第一章
天文学中最后一大难题

20世纪60年代末，天文学、物理学、化学和生物学这几门学科开始联手向人们讲述人类自身以及整个宇宙的起源和演化这一非凡的故事，试图彻底揭示其令人敬畏的复杂性。诚然，在这方面有许多东西现在还说不清道不明，还有许多有待跨越的鸿沟、许多主观臆测，而且这个故事也未必就是关于生命、宇宙和万物这一永恒主题的最终回答，但是，它仍极有可能是人类历史上所讲述过的最伟大的故事。

宇宙是天文学家和物理学家的领域。他们的研究主要涉及“大爆炸”以及随后不断膨胀的宇宙的物理性质、恒星生成与演化的机制、星系的形成与成团性、星际气体和尘埃云的性质以及行星形成的动力学过程。

天体物理学家并不十分清楚宇宙的大尺度结构由何而来，但是他们在恒星诞生及演化理论方面已经取得了许多进展。在他们看来，故事是这样开场的。大约150亿年前，我们的宇宙在一次大爆炸中诞生，随着时间的流逝，大爆炸过程中形成的氢和氦逐步聚集成云，然后这些气体在自身万有引力的作用下凝聚成恒星。比氢和氦更重的元素来自恒星内部的热核聚变反应。

恒星有自身的生命周期。一个与太阳质量相近的恒星将逐步燃尽其核心中储存的氢，并不断产生氦。当它所储备的氢完全耗尽时，它将膨胀并冷却而变成一颗红巨星。随后，形成铍和碳的聚变反应将被触发。进一步的聚变反应将产生的更重的元素，直到铁为止。在恒星内部可能存在的物理条件下，铁核发生的将是裂变而不是聚变——物理学告诉我们铁是恒星内部所能形成的最重的元素。最后，当其内部的所有燃料都完全耗尽而只剩下一个铁核时，质量超过太阳大约8倍的恒星将在自身引力的作用下坍缩，最终在一次壮观的超新星爆发中结束自己的一生。整颗恒星将在灾难性的能量释放过程中被撕成碎片，同时产生比铁更重的元素并将星体的残骸抛向太空，为下一代恒星撒下种子。

这样，孕育新一代恒星的星际云中将含有较重的元素。在星际气体和尘埃云中凝聚而成的第二代恒星将带有自身的行星系统。像我们地球这样的行星是由重的含硅化合物、铁及镁的氧化物，还有一些其他简单的无机化学物质聚积而成的。太阳系中行星的大小和组成情况取决于孕育太阳的那团旋转气体云的动力学性质。

科学家们一旦认识到大爆炸与类地行星的生成之间的联系，余下的问题就被认为是顺理成章的了。流行于20世纪60年代晚期的生命起源理论将告诉你，怎样由一堆堆毫无生机的岩石获得生命形式如此丰富多彩的世界。至此，物理学家把讲述故事的任务交给了化学家和生物学家，而把注意力集中在现代天文学和理论物理学向他们展现的更为奇异多姿的现象上，例如脉冲星、类星体以及黑洞。

化学家和生物学家肩负起揭开地球生命起源之谜的重任。他们认为，要想形成生命，早期地球必须具有一个漂浮着大量复杂有机分子的温暖的海洋，或者按照霍尔丹（J.B.S.Haldane）的说法，一个“原始汤”。1923年，俄罗斯科学家奥巴林（A.I.Oparin）提出，那些最初的原始单细胞生物可能是在大约20亿年前由微观胶体液滴中具有生物学重要性的分子凝聚而自发形成的。但这些具有生物学重要性的分子由何而来呢？20世纪50年代，化学家尤里（Harold Urey）和米勒（Stanley Miller）找到了一个答案。对甲烷、氨、氢气以及一小点水蒸气构成的模拟原始大气进行紫外辐照（来自早期的太阳）和放电（来自闪电），瞧——你得到了氨基酸。

