星际空间

银河系是辽阔的，整个宇宙更是浩瀚无边，无以数计的恒星就相当松散地分布在其中。比如在我们的银河系里，尽管拥有一两千亿颗恒星，可恒星与恒星之间的平均距离仍远至惊人的 12 亿光年，相当于足球与足球之间相隔

16000 公里一样。那么在如此广袤的星际空间中，除了可以看得见的各种星云外，还有没有别的物质存在呢？

直到 19 世纪末，很多人还认为星际空间是一无所有的真空。进入本世纪后，天文学家才发现有不少表明星际空间存在物质的迹象。

1904 年，德国天文学家哈特曼在分光双星——猎户座δ星的光谱中发现一条钙的吸收谱线。双星相互绕转，它们的吸收线照例应该有周期性的多普勒位移，可是唯独这条钙的谱线固定不动。不久，在其他分光双星的光谱里也发现了这种谱线。有很长一段时间，这种谱线被解释为来自双星周围一层固定的钙云。直到 1928 年，美国天文学家斯特鲁维（俄国著名天文学家、普尔科沃天文台创始人斯特鲁维的曾孙）发现这种无位移的谱线的视强度随着恒星距离的增加而增强，这说明这种谱线不是由双星周围的钙云所引起，而是由太阳和双星之间的气体物质造成的。

这是天文学家首次找到星际物质存在的证据。后来在这些双星的光谱里面找到了更多的星际气体的吸收谱线，表明这些星际气体的成分里有钙、钠、钾、钛、铁、氢等元素，它们同太阳和大多数恒星的化学组成类似。

尽管 19 世纪下半叶以来，有些天文学家已经察觉到星际空间并非真空无物，而是存在着某些稀薄的物质，甚至还能看到遮掩星光的暗物质。但是，真正通过观测证明存在着星际物质，并说明它是宇宙物质的一种重要表现形态的是瑞士出生的美国天文学家特南普勒。1930 年，他在天文台对银河星团中恒星的温度、光度和亮度进行观测时发现，在观测者和星团之间确实存在着“消光”现象，致使观测到的星团亮度比实际亮度要弱，求出的距离比实际距离要远。这就表明，星际空间确实不是完全透明的真空，而是到处都有稀薄的星际物质存在。星际消光现象的发现大大推动了星际物质研究工作的开展。

恒星的颜色和光谱型取决于它的表面温度，光谱型相同的恒星应当呈现出同样的颜色，但在比较同一光谱型的近星和远星时，远星的颜色看起来却比近星偏红些。1932 年这种星光红化的现象首先被美国的斯迪宾发现，他认为这是星际物质的干扰造成的。他证明星际物质（主要是粒度极小的星际尘）对光的吸收有选择性，其吸收率与光的波长成反比，即吸收紫光比红光厉害，比率为 2：1，所以星光变红了。

天文学家发现，以星际气体和尘埃为主要成分的星际物质，在银河系内不是均匀分布的，而是向着银道面密集。不过，即使在银道面附近，每立方

厘米含有的星际气体原子也不到 1 个；弥漫在星际气体中的星际尘埃数量更少，质量只有星际气体的十分之一，但别忘了它们是星际“消光”“红化” 的主力。

如此稀薄的比地面实验室里人造“真空”还空得多的物质密度实在微不足道，可从天文学的角度来看却不容忽视，尤其是它们的消光作用对天文观测极为不利。事实上，正是由于星际物质密集于银道面，在银河系的中心方向消光作用特别严重，来自银心的光线穿过 3 万光年的漫长路程后，到达我们眼里的星光强度已只剩下原先的百亿分之一，结果使威廉·赫歇尔和卡普坦误认为我们太阳系就在银河系的中心，使沙普利对银河系尺寸的估计大了两倍，也使我们在光学望远镜发明 300 年后的今天还没能看清银河系的全貌。

