在实验室生成的非常复杂的化合物，其中一些相继在宇宙中发现。这些分子在宇宙的什么地方？是怎样产生的呢？根据星际分子生成反应的条件，在实验室用光谱学的方法能得到这种分子。因此，天文和化学的对话正式开始了。

最近十四年来，用射电望远镜发现了五十多种星际分子。迄今为止所观测到的星际分子如表1所示。这些分子主要由宇宙丰度高的原子H，O，C，N组成的。有25%是2 ~ 4个原子的简单无机化合物，其余75%是有机化合物。大部分是3 ~ 4个骨架原子的乙醇、乙醚、醛、酮、羧酸、酿、胺、亚胺、氰基、异氰、乙炔化合物。含硫的化合物也有例外，多达十个（约19%）。最大的复杂分子是13个原子的分子，其分子量为147。

如果仔细看一下这些分子，就会发现地上实验室寿命短的分子占40%左右。就是说有像HCO⁺，HN₂⁺那样的分子离子，有像OH，HCO，C₃N那样的游离基，有像H－C ≡ C－C ≡ C－C ≡ C－C ≡C－C ≡C－CN那样的氰基多烯化合物。过去无论观测多少次也有很多分子未观测出来，例如，有异丁烯侧链的分子，呋喃（C₄H₄O）和苯衍生物的环状化合物，氧化镁、氧化铁、氧化钙在地上通常是固体无机化合物中的分子等。宇宙分子的生成结构是什么？从结构中我们可以得到什么呢？

星际分子在什么地方？

我们的银河系是由2×10¹¹个星球和星际物质组成的，分布呈薄圆盘状。星际物质由气体和0.01 ~ 0.1μm大小的星际尘埃组成，占银河系总质量的20%。星际气体的平均密度为1个/cm²。在银河面，各星球平均重力产生的涡状密度波，4亿年滴溜滴溜地旋转一周。若通过密度波，则重力使星际气体加速而产生冲击波。冲击波之后气体受到压缩，密度达到10²~ 10³个/cm³，就形成了云。

氢是星际气体的主要成分。如果稀薄（1 ~ 20个/cm³），云反光透明，氢呈原子状态，温度为80 K左右（所谓HI区）。星际气体一旦压缩（10²~ 10³个/cm³），反光不透明，氢就变成氢分子（分子云）。如果云的质量为10⁴~ 10⁵M_⊙（M_⊙是太阳的质量），云的重力就克服云的压力开始收缩（还要取决于温度）。云一收缩重力能变热，云的压力就增加。为要使云进一步收缩，就必须放出热。在温度比较高的条件下，C⁺离子和O原子同氢分子碰撞产生细微构造的能，将作为100 cm^-1左右的远红外线抛出云外（效率不好）。若云的温度降低，云的质量小也能收缩。云分裂后各自独立收缩。星球的诞生往往是星团。云的密度一增加，不仅生成氢分子，而且也生成CO等其他分子。分子生成后，用几K的热能激起转动，把该转动能作为微波放出，所以云很快变冷。结果，云以自由下落速度收缩。云完全收缩后，它对电波和红外线都不能穿透。因此，云的温度骤然升高（闪光），最后表面温度超过1000 K，星球（红外线星）就诞生了。

后来高温云一边调整内部结构，一边达到重力平衡。虽然能保持平衡，但还要继续收缩。中心部温度达到10⁷K时，氢的热核聚变反应就开始了。以后氢燃烧产生的热和星球表面散失的热达到平衡时，就变成主系列的星。在刚诞生的主系列星周围有收缩留下的浓厚星际云，因此，星光被星际云遮住，往往看不见。星光暖和周围的云，云的尘埃和分子作为红外线和微波激射电波（SiO，OH，H₂O等）放出能量（原始星环星云）。在猎户座背后的高分子云中，存在着不同时期的原始星，可以观测到KL，BN天体等的红外线源。

