第二章
某种杂质

这么好的工作机会谁都不会拒绝。1968年，克雷奇默（Wolfgang Krätschmer）从柏林工业大学来到位于海德堡的马克斯·普朗克核物理研究所攻读博士学位，他的研究方向是高能离子在固体中造成的辐射损伤。3年之后，他取得了这一学位。在随后6年时间的博士后研究中，他一直从事有关宇宙射线的各种问题的探索。1976年，所长建议他把实验方面的天赋应用到越来越热门的星际尘埃领域去，这样他就可以在所里获得一个永久性的职位。对此克雷奇默真是求之不得。

这个领域已变得炙手可热。但在物理界中，唱主角的始终是理论家。当然，没有实验家我们就无法对遥远恒星的光做必要的光谱测量，而且测量构成星际尘埃的各种可能元素和化合物性质的艰巨工作也得靠实验家来完成。但是，在实验室里想制备出可与星际粒子相比较的尘埃颗粒往往很难，而且难有定论。而另一方面，理论家在利用计算机来填补实验事实与对它的解释之间的真空地带这方面一向手脚很快。

因此，作为一名实验物理学家，克雷奇默一开始就属于少数派。在用实验手段探索星际尘埃所起的光谱学作用方面，最有名的是一个叫赫夫曼（Donald Huffman）的美国人。他的大本营设在图森市的亚利桑那大学物理系。

1976年，赫夫曼利用休假前往位于斯图加特的马克斯·普朗克固体物理研究所，以他深入浅出的演讲风格让来自联邦德国各物理研究所的听众大饱耳福。如果你想要熟悉一个从未涉足的领域，最迅捷的办法莫过于花点时间去和这方面的专家聊聊。克雷奇默仔细聆听了赫夫曼在海德堡作的关于星际尘埃的报告，感到与赫夫曼建立直接联系对自己将大有裨益。

不久之后，克雷奇默随研究所天体物理部的导师费希蒂希（Hugo Fechtig）一同前往斯图加特拜访了赫夫曼。他们告诉赫夫曼他们也想进入星际尘埃这个领域，但不知在这方面与谁进行交流合作最合适。在这个领域已工作过8年的赫夫曼抛开他惯有的谦虚，向他们介绍了3位知名的科学家，其中也包括他自己。

一段漫长而硕果累累的合作由此拉开了序幕。这个合作发展神速，赫夫曼刚刚回到亚利桑那就收到了克雷奇默的来信。信中询问他是否可以由所里出资到赫夫曼的实验室和他一起工作一段时间。赫夫曼此时既没有经费，又找不到学生来进行星际尘埃课题的研究，因而乐得如此。

作为一名物理学家，赫夫曼毕生致力于固体和微小颗粒的光学性质的研究。在大约10年的时间里，他已在许多领域广为人知，比如大气物理、生物物理等。在这些领域中，微小颗粒都扮演着重要的角色。他对星际尘埃的兴趣始于20世纪60年代末，那时他刚刚被聘为助教。当时他经常和亚利桑那大学的天文学家们接触。这些天文学家曾就星际细微粒子的光学性质向他询问过各式各样的问题，这些问题当时让他不知所措。

本科和研究生水平的固体物理课程建立在固体具有无限尺寸的假设之上。按这种方式思考固体问题，赫夫曼当然无法预料当固体颗粒变得越来越小，直至最后达到分子尺寸时究竟会出现什么现象，而这却是天文学家们所希望了解的。但是，赫夫曼料到，随着物理学界对尺寸越来越小的粒子的兴趣的增加，物理学家很有可能最终会与从另一头赶来的化学家们会师。

天文学家们提出的问题令赫夫曼产生了越来越浓厚的兴趣。这些细微颗粒既让人头疼又让人着迷。让人头疼是因为它们遮挡了遥远恒星所发出的光从而妨碍了对这些有趣天体的研究。让人着迷，是因为恒星和行星的演化理论表明，那些新生的恒星及其携带的行星系统正是在这些气体和尘埃组成的星际云中孕育的。这些微细颗粒明显参与了行星的初期形成过程，而我们对它们还知之甚少。

据我们所知，这些尘埃在星际空间物质总量中所占的比例不到1％。但是，它们遮挡光线的能力十分强大。平均而言，3000光年 远处的恒星所发出的可见光由于尘埃的阻挡将暗淡一半，而且每增加3000光年，光线的强度就会再次减半。这种由吸收和散射造成的光的 消光 在整个电磁波谱上并不均匀，在紫外区域表现得最为强烈，随波长的增加逐渐减弱。在可见光区，蓝光的衰减要比红光多得多，这使得星光在穿越尘埃云前往地球时从整体上越来越红。

