我们平常所学的化学知识在宇宙中是不是没多大用处？ 第1页

哟，不请自来，因为本人就在做 astrochemistry， 大家说，姿势有没有用啊？

先讲个业内很出名的故事。

学界很早就知道星云里甲醇丰度很高。可是甲醇是怎么形成的呢？一开始呢，大家（可能天文学家居多吧）就YY，啊，大概是这么来的：

甲基正离子和水结合生成质子化甲醇，能量以光子释放

然后呢，

质子化甲醇吸收一个电子，中和，形成甲醇并放出一个氢原子。

他们还专门起了个名字，叫 dissociative recombination process

咳咳，两个反应都是放能极高的反应，做动力学和反应机理的化学家看见不高兴了，心想：这怎么都看着像扯淡呐！这么高的能量释放，可能早就把产物打成碎片了，哪里容得下一个稳定的甲醇分子哦！

于是，Geppert 等人用位于斯德哥尔摩的CRYRING设备做了一个著名的实验：测量质子化甲醇和电子中和产生的各种产物的产率，学名叫做 branching ratio。结果发现呢，果不其然，拿一个电子打到质子化甲醇上，飞出了17种产物，90%以上都是碎片，而生成中性甲醇的通道只占 0.03, 还附加的不确定度。

W. D. Geppert et al., Faraday discussions,2006, 133, 177.

呵呵，呵呵呵，呵呵呵呵。

没错，上面提出的这种反应通道完全是没有化学知识的情况下YY出来的。

而在尘埃表面的固体一氧化碳上发生的持续加氢反应则在化学上更行得通：

每一步都加一个氢原子。

为什么呢？星际物质中九成都是氢，然后是氦（但是化学惰性），再下来就是一氧化碳了。一氧化碳在低温下冻成冰，固体的密度比气体大得多啊。而氢原子因为非常轻，哪怕在10K的低温下也能够在固体表面吸附、移动，因此大大提高了反应发生的几率。再者，这样每一步都是比较温和的反应，又有固体晶格带走反应能量稳定产物，容易累积形成大分子。

于是呢，现在主流都认为这种发生在气体-尘埃以及尘埃表面的反应才是很多高丰度的简单星际有机物的主要反应通道。

这是个人认为蛮经典的化学家拯救世界，啊不，化学姿势帮助天文学家的故事。

--------- 分割线 问题分析 ---------

故事讲完了，可以开始说道理了。

题主问题中的每一小句话，都可以做一篇大文章。所以一点一点来看。

1. 平常所学的化学知识

这本身就是个坑。什么叫做“平常所学”？高考考纲范围内的姿势？大学普通化学姿势？化学专业的本科姿势？姿势水平很重要啊！

我看啊，还是去掉“平常所学”好了。就问，化学知识，或者说在地球实验室环境（terrestrial condition)下所获得的化学知识，对研究宇宙中的化学有没有用。

2.宇宙中很少有地球上这样的温和环境，不是超高温就是超低温，还充斥着各种射线

Really? 不见得。当然，不是说宇宙中的环境就很温和。而不如与其说，宇宙中各种环境的差距实在太大了！我们粗略的来看一看地球和宇宙环境的对比：

1）地球上可以获得的典型环境（典型的实验室内）

• 温度 ：超低温可以用液氦和激光冷却，低温可以用各种压缩机/制冷物质，常温不赘述，高温可以用炉子加热。托卡马克这种变态的东西不作讨论。
  
• 压强：现在的涡轮分子泵可以抽到个大气压。气体压强充到几个几十个大气压是挺常见的。再高的压力（做人造钻石那种）变态的东西不作讨论。
  
• 辐射：常见的紫外、可见光、红外波段都有对应的激光，功率可大可小；核辐射这种东西比较难搞不是每个lab都能做的。也有许多种方式电离，几万伏的电压不是问题。

2）宇宙中的典型环境

温度（K） 压强 辐射

星际空间 <10 1 粒子/cm^3 充斥着宇宙线，其他啥都木有

星云 10-100 粒子/cm^3 取决于内部有没有新生恒星

行星/彗星 atm 可能温和（地球，Kepler-452b），可能较严酷

主序恒星 烧死你！

黑洞 这货还是交给天体物理学家去搞吧

其实，实验室除了无法还原出星际空间中的极稀薄极稀薄的气压外，别的条件还是基本都能实现的，尤其是星际化学反应集中发生的地方肯定是在星际云和行星/彗星上。要知道，现在科学家的实验室还是很给力哒！

