thumb|upright=1.5|Espectro infravermelho de HH 46/47 (imagem inserida), com bandas vibracionais de várias moléculas marcadas em cores.

Esta é uma lista de moléculas detectadas no meio interestelar e nos envelopes circunstelares, agrupadas pelo número de átomos componentes. A fórmula química de cada composto detectado é listada, juntamente com qualquer forma ionizada que também tenha sido observada.

Plano de fundo

thumb|right|upright=1.33|Exemplo idealizado do espectro rotacional (embaixo) produzido por transições entre diferentes níveis de energia rotacional (em cima) de uma molécula linear simples. é a constante rotacional da molécula, é o número quântico rotacional, é o nível superior e o nível inferior.

As moléculas listadas abaixo foram detectadas através de espectroscopia astronômica. Suas características espectrais surgem porque as moléculas absorvem ou emitem um fóton de luz quando fazem a transição entre dois níveis de energia moleculares. A energia (e, portanto, o comprimento de onda) do fóton corresponde à diferença de energia entre os níveis envolvidos. Transições eletrônicas moleculares ocorrem quando um dos elétrons da molécula se move entre orbitais moleculares, produzindo uma linha espectral nas faixas do ultravioleta, ótico ou infravermelho próximo do espectro eletromagnético. Alternativamente, uma transição vibracional transfere quanta de energia para (ou de) vibrações de ligações moleculares, produzindo assinaturas no infravermelho médio ou distante. Moléculas em fase gasosa também apresentam níveis rotacionais quantizados, levando a transições em comprimentos de onda de micro-ondas ou rádio.

Às vezes, uma transição pode envolver mais de um desses tipos de níveis de energia e.g. espectroscopia rovibracional envolve mudanças tanto nos níveis de energia rotacional quanto vibracional. Ocasionalmente, os três tipos de transição ocorrem simultaneamente, como na banda de Phillips do C2 (carbono diatômico), na qual uma transição eletrônica produz uma linha no infravermelho próximo, que é então desdobrada em diversas banda vibrônicas por uma mudança simultânea no nível vibracional. Estas, por sua vez, são novamente desdobradas em ramos rotacionais.

O espectro de uma molécula específica é regido pelas regras de seleção da química quântica e pela sua simetria molecular. Algumas moléculas possuem espectros simples que são fáceis de identificar, enquanto outras (mesmo algumas moléculas pequenas) têm espectros extremamente complexos com fluxo espalhado por muitas linhas diferentes, tornando-as muito mais difíceis de detectar. As interações entre os núcleos atômicos e os elétrons às vezes causam uma estrutura hiperfina adicional das linhas espectrais. Se a molécula existir em múltiplos isotopólogos (versões contendo diferentes isótopos atômicos), o espectro se torna ainda mais complexo devido aos deslocamentos isotópicos.

A detecção de uma nova molécula interestelar ou circunstelar requer a identificação de um objeto astronômico adequado onde ela provavelmente esteja presente e, em seguida, sua observação com um telescópio equipado com um espectrógrafo trabalhando no comprimento de onda, resolução espectral e sensibilidade necessários. A primeira molécula detectada no meio interestelar foi o radical metilidina (CH•) em 1937, através de sua forte transição eletrônica em 4300 angstroms (na óptico). Avanços na instrumentação astronômica levaram a um número crescente de novas detecções. A partir da década de 1950, a radioastronomia começou a dominar as novas detecções, com a astronomia sub-milimétrica também se tornando importante a partir da década de 1990.

O inventário de moléculas detectadas é altamente enviesado para certos tipos mais fáceis de detectar. Por exemplo, a radioastronomia é mais sensível a pequenas moléculas lineares com um alto dipolo molecular. A molécula mais comum no Universo, H2 (hidrogênio molecular), é completamente invisível aos radiotelescópios porque não possui dipolo; suas transições eletrônicas são muito energéticas para telescópios ópticos, então a detecção de H2 observações ultravioleta necessárias com um foguete de sondagem. As linhas vibracionais geralmente não são específicas de uma molécula individual, permitindo a identificação apenas da classe geral. Por exemplo, as linhas vibracionais dos hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (HAPs) foram identificadas em 1984, mostrando que a classe de moléculas é muito comum no espaço, mas demorou até 2021 para identificar quaisquer HAPs específicos por meio de suas linhas rotacionais.

thumb|right|upright=1.25|A estrela de carbono CW Leonis. As camadas visíveis de material circunstelar foram ejetadas pela estrela central ao longo de milhares de anos.

