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《宇宙学》作者：阿西莫夫【完结】 >
宇宙学.txt
们是否可以正确地推测，类星体尽管非常遥远，但仍是我们能够
看到的非常大的赛弗特星系？
确实，最近拍摄的照片显示出类星体周围有雾状物的迹象，
似乎表明是一个暗弱星系包围着小而活跃并且非常明亮的中心。
因此我们可以假设，距离我们10亿光年以外的宇宙的远方，就像
我们比较邻近的区域一样充满着星系。然而，这些星系大都暗弱
得用光学的方法分辨不出来，因此，我们只看到它们之中最大和
最活跃的星系的明亮中心。
中子星
如果射电辐射曾引发出上述奇特而令人困惑的天体——类星
体，那么，对光谱另一端的研究则引出了另一种同样奇特的天体。
1958年，美国天体物理学家弗里德曼发现，太阳发射出大量
的Ｘ射线。这些射线在地球表面探测不到，因为大气层会把它们
吸收掉；但是火箭可以发射到大气层以上，并且可携带适当的仪
器，因而可以轻易地探测到这种辐射。
有一段时期，太阳的Ｘ射线源是一个令人因惑的问题。太阳
表面的温度只有6000℃，虽然足以蒸发任何形式的物质，却不足
以产生Ｘ射线。这个Ｘ射线源必定在太阳的日冕中；日冕是太阳
周围稀薄的气体晕，从太阳向四面八方延伸出几百万公里。虽然
日冕所发出的光足有满月的一半，但完全被太阳本身的光所遮蔽，
只有在日全食时才会看到，至少在一般的情况下是这样。1930年，
法国天文学家李奥发明了一种望远镜，天气晴朗时，即使没有日
食发生，在高处也可以观测到日冕。
日冕之所以会被认为是Ｘ射线源，是因为早在利用火箭研究
调射线以前，人们就怀疑它具有非常高的温度。对日食时日冕光
谱的研究发现，有些谱线与任何已知元素都联系不起来。人们怀
疑这是一种新元素并命名为（气＋免）。然而，1941年，人们发
现这种新元素的谱线可以由被剥夺了多个亚原子粒子的铁原子产
生出来。 但是，要夺去所有这些粒子需要大约100万度的高温，
而如此高的温度足可以产生Ｘ射线了。
当太阳耀斑爆发喷入日冕时，Ｘ射线辐射会明显地增加。这
时的Ｘ射线强度表明，耀斑上方日冕的温度高达1亿度。 日冕的
稀薄气体为什么会有如此高的温度，至今仍然是一个有争议的问
题。（一定要把这里所说的温度同热区分开来。日冕中的温度是
气体中原子或粒子动能的一种量度，因为气体中粒子很少，所以
单位体积的实际热容量非常低。Ｘ射线就是由这些极高能粒子碰
撞产生的。）
太阳系以外的地方也有Ｘ射线射来。1963年，罗西与其他天
文学家一起利用火箭把一些仪器带到空间，想知道太阳的Ｘ射线
是不是由月球的表面反射来的，结果从天空的其他地方探测到两
个特别集中的Ｘ射线源。较弱的一个（金牛Ｘ－１，因为它在金
牛星座里）很快就同蟹状星云联系在一起。而较强的一个则是天
蝎座里的天蝎Ｘ－１，1966年发现它与一个光学天体联系在一起，
这个光学大体似乎是一个老新星的残骸（与蟹状星云相似）。此
后，在天空中又探测到许多其他Ｘ射线源。
要发射出跨越星际空间后强度仍足以被探测到的高能射线，
必须要有一个温度极高而且质量极大的射电源。太阳日冕发射的
Ｘ射线的强度完全达不到这种程度。
一个天体同时具有巨大的质量和100万度的温度， 这表明它
是一种比白矮星更致密、更极端的天体。早在1934年，兹威基就