单细胞的生命机体，经历几十亿年来由自然选择推动的进化，使我们人类自身——这种能够用理论来解释宇宙及其自身起源的以碳为基础的智慧生命形式，最终变为了现实。想一想，我们身体内每一个碳原子都曾经过恒星内部巨大火炉的冶炼，或者说我们是由一堆星际尘埃形成的。这无疑给科学家们所讲述的故事增添了一份感伤的色彩。

如果说天体物理学家们并不打算独享天文学中所有乐趣的话，他们至少在想方设法地确保不要失去太多的领地。他们认为，化学和生物学的过程是在宇宙范围内已形成了数量相当可观的行星之后发生的事。对于脆弱的有机分子而言，星际空间的环境太恶劣了，这些分子不可能稳定存在。星际空间不会有什么复杂的化学行为，化学家们还是应该关心他们的试管或别的什么。这类重大的事件还是让物理学家们去想入非非吧。

直到汤斯（Charles Townes）及其加利福尼亚大学伯克利分校的同事决定用射电望远镜更细致地观测星际空间时，这种看法才开始受到挑战。汤斯是一位微波光谱学家。 他由于发明基于氨分子受激微波发射原理的微波激射器（激光器的先导）而分享了1964年的诺贝尔奖。他和伯克利分校物理系以及射电天文实验室的同事把坐落在加利福尼亚州哈特克里克的直径6.3米的射电望远镜天线指向浩瀚无际的太空，他们所要搜寻的是微波信号。

当时，一般射电望远镜所使用的射电波的工作波长大致在米（短波）或千米（长波）波段。汤斯和他的同事们想把这一波长延伸到厘米或者更短的区域（微波）。为了探测这一区域的微弱信号，射电望远镜的接收天线一方面必须尽可能大（以接收尽可能多的信号），同时又必须在所测辐射一个波长的尺度内（这里约为厘米）保持光滑。幸运的是，到60年代末，微波放大和探测技术已经由于通信卫星的发展而取得了长足的进步。

1968年秋，汤斯和他的同事用刚刚在哈特克里克装好的那架射电望远镜对太空进行了观测。他们发现，银河系中心方向的一团稠密星云正不断向外发射氨分子所特有的波长为1.25厘米的信号。氨因此成为星际介质中第一个得到确认的多原子分子（包含2个以上原子的分子）。但这仅仅是个开头，在随后的3年里，又有20种分子陆续得到确认，包括水、甲醛、氰化氢以及乙炔。另外还有一些微波信号则与实验室中所研究过的任何分子都对不上号。

随着越来越复杂的分子的发现，这份星际分子名单越来越长。尽管星际介质中的物质有70％是氢，另外还有28％为氦，但是那剩下的不到2％的物质越来越引人注目了。天体化学这一新兴学科由此诞生。一片被称为人马座B2的暗星际云是猎取新的天体分子的最佳场所之一，它位于人马座内。

正是在这片星际云中，西弗吉尼亚格林班克的美国射电天文台的天文学家特纳（Barry Turner）发现了丙炔腈H—C≡C—C≡N（简称HC ₃ N）的微波信号。到70年代中期，人们的观念发生了一个意义深远的改变。星际介质已不再像以前所想象的那样缺乏化学上的重要性，它正向人们不断展现其丰富的分子种类。其中有许多分子复杂到从来没人相信它们会存在于星际空间。这些稠密的星云同时正是恒星诞生的地方，这意味着那些复杂的分子早在恒星形成之前就已经存在于孕育该恒星的旋转的气体尘埃混合物之中了。这样看来，我们似乎不必借助地球原始大气来解释原始汤中复杂有机分子的存在。喜欢标新立异的天文学家霍伊尔（Fred Hoyle）和他的同事维克拉马辛哈（Chandra Wickramasinghe）甚至提出地球上的生命起源于星际空间。他们在首版于1978年的著作《生命之云》（ Lifecloud ）中指出，星际介质中的两种已知分子甲醛和甲亚胺（H ₂ CNH），可以反应生成一种最简单的氨基酸——甘氨酸。