成为主系列的星，持续而稳定发光时间的长短取决于它的质量。太阳大约是110亿年的恒星。在20 ~ 100 M_⊙的大质量中，为了提高中心温度，即使加快氢的燃烧速度，也需要10⁷~ 5×10⁶年。这些星的表面温度达到30，000 ~ 50，000 K时，大量放射出波长短的紫外线。因此，在星球周围的广大范围内电离氢，形成HII区，例如O型星（表面温度为50，000 K左右）在中心四边形星最南端照耀四周，所以可看见猎户座星云的光亮。

若星是主系列星，又度过了一生中的大部分岁月，则氢继续燃烧，星中心部的He（氦）就开始积存。结果，中心部的压力下降，中心部收缩，密度增加，温度上升。因此加速热核反应，产生大量能量，星的外层部膨胀，脱离主系列，演化成红巨星。星外层部完全膨胀，由重力产生的引力减弱，所以光从中心部大量射出，被光压冲走，流向星际空间。这样，在红巨星周围，高温恒星大气骤然冻结生成环星云。如果进一步进化，中心部温度升高，氦芯燃烧生成C和O，以后又不断地生成重元素。

各种星的最后结局如何取决于它的质量。3M_⊙以下的星变成白矮星，结束一生；3M_⊙以上的星，若中心部的电子收缩压达到有效的高密度时，则碳的热核反应猛烈进行，星球爆炸，产生超新星；8M_⊙以上的星，爆炸后留下中子星（脉冲星）；而12M_⊙以上的星，热核反应的最后生成物是铁，被核结合能（ ~ 8 MeV）的光分解，变成He的吸热反应，引起塌陷式大爆炸，也产生超新星。超新星的中心部成为黑洞。这样一来，星球通过热核反应开始生成重元素，将星球组成的大部分物质返回星际空间。还有超新星爆炸时产生的冲击波，把星际物东拼西凑起来形成分子云，使附近的分子有机会收缩，促进新的星球诞生。

归纳起来，星际分子的主要场所（云）及其特征，如表2所示。

星际分子的生成反应

在表2示出的环境中，星际分子是怎样生成的呢？在星际分子相继发现的当初，企图用单纯的模式来说明生成原理，但失败了。实验室不仅发现了稳定分子，而且还发现了游离基和分子离子。分子种类有二三十种之多，不像很单纯的样子。而且不像在实验室研究分子反应那样，应该使反应条件单纯化，或者改变一个条件，研究反应变化的结果。在分子云的理化条件下，应构成反应系统模式，用计算机作模拟反应，然后将模式和观测结果进行比较。

星际分子生成反应的特征是：密度极低，温度很低，最大量（ ~ 10⁵M_⊙）的原子和分子反应的时间很长，需要10⁴~ 10⁵年。实验室当然不能进行三体碰撞反应，吸热反应，或需要活化能的反应。在星际空间环境中，反应速度较快的是发热的分子 - 离子反应和接收反应热的固体的星际尘表面反应。

离子 - 分子反应论

对鉴定HCO⁺离子的光谱作出很大贡献的克列姆佩（Klemperer），早就重视星际分子生成过程中分子离子的重要性，提出了离子 - 分子反应论。

紫外线几乎不能进入浓厚的分子云中。分子离子化的主角是高能宇宙线（100MeV以上）。射入云中的宇宙线（大部分是质子）使云的主要成分H₂（约77%）和He（约21%）离子化。

赫伯兹（Herbst）和克列姆佩根据上述的反应模式，将H，C，O，N原子组成的31种分子和离子应用于约100个反应中，计算出反应达到平衡时（ ~ 3×10³年）分子和分子离子的存在量。结果比较清楚地说明了当时已知主要分子的相对分布。而HCO⁺和HN₂⁺的存在更证明了这种说明的正确性。

后来，很多人采用了离子 - 分子反应论。赫伯兹和克列姆佩提出的云，是不透明、温度低的密云。伯莱克（Black）和达尔加诺（Dalgarno）在一定程度上研究了光射入薄云，使有些分子解离。结果，薄分子云增加了离子和原子反应的重要性。还有，用光离子化生成C⁺的反应也很重要。