提出过，在一定的条件下，白矮星的亚原子粒子可能会结合成为
叫做中子的不带电粒子。而后这些中子被挤压到一起直到互相贴
着，结果会形成一个直径不超过16公里（10英里）的球体，却仍
然保留着原来整个恒星的质量。1939年，美国物理学家奥本海默
比较详细地研究了这种中子星的特性。这种天体可以得到极高的
表面温度，从而放射出大量的Ｘ射线，至少在形成后的初始阶段
是这样。
弗里德曼重点在蟹状星云中搜寻这种中子星存在的实际证据，
因为人们认为，形成蟹状星云的大爆发遗留下来的可能不是一颗
致密的白矮星，而是一颗超致密的中子星。1964年7月， 当月球
掩食蟹状星云时，曾向大气层以外发射了一枚火箭；以记录Ｘ射
线辐射。如果Ｘ射线辐射来自一颗中子星，那么，当月球从这个
微小的天体前面经过时，会一下子把Ｘ射线辐射全部挡住。如果
Ｘ射线辐射来自整个蟹状星云，那么，在月球一点儿一点儿地掩
食星云时，Ｘ射线辐射会逐渐衰减下去。结果证明是后一种情况，
蟹状星云似乎只不过是一个更大、更强的星系冕。
一时间，中子星实际存在并可以被探测到的可能性减小了；
但是在对蟹状星云试验失败的同一年，在另一方面却有了新的发
现。某些射电源发射的射电波，在强度方面似乎显示出极快速的
起伏，就好像天空到处都有射电波“闪烁”。
天文学家们很快就设计出了能够捕捉到这种爆发时间很短的
射电辐射的仪器。他们认为，利用这些仪器能够非常详细地研究
这些快速的变化。英国剑桥大学天文台的天文学家休伊什使用的
就是这种射电望远镜。他监造的2048个单独的接收装置，在大约
12000平方米的面积上摆成阵列；1967年7月，这个阵列开始工作。
在不到几个月的时间里，在一位年轻的英国研究生J.贝尔的控制
下，在织女星和牛郎星中间的一个地方探测到射电能的爆发。这
种短的爆发并不难探测到。如果天文学家早些时候期待发现这种
短的爆发并研制出探测它们的仪器的话，本来是可以早些年发现
它们的。碰巧，这些爆发短得惊人，仅持续1/30秒的时间。更令
人惊讶的是，这些爆发以1.33秒的间隔一个接一个非常有规律地
发生。事实上，这些有规律的问隔可测到一亿分之一秒的精确度：
即1.337 301 09秒。
当然，没有办法说明这些脉冲代表着什么，至少在最初时是
这样。休伊什只好认为这是一种脉动着的恒星，每一次脉动都有
一次能量爆发。这个名字很快就被简称为脉冲星，从而人们又知
道了一种新的天体。
应该说这种新天体不止一个。休伊什发现了第一颗脉冲星以
后，马上搜寻其他的脉冲星， 1968年2月，当休伊什宣布他的发
现时，他已经找到了4颗脉冲星的位置， 终于他获得了1974年的
诺贝尔物理学奖。这时，其他的天文学家才开始热心地搜寻脉冲
星，现在知道的脉冲星已有400多颗。 在我们的银河系中可能一
共有10万颗脉冲星，有些可能近在100光年左右。 （没有任何理
由认为在其他星系中没有脉冲星，但是在如此遥远的距离，它们
大概过于微弱而探测不到。）
所有脉冲星都有极规则的脉动，但是它们的精确周期却各不
相同。有一颗脉冲星的周期长达3.7秒。 1968年11月，天文学家
在西弗吉尼亚的格林班克探测到蟹状星云里的一颗脉冲星，周期
只有0.033089秒。它每秒脉动30次。
人们自然会问：到底是什么东西能够产生如此规律而短暂的