但是，射电天文学家的任务这时开始变得越来越棘手了。要在星际空间探寻并确认更加复杂的分子，天文学家们必须预先知道它们的微波波谱，知道如何计算这些来自太空的微波信号可能出现的频率。对像水、氨以及丙炔腈这样稳定存在的分子而言，这算不上什么问题，它们的微波波谱已有现成的数据可查，测起来也并不费事，但是在星际介质中发现的那些分子极有可能在地球上找不到，而且在地球上的实验室也从未被合成过。

要把这项研究继续下去就意味着必须设法在实验室里合成越来越多的这类复杂分子，并且测出它们的微波波谱。干这行出身的化学家们发现天文学家们正利用他们辛辛苦苦得到的结果在太空中寻找这些分子。面对这一事实，他们开始觉醒。没过多久，化学家们已开始分享此前一直为天体物理学家们所独享的那份乐趣了。他们通过制备新的分子来指导新的太空分子的寻找。这些工作最后集中到当时已相当成熟的一个科学领域——微波光谱学。

1975年，苏塞克斯大学化学系一位姓克罗托（Harry Kroto）的年轻讲师对星际分子问题产生了持久的兴趣。克罗托也是一位微波光谱学家，他一直跟踪着汤斯以及其他人利用微波技术在星际空间寻找多原子大分子的工作。

克罗托对含有碳原子多重键的链状分子一直很着迷。这个兴趣始于20世纪60年代初他在设菲尔德大学做狄克逊（Richard Dixon）的博士生的阶段。当时他曾对二氧化三碳O＝C＝C＝C＝O做过一些不太成功的研究，这个课题一直持续到他做博士后研究的阶段。

克罗托在苏塞克斯大学的同事沃尔顿（David Walton）是化学合成方面的专家。他曾发明一种制备长链分子的很棒的方法。用这种方法，沃尔顿成功地制备出含有微量长链分子的稀溶液，这些长链分子包含24个或32个碳原子，看上去就像用丝线串起来的颗颗珍珠。在克罗托的脑海中，这些分子就像是啦啦队队长挥舞在空中的富有弹性的指挥棒。一般说来，这种指挥棒是一根刚性的杆，它的旋转运动很容易把握，如果你想在它下落的时候抓住它，并不用费很多事。但是沃尔顿的链状分子可不是这样。尽管这些分子具有一条由碳原子多重键构成的强壮的“脊梁骨”，但克罗托猜测这些分子在旋转的同时一定会伴有弯曲。如果真有一个微观世界的啦啦队队长的话，那她想抓住这样一条在下落的时候旋转同时伴有弯曲的指挥棒，可要费上一番力气。

用量子力学术语来说，长链分子的横向弯曲表现为一种低频（低能）的振动状态。这种振动的能量低到在室温下只要通过分子间的碰撞或者分子与物体表面的碰撞就可以激发。较小的线性多原子分子的微波谱一般表现为一系列离散的谱线，对应于不同转动状态之间的跃迁。而对于较长的链状分子，每一条谱线的周围将多出一系列所谓的“振动伴线”，这些多出来的谱线对应于发生弯曲的分子的转动跃迁，因为弯曲将改变分子的形状（在平均意义下）从而改变其转动惯量，即体系对于转动加速度的惯性。因此，与未受振动激发的分子相比，处于振动激发态的分子的转动跃迁所需的能量将稍有不同。长链中受到激发的节数越多，微波谱中振动伴线的数目就越多。

克罗托一直醉心于用此类波谱实验研究长链分子的振动和转动特性。原则上，应用量子力学，可以预言不同运动方式之间的混合程度和特性。克罗托认为，这些分子为理论预言提供了一个难得的检验机会。

