天体化学（てんたいかがく、Astrochemistry）は、宇宙に存在する分子の存在量や反応、放射との相互作用等を研究する学問である[1]。

学問分野としては、天文学及び化学と重複し、太陽系内及び星間物質の双方を対象とする。隕石等の太陽系天体中の元素や同位体の存在比を研究する学問は、宇宙化学(Cosmochemistry)、星間物質の原子や分子、それらの相互作用や放射を研究する学問は、分子宇宙物理学(Molecular astrophysics)と呼ばれることもある。太陽系は分子雲から形成されたため、分子雲の形成、組成、進化及び運命については、特に関心が持たれている。
歴史

天文学と化学から派生した学問分野として、天体化学の歴史は、この2つの分野が共有する歴史の上に成り立っている。

観測的及び実験的分光法の発展により、太陽系内や周囲の星間物質の中で検出できる分子の種類は増え続けている。一方、分光法等の技術の進歩により発見される化学種が増加したことで、天体化学の研究に利用できる化学空間の規模が拡大している。
分光法の歴史詳細は「分光法の歴史」および「天体分光学」を参照

アイザック・ニュートンが1666年に光のスペクトルの性質を明らかにし最初の光学分光器を作る前に、アタナシウス・キルヒャー（1646年）、ヤン・マレク・マーシ（1648年）、ロバート・ボイル（1664年）、フランチェスコ・マリア・グリマルディ（1665年）らにより、太陽のスペクトルの観測が行われていた[2]。ウィリアム・ウォラストンが太陽放射中に存在するスペクトル線を観測する分光器を作り、1802年に初めて分光法が天文学の手法として用いられた[3]。これらのスペクトル線は、後にヨゼフ・フォン・フラウンホーファーにより定量された。

1835年にチャールズ・ホイートストンが、異なる金属から放出される火花には輝線スペクトルが含まれるという報告の後、異なる材料を区別するために初めて使用された[4]。この観測を元に、1849年にレオン・フーコーは、異なる温度の同じ物質から同一の輝線と吸収線が生じることを実証した。

1853年には、アンデルス・オングストロームが著書Optiska Undersokningarの中で独立に同様の主張を行い、その中で、発光ガスは、吸収しうる光と同じ周波数の光を放出することを理論化した。

この分光データは、ヨハン・ヤコブ・バルマーが水素サンプルが示すスペクトル線がバルマー系列と呼ばれる単純な経験的関係に従うことを観測したことにより、理論的に重要性を持つようになっていった。

1888年にヨハネス・リュードベリが発展させたリュードベリの式の特殊な場合であるこの系列は、水素で観察されたスペクトル線を記述するために作られた。リュードベリの研究は、複数の異なる化学元素のスペクトル線の計算を可能にすることで、この式を拡張した[5]。量子力学の発展とともに、これらの分光学的結果を先験的に計算された原子及び分子の輝線スペクトルと比較することが可能となり、その結果は理論的に格段に重要になった。
天体化学の歴史

電波天文学は1930年代に発展したが、星間分子の同定のための証拠が得られたのは、1937年になってからだった[6]。この時点まで、星間空間に存在することが知られていた化学種は原子だけだった。これらの発見は、1940年にMcKellarらが、当時未確認だった星間空間のCH分子とCN分子の分光線を特定したことで確認された[7]。その後30年間で、少数の他の分子が星間空間で発見された。その中で最も重要なものは、星間酸素の供給源として重要なOHで、1963年に発見された[8]。また、星間空間で最初に観測された有機多原子分子として重要なホルムアルデヒド(H2CO)は、1969年に発見された[9]。

星間空間でのホルムアルデヒドの発見とその後の生物学的に重要性を持つ水や一酸化炭素等の他の分子の発見は、一部の界隈から、生命起源論、特に生命の基礎的な分子要素が地球外から来たという理論を支持する強力な証拠と見られた。これらのことにより、より基礎的な天文学的研究と並行して、2009年に太陽系内の彗星から発見されたグリシンのような生物学的に重要な物質や[10]、2016年に発見された酸化プロピレン等、キラリティを持つような生物に関連する性質を示す物質の探索[11]が現在でも行われている。
分光法詳細は「分光法」を参照

天体化学における特に重要な実験手段として、望遠鏡を用いて様々な環境下での分子や原子からの光の吸収と放出を測定する分光法がある。研究室での測定結果と比較することにより、天体化学者は、恒星や星間雲の元素量、化学組成、温度を推測することができる。これは、イオン、原子、分子が、しばしば非可視光の特定の波長の光を吸収、放出し、特性スペクトルを持つことにより可能となる。しかしこれらの測定には限界があり、様々な種類の放射線（電波、赤外線、可視光、紫外線等）では、分子の化学的性質に応じた特定の種類しか検出できない。星間のホルムアルデヒドは、星間で発見された最初の有機分子である。

恐らく、各々の化学種のもっとも強力な検出技術は、電波天文学であり、ラジカルやイオン、またアルコールや酸、アルデヒド、ケトン等の有機化合物を含めて、これまで100以上の化学種を検出してきた。星間に最も豊富に存在し、またその強い双極子モーメントのため電波で最初に検出されたのは、一酸化炭素である。実際に、一酸化炭素は一般的な星間分子であるため、分子領域をマッピングするために利用される[12]。恐らく人々の関心が最も高いのは、最も単純なアミノ酸であるグリシンの星間からの検出であるが[13]、これにはかなりの論争がある[14]。論争の理由の1つは、電波や回転分光等のその他の方法は、大きな双極子モーメントを持つ単純な物質の同定には適するものの、比較的小さなアミノ酸であっても、より複雑な分子に対しては感度が低いからである。

さらに、このような方法は、双極子を持たない分子には完全に無力である。例えば、宇宙に圧倒的に多く存在するが双極子を持たない水素分子は、電波望遠鏡では見えない。さらに、このような方法では、気相の物質は検出できない。密度の濃い分子雲は、10-50 Kと非常に冷たいため、水素分子を除くほとんどの分子は固体となっている。代わりに、水素分子やその他の分子は、別の波長の光により検出される。水素分子は紫外線と可視光の範囲で、吸収線と輝線（21cm線）が容易に検出される。さらに、ほとんどの有機化合物は赤外線領域の波長を吸収及び放出し、そのため、例えば火星の大気からのメタンの検出[15]は、ハワイのマウナケア山頂にあるNASAの赤外線望遠鏡(w:NASA Infrared Telescope Facility)で最初に検出された。NASAでは、成層圏を飛行する成層圏赤外線天文台や宇宙空間にあるスピッツァー宇宙望遠鏡での観測も行っている[16][17]。ニュージーランドにあるカンタベリー大学のChristopher Ozeらは2012年6月に、火星の水素分子とメタンの比を測定することで、火星の生命の存在可能性を決定する助けになるかもしれないと報告した[18][19]。彼らによると、この比が低い（約40以下）と、恐らく生命が存在し活動していることを示している[18]。