【插播一条广告】实验室中气压抽不下去了，也真不是真空泵的问题。再强大的泵，再完美的密封，都阻止不了一件事情——用来包裹出真空的真空室的材料表面在高真空下会不断有分子脱附，速度极快。

而压强呢通常不是太大的问题。因为稀薄的气体无非就是导致一个分子要找啊找啊找了千年才可能看到它爱人的容颜——反应速率会很慢。但是别忘了，宇宙中的时间尺度也是上万年只是弹指一瞬间的。而一个反应的反应速率常数并不受反应物浓度影响，所以只要速率常数还可以，反应物丰度还可以（不是特别特别低），等个几十上百万年也是能够形成可观的反应量的。

况且，我们还有星际尘埃呢！我们还有彗星和行星呢！附着在固体表面的东西，浓度就比云气高多了。事实上，现在业内认为尤其是星际尘埃，在很多关键物质的反应中扮演着不可替代的角色（见开头的故事）

------ 星际空间中的化学反应类型 -------

先祭出这张示意图：

【抱歉拖延症拖了这么久。继续】

先扯一点点恒星的生命循环图景。

（更详细的或许去看

？我忘了

大神有没有专门回答过恒星/星云生命周期的问题）

宇宙诞生初期，除了氢和氦，连别的元素都少之又少，更别谈复杂的化学分子了。第一代恒星首先扮演了制造元素的反应堆，在核聚变燃烧氢氦的过程中不断合成新的元素，一直到铁。第一代恒星通常都是大质量的恒星，当它们很快耗尽燃料而死亡时，成为璀璨的超新星，将星体内的物质喷射到星际空间中。这些物质成为了发散云（diffuse cloud，图左上角），里面不光富含氢，也包含了更重的元素，比如形成复杂有机物的关键物质：碳、氮、氧。由于受到大量高能宇宙射线的照射，这里通常含有大量的原子态（HI region）和离子态（HII region）的氢。

发散云在自身重力作用下，慢慢聚拢，气体密度提高，变成分子云（molecular cloud，图右上角），这也为初步的化学反应的发生提供了可能条件。在分子云中，典型的反应为离子-分子之间的反应（ion-molecular chemistry），以及 dissociative recombination，上文故事中讲道的那个不靠谱的反应。哎，这个反应对于形成大分子不靠谱，但在形成小分子和自由基碎片上是非常重要的，因为星际空间中有的是自由电子，这些自由电子是从高能宇宙线（cosmic ray）轰击原子而电离出来的。

H3+大量存在。

所以自然的，正离子和电子都有了，这样离子-分子反应就有了大量的原料。这里，一氧化碳（CO）的形成非常关键。CO 的形成需要 OH，羟基自由基。而 OH 首先就是通过 ion-molecular 而后 dissociative recombination 形成的：

W. D. Watson, Astrophysics Journal, 1973, 183, L17

或者

然后

有了OH之后呢，和C/C+的反应非常迅速：

这两个区域中的反应基本都是气相反应。而从反应物来看，基本都是单体（one-body）反应或双体反应（two-body），即 A->P 或 A+B -> P。这是因为，反应速率跟碰撞几率正相关，在茫茫宇宙，1立方厘米只有几个粒子的空间里，想让三个分子碰撞到一起发生反应的几率实在是太渺茫啦。相对的，离子-分子反应的速度就可以很快，因为离子本身带电，当分子与它擦肩而过时，强大的电场可以诱导出分子内部的偶极矩，然后通过静电作用把分子强行拉过来。这就大大提高了碰撞成功的几率。【这就是从化学中的反应动力学知识中推测什么反应更可能发生】