爆发？某个天体一定在经历着某种非常有规律的变化，而变化的
间隔快得足以产生这些脉冲。会不会是一颗行星，在绕恒星运行
的过程中，每公转一周都要运行到恒星背后一次（从地球的方向
看去），而当它再出现时，发射出射电波的强烈闪光？或者，会
不会是一颗自转着的行星，每自转一周，它表面上的某个会放射
出大量射电波的特殊斑块就朝我们的方向扫射一次？
但是，要是这种情况的话，一颗行星必须以几秒或几分之一
秒的周期绕恒星公转或绕自己的轴自转，而这是难以想象的。要
产生像脉冲星的脉冲那样快的脉冲，某个天体必须以巨大的速度
自转或公转，这就要求这个天体的体积非常小，但同时要有极高
的温度或强大的引力场或两者兼有。
这使人们立即想到了白矮垦，但即使是白矮星，它们相互绕
转。自转或脉动的周期也短不到可以说明脉冲星的程度。此外，
白矮星的体积还是太大了，而它们的引力场却太弱了。
戈尔德立即提出，这可能是中子星。他指出，中子星体积小
而密度大，足以在4秒或在更短的时间内自转一圈。 而且，理论
上已经证明，中子星会有非常强的磁场，而磁极不一定在自转极
的位置。电子被中子星的引力紧紧地束缚住，只能在磁极处逸出。
当这些电子被甩出时，它们会以射电波的形式失去能量。因此，
从中子星表面相对应的两个点上，会发射出稳定的射电波束。
如果中子星自转时，一束射电波或两束射电波朝我们方向扫
过的话，那么，中子星自转一周我们就会探测到一次或两次短暂
的射电波能爆发。如果是这种情况的话，脉冲星在自转时必须至
少有一个磁极正巧朝我们的方向扫过，我们才能深测到它们，一
些天文学家估计，100个中子星中大约只有1个符合这个条件。如
果在银河系里真有10万个中子星的话，从地球上大概只能探测到
1000个。
戈尔德进一步指出，如果这个理论是正确的，则中子星会从
磁极泄漏出能量，从而使自转的速度减慢。因此，脉冲星的周期
越短就越年轻，损失能量和减慢速度也就越快。
当时知道的最快的脉冲星在蟹状星云里。它可能是最年轻的
一个，因为遗留下这颗中子星的超新星爆发，发生的时间还不到
1000年。
人们对蟹状星云脉冲星的周期进行了仔细研究，果然发现，
正如戈尔德所预测的那样，它的自转速度在减慢。它的周期每天
增加10亿分之36．48秒。在其他脉冲星中发现也有同样的现象。
进入20世纪70年代后，中子星假说被人们广泛接受。
有时候脉冲星会突然稍微加快周期，然后又恢复减慢的趋势。
一些天文学家认为，这可能是由星震造成的。星震是中子星内部
质量分布的转移现象。也可能是某个相当大的大体冲入中子星，
把它的动量加到了中子星上，
没有理由认为，从中子星里发射出来的电子只是以微波的形
式失去能量。这一现象应该产生光谱中所有的波。它还应该产生
可见光。
人们将注意力集中在蟹状星云里的一些天区中，那里可能会
有过去超新星爆发遗留下的可见残骸。 果然，1969年1月，人们
注意到，在蟹状星云里有一颗暗星的光以微波脉冲的准确时间忽
隐忽现。如果天文学家过去有过应该搜寻这种快速明暗交替的想
法的话，很早以前就会发现这颗星。蟹状星云脉冲星是发现的第
一颗光学脉冲星，即第一颗可见的中子星。
蟹状星云脉冲星也会放射出Ｘ射线，在来自蟹状星云的全部
Ｘ射线中，大约有5%是从这个微小的闪烁着的光点放射出来的。
于是，1964年似乎已经奄奄一息的Ｘ射线与中子星之间的关系，
又胜利地复活了。