消光曲线的形状为天体物理学家们了解尘埃颗粒的尺寸提供了某些线索。电磁理论指出，颗粒越小，红化效应越大。可见光区的消光曲线所指示的是尺寸大致在0.1微米量级的颗粒，紫外区的强烈消光表明存在尺寸约为几个纳米的颗粒，红外区的弱得多的消光则表明存在1微米那么大的粒子。

这些颗粒比我们日常在家（或实验室）中碰到的尘埃可要小多了。它们或许更应该被看作是烟而不是尘。它们在星际空间中的密度明显不均匀，但在每立方厘米平均只能找到一个原子的星际空间，这些尘埃颗粒可能会相隔几百米。曾有人估计，像伦敦圣保罗大教堂那么大的空间也就只能找到一个尘埃颗粒。

但是，赫夫曼真正感兴趣的是在这些平滑的消光曲线上叠加的额外的谱结构。这些结构来源于尘埃颗粒对光线额外的吸收。它们是探索尘埃成分的唯一线索。除了可见光区的那四十来个漫射带之外，在红外区的3.1、3.4、6.0、6.8和9.7微米波段也有一些吸收结构。另外，在紫外区的217纳米处还有一个强吸收结构。赫夫曼决定研究这些结构的来源。这是一个十分困难的问题，而且由于得不到经费支持，它变成了纯粹的个人嗜好。一旦能从那些更有希望获得经费支持的项目中抽出空来，赫夫曼总是喜欢钻研这个问题。

在70年代末，实验研究主要按照两条不同的思路取得进展。一条思路是，首先选择一种物质，它既可以是单质也可以是化合物，测出它作为波长函数的光学常数（折射率和消光系数），然后用散射理论算出它在各漫射带波段内的消光曲线。要做这种计算，我们必须事先对尘埃颗粒的大小和形状作出假设，由计算结果和观测之间的对应，我们就可以推测星际空间中是否存在这种物质。

另一种与之互补的方法是，由实验室里的物质直接制备尘埃微粒并将其收集起来，然后测出它们的吸收谱，再与星光光谱中的结构进行比较。如果两者在波长、宽度、强度上存在密切的对应关系，我们便可以推测星际介质中确实存在这种元素或化合物。同时，由此得到的吸收谱与由光学常数计算得到的消光曲线的对比，也为理论的正确性提供了某种检验。

克罗托所做的事情比这可要简单多了。在寻找像氰基聚炔烃这样的星际分子的工作中，只要已经知道了这些分子的微波波谱，其微波发射信号就为辨认它们的踪迹提供了一个特征“指纹”。因此可以很有把握地确认它们是否存在，这也正是克罗托为什么一开始就选中了微波信号的原因。但是，能量更高的红外、可见和紫外光谱结构给不出如此清晰的特征指纹，因而指认起来就没那么容易了。可见光区的星际漫射带不但让天文学家和化学家感到头疼，也困扰着物理学家。

如果尘埃颗粒真的是某些谱结构的起源，那么问题将主要取决于这些尘埃颗粒本身的性质。显然，计算得到的消光曲线将不仅依赖于这些颗粒的物质类型和组成，对于颗粒的形状、大小、集结状态以及结晶度这样一些因素也将十分敏感。因此，从实验技术的角度来说，制备性质与星际粒子尽可能相同的颗粒将十分具有挑战性。

在1977年的合作研究中，赫夫曼和克雷奇默采取了由简入繁的实验原则。从星际尘埃的起源来看，这些尘埃的元素组成可能十分复杂，令人望而生畏。它们的形状和尺寸可能千差万别，结晶度也不尽相同。在遥远恒星的光谱中所观测到的那些谱结构反映的可能正是这种复杂性。但是，考虑到材料、时间、精力和思维的经济性，赫夫曼和克雷奇默认为实验家们应该从简单的和单纯的体系入手。如果简单的体系不合适，我们还可以再引入复杂因素。重要的是，不到万不得已，绝不人为地引入复杂因素。