分子云进一步收缩，形成 prestellar core。这里气体密度更高（可以达到100个粒子/立方厘米），是新一代恒星可能诞生的场所（所以是 pre-stellar 嘛）。在新恒星诞生前，温度会很低，大约在 10K 的样子，叫做冷核（cold core）。而一旦新恒星的核心快点燃甚至已经点燃以后，这里就会变成热核（hot core），100 K 的样子。这里是气体-尘埃反应（gas-grain chemistry）发生的主要场所。

气体-尘埃反应模型的提出其实也有年月了。但真正登上历史舞台，其实就是在上文最初讲的那个故事之后。因为纯粹的气相反应根本解释不了 prestellar core 里面大量的甲醇含量。而只有加入气体-尘埃反应之后才说得通。现在的主流猜想认为，在冷核中，尘埃表面冷冻的一氧化碳冰、甲醇冰、水冰和气相的氢原子不断发生加氢反应，并且在可能存在的二次紫外（cosmic-ray-induced UV，来自于宇宙线轰击激发氢原子到激发态然后跃迁回基态放出的紫外线，主要是Lyman-alpha）辐射下产生自由基。然后新恒星形成，加热周围的物质，这些冰逐渐融化，简单的有机物被释放到气相中，进一步发生更复杂的反应，生成更大的有机物。

E. Herbst & E. F. van Dishoeck, Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics, 2009, 47, 427

前年ALMA占尽风头的这张图片，说的就是观测到了一个新生恒星周围行星盘上的一氧化碳的“雪线”，太靠近恒星的一氧化碳冰已经化了。

C. Qi et al., Science, 2013, 341, 630

然后呢，还有如果新生的恒星继续形成恒星—行星系统，有机物会在这些行星/彗星等小天体上继续发生更复杂的反应。而人类目前知道的最复杂的例证，自然就是地球本身。

------ 化学研究在星际反应中的应用 -------

其实，astrochemistry 本身就是一个新兴的交叉学科，也就短短二十年的历史。这主要是由于我们观测仪器和实验仪器的进步，使得天文学家不断发现新的物质的光谱线。要知道，在三四十年前，人们还认为宇宙中除了氢氦和少量重元素之外，寂寞一片。而现在，人们已经在太空中发现了超过180种分子，甚至包括C60（足球烯），宇宙中其实是充满了分子的。正因如此，化学家的加入带来了不同于物理学家和天文学家的思考角度，一起合作来解开星际空间中化学反应网络之谜。

（广告：这个网站收录了目前发现的所有星际分子 Molecules in Space）

那么，化学知识的运用，主要可以体现在下面三个方面。

第一，光谱学

我们对宇宙的认识基于观测，而星云星系那么遥远，唯一的观测方式就是被动的接受它们发射出来的电磁波。而在微波到远红外波段（~10 GHz -- ~10 THz），正是绝大多数分子的转动光谱所在波段。物理化学家们潜心研究分子转动光谱几十年，这些知识积累正好大大地派上用场。因为在这个波段，每个分子基本有独特的光谱谱线频率，谱线很窄，重叠率很小，因此就像分子的指纹。（一个频段可能有上百GHz，而分子的谱线通常只有10 MHz，也就是说单一个频段理论上最多可以分辨出 1 万条谱线）

近红外有没有用呢？也有用，但用处不是特别大，因为近红外对应分子化学键的振动，而振动谱线的频率只和键所处的局域化学环境有关。所以就像有机化学里红外谱只能判断官能团一样，天文观测中的近红外谱也只能确认官能团或者简单分子（水、CO等），不足以判断大分子。

(这是我个人很喜欢的一张光谱，非常非常漂亮、干净的甲醇谱线【搞观测的同学肯定知道要拿到这么干净的光谱真的是很不容易啊】，来自赫歇尔空间望远镜的HIFI数据）

S. Wang et al., Astronomy & Astrophysics, 2011, 527, A95

第二，实验室测量

虽然实验室中无法模拟太空中的高真空，但是，由于上述光谱学的原因，无论你用什么办法制备出了某种物质，并且测量出了它的光谱，那么，就可以用来和天文观测数据对比。哪怕它们处在不同的温度环境下也不要紧——因为光谱学家可以根据量子力学的复杂公式，用某个特定实验条件下的光谱去推算其他条件下的光谱。