人们可能会认为，中子星不会再有令人惊讶的事了；但是19
82年， 天文学家们在波多黎各利用300米口径的阿雷西博射电望
远镜发现了一颗脉冲星，每秒钟脉动642次， 比蟹状星云脉冲星
快20倍。这颗星可能比大多数的脉冲星都小，直径大约不会超过
5公里；而质量可能是我们太阳质量的2倍或3倍； 此外，引力场
也必定非常强。但即使是这样，如此快速的自转也一定近乎于把
它扯碎的程度。另一个令人迷惑的问题是；与它消耗的巨大能量
比起来；它自转的速率减慢得没有预料的那么快。
后来又探测到第二颗这样的快脉冲垦，科学家们正在忙着推
测它存在的原因。
黑洞
中子星也不是极限。当奥本海默在1939年研究出中子星的性
质时，他还预言，一颗质量足够大的恒星（超过我们太阳质量的
3．2倍）可能会坍缩成一个点（奇点）。当这种坍缩超过中子星
阶段以后，引力场的强度将变得十分强大，任何物质（实际上，
连光线在内）都不能逃逸出来。任何物质如果被它的难以想象的
强引力场吸住，都会陷进去而再无逃脱的机会，因此可以把它形
象他说成是空间的一个无限深的“洞”。因为连光线也逃逸不出
来，所以是个黑洞，黑洞这个词是美国物理学家惠勒在20世纪60
年代首先使用的。
具有足够的质量而有机会在坍缩时形成黑洞的恒星大约只占
1/1000；而在这1/1000的恒星中，大多数在超新星爆发的过程中
会失去足够质量，从而避免形成黑洞的命运。即使如此，目前仍
可能有数千万颗这样的恒星存在，而自我们银河系存在以来可能
已有10亿颗。即使这些大质量恒星实际上只有1/1000在坍缩时形
成黑洞，在我们银河系的各个地方仍应该有100万个黑洞。 如果
真是这样的话，那么，它们到底在哪里呢？
麻烦的是，黑洞极难探测到。因为它们不发射光或任何形式
的辐射，所以用一般的方式看不到它们。而且，尽管它们的引力
场对邻近的区域非常强大，但在星际距离上引力场的强度并不比
一般恒星大。
但是在某些情况下，黑洞会在一些特殊的条件下存在，因而
可能被探测到。假设一个黑洞是一个双星系统的一部分，它和一
颗伴星环绕着一个共同的引力中心转动，而这颗伴星是一颗普通
的恒星。
假如它们彼此间靠得非常近，那么，普通恒星上的物质便一
点儿一点儿地向黑洞漂移，并形成一个环绕黑洞的轨道。这种在
环绕黑洞的轨道上的物质叫做吸积盘，在吸积盘里物质会一点儿
一点儿地螺旋般地进入黑洞，并在进入黑洞的过程中放射出Ｘ射
线。
然后，我们必须在看不到恒星的天空中搜寻有没有Ｘ射线源，
但这个源必须看上去环绕着另一颗邻近的可见恒星转动。
1965年，在天鹅座探测到一个特别强的Ｘ射线源，被命名为
天鹅Ｘ－１。据推测，它大约距离我们10000光年。 1970年从肯
尼亚海岸发射了一颗Ｘ射线探测卫星， 从空间探测到161个Ｘ调
射线源。而在此之前，天鹅Ｘ－１一直被认为只是又一个普通的
Ｘ射线源。1971年，这颗Ｘ射线探测卫星探测到，从天鹅Ｘ－１
发射出来的Ｘ射线在强度上有不规律的变化。这种不规律的变化
正是物质在喷发中从吸积盘进入黑洞时所预料发生的。
立即对天鹅Ｘ－１进行了仔细地搜寻，在它邻近的地方发现
了一颗质量约为我们太阳30倍的又大又热的蓝星。天文学家博尔
特在多伦多大学证明，这颗星和天鹅Ｘ－１相互绕着对方旋转。
从轨道的性质来判断，天鹅X1是一颗普通的恒星，它必然会被观