他们所采用的方法的另一个重要特点是：只尝试那些看上去简单易行的实验。在1977年，星际光谱领域有众多尚未回答的问题，但其中的某些问题看起来似乎比另一些问题更适合用实验手段去研究。赫夫曼认为，9.7微米吸收带由硅酸盐颗粒所致，217纳米吸收带则由石墨颗粒所造成。赫夫曼曾对这些物质的光学性质做过多年研究。1977年，他让克雷奇默在这两者之间挑一个作为研究课题，克雷奇默选择了硅酸盐。

他们决定先试试橄榄石矿。这是一种由镁、铁、氧和硅组成的硅酸盐。晶态橄榄石矿的红外光谱在10微米波段确实有一个谱结构，但它与观测到的星际带符合得并不好。赫夫曼相信，如果他们用更加玻璃化（更加无定形或非晶态）的颗粒做实验就会符合得好一些。他们在图森的一台仪器正好能做到这一点，它用高能氩离子轰击橄榄石矿颗粒，从而破坏后者的晶格结构并使之更加非晶化。这与克雷奇默以前的工作存在着某些类似之处，这也是促成他决定研究橄榄石矿的一个原因。

在大约6个月的时间里，他们一直在用高能离子轰击橄榄石矿，然后反复测量轰击后的颗粒的光学常数。计算出的消光曲线现在与实际观测的9.7微米星际带符合得好多了。此间其他天体物理学家的进一步工作也证实了这一点。他们都得出了同一结论：星际空间飞行着数十亿计的微小岩粒。

在回到海德堡之后的几年间，克雷奇默与赫夫曼只保持着松散的联系。他们关于橄榄石矿的合作成果发表于1979年。同年克雷奇默开始了关于冰的实验研究。此前不久，有人提出3.1微米带可能由冰粒所致。像橄榄石矿的情况一样，晶态的冰（即我们冰镇饮料所用的那种）并不合适，因此克雷奇默研究了非晶态冰的光谱。在星际云中，这些冰粒被认为凝结在硅酸盐颗粒的表面。该工作未能得出很说明问题的结果，但克雷奇默从中得出结论：要解释观测到的星际带，星际空间中的冰粒必须具有相当大的尺寸。在那些最密的星云中，某些岩粒将裹有厚厚的一层冰。

直到1982年夏，217纳米带的起源仍是一个未解之谜，赫夫曼却始终坚信石墨颗粒就是谜底。赫夫曼和他在图森的同事戴（Kendrick Day）一道，重新测量了1973年的一次实验中制备的石墨“灰”的光学常数。在实验中，他们使用了一个简易的碳蒸发器。仪器中有两根相互接触的石墨棒，它们之间将在低压惰性气体气氛中通过一个高压电流。在这个放电过程中，两个电极间除产生令人目眩的电弧光之外，还要形成大量的碳烟。这些烟尘将凝结在一个石英平台上，形成薄薄的一层碳灰。根据对这些碳灰光学常数的测量，赫夫曼得到如下结论：与217纳米星际带相比，他们制备的石墨颗粒的消光曲线在紫外区的同一波段也有一个峰，但其形状还不太像。

在好几年时间里，赫夫曼一直没有放弃在这个问题上继续零敲碎打。他认为，像橄榄石矿的情况一样，上述不符合是由实验中未受控制的一些因素造成的，例如这些蒸发器中形成的石墨颗粒的形状、尺寸、结晶度，尤其是它们的集结状态。实际观测到的星际带是相当强的，而普通碳灰尽管在同一波段也有一个吸收带，但它要弱得多并宽得多。相反，晶态石墨的吸收带则太强太窄。赫夫曼由此想到，如果他能把石墨颗粒制备得尽可能地小并尽可能接近球形，或许就能更好地符合星际吸收带。

但没有理由认为星际颗粒真的完全由碳组成，它们同样可以包含像氢这样的其他元素。在星际空间中，碳元素最合乎逻辑的来源是像IRC+10°216那样的富碳红巨星产生的烟尘云。这颗恒星同时也被克罗托和其他一些天体化学家们看作是氰基聚炔烃的一个可能来源。赫夫曼心里十分清楚，这颗恒星的内部还包含着大量非碳元素。

但是按照由简入繁这一原则，赫夫曼认为对碳灰有必要做进一步的实验研究。他已为此攒下了好几个公休假期，于是他恢复了与克雷奇默的联系并询问是否可与他一起在海德堡进行这些实验，克雷奇默欣然同意。与此同时，赫夫曼获得了著名的洪堡基金会的经费支持。1982年9月，赫夫曼举家前往联邦德国。