克罗托和沃尔顿决定合作。沃尔顿设计了一种制备氰基丁二炔H—C≡C—C≡C—C≡N（简称HC ₅ N）的方法，克罗托负责研究它的微波谱。他们认为这个课题对通过科研论文取得（化学）学位的学生来说真是再合适不过了。这个学位是苏塞克斯大学化学与分子科学学院新近设立的。设立这个学位的目的是，在大学本科化学课程中适当地引入一些实际科研活动的内容，为学生们提供一个跨越传统学科界限的机会。

有关这项计划的细节张贴出来之后，来了一个姓亚历山大（Anthony Alexander）的本科生。克罗托一开始还有点担心，因为亚历山大的数学基础不够扎实，而这项计划要求参与者对分子量子理论中某些在数学上比较艰深的内容有充分的理解。但正如实验科学中时常发生的那样，在卷面考试中发挥一年所学知识的能力并不能代表一个学生从事科研的能力。克罗托的担心后来被证明毫无根据，亚历山大证明自己极具科学研究的天赋。这项计划取得了圆满成功。

在克罗托和沃尔顿的指导下，亚历山大制备了HC ₅ N的试样，用克罗托刚刚搞到的惠普8460A微波谱仪测量了它在26.5到40.0吉赫 ^[1] 之间的波谱。实验波谱给出了人们所预期的振动伴线。这个工作总的来说做得相当不错。

由这项工作，克罗托联想起5年前特纳在星际介质中发现丙炔腈分子HC ₃ N的工作。星际介质中会不会也有HC ₅ N呢？现在克罗托手上已经有了HC ₅ N的微波波谱，剩下的事情只是在这张谱中挑选一个比较显著的特征结构，然后用射电望远镜在太空中搜索与之对应的微波信号就行了。克罗托在1966年去贝尔实验室工作之前，曾在位于渥太华的加拿大国家研究委员会（NRC）做过为时2年的博士后研究工作。在NRC，他认识了许多一流的光谱学家和理论家，并与他们建立了终生友谊。其中有些光谱学家与NRC所属的赫茨伯格天体物理研究所的天文学家们有合作关系。克罗托于是决定写信给他从前在NRC的同事冈武史（Takeshi Oka），问他是否有兴趣在星际空间搜寻HC ₅ N。冈回信说他“非常、非常、非常感兴趣”。

有了克罗托从HC ₅ N的微波波谱分析得到的信息，冈和他的同事埃弗里（Lorne Avery）、布罗顿（Norman Broten）及麦克劳德（John McLeod）开始用位于安大略省阿尔贡金帕克的直径43米的射电望远镜在人马座B2天区搜索它的特征微波信号。这种尝试成功的机会实在小得很，当时人们一直认为星际空间的环境对于复杂的化学过程而言过于恶劣。包含三四个像碳、氧或氮这样的重原子的多原子分子，即便有，也将少得难以检测到。但让克罗托喜出望外的是，加拿大天文学家的观测十分成功。1975年11月，HC ₅ N成为当时星际介质中已知的最大分子。

氰基己三炔H—C≡C—C≡C—C≡C—C≡N（HC ₇ N）存在的希望有多大呢？沃尔顿设计了一套制备方案并把制备它的艰巨任务交给了一名新来的研究生柯比（Colin Kirby）。克罗托这时的雄心壮志开始起了变化。他以前对长链分子（总称氰基聚炔烃）感兴趣，是因为它们向分子振动和转动的量子理论提出了一些带有根本性的问题。现在尽管这方面的兴趣依然存在，但是与发现更大的星际分子这一更加直接的愿望相比就显得次要了。要想探测到这些太空分子，射电天文学家们必须知道他们应该搜寻哪些特征频率。