测到。因为它不曾被人看到，所以它必定是一个非常小的天体。
同时，因为它的质量太大，不可能是一颗白矮星，甚至不可能是
一颗中子星，所以它必定是一个黑洞。虽然天文学家还没有完全
肯定这个假设，但是大多数天文学家对这个证据表示满意，并且
相信天鹅Ｘ－１是将被发现的第一个黑洞。
黑洞似乎可能在恒星分布最稠密的地方和大块物质可能在一
处聚集的地方形成。因为辐射的高强度是和球状星团或星系核等
恒星聚集的中心区域联系在一起的，所以，天文学家们越来越相
信，在这种星团或星系的中心存在着黑洞。
在我们银河系的中心确实探测到一个致密而高能的微波源。
这个微波源会不会是一个黑洞呢，一些天文学家推测那的确是一
个黑洞，并推测我们银河系的黑洞有1亿颗恒星的质量， 相当于
我们整个银河系质量的1/1000。 它的直径约为太阳的500倍（相
当于一颗巨大的红巨星的直径），大到足以通过潮汐效应将恒星
分裂。如果恒星接近的速度够快的话，甚至会在恒星瓦解之前将
它整个吞掉。
实际上，现在看来，物质从黑洞中逃脱出来是可能的，当然
不是以一般的方式。1970年，英国物理学家霍金指出，黑洞所含
的能量有时会产生一对亚原子粒子，其中之一会脱离黑洞。实际
上，这就是说黑洞会挥发。一般恒星般大小的黑洞挥发的非常慢，
要把黑洞全部挥发掉，需要的时间长得令人难以想象（大约是目
前宇宙寿命的几万万亿倍）。
然而，当黑洞的质量变小时，挥发的速率会增加。一个大小
不超过一个行星或小行星的微型黑洞，它的挥发速率将会快得足
以发射出大量的Ｘ射线。而且随着挥发和质量的减小，挥发的速
率和Ｘ射线的产生率都会稳定地增加。最后，当微型黑洞小到一
定程度后，它就会爆发并发射出具有γ射线特性的脉冲。
但是，究竟是什么力量把少量的物质压缩到形成微型黑洞所
需要的如此高的密度的呢？大质量恒星可以由本身的引力场自行
压缩，但是行星般大天体靠自身的引力场就不行了，因为后者比
前者需要更大的密度才能形成黑洞。
1971年，霍金提出，微型黑洞是在大爆炸时形成的，因为那
时的条件远比其他任何时候极端。那时形成的微型黑洞有一些可
能是非常小的， 即使今天，在它们存在150亿年之后，它们已经
挥发成为一个爆炸点，而天文学家仍可能会探测到γ射线，从而
证实它们的存在。
这个理论虽然具有吸引力，但到目前为止，还没有人报道过
这种证据。
“空虚”的空间
但是，如果说宇宙中存在着使我们惊奇的天体的话，在恒星
之间广大并非空虚的空间里，也存在着许多令人惊奇的东西。这
个并非真正“空虚的”空间，已证明是天文学家观测比较近的天
空的一个困难。
在某种意义上，最难观测的星系是我们的银河系。原因之一
就是我们处在银河系之中，而其他星系我们都可以从外面看到它
们的全貌。两者之间的差异就好像站在一个低屋顶上和在飞机上
观看一个城市一样。而且，我们离银河系中心相当远，更有甚者，
我们处在一个充满尘埃的旋臂上。换句话说，我们就好像是在一
个有雾的天气里，站在郊外的低屋顶上眺望城市。
一般说来，即使在最好的情况下，恒星间的空间也不是完全
的真空。在各星系内部，通常都有一种稀薄的气体弥漫于其间。
1904年，德国天文学家哈特曼首先探测到由这种星际气体引起的
光谱吸收线。在一个星系的边缘，气体和尘埃的浓度变得很大。
我们可以看到在较近星系的周围有这种暗尘埃雾。