海德堡是公认的研究物理的好地方。这座犹如明信片中的照片一样的美丽城市，静静地依偎在内卡河畔，背靠着奥登林山脉那柔和的山坡。它自豪地拥有德国最古老的大学以及一座令人叹为观止的14世纪古城堡。5个世纪以来，巴拉丁王子伊莱克特家族就一直住在这座古堡中。这幽幽的古堡、静静流淌的河水、古风犹存的旧城，还有那绵延的山脉、葱郁的森林，以及随处可见的葡萄园，无处不折射出欧洲悠久文化和文明史的光芒。这是一个罗曼蒂克的地方，从罗马时代直至今日，她一直是诗人和作家们灵感的源泉。

这座城市还以其悠久的学术研究历史而享有盛名。由巴拉丁王朝的国王鲁普雷希特一世（Ruprecht Ⅰ）创建于1386年的海德堡大学早在19世纪初就已经成为当时主要的学术中心之一。今天她已有8位科学家由于在物理学、化学和医学方面的杰出成就而荣获诺贝尔奖。在全城13万人口中，学生就有3万之众。因此，学生们的一举一动强烈地影响着整个城市的精神面貌。

马克斯·普朗克核物理研究所坐落在绿树掩映的奥登林山上，一条通往小城西南山丘地带的弯弯曲曲的山路将它与市区连在一起。赫夫曼一家人在1982年沿着这条沐浴在夏末阳光中的林荫小路驱车而行时，一定不会忽略这里与亚利桑那沙漠地带所形成的强烈对比。海德堡对于旅游观光的人来说无疑具有无穷的魅力：那古老的城堡、精美的建筑，以及众多的博物馆、戏院、酒吧、餐馆，还有那历代哲人所走过的长长的山间小路，无一不令人心驰神往。赫夫曼的3个孩子同时还在盼望着体验一种从未经历过的气候，亚利桑那的冬天可不怎么下雪。

克雷奇默的实验室位于研究所天体物理部的二楼，离研究所大门不远。他们计划使用的仪器放在克雷奇默的主实验室旁边的一个小隔间里。隔间里的地方不大，里面杂乱地堆放着各式各样的实验工具：一堆堆正在变黄的纸、玻璃器皿以及各种损坏程度不等的仪器部件。隔着走廊，对面便是克雷奇默的办公室。它也不大，里面背对背地放着两张办公桌，一张是克雷奇默自己的，另一张是供学生或来访者在他实验室工作时使用的。赫夫曼很快就安顿了下来。

克雷奇默也有一台碳蒸发器，它与赫夫曼和戴研究碳灰时所使用的那台仪器很类似，可以制备用于电子显微镜研究的薄膜。它有一个大的直立钟形罩，这个钟形罩与仪器的其余部分以铰链相连，可以从外面揭开。罩的外面套着一层牢固的金属网，以防罩子在发生真空内爆事故时玻璃四处飞溅。在密闭的钟形罩内，有两根装在铜电极上的石墨棒，其中一根石墨棒的一端削尖，其尖端与另一根石墨棒的平坦端面接触。通电流时，两根石墨棒在点接触处的电阻将使它们升温，钟形罩内将被耀眼的电弧光笼罩，罩内温度可以升至几千开。在这种情况下，石墨碎片或者单个的碳原子将像水开了一样离开石墨棒的表面，成核之后形成碳蒸气，其外观就像香烟所冒出的烟一样。

钟形罩由一套真空泵抽空。这些泵可以用一个滑门阀关闭。这套真空泵被十分巧妙地安装在钟形罩下面的一个刚性金属框内。整个系统显得既紧凑又完整。

惰性气体（氦气或氩气）可以由一个独立的进气口进入钟形罩。这些惰性气体可以冷却电弧中产生的炽热的碳蒸气，并且促进碳灰颗粒的生长。由于物理学家们希望得到尽可能小的粒子，惰性气体必须控制在很低的气压下。气压太高将使惰性气体原子过多并使它们与碳灰颗粒的碰撞过于频繁，从而导致颗粒相互凝聚而变得过大。由电磁理论可知，一旦发生了上述凝聚现象，就没有指望找到与217纳米星际带对应的任何相似物质了。

克雷奇默并不清楚实验的具体细节，他宁愿在旁边看着赫夫曼想方设法地优化实验条件。这时克雷奇默指导的第一个研究生索格（Norbert Sorg）也加入了这一课题，他计划把这项有关碳灰的研究作为学位论文的一部分。

