoneAlClMonocloruro di alluminio62.5—AlFMonofluoruro di alluminio46—AlOMonossido di alluminio43——Idruro di argon41ArH+C2Carbonio biatomico24——Fluorometilidinio31CF+CHRadicale metilidine 13CH+CNCianogeno26CN+COMonossido di carbonio28CO+CPMonofosfuro di carbonio43—CSMonosolfuro di carbonio44—FeOOssido ferroso82—H2Idrogeno molecolare2—HClCloruro di idrogeno36.5HCl+HFFluoruro di idrogeno20—HORadicale ossidrile17OH+KClCloruro di potassio75.5—NHMonoidruro di azoto15—N2Azoto molecolare 28—NOMonossido di azoto30NO+NSSolfuro di azoto46—NaClCloruro di sodio58.5——Catione di magnesio monoidruro 25.3MgH+NaIIoduro di sodio150—O2Ossigeno molecolare32—PNNitruro di fosforo45—POMonossido di fosforo47—SHMonoidruro di zolfo33SH+SOMonossido di zolfo48SO+SiCCarburo di silicio40—SiNMononitruro di silicio42—SiOMonossido di silicio44—SiSMonosolfuro di silicio60—TiOMonossido di titanio63.9—

Triatomiche (42)

MolecoleDesignazioneMassaIoneAlNCIsocianuro di alluminio53—AlOHIdrossido di alluminio44—C3Tricarbonio36—C2HRadicale etnile 25—CCNCianometilidina38—C2OMonossido di carbonio40—C2STiooxoetenilidene56—C2PFosfuro di carbonio55—CO2Anidride carbonica44—FeCNCianuro ferroso82——Idrogenonio3H3+H2CRadicale metilene14——ione alonio37,5H2Cl+H2OAcqua18H2O+HO2Idroperossile33—H2SAcido solfidrico34—HCNAcido cianidrico27—HNCAcido isocianidrico27—HCORadicale Formile29HCO+HCPMetilidinfosfano44——Tioformile45HCS+—Diazenilio29HN2+HNONitrossile31——Isoformile29HOC+HSCIsotioformile45—KCNCianuro di potassio65—MgCNCianuro di magnesio50—MgNCIsocianuro di magnesio50—NH2Radicale Amino16—-Diazenilio29N2H+N2OOssido di diazoto44—NaCNCianuro di sodio49—NaOHIdrossido di sodio40—OCSCarbonilsolfuro60—O3Ozono48—SO2Diossido di zolfo64—c-SiC2c-Carburo di silicio52—SiCNCarbonitruro di silicio54—SiNCCarbonitruro di silicio54—TiO2Biossido di titanio79,9—

Tetraatomiche (26)

MolecoleDesignazioneMassaIoneCH3Radicale metile15—l-C3HPropinilidina37l-C3H+c-C3HCiclopropinilidina37—C3NCianoetinile50C3N−C3OMonossido di tricarbonio 52—C3STricarbonio solfuro68——Idronio19H3O+C2H2Acetilene26—H2CNMetilene amidogeno28H2CN+H2COFormaldeide30—H2CSTioformaldeide46—HCCN—39——Acido cianidrico protonato28HCNH+—Anidride carbonica protonata 45HOCO+HCNOAcido fulminico43—HOCNAcido isocianico43—HOOHPerossido di idrogeno34—HNCOAcido isocianico43—HNCSAcido tiocianico59—NH3Ammoniaca17—HSCNAcido tiocianico59—SiC3Tricarburo di silicio 64—HMgNCIsocianuro di idromagnesio 51.3—

Cinque atomi (18)