现在，随着星际空间发现的分子越来越多，望远镜越来越强大，对不同星际空间中的化学反应网络的研究也越来越细致，如果能够在实验室中搞出那些反应网络机理中预测应该扮演关键角色的中间体（离子、自由基、不稳定的分子等等），在实验室测出它们的光谱，然后拿去和天文数据比对，如果能匹配上的话，那就绝对是大新闻！此外，就是现存的天文观测数据中还存在许许多多未知的谱线，叫做 U-line （unidentified line）。如果实验室测了一个新化合物的光谱，把它加到学界共享的数据库里面，就有可能帮助天文学家鉴定出这些未知谱线。这些工作通常都是由气相转动光谱的实验室来完成的，要用到巨大的真空室、各种电子线路，用高压放电或者激光光解来制备不稳定的粒子。

( Brooks Pate Lab,

)

实验室还可以做一类实验：冰。用紫外灯照射、加热各种物质混合成的冰，然后观测生成了什么，这是在实验室中可以玩出很多花样的。而这样的实验，自然就是在模拟星际空间中的气体-尘埃反应，以及彗星等星体上的化学反应。

最后，还有一项很关键的实验——反应动力学实验。如果可以在实验上测到某个具体反应通道的反应速率常数，或者几个反应产物通道的 branching ratio，就可以给我们的模型提供非常关键的动力学数据。此外，预测反应通道和反应产物，也需要理论化学家的理论计算支持。毕竟不是每一个反应都有条件也有必要率先在实验室里瞎子摸象地去做的。现在通常都是理论化学家先搞个计算，提出一些可能性，然后实验化学家再跟进做实验。譬如开头说道的故事，理论计算也是表示那个 DR 反应非常不靠谱，然后又有实验证据。这些实验就纯纯粹粹进入物理化学领域了。关心这些实验数据的也不光是天文学，大气科学、理论界也都会非常关心这些很基础的研究结果。

第三，动力学模型

星际空间中的反应肯定不是孤立的。就从上文举的CO的形成这个简单的例子也可以看出，大量的反应路径编制成了反应网络。汇总现在学界所知的所有反应和所有动力学数据，编成数据库，然后用电脑解这个庞大的偏微分方程组，就可以计算出各个分子在给定环境条件下随时间演化的丰度变化。这样的动力学模型做出来，也是去和观测数据比对。如果有出入，那么就说明模型有问题。开头所举的例子，就是因为纯气相反应的模型怎么算都算不出来和观测数据匹配的甲醇丰度，所以大家知道，肯定是模型出问题了。而反过来，如果我们肯定模型正确的话，也就可以用模型计算出的一些关键的化学物质丰度来区分观测天体所处的不同演化阶段。

就是这样一个庞大的动力学数据库，收录了近千种分子，上万的反应数据。

说到这里，大致的介绍也就差不多了。相信化学家以及化学知识，尤其是物理化学知识的加入，对提出合理的反应网络模型，预测可能存在的星际分子，以致最终解开生命物质如何在宇宙中得以形成的谜团，肯定会带来非常有益的帮助。

结束之前，再说一个天文界的小轶事：

天文界现在仍然管所有比氦重的元素叫“金属”，据说只是因为锂是金属。这恐怕就是没有化学家提醒的结果吧。而原子氢叫HI，离子氢叫HII，用罗马数字标着，而HII英文念出来，化学家听了还以为是H2氢分子。也不知道这个命名传统是怎么流传出来的。还有一些分子的命名，比如乙腈，化学名该叫 acetonitrile，乙（acet-）—腈（-nitrile）嘛；天文界从来都是叫“氰基甲烷”（methyl cyanide），就有那种不识字读半边的感觉。当然，全没有黑天文界的意思，只不过是很有意思的历史遗留产物。且当茶余饭后谈资尔。

【完】