实验本身并不繁琐。经过几秒钟的操作，电弧就会在固定于活动支架上的石英片上淀积出薄薄的一层碳灰。实验人员必须仔细地观察整个过程。如果淀积的碳膜太薄，就可能达不到测量紫外光谱所需的物质量。而如果膜太厚，那么光线就可能根本透不过去，同样无法实现光谱测量。是否达到了最佳膜厚在这里只能靠经验去判断。

冷却十来分钟后，他们就可以从钟形罩内取出覆盖着碳灰的石英片，拿到一台普通的紫外-可见吸收光谱仪上进行光谱测量，然后就可以将测得的结果与217纳米星际带进行比较了。

最初的几个实验证实了他们的猜测。石墨颗粒间的凝聚对钟形罩内的惰性气体压强确实十分敏感。他们让气压从几百帕一直变到2.7千帕。他们觉得，要想避免颗粒间的过度凝聚，2.7千帕已是能够容忍的最大气压了。尽管如此，这些碳灰的紫外光谱仍然不能很好地拟合星际带，他们向往已久的目标落了空。

他们由此断定，即使很低的惰性气体压强也会导致石墨颗粒的过度聚合。这些颗粒的光学性质敏感到甚至少量不可避免的聚合也会极大地影响其消光曲线。但是，他们测得的某些谱似乎有点古怪。当氦气或氩气的压强维持在2.7千帕左右时，吸收谱上偶尔会出现2个，有时是3个额外的隆起。这些隆起叠加在以220纳米为中心的普通碳灰所特有的宽吸收带上，分别位于215、265和340纳米左右，时而明显，时而不太明显，有时干脆看不见。

赫夫曼觉得事情有些蹊跷。他觉得钟形罩内的反应条件并未改变，而这些隆起却总是踪迹不定。作为一名实验物理学家，赫夫曼一辈子都在与这类稀奇古怪的光谱打交道，这回他又着迷了。

克雷奇默一向沉得住气。他觉得那些隆起只不过表明实验在什么地方出了差错。滑门阀中会不时掉进去一些石墨碎片，这将使得阀门无法正常关闭，从而使真空泵中的油蒸气有可能跑进钟形罩。这些由碳氢化合物组成的油蒸气在电弧中将发生分解并把整个钟形罩沾污得一团糟。每当发生这种情况时，他们就不得不拆开仪器进行清洗。克雷奇默认为，紫外光谱上的那些额外隆起可能正是由油蒸气分解产物对碳灰的沾污造成的。另一个可能的沾污源是他们用来密封钟形罩的润滑油脂。

显然，这些碳灰实验不太可能产生尺寸足以对217纳米星际带作出有说服力的解释的石墨颗粒。赫夫曼并不想让那些神秘的隆起就这样轻而易举地从眼皮底下溜掉，但他也同意为了能在他们原先打算解决的问题上有所突破，不妨试一试其他方法。

他们必须设法避免颗粒间的过度聚合。他们一直认为一切麻烦都是由它带来的。一种可能的方案是，在这些颗粒还没有长得太大时就把它们俘获并冻结在固态惰性气体基体中。此种“基体隔离”颗粒的吸收谱可以像以前一样进行测量并与217纳米星际带对比。这个实验可不容易做。他们一方面要在几千开的高温下制备石墨颗粒，另一方面又要在10开的低温下准备固态氩基体。制备石墨颗粒必须在较高的气压下进行（约为几百帕），而基体则只能在很低的气压下生成。

对固态基体隔离的石墨颗粒的紫外光谱的测量表明，它们与217纳米星际带的符合程度并未得到明显的改善。看来，石墨颗粒在电弧周围就已经发生了过度聚合，它们在进入固态基体之前就已经长得太大了。

这就是众多实验家的遭遇。但是，那些饱经风霜的实验家往往不是一味沉浸在失败所带来的失望和沮丧情绪之中，而是想方设法将失败转化为成功。他们的经验之一便是，不管一个实验的结果看上去多么一文不值，也应该从中发掘出一些（任何！）积极的方面。赫夫曼、克雷奇默和索格注意到，在某些条件下，固态基体隔离的石墨颗粒的 可见 光谱中包含一些很强很尖的吸收线。这些吸收线实际上与石墨颗粒毫无关系。它们是C ₃ 这样的小的碳分子所特有的。