Uma das fontes mais ricas para a detecção de moléculas interestelares é Sagittarius B2 (Sgr B2), uma nuvem molecular gigante perto do centro da Via Láctea. Cerca de metade das moléculas listadas abaixo foram encontradas pela primeira vez em Sgr B2, e muitos outras foram posteriormente detectados lá. Uma rica fonte de moléculas circunstelares é CW Leonis (também conhecida como IRC +10216), uma estrela de carbono próxima, onde cerca de 50 moléculas foram identificadas. Não há uma fronteira clara entre meios interestelares e circunstelares, então ambos estão incluídos nas tabelas abaixo.

A disciplina da astroquímica inclui a compreensão de como essas moléculas se formam e a explicação de suas abundâncias. A densidade extremamente baixa do meio interestelar não é propícia à formação de moléculas, tornando as reações convencionais em fase gasosa entre espécies neutras (átomos ou moléculas) ineficientes. Muitas regiões também apresentam temperaturas muito baixas (tipicamente 10 kelvin dentro de uma nuvem molecular), reduzindo ainda mais as taxas de reação, ou altos campos de radiação ultravioleta, que destroem moléculas por meio da fotoquímica. Explicar as abundâncias observadas de moléculas interestelares requer o cálculo do equilíbrio entre as taxas de formação e destruição usando química de íons em fase gasosa (frequentemente conduzida por raios cósmicoss), química de superfície em poeira cósmica, transferência radiativa incluindo extinção interestelar e sofisticadas redes de reações. O uso de linhas moleculares para determinar as propriedades físicas de objetos astronômicos é conhecido como astrofísica molecular.

Moléculas

As tabelas a seguir listam moléculas que foram detectadas no meio interestelar ou na matéria circunstelar, agrupadas pelo número de átomoss componentes. Moléculas neutras e seus íons moleculares são listados em colunas separadas; se não houver nenhuma entrada na coluna de moléculas, apenas a forma ionizada foi detectada. As designações (nomes de moléculas) são aquelas usadas na literatura científica que descreve a detecção; se nenhuma foi fornecida, o campo é deixado em branco. A massa é listada em unidades de massa atômica. Moléculas deuteradas, que contêm pelo menos um átomo de deutério (2H), têm massas ligeiramente diferentes e são listadas em uma tabela separada. O número total de espécies únicas, incluindo estados de ionização distintos, é indicado no cabeçalho de cada seção.

A maioria das moléculas detectadas até agora são orgânicas. A única molécula inorgânica detectada com cinco ou mais átomos é SiH4. Moléculas maiores que isso têm pelo menos um átomo de carbono, sem ligações N−N ou O−O.

Diatômicas (43)

right|thumb|Monóxido de carbono é frequentemente usado para rastrear a distribuição de massa em nuvens moleculares.

MoléculaDesignaçãoMassaÍonsAlClMonocloreto de alumínio62,5—AlFMonofluoreto de alumínio46—AlOMonóxido de alumínio43——Argonium (cátion)37Na Terra, o isótopo de argônio dominante é 40Ar, então ArH+ teria uma massa de 41 uma. No entanto, a detecção interestelar foi do 36ArH+ isotopólogo, que tem uma massa de 37 uma.ArH+C2Carbono diatômico24——Fluorometilidinium31CF+CHRadical metilidina13CH+CNRadical ciano26CN+, CN−COMonóxido de carbono28CO+CPMonofosfeto de carbono43—CSMonossulfeto de carbono44—FeOÓxido de ferro(II)82——Íon hidreto de hélioAstronomers have spotted the universe’s first molecule por Daniel Clery (2019)5HeH+H2Hidrogénio molecular2—HClCloreto de hidrogênio36.5HCl+HFFluoreto de hidrogênio20—HORadical hidroxila17OH+KClCloreto de potássio75,5—NHRadical imidogênio15—N2Nitrogênio molecular28—NOÓxido nítrico30NO+NSSulfeto de nitrogênio46—NaClCloreto de sódio58,5——Cátion monohidreto de magnésio25,3MgH+O2Oxigênio molecular32—PNMononitreto de fósforo45—POMonóxido de fósforo47—SHMonohidreto de enxofre33SH+SOMonóxido de enxofre48SO+SiCCarborundum40—SiNNitreto de silícioSiN in Space - CDMS - The Cologne Database for Molecular Spectroscopy42—SiOMonóxido de silício44—NaSSulfeto de sódio55—MgSSulfetro de magnésio56—SiSMonossulfeto de silício60—TiOÓxido de titânio(II)64—

Triatômicas (45) right|thumb|O cátion é um dos íons mais abundantes do universo. Foi detectado pela primeira vez em 1993.