实际上，有一种简单的方法，我们可以把银河系的尘埃云看
成是银河里的暗区。例如，黑暗的马头星云，就是由环绕在其周
围的几百万颗明亮的恒星衬托出来的；而位于南十字座的煤袋暗
星云则是另一个有名的例子，它距离我们约400光年， 尘埃粒子
散布在直径为30光年的区域中。
虽然气体尘埃云遮住了我们直接观看银河系旋臂的视线，但
是我们仍可借助分光镜观测旋臂的结构。气体尘埃云中的氢原子
被旋臂中的明亮的星族Ⅰ的恒星所发射的高能辐射电离成带电的
亚原子粒子。1951年初）美国天文学家摩根发现电离氢的条纹，
并标示出蓝巨星——也就是旋臂——的谱线。它们的光谱与仙女
座星系旋臂所显示的光谱非常相似。
最靠近我们的这样一条电离氢条纹，包含了位于猎户座的蓝
巨星，因此这个条纹被称为猎户臂，我们的太阳系就在这个旋臂
中。另外两条旋臂也是用同样的方法找到的，其中一条比我们距
离银心还远，包含了英仙座的巨星，称为英仙臂。另一条距离银
心较近，含有人马座里的亮星云（人马臂）。每条臂似乎有大约
10000光年长。
后来射电波成为一种更有力的工具，因为它不仅可以穿透模
糊的星云，顶且还能够通过它们自己的声音让星云讲出自己的经
历。这是荷兰天文学家范得胡斯特研究的结果。1944年，荷兰在
纳粹军队的占领之下，天文方面的观测几乎是不可能的，因此，
范得胡斯特只能利用纸和笔来研究星际气体中的主要成分普通氢
原子的特性。
他提出，这种原子偶尔在碰撞时会改变它们的能态，并在改
变能态的过程中放射出光谱中射电部分的微弱辐射。一个氢原子
大约要1100万年才改变一次能态；但是星系际空间存在着大量的
氢原子，因此，每时每刻都会有足够的氢原子发射出可以连续探
测到的辐射。
范得胡斯特计算这种辐射的波长应该是21厘米，果然，随着
战后新射电技术的发展，1951年，哈佛大学的琅塞耳和尤恩探测
到了这支“氢之歌”。
通过接收聚集氢的21厘米辐射，天文学家能够察觉各条旋臂
的踪迹，并跟踪很长的距离——在大多数情况下几乎能绕银河系
一周。于是发现了更多的旋臂， 而氢的聚集图显示出6个以上的
条纹。
此外，“氢之歌”还告诉了我们氢的运动情况。像所有波一
样，这种辐射也有多普勒－斐索效应，。这就使天文学家能够测
量出运动着的氢云的速度，从而除了别的之外，探测到我们银河
系的旋转。这项新技术证实，银河系的旋转周期（在我们到银心
的距离上）为2亿年。
在科学上，每一项新发现都会打开通往新的神秘的大门，同
时，最重大的发展往往来自意外的发现，即推翻原有观点的发现。
这里有一个有趣的例子，对我们银心的一个氢聚集区的射电研究，
发现了一个令人困惑的现象。似乎仍在扩散着的氢却被局限在银
河系的赤道面上。这种扩散本身是令人惊奇的，因为没有一种理
论能够解释这种现象。而且，如果氢正在扩散着，那么，在银河
系长久存在期间，它为什么没有全部消散？它是否表示，像奥尔
特所猜想的那样，大约1000万年前银河系中心曾经爆发，如同更
近时期M-82所发生的爆发一样？再者，氢的平面并不是非常平的，
而是一端向下弯曲，另一端则向上弯曲，为什么会有这种现象，
到目前还没有人提出适当的解释。
就射电波而言，氢不是（也不应该是）惟一的元素。每一种
不同的原子或原子的组合，都能够发射出特征射电辐射，或者从
总的背景中吸收特征射电辐射。因此，天文学家便自然地开始搜