当他们缓慢地升高固态基体的温度时，他们发现，C ₃ 的吸收线逐渐消失，取而代之的是可见光区其他波段的一大堆新的吸收线。对这些吸收线的细致研究表明，它们是由一系列更大的碳分子造成的。他们认为，随着基体温度的升高，束缚于其中的C ₃ 分子将变得越来越活泼，并最终穿越基体结合成从C ₄ 直到C ₉ 的较大分子。

赫夫曼很快就注意到，如果考虑到基体形变效应的修正的话，被他们指认为C ₇ 的吸收线的波长与最强的星际漫射带的波长近似一致。赫夫曼此前曾看到过道格拉斯在1977年提出的漫射带可能起源于C _n 聚炔烃的设想。就这样，在研究217纳米星际带一无所获之后，他们改变了研究的目标。实验家们就是这样与厄运抗争的。

赫夫曼并没有放弃碳灰实验。那神秘的隆起一直在他的脑海中游荡。他觉得这里面一定包含着什么重要的东西。为了看个究竟，他们重复了钟形罩里的实验。克雷奇默这时开始把这些隆起叫作“驼峰”，而把那些吸收谱中具有这些奇怪隆起的碳灰试样称为“骆驼试样”。这称呼真是太贴切了。

冬去春来（除了几个彻骨寒冷的日子外，1983年的冬天德国一场雪也没下。唉！赫夫曼的孩子们一定好失望！），赫夫曼他们还在想方设法试图揭开那些神秘驼峰的起源之谜。他们测量了骆驼试样的红外光谱，但是由于所使用的光谱仪型号太老，灵敏度太低，结果什么异常也没发现。他们试着在空气中加热这些试样，结果发现这些驼峰消失了。经过推理，他们认为：如果这些驼峰真是由于试样受到碳氢化合物的沾污而造成的，那么他们就应该可以用升华的办法把它们分离出来。这需要首先加热试样，把其中低沸点的成分变成蒸气，然后让这些蒸气在试样上方的冷却表面上重新凝结成纯净的物质。但是，由于他们无法获得足量的骆驼试样，最后他们只得作罢。他们还曾尝试过用溶剂来冲洗出可能的沾污物，但是由于缺乏基本的化学训练（或者说他们干脆忘记了在化学课上所学到的一切），这些物理学家天真地认为丙酮可以溶解一切物质，因而想方设法要把所谓的沾污物溶化到这种溶剂中。而这些碳灰试样，还有其中可能包含的其他物质，就是顽固不“化”。

在赫夫曼待在海德堡的这段时间里，他们从没有想过把钟形罩内的惰性气体压强提高到2.7千帕以上。不过在当时他们确实没什么理由要这么做。

为赫夫曼来海德堡提供经费的洪堡基金会十分慷慨。受资助人可以使用一辆崭新的宝马700型轿车。赫夫曼以前没开过这种车。他尽情地享受了在德国高速公路快车道上风驰电掣的感觉。这笔经费还包括参加在基金会总部波恩举行的两次会议的费用，甚至包含赫夫曼和他妻子在旅馆中度周末的花销。赫夫曼的妻子说，那些知名的洪堡奖金获得者在他们聚会时谈的往往不是科学问题，而是驾驶供其随意使用的宝马700轿车时的兴奋劲。这项基金还提供访问设在波恩（射电天文学）和斯图加特（固体物理学）的其他马克斯·普朗克研究所的费用。赫夫曼决定拿一点骆驼试样到斯图加特去测量它们的拉曼光谱。

与红外光谱的测量原理不同，拉曼光谱［以印度物理学家拉曼（C.V.Ramna）的名字命名］的基本原理是试样对光的散射而不是吸收。它和红外光谱表征的是同一类振动能态，但两者在某种程度上是互补的。只有那些本身具有偶极矩或者在振动时能诱导出偶极矩的分子才能吸收红外光，但这个限制条件对于光的散射并不适用。因此那些由于对称性的原因在红外光谱上“不激活”而观测不到的振动模式在拉曼光谱上看却有可能是激活的。