这一回，克罗托决定亲自参与观测。1977年3月，在北约科学事务部的资助下，克罗托随冈和埃弗里一同前往阿尔贡金帕克天文台着手观测HC ₇ N的微波信号。但是就在这个节骨眼，柯比和沃尔顿在HC ₇ N的制备上遇到了麻烦。像其他长链聚炔烃一样，HC ₇ N会发生聚合反应。他们制备出来的那一点HC ₇ N试样还没来得及从液相转化为气相而被用来观测微波波谱，就眼睁睁地变成了一堆黏糊糊的东西。天文台的使用时间是在几个月之前预约的，推迟观测是不可能的了。克罗托不得不在还没拿到对观测至关重要的波谱信息的情况下离开了苏塞克斯。

直到阿尔贡金帕克天文台上的观测日程已经开始，柯比在苏塞克斯才最终成功地测量出一份HC ₇ N试样的微波波谱。经过一番匆忙的计算，他得到了克罗托、冈和埃弗里此刻正焦急等待着的参数。柯比用电话把参数告诉了克罗托的妻子玛格丽特（Margaret），然后她把这些参数转告了他们家在渥太华的一个朋友克罗伊茨勃格（Fokke Creutzberg）。克罗伊茨勃格又用电话把数据告诉了此刻正与冈和埃弗里一同守候在望远镜旁的克罗托。经过快速的复核，他们得到了需要寻找的特征频率。现在他们已经知道了要探测的频率，接收仪器一切就绪。金牛座在刚刚入夜的天空中缓缓升起。他们的猎物——海勒斯2号星云，就位于金牛座中。

他们一直跟踪着金牛座中的这团星云，直到凌晨1点它完全落下天幕。尽管望远镜和接收仪器的电子设备都是计算机控制的，但科学家们并不清楚信号采集是否在按预期的方式进行。示波器每隔10分钟显示一次积分信号的强度，但光凭这匆匆一瞥他们还没有把握断定所要探测的信号一定能超过背景噪声。在金牛座就要落下时，埃弗里关掉了机器并让计算机作最后的数据处理。探测到的信号确切无误地证实了他们的猜测。HC ₇ N从此成为人们在星际介质中确认的最大分子。克罗托从此也养成了盯着示波器上的光点轨迹发呆的癖好。

在这条路上他们还能走多远？柯比和沃尔顿在制备HC ₇ N时所遇到的麻烦似乎暗示制备HC ₉ N将几乎是不可能的。但不久之后冈提出，可以用外推的办法由HCN、HC ₃ N、HC ₅ N和HC ₇ N的已有数据来预测该系列下一个成员HC ₉ N的类似参数。这个办法确实奏效。冈预测的微波频率与观测相符：HC ₉ N也加入了星际分子的行列。

这多少有点让人眼花缭乱。在20世纪70年代初，太空分子的名单上还只有少数几种由3个、4个至多5个原子组成的多原子分子。但到了70年代末，射电天文学家已经在这份名单上增加了一系列原子数直至11的复杂的有机分子。这些分子是如何形成的呢？

有许多理论试图对此作出解释。1973年，哈佛大学的赫布斯特（Eric Herbst）和克伦佩雷尔（Bill Klemperer）为稠密星际云中某些已得到确认的小分子的形成提出了一种机制。他们认为，星云中的尘埃颗粒挡住了高能紫外辐射对原子和分子的不利影响，同时为氢原子结合形成氢分子（H ₂ ）提供了一个反应表面。他们的任务是搞清那些较大的分子如何由H ₂ 、氦以及一氧化碳这些含量丰富的已知成分形成。

问题的关键在于，在星际云那样的环境下，原子与小分子的反应何以能有相当的速率？中性原子（具有等量质子和电子的原子）间进行反应所需要的能量太高，因而发生得太慢。 但是原则上说，星际空间中总存在能量足以从原子或分子中敲出一到两个外层电子的高能宇宙射线，这样就把它们变成了带正电的离子。离子之间的反应就快得多了。

除氢分子的形成机制以外，赫布斯特和克伦佩雷尔的离子—分子反应机制是均相反应，即离子与原子或分子间的反应都是在气态下发生。然而众所周知，化学反应可以用催化剂来加速，而且某些催化剂的作用机制正是为吸附在它上面的原子或分子提供一个发生反应的表面。含有这类催化剂的化学反应称为多相反应，因为它包含了不止一种物态（比如气态和固态）。一般认为，氢分子就是在尘埃颗粒的表面形成的。那些更大的分子会不会也是这样形成的呢？