寻除最普通的氢以外的其他原子的蛛丝马迹。
自然界里的氢几乎都属于最简单的一种，即氢－１，另外，
还有一种比较复杂的氢－２，也称为氘或重氢，天文学家仔细搜
寻天空中不同位置放射的射电波辐射，企图找出理论预测的氘的
波长。1966年终于探测到了这种波长，同时测知宇宙中氢－２的
含量大约是氢１的5％。
宇宙中最普通的成分，除了氢以外，就是氦和氧了。一个氧
原子和一个氢原子结合形成一个羟基。在地球上，这种结合是极
不稳定的，因为羟基很活泼，几乎可以与它遇到的所有其他原子
或分子结合。它特别容易与第二个氢原子结合形成一个水分子。
然而，在星际空间中，由于原子扩散得很稀薄，因而原子间碰撞
的机会极少，羟基一旦形成，就会长时间不受干扰，正如1953年
苏联天文学家什克洛夫斯基所指出的那样。
经计算证明，这种羟基会放射或吸收4种特殊波长的射电波。
1963年10月，其中的两种射电波被麻省理工学院林肯实验室的射
电工程师小组探测到。
由于羟基的质量大约是单个氢原子的17倍，所以运动比较缓
慢。在任何特定的温度下，羟基的运动速度只有氢原子的1/4。一
般来说，运动会使波长变得模糊起来，因此，羟基的波长比氢的
清晰。羟基的位移比较容易测定，同时，也比较容易判断含有羟
基的气体云是在接近还是在退离。
当天文学家在广阔的星际空间发现了含有两个原子的化合物
时，虽然很高兴，但并不感到十分惊讶。他们自然而然地开始搜
寻其他化合物，但并不抱有很大的希望。由于在星际空间原子扩
散得十分稀薄，因此，使两个以上的原子有足够长的时间相聚而
形成化合物的机会是极少的。不如氧原子普遍的原子（例如碳和
氮，它们是仅次于氧的比较容易形成化合物的元素）似乎根本没
有形成化合物的可能性。
但是，从1969年开始，却出现了真正令人惊讶的事情。同年
11月，天文学家发现了水分子（H2O）的射电波“指纹”。 这些
水分子是由2个氢与1个氧共3个原子结合成的。 在同一个月里，
还探测到了氨分子（NH3），这更加令人惊奇。氨分子是由4个原
子结合成的，其中3个是氢，另1个是氮。
1969年，又探测到含有1个碳原子的4原子化合物。这就是甲
醛（H2CO）。
1970年又有一些新发现，其中包括5原子的分子丙炔腈，它
含有一条由3个碳原子构成的链（HCCCN）；另外还探测到含有6
个原子的分子甲醇（CH3OH）。
1971年，探测到由7个原子结合成的甲基乙炔（CH3CCH）分
子。而1982年，探测到13个原子的化合物氰基癸五炔，它含有1
条由11个碳原子构成的直链，链的一端有1个氢原子，另一端有
1个氮原子（HC11N）。
天文学家们发现，他们面临着一门崭新的、未曾预料到的科
学分支：天体化学。
这些原子是如何聚集在一起而形成复杂分子的呢？这种分子
在恒星的硬辐射的冲击下是怎样保留下来的呢？在通常情况下，
这些分子是会被分解的。对此目前天文学家还无法解释。据推测，
这些分子并不是在我们想象的空虚的星际空间形成的，而可能是
在即将演化成恒星的正在增厚的尘埃云区域产生的。
如果是这样的话，人们可能会探测到更加复杂的分子，而这
些分子的存在会使我们对行星上生命演化的观点发生彻底的改变。
对此我将在其他书中加以阐述。
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