1937 年，比利时的斯温兹、加拿大的马克基勒、美国的亚当斯在恒星光谱中探测到了特别的甲川分子（CH），甲川离子（CH⁺）和氰基（CN）的吸收线，这太出人意外。但很快就真相大白，原来这些分子不在恒星上，而在星际空间里，星光通过它们时在光谱中留下了它们的吸收线。这是人类第一次发现星际空间存在分子，在天文学界引起了轰动。因为只有在两个原子碰撞到一起才有可能结合成分子，而星际物质极其稀薄，温度又接近绝对零度，两个原子碰到一起的机会微乎其微，即使能够结合成分子，这些分子遇到宇宙空间的 X 射线、γ射线、紫外线等强辐射，也会重新解体成单个的原子。这些分子能顽强地生存下来实在不容易。

这类分子都存在于星际气体和尘埃云中，如果云过于稀薄，分子就不能形成显著的谱线，如果云过于浓厚，星光又通不过去。所以以后很长一段时间里没有什么新发现，这件事让人惊喜一下就冷下去了。

射电天文学的兴起才使事情有了转机。因为分子受激发而引起的辐射，大部分处在红外线和无线电波段，也就是射电波段，所以射电望远镜才是探测星际分子的有力工具。

一个氢原子和一个氧原子可以结合成一个羟基（OH），这种化合物非常活跃，极容易同其他分子、原子化合。但是，1949 年前苏联天文学家什克洛夫斯基指出，由于星际空间物质非常稀薄，羟基分子可以不受干扰地存在较长一段时间，所以有可能被观测到。50 年代，美国汤斯又从理论上计算了 17 种可能存在的星际分子的射电波长。果然，1963 年，美国的温瑞布、巴雷特等人在用射电望远镜巡视强射电源仙后座 A 的过程中，发现了波长为 18 厘米的羟基 OH 分子的吸收谱线。这是用射电方法探测星际分子的开端。

接着，1968 年，汤斯等人在 1．26 厘米和 1．35 厘米波长上，接连找到了氨和水分子的谱线。1969 年，施奈德在 6．21 厘米波长上发现了甲醛分子

——这是在星际空间发现的第一种有机分子。这些发现大大激发了天文学家搜索星际分子的热情，许多射电望远镜投入了这项工作。70 年代人们发现了46 种星际分子，到 80 年代末总共已发现 80 多种。

在已发现的星际分子中，大多数是有机分子，含元素最多的分子有 4 种元素，最重的分子的分子量为 123。有些分子，如羟基、一氧化碳、水等，分布广泛；有些分子至今还只能在致密的星云中找到；少数星际分子在地球上很难寻觅，甚至在实验室的条件下也难以稳定存在，如氰基丁二炔、氰基辛四炔、双原子碳以及氢化偶氮离子、甲酰离子等。

1996 年 6 月，美国伊利诺伊大学的一个天文小组报告说，他们在 2．5

万光年远处人马座的一个星云中发现了醋酸分子。在过去 30 年里，已经发现甲醛、乙醛、甲醇、乙醇、甲醚、丙烯腈、甲酸、甲脂等许多复杂的有机分子，但发现醋酸分子还是第一次。醋酸的生成可能是生命的化学物质形成过程中的最初步骤之一，它与氨反应能生成一种最简单而又极重要的氨基酸—

—甘氨酸，而氨基酸是组成蛋白质的基本物质，蛋白质又是一切生物体的主要组成物质之一。

太空中的星际分子常常大规模地集结成分子云分布在银河系的旋臂中，它们的密度很不相同，范围从几十个天文单位到上百光年，通常，一个分子云拥有几十万个太阳质量。分子云的主要成分是羟基、甲醛、一氧化碳、氨等等，但不同分子云的分子种类往往很不相同。1995 年 3 月，英国天文学家在天鹰座中发现一片含有大量乙醇分子的“酒精云”，其中的酒精数量足以把地球上的海洋填满成千上万次，制成啤酒可供全世界人口享用 10 亿年！

发现星际分子是 20 世纪 60 年代最重要的天文事件之一。有关星际分子的研究不仅对天体演化学，银河系结构、宇宙化学等学科的发展有重要意义，也为我们进一步探索宇宙间生命的起源提供了新的线索。说不定，我们地球上的生命分子就来自宇宙空间。如果真是这样，那就更没有理由认为有生命的星球只有我们地球“独此一家”了。