克罗托觉得，这类发生在寒冷星际气体尘埃云中的化学过程不太可能为HC ₅ N、HC ₇ N及HC ₉ N这样的分子的形成提供一个简洁的解释。它无从说明长链分子何以比带有分支的链状分子更具优势。带分支的链状大分子从来就没被发现过。如果它们在暗星云中的含量真有长链分子那么高，那么星际空间中的分子绝不会只有现在这几种。这个机制还存在其他许多无法回答的问题。其中之一是，在星际云那么低的温度下，想把粘在颗粒表面的长链分子脱附下来将极其困难。

克罗托渐渐意识到，红巨星的性质中可能隐含了这个问题的部分答案。这些庞大的恒星在燃尽其核心储存的氢之后，将经历一个颇为壮观的膨胀和冷却过程。根据演化历史的不同，这些庞然大物既可能富含碳，也可能富含氧。那些富碳红巨星内部的碳翻腾到星体表面形成的富碳气体在大约3000开的温度下将凝聚成颗粒。像一根已然熄灭的宇宙巨烛一样，这些巨大的星体将不断地产生烟尘和灰烬并把它们喷向星际空间。这些恒星的外层大气将是形成长的碳链分子的理想场所。

天空中有一个编号为IRC+10°216的壮观的红外天体，它看上去特别有希望形成长链碳分子。这颗寒冷的恒星在红外区域异常明亮而且似乎正向外不断抛出大量的含碳颗粒。1981年10月29日，在伦敦举行的皇家化学会法拉第部的一次会议上，克罗托就星际空间中的“半稳”分子作了一次讲演。在这次讲演的书面稿中，他猜测长链分子正是在此类恒星不断膨胀的气体尘埃壳中形成的。他还将这些长链分子看作是C、C ₂ 及C ₃ 这样的原子或小分子与碳灰颗粒之间的一种过渡。

1982年2月，射电天文学家贝尔（M. B. Bell）、费尔德曼（P. A.Feldman）、夸克（Sun Kwok）和马修斯（H. E. Matthews）在英国《自然》杂志上报道了他们对IRC+10°216发射的微波信号的研究结果。他们认为，波谱中与氨分子信号（现在它已广为人知）相邻的一些微弱的谱结构是由HC ₁₁ N产生的。在这颗红巨星的大气中已经确认的17种分子中，有7种含有碳—碳键，还有10种含有—C≡N基。看来红巨星确实是问题的关键所在。现在的问题是，能不能找到更加确凿的证据证明，长链分子（比如氰基聚炔烃）与红巨星气体尘埃壳中可能存在的温度、压强等物理条件确实有着某种联系。

克罗托这时注意到位于美因茨的马克斯·普朗克化学研究所的一个小组于20世纪60年代早期发表的一系列文章。在其中一篇见于1963年德国《自然科学杂志》（ Zeitschrift für Naturforschung ）的文章中，欣滕贝格尔（H. von Hintenberger）、弗兰岑（J. Franzen）和舒伊（K. D. Schuy）报道了他们在两根石墨电极间高压放电的结果。通过分析碳弧光放电产生的物质，他们找到了直至C ₃₃ 的一系列碳分子。碳弧中的物理条件与红巨星外层大气中的条件无太大差异。如果克罗托真能在这样的实验条件下可控地制备氰基聚炔烃，他或许就可以测量到比HC ₁₁ N长得多的链状分子的波谱。他梦想有朝一日能在太空中找到HC ₃₃ N。

他对长的碳链分子感兴趣还有另一个原因。1977年，NRC的物理学家道格拉斯（Alec Douglas）提出，这些分子或许能为所谓的星际漫射带提供一种解释。这可不是个无关痛痒的说法。这些星际漫射带的起源问题困扰了天文学家们50年。在化学光谱学家看来，这是“天文学中最后一大难题”（克罗托语）。