以上是两个典型的分子云模式。同分子云的寿命相比（10⁶~ 10⁷年），在化学反应达到平衡时间十分短暂的条件下，采用稳定假定，求出了分子分布。但是在使用反应的结构中，若达到平衡的时间和云的寿命相同，则稳态假定不成立。伊格勒西阿（Iglesias）和铃木研究了这个问题，第一次从时间进化上使用离子 - 分子反应模式。特别是铃木对234个原子，2885个有关分子种类的化学反应，用可靠性高的速度常数，分析了浓云的时间进化。

星际尘表面反应论

在星际分子发现的当初，星际尘表面反应的模式占优势。特别是氢分子的生成对气相反应无法解释，因此

这是必须考虑的。星际尘埃表面反应的很多情况不知道，因而对星际尘埃的组成，提出了污染的冰、硅酸盐、石墨理论。关于冰和硅酸盐，据说最近通过红外线天文观测，证明它们存在，并测得了吸收光谱。其次的问题是气体的吸附形态和反应生成物的解吸。范德华（van der Waals）力的物理吸附太弱。但是，化学吸附能同固体产生化学结合，一旦结合，气体就不能在表面到处流动，以上反应就无法进行。

井口研究出一种模式可以用于很多分子：原子和原子团在表面流动形成半化学吸附，生成的分子用自己的反应热解吸。结果在一定程度上能说明，星际尘的温度达到40 ~ 50 K时，能生成分子离子和游离基以外的稳定分子。由于半化学吸附的吸附力过强，即使有游离基生成也完全不能解吸。

与此相反，阿伦（Allen）和洛宾松（Robinson）提出了另一种模式：若在星际尘埃表面发生反应，则该反应能使星际尘埃的整个温度升高，旧的吸附物和生成物被蒸发。

A＋B＋M→AB＋M

这个模式就是把星际尘埃用作三体碰撞反应的第三体。他们用327种分子或原子团作了598个反应，并进行了时间进化的模式计算。他们得出的结论是：星际尘埃表面反应也和离子 - 分子反应一样，能有效地生成星际分子。

今后随着观测事实的累积，不断增加反应的实验室知识，作出精密化模式是大有希望的。

最近所研究的几个问题

在实验室观测星际分子的光谱方面，最近取得了最惊人的成果，观测出H₃⁺离子的红外吸收光谱。

H₃⁺离子的红外光谱

像前面介绍过的离子 - 分子反应论一样，H₃⁺在离子 - 分子反应中最重要的分子离子。NRC的冈早就注意到H₃⁺离子的重要性，他花了五年时间观测该离子的红外吸收光谱，获得了成功。

H₃⁺是正三角形，无永火性电偶极矩。即使有电子激发和离解，也测不出电子谱。H₃⁺离子用光谱学观测的唯一方法是观测红外光谱。在H₃⁺的两种基本振动中，红外活性的振动性型只是二度简并v₂(E')而已。另一方面，卡纳（Carney）和泡脱（Porter）从头开始计算，推测出v₂型跃迁距为0.156D，其谱带基线为2516.08±50 cm^-1。

冈为了准确地预测H₃⁺的光谱，采用了像判断光谱那样来观测波数范围广的分光法。详细研究了H₃⁺对分光法灵敏度的跃迁距和生成法，测得了H₃⁺离子的红外光谱。

设在亚利桑那州基特皮克（キツトビーク）的美国国家射电天文台（NRAO），将分辨率为0.041/cm^-1的库德（Coudé）式傅里叶变换光谱仪安装到四米梅约尔（Maillol）望远镜上，对猎户星座BN天体等七个红外线源进行了星际的探索。现在光源噪声有5 ~ 30%之多，似乎看不见星际H₃⁺的红外光谱。如果对星际H₃⁺离子的光谱能进行监控，那么对各分子云中发生的离子 - 分子反应就会有深刻的理解。