MolecoleDesignazioneMassaIone—Ione ammonioCH4Metano16—CH3ORadicale metossi31—c-C3H2Ciclopropenilidene38—l-H2C3Propadienilidene38—H2CCNCianometile40—H2C2OEtenone42—H2CNHMetilenimina29—HNCNHCarbodiimmidi42——Formaldeide protonata31H2COH+C4HButadiinile49C4H−HC3NCianoacetilene51—HCC-NCIsocianoacetilene51—HCOOHAcido formico46—NH2CNCianammide42—HC(O) CNCianoformaldeide55—SiC4Carburo di silicio92—SiH4Silano32—

Sei atomi (16)

+MolecoleDesignazioneMassaIonec-H2C3OCiclopropenone54—E-HNCHCNE-Cianometanimmina54—C2H4Etilene28—CH3CNAcetonitrile40—CH3NCMetilisocianuro40—CH3OHMetanolo32—CH3SHMetantiolo48—l-H2C4Diacetilene50——Cianoacetilene protonata 52HC3NH+HCONH2Formammide44—C5HPentinilidina61—C5NRadicale Cianobutadiinile74—HC2CHOPropinale54—HC4N— 63—CH2CNHCetenimmina40—C5S—92—

Sette atomi (9)

MolecoleDesignazioneMassaIonec-C2H4OOssido di etilene44—CH3C2HMetilacetilene40—H3CNH2Metilammina31—CH2CHCNAcrilonitrile53—H2CHCOHAlcol vinilico44—C6HRadicale esatriinile73C6H−HC4CNCianodiacetilene75—CH3CHOAcetaldeide44—

Otto atomi (11)

MolecoleDesignazioneMassaH3CC2CNMetilcianoacetilene65H2COHCHOGlicolaldeide60HCOOCH3Metilformato60CH3COOHAcido acetico60H2C6Esapentaenilidene74CH2CHCHOAcroleina56CH2CCHCNCianoallene65CH3CHNHEtanimmina43C7HRadicale Eptatrienile 85NH2CH2CNAmminoacetonitrile56(NH2)2COUrea60

Nove atomi (10) MolecoleDesignazioneMassaIoneCH3C4HMetildiacetilene64—CH3OCH3Etere dimetilico46—CH3CH2CNPropionitrile55—CH3CONH2Acetammide59—CH3CH2OHAlcol etilico46—C8HRadicale octotetranile 97C8H−HC7NCianoesatriina o Cianotriacetilene99—CH3CHCH2Propilene (propene)42—CH3CH2SHEtantiolo62—

Dieci e più atomi (15) AtomsMolecoleDesignazioneMassaIone10(CH3)2COAcetone58—10(CH2OH)2Glicole etilenico62—10CH3CH2CHOPropanal58—10CH3C5NMetilcianodiacetilene89—10 (CH3)2CHCN Isopropilcianuro69—11HC8CNCianotetraacetilene123—11C2H5OCHOFormiato di etile74—11CH3COOCH3Acetato di metile74—11CH3C6HMetiltriacetilene88—12C6H6Benzene78—12C3H7CNButirronitrile69—13HC10CNCianodecapentaina147—13HC11NCianopentaacetilene159—60C60Buckminsterfullerene(C60 fullerene)720C60+70C70C70 fullerene840—

Molecole deuterate (17) Tutte queste molecole contengono uno o più atomi di deuterio, un isotopo pesante dell'idrogeno.

AtomsMolecoleDesignazione2HDDeuteruro di idrogeno3H2D+, HD2+Idrogenonio3HDO, D2OAcqua pesante3DCNAcido cianidrico3DCORadicale formile3DNCAcido cianidrico3N2D+— 4NH2D, NHD2, ND3Ammoniaca4HDCO, D2COFormaldeide5NH3D+Ione ammonio7CH2DCCH, CH3CCDMetilacetilene

Non confermate (13) In letteratura è stata riportata l'evidenza dell'esistenza delle seguenti molecole, ma la loro rilevazione è stata descritta come probabile o è stata messa in dubbio da altri ricercatori; sono pertanto necessarie conferme indipendenti per poterle considerare come accertate.