MoléculaDesignaçãoMassaÍonsAlNCIsocianieto de alumínio53—AlOHMono-hidróxido de alumínio44—C3Tricarbono36—C2HRadical etinil25—CCNCianometilidina38—C2OMonóxico de dicarbono40—C2STioxoetenilideno56—C2P—55—CO2Dióxido de carbono44—CaNC Isocianeto de cálcio92— FeCNCianeto de ferro82——Hidrogênio protonado molecular3H2CRadical metileno14——Cloronium37,5H2Cl+H2OÁgua18H2O+HO2Hidroperoxil33—H2SSulfeto de hidrogênio34—HCNCianeto de hidrogênio27—HNCIsocianeto de hidrogênio27—HCORadical formil29HCO+HCPFosfaetino44—HCSTioformil45HCS+—Diazenilium29HNONitroxil31——Isoformil29HOC+HSCIsotioformil45—KCNCianeto de potássio65—MgCNCianeto de magnésio50—MgNCIsocianeto de magnésio50—NH2Radical amina16—N2OÓxido nitroso44—NaCNCianeto de sódio49—NaOHHidróxido de sódio40—OCSSulfeto de carbonila60—O3Ozônio48—SO2Dióxido de enxofre64—c-SiC2c-Dicarbeto de silício<ref name="aass226" />52—SiCSiCarbeto de disilício68—SiCNCarbonitreto de silício54—SiNC54—CaC2Dicarbeto de cálcio64—TiO2Dióxido de titânio79.9—

Quatro átomos (31) right|thumb|Formaldeído é uma molécula orgânica que é largamente distribuída no meio interestelar.

MoléculaDesignaçãoMassaÍonsCH3Radical metil15l-C3HPropinilidina37l-C3H+c-C3HCiclopropinilidina37—C3NCianoetinil50C3N−C3OMonóxido de tricarbono52—C3SMonossulfeto de tricarbono68——Hidrônio19H3O+C2H2Acetileno26—H2CNAmidogênio metileno28H2CN+H2NCAminocarbino28—H2COFormaldeído30—H2CSTioformaldeído46—HCCN—39—HCCOCetenil41——Cianeto de hidrogênio protonado28HCNH+—Dióxido de carbono protonado45HOCO+HCNOÁcido fulmínico43—HOCNÁcido ciânico43—CNCN Isocianogênio52—HOOHPeróxido de hidrogênio34—HNCOÁcido isociânico43—HNCNRadical cianomidil41—HNCSÁcido isotiociânico59—NH3Amônia17—HSCNÁcido tiociânico59—HNSOTionilimida63—SiC3Tricarbeto de silício64—HMgNCIsocianeto de hidromagnésio51.3—HNO2Ácido nitroso47—

Cinco átomos (21) right|thumb|Metano, p componente promário dp gás natural, tem sido também detectado em cometas e na atmosfera de vários planetas no sistema solar e exoplanetas.Bell, T.J., Welbanks, L., Schlawin, E. et al. Methane throughout the atmosphere of the warm exoplanet WASP-80b. Nature 623, 709–712 (2023). DOI: 10.1038/s41586-023-06687-0Sing, D.K., Rustamkulov, Z., Thorngren, D.P. et al. A warm Neptune’s methane reveals core mass and vigorous atmospheric mixing. Nature 630, 831–835 (2024). DOI: 10.1038/s41586-024-07395-z

MoléculaDesignaçãoMassaÍons—Íon amônio18CH4Metano16—CH3ORadical metóxi31—c-C3H2Ciclopropenilideno38—l-H2C3Propadienilideno38—H2CCNCianometil40—H2C2OCetena42—H2CNHMetilenimina29—HNCNHCarbodiimida42——Formaldeído protonada31H2COH+C4HButadiinil49C4H−HC3NCianoacetileno51—HCC-NCCianoacetileno51—HCOOHÁcido fórmico46—NH2CNCianamida42—NH2OHHidroxilamina37——Cianogênio protonado53NCCNH+HC(O)CNCianoformaldeído55—C5C5 linear60—HCS2HÁcido ditiofórmico78—SiC4Cluster silício-carbeto92—SiH4Silano32—

Seis átomos (16) right|thumb|Na ISM, formamida (acima) pode combinar-se com o metileno para formar acetamida.