星际HOC⁺离子

在离子 - 分子反应机理方面，对于H₃⁺来说，HOC⁺离子是重要的一种分子离子。由 于有分子云，大部分碳原子变成CO，而CO容'易同H₃⁺反应生成HCO⁺。

在观测星际HCO⁺光谱前后，用射电望远镜发现同分异构体——HNC的光谱。HCO⁺和HCN是等电子排列，因此，HCO⁺的同分异构体HOC⁺分引人注目。最近，诺贝斯（Nobes）和拉道姆（Radom）研究了它们的电子函数，并进行了精确的计算，推测出HOC⁺的J=1←0跃迁频率为89000±800 MHz，HCO⁺和HOC⁺的能量差是157 k J/mol。以前在实验室对HCO⁺进行观测的沃兹（Woods），在频率范围很大的情况下检测HCO⁺的振动激发状态下的光谱，目的在于确定HCO⁺的re结构。沃兹等人花了几周时间对诺贝斯和拉道姆推测的频率范围仔细进行光谱验证，检测HOC⁺J=1←0跃迁获得了成功。所观测的频率为89487.414±0.015 MHz，符合诺贝斯和拉道姆预测的范围。HOC⁺生成法，是把微量的H₂和CO搀入Ar里的混合气体放电。这时，HCO⁺光谱的信噪比为600，正合适，而且必须添加大量的Ar才能生成HOC。在预测频率中分别发现了HO¹³C⁺和H¹⁸OC的光谱，因此确立了光谱的起源是HOC⁺离子。

沃兹等科学家把HOC⁺的结果带到马萨诸塞州五所大学的射电天文学观测所，对星际HOC⁺进行了探索。他们直接观测银河中心的弱光谱，虽然只有一根光谱，但频率同实验室的测定值完全相符，若把这种强度与同样的云H¹⁸OC相比，[HCO⁺] /[HOC⁺] 大约是330。这种资料对今后研究HCO⁺和HOC⁺化学是很有价值的。

多烯化合物

在表1示出的大约50种星际分子中，有一组特异的化合物，它是连结几个乙炔基的氰基多烯化合物。HC_2m+1N（m=1，2，…，5）和C₃N，HC₄是原子团。其中HC₉N和HC₁₁N无实验室的光谱资料。HC₉N和HC₁₁N的光谱，根据外推法的旋转常数，用HC₇N的惯矩来鉴定。这些特异分子在星际空间是怎样生成的呢？

习夫（Schiff）和波米（Bohme）用

这反应机理也能说明C₃N，CH₂，CHCN，CH₃CH₂CN的生成。但是，为要说明氰基多烯化合物的比例，就必须找到CH₄和同等程度的C₂H₂存在。

最近，我国的研究人员提出了多烯化合物生成的新机理在靠近分子云的表面区，由于紫外线有一定程度的浸透，不能忽视光产生的离子化。特别是波长长的光对离子化的碳有影响，C⁺同云的主要成分H₂反应，再通过离子再结合反应变为中性，生成CH和CH₂。

以上反应机理的特征是：若把C⁺用于增加碳链，则需要考虑分子云在进化过程中云的构造条件。实际上，迄今在金牛星座分子云（一）（1 ~ 10 M_⊙）中，发现很多氰基多烯化合物，例如C₂H和HC_nN的相关比，从前述其他两个反应机理得到更好的说明

HCCN的微波光谱

根据前面介绍的习夫和波米的反应机理，或是按照米歇儿等人的反应机理，用C₂H₂或C₂H₂⁺，C₂H₃⁺作增加碳链的成分，生成物中的碳数按C₂为单位增加，生成HC_2mCN（m=1，2，…，5）。在铃木的反应机理中，由于C⁺的增加而发展成碳链，生成物就变成HC_nN（n=1，2，3，…，11），生成HC₂N，HC₄N。可是在星际分子中，只发现了碳数为奇数的化合物，如HCN，HC₃N，HC₅N等。由于HC_2mN的化学性质不稳定，没有实验室的光谱资料。这在星际空间不能发现吗？

最近，我们在实验室发现了HCCN的微波光谱。HCCN的转动光谱已观测出来了。如果空间有这种新分子存在，就可能有链来区别前面介绍的多烯化合物的生成机理。今年三月、东京天文台野道山宇宙射电观测所，制成了我国第一台大型射电望远镜，直径为45米。对毫米波段来说，也是世界上一种聚光力强的大型望远镜。虽然它的硬件和软件正处在兴旺时期，但有种种不合理之处。天文台的海部和森本两人希望，在探索星际HCCN时插入一部分观测试验，结果是大有希望的。

[《科学》（日），1982年10期]