骆驼试样的拉曼光谱似乎表明，试样中除了普通碳灰之外，确有一些其他东西。赫夫曼开始猜测这些东西会不会是一种新的形态的碳。候选者已经有了一位，它就是碳炔。

碳炔曾被看作是常规的金刚石和石墨之外的一种新的高温形态的碳。它是在研究德国一个火山口中的熔岩时被发现的。发现者是在华盛顿特区的华盛顿卡内基研究所地球物理实验室工作的两名地球物理学家戈雷赛（Ahmet El Goresy）和东奈（G. Donnay）。他们在巴伐利亚州的里斯火山口 的熔岩中找到一种呈薄层状的碳基物质。这些夹在石墨层中的薄层呈现出具有金属光泽的灰白色反光。这些薄层只出现在那些曾遭受过剧烈撞击的岩石中。这种撞击的烈度足以熔融石墨并使硅酸盐熔化为玻璃。他们的这一发现发表在1968年7月的美国《科学》（ Science ）杂志上。

金刚石和石墨是两种不同形态的碳（或称为两种“同素异形体”），由于其原子空间排列的不同而具有迥然不同的性质。金刚石具有熟知的正四面体原子排列，它构成一个异常坚固的结构。石墨则是由一层层按六边形排列的碳原子平面堆积而成的，这些碳原子平面的样子活像一张张铁丝网，相邻平面间的距离约为0.335纳米（1纳米为1米的十亿分之一）。这些碳原子层之间很容易发生相对滑动。

碳原子之间可以通过单键、双键或三键键合。在金刚石中，晶格上的每个碳原子向外伸出4个碳单键，指向正四面体的4个顶点。而在石墨中，每个碳原子通过2个单键和1个双键与其周围的3个相邻碳原子成键 。这种结构看上去远不如金刚石的结构那么优美牢固。可实际上，尽管金刚石的密度和硬度都比石墨大，石墨却比金刚石稳定。要想把石墨转化为金刚石，必须有3000开以上的高温，而且必须同时施以高压，迫使原子按四面体方式排列。

戈雷赛和东奈曾提出碳可能还有第三种形态，即碳炔。此后不断有各式各样关于碳炔的报道出现。1978年，加利福尼亚州埃尔赛贡多的太空有限公司材料科学实验室的惠特克（A. Greenville Whittaker）在高温下加热石墨时获得了一种神秘的“白碳”。他认为这就是碳炔。他还提出了一种可能的机制来解释石墨如何在2600开以上的温度下转变为线性的碳炔链。这一机制认为，石墨中的碳—碳单键在高温下将发生断裂，其释放出的电子与原来的双键结合形成碳—碳三键，结果形成单键和三键相交替的线性碳原子链，与聚炔烃中的碳链（当然它要短得多）情况一样。

按照惠特克的说法，碳炔在3800开以下都是稳定的，超过这一温度，碳原子将重新成键形成金刚石。在海德堡进行的钟形罩实验中，所涉及的温度正处在这一范围。这样看来，赫夫曼认为实验中的碳蒸气可能聚合成了具有线性结构的碳炔也不无道理。

克雷奇默可没这么大的把握，他觉得证明碳炔存在的实验证据还不够充分。对于碳炔是否真的存在，科学界也一直存在着激烈的争论。曾有人质疑惠特克发现的“白碳”以及曾经提出的其他形式的碳炔会不会只不过是层状的硅酸盐。克雷奇默一直认为那些神秘的驼峰不过是“某种杂质”所致。

最后，赫夫曼也觉得他们所碰到的不过是一些毫无意义的杂质。这些实验没能对217纳米星际带提供能说明问题的解释，而且似乎一直摆脱不了那导致驼峰的实验假象的困扰。他们已经不想继续追究下去了。毕竟，没有哪一个科学家愿意仅仅为搞清一个毫无价值的错误而在一个困难的问题上耗费过多的精力。

幸运的是，基体隔离研究被证明成果颇丰，尽管这并不是他们的初衷。他们观测到的碳分子显然还有进一步研究的价值。赫夫曼和克雷奇默商定把这类实验继续下去。克雷奇默相信，道格拉斯的设想一定包含着某些真知灼见，而基体隔离技术看来是研究C _n 分子光谱的一种廉价方法。

赫夫曼一家人于1983年夏回到了亚利桑那。尽管实验未能在原先计划的问题上取得进展，但是在海德堡度过的这段美好时光还是让赫夫曼颇感惬意。实际上，赫夫曼和克雷奇默刚刚完成了他们一生中最重要的科学发现，而他们本人却一无所知。 NbIkMaFr7qAtcZbTEZtpe3PoI3T0wHx2yd1fA7tl8X6A4drTO8USja+7TLax0nKk