如果我们用一块三棱镜让阳光发生色散，我们将获得熟知的彩虹状色带，由红色一直到紫色。我们这样做其实是在重复1666年艾萨克·牛顿（Isaac Newton）在他那遮暗了的剑桥大学实验室中所进行的实验。牛顿所没有注意到的是，这条看似连续的色带其实被一系列细细的暗线所分隔。其所以会有这些暗线，是因为太阳外层大气中的原子吸收了某些特定频率的可见光，从而使这些颜色的光无法到达地球。这一解释的发现导致了光谱学的发展并最终导致了量子力学的诞生。

如果我们改用来自遥远恒星的可见光来做这一实验，我们将观测到类似的现象。光谱再次为一些暗线所分隔，其中有些线就是在太阳光谱中出现的那些熟知的原子谱线。但除此之外还有一些比单纯的线要宽得多（或更为弥散）的结构。由于这个原因，它们有时被称为“带”而不是“线”。其中最强的一个漫射带出现在443纳米左右（光谱中的蓝光区），早在20世纪30年代人们就已经知道它来源于星际空间。到70年代中期，星际漫射带的数目已达到40个左右，但谁也不知道它们是怎么产生的。

这些漫射带与星际尘埃颗粒显然存在着某种联系，因为它们的强度与天空中已经得到确认的尘埃区域有着明显的关联。就像地球大气中的尘埃使落日呈红色一样，星光在穿越星际尘埃组成的星云时也会变红。而据观测，漫射带在变红的星光光谱中要明显得多。

很多证据表明，这种漫射带可能是某种物质或一系列相关的物质的吸收造成的。现在已经清楚，不管这些物质是什么，它们肯定比尘埃颗粒本身要小，甚至只有分子大小。现在对这些物质已有许多猜测，比如在分解过程中处于激发态的分子，粘在尘埃颗粒表面的分子，还有光与固体颗粒直接相互作用的众多可能，但这些猜测都还不能让人满意。

道格拉斯继续了他在NRC的同事曾与克罗托合作研究的项目。他意识到，氰基聚炔烃所以成为大家关注的焦点，仅仅是因为它比较容易观测而已。这些分子有一个永久偶极矩：分子中的—C≡N基将外层成键电子构成的负电荷云拉向自己，导致分子的一端带有少许负电，另一端带有少许正电。这些具有永久偶极矩的分子就像一个发射无线电波的天线一样，可以通过发射微波辐射消耗能量。道格拉斯认为，星际空间中一定还有许多由于没有偶极矩而无法用微波方法探测的长碳链分子。这一限制条件对于涉及电子云分布发生变化的高能跃迁并不一定适用。那些没有偶极矩的分子，如果其激发态能够诱导出一个偶极矩，那么它仍然可以吸收可见光或紫外光。换句话说，没有永久偶极矩的分子仍然有可能吸收星光。这样一来，星际漫射带的形成原因可能根本就不在射电天文学家的研究范畴之内。

经过一些理论计算，道格拉斯提出，星际漫射带的结构可能可以由C _n 分子（ n 为5—15）混合物的整体吸收来拟合。这些分子没有永久偶极矩，因而用射电天文学的方法看不到。这些碳链分子与尘埃颗粒的联系也显得合情合理，或许它们是在富碳红巨星的膨胀外壳中一起形成的。

克罗托觉得这一解释难以接受。但是，对于如此复杂的问题，任何尝试都是有价值的。在80年代的头几年里，长碳链分子——这个天文学中最后一大难题的可能答案——始终在克罗托的脑子里游荡。

[1] 1吉赫＝10 ⁹ 赫。——译者 7pPnb1ls/X+ssQnx9xdGlBW/CxOzC5KAg274fO6utZ2pgwPyYVMD0bGIOL1wPvAZ