第二节 星际分子
在很长的时期内， 几乎所有的人都默认，容纳恒星的广阔空间是“完全真空”的。仅有个别的天文学家偶尔提出过光在星际空间中传播时可能受到吸收的情况，但也拿不出真凭实据。直到20世纪初，德国天文学家哈特曼（J．F．Hartmann）通过恒星光谱的观测和分析，才令人信服地证明：星际空间存在气体。他发现在某些双星光谱中，谱线的波长一般都出现时长时短的变化，而且变化的周期精确地等于该双星的相对轨道周期。这种现象显然可以用两颗星相互绕转时所引起的多普勒效应加以解释。但是，另外有两条属于电离钙的吸收线，它们的波长总是保持不变。这意味着相应的吸收作用并不是发生在双星系统内的恒星外层，而是发生在该双星与观测者之间的某处，在那里肯定存在钙。
用光学天文的方法，除了发现星际气体中含有原子和离子之外，还发现含有分子。20世纪30年代发现的第一批简单的双原子分子，诸如CH，CH+和CN，就是用高色散光谱仪探测到的。但能在可见光波段测到的分子毕竟很少，因而影响不够大。20世纪50年代，用射电天文的方法首次探测到星际气体中存在大量的中性氢原子，及其在描绘银河系旋涡结构中所起的重要作用，则进一步激发了人们从射电波段探测星际分子的热情。著名的原苏联天体物理学家什克洛夫斯基（I．S．Shklovsky）早在1949年就指出，有可能在射电波段对星际分子进行频谱观测，因为各种分子的转动能级之间的跃迁所产生的辐射几乎全部落在射电波段，并在1953年对羟基分子OH做了详细的计算。但由于射电望远镜接收系统的频率标准没有调好、测准等原因，50年代对这个分子所做的探测没有成功。
1963年，温雷布（S．Weinreb）等人用配接128路自相关频谱仪的25m射电望远镜， 首次探测到以仙后座A为背景的OH分子18cm 波段吸收线。这一发现开辟了分子天文学的新篇章。随后在分米波、厘米波和毫米波都发现了许多其它的星际分子射电谱线，包括氨（NH3）、水蒸汽（H2O）和CO（一氧化碳）等无机分子，以及甲醛（H2CO）、甲基醇（CH3OH）等有机分子。至今已发现的星际分子总数达上百种，它们大多数由氢（H）、氧（O）、碳（C）、氮（N）、硫（S）、硅（Si）6种元素组成。其中既有两三个原子组成的简单分子，又有十几个原子组成的复杂有机分子；既有水和一氧化碳之类我们周围也存在的分子，又有不少在地球上从未找到过天然样品的不稳定分子。有的甚至是在化学实验室中也难以制备出来的地外“奇异分子”。星际空间中最普通的分子应该是氢分子H2，可惜H2分子不产生射电谱线；但可通过观测到的CO分子推测出HZ分子，因为H2分子和CO分子通常是按一定比例一起存在的。HZ产生的谱线落在紫外波段，必须在地球大气外才能直接测到，这已被哥白尼卫星收集的紫外光谱数据所证实。
观测表明，星际气体在空间中的分布一般是不均匀的。有的地方很稀薄，趋近于真空状态；有的地方则很稠密，形成星云。在冷而密的星云内，气体多以分子状态存在，主要靠射电波段探测，并称之为分子云。图5．3是美国得克萨斯大学用2.7mmC13O射电谱线测绘的猎户座大星云北部的分子云。C13O是一氧化碳同位素分子，它在2.7mm波长上的谱线强度分布是以等值线表示的。由图可见，C13O分子云似乎把光学上可见的猎户座大星云分为南北两部分。光学可见的区域属于高温电离氢区（HⅡ区），而射电所测的分子云则自然属于低温冷区。其中光学和射电图像有所重叠的部分应当具有这样合适的温度：既能使氢电离，又不致于使一氧化碳同位素分子分解。这种图形对于进一步研究恒星的形成和演化具有重要意义。
