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一切科学的开始，
便是对事物的是其所是感到惊奇。
——亚里士多德（Aristotle）
自从霍尔丹（John B. S. Haldane）1929年发表关于“生命起源”的著作以来，科学界对于生命的诞生，尤其是其化学起源的兴趣，便一直有增无减。
的确，是化学构筑了一切。它几乎是从无到有地在极端苛刻的环境中一点点构筑起生命的砖石。正因如此，研究人员要去探寻的，也是一系列几乎无法复刻的化学过程——极端条件的碰撞之下，竟催开了令人惊艳的化学之花！
这句话常被认为是出自拉瓦锡（Antoine Lavoisier）和他的妻子波尔兹（Marie-Anne Paulze）之口；这句在1783年被用来描述大气化学的格言似乎也完全可以用来形容宇宙形成初期的化学变化。要了解分子是如何形成与分解的，就必须先了解构成分子的原始成分有哪些。那么宇宙最初有哪些可用的元素呢？太阳给我们列了个清单（图1.1.1）。
图1.1.1 天体化学家的周期表（太阳中元素的丰度）
星际介质中所有已知的化学元素都具有各自独特的光谱特征，可凭此一一“验明正身”。
要知道，看似广漠空旷的太空并不真的那么“空”：那里其实充满了在恒星核中形成的原子，它们在恒星最终爆发成超新星时被抛撒到宇宙当中（图1.1.2）。这些气相原子既可相互结合形成分子，也可以聚集成颗粒或者尘埃。
观测研究表明，原子、分子和尘埃在星际中的空间分布极不均匀。根据星际介质区域的不同，它们的分布差异很大，这会对化学过程产生深刻的影响，继而影响形成的分子数量和分子类型。这是一系列无比漫长而复杂的化学过程，无论在时间还是在空间的尺度上，都超出了人类有限的认知：我们所能做的，只有观察和建模。
图1.1.2 “蟹状星云”由哈勃望远镜（图中蓝色部分为气体）和赫歇尔太空望远镜（红色部分为尘埃）分别拍摄合成；该星云为1 000年前死亡的一颗恒星遗留的残余物质（1054年在中国观测到了此次爆炸）
下表（表1）显示的参数为每立方厘米中所包含的粒子数量（ n ）：正因地球环境中每立方厘米中含有10 19 （10亿的100亿倍）个分子，我们才得以呼吸，相比之下，星云中每立方厘米则只含有“区区”10 7 （1 000万）个分子，再加上那里接近绝对零度（-273℃）的极端温度，我们不难理解为何宇宙空间的不同区域会产生如此不同的化学。在这稀薄的星际介质中，单是能产生化学反应，就足以让人直呼惊奇了。要知道，在那里，一个原子或分子要想碰上另一个分子得花上平均1 000—10 000年，一个光子得等上1 000年，一个电子也至少要等上100年！
表1星际介质的物理条件
因此，星际介质中的化学反应远没有我们想的那么活泼，其速率与实验室中的相比，可谓相去甚远，望尘莫及了！
截至2019年底，人们已从星际物质中鉴定出了约210种分子。就化学而言，尤其是考虑到生命诞生所需的那些条件，这个数量其实还很少。但考虑到研究过程之艰辛与观测所得的种类之广，也称得上收获满满了。顺便一提：第一个含碳分子（CH）在1937年被发现，是一种次甲基自由基；被发掘的分子中最著名的是C 60 ，又称“足球烯”或“富勒烯”（2004年），是一种由12个五边形和20个六边形组合而成的球体；最大最重的分子HC 9 N，则是由9个碳原子组成的直链，末端有一个氢原子和一个氮原子（1978年）。
这些分子系统的复杂性随着原子数量的增加而飙升，共同上演了一份“普雷维尔式大盘点”
。
在检测到的双原子分子中，我们找到了宇宙中最常见的原子组合方式，涉及H、C、N、O、Si、Mg、Fe和S，除此之外还有P、Al、F、Cl、Na和K。稀有气体则主要以离子、ArH + 和HeH + 的形式存在。尽管HeH + 由宇宙中数量最庞大的两种元素氦和氢构成，却是最晚被发掘的（2019年）。
除CO 2 和H 2 O之外，在三原子分子中，观察到了首个负离子NCO-，首个卡宾CH 2 ，首个循环分子 c -SiC 2 ，首批有机金属MgCN、AlCN和对应的异氰化物MgNC、AlNC，以及能起到催化作用的TiO 2 。
从31种四原子分子中，我们观察到了首批可能催生复杂有机合成的分子：H 2 CO，H 2 O 2 ，NH 3 ，PH 3 和C 2 H 2 。
从五原子分子（25种）开始，我们观察到了有机化学中几乎所有的重要官能团，包括碳氢化合物（CH
4
，CH
3
CHCH
2
，CH
3
C
2
H，
c
-C
6
H
6
）；聚炔烃或氰基多炔烃（CH
3
C
6
H和HC
9
N），腈类和异腈类（
i
-C
3
H
7
CN、C
6
H
5
-CN、CH
3
NC）；醇类、醛类和酮类（CH
3
CH
2
OH、CH
3
CH
2
CHO、CH
3
COCH
3
）；酸、酯类和酰胺类（CH
3
CO
2
H、CH
3
C(O)OCH
3
、CH
3
CONH
2
），醚和胺（CH
3
OCH
3
、CH
3
CH
2
OCH
3
、CH
3
NH
2
)；自由基或离子（
）；双官能团分子（CH
3
OCH
2
OH、H
2
NCH
2
CN、CH
2
OHCHO、HNCHCN），以及首个手性分子
c
-(C
2
H
3
O)CH
3
。
芳香环方面，除了苯、苯甲腈、环丙烯亚基（cyclopropenylidene）以及可能的氰基环戊二烯之外，暂时还没有找到其他的芳香环。研究人员苦苦寻觅的还有氨基酸，至于最简单的一种氨基酸——甘氨酸，除了在少许陨石中发现痕迹之外，其存在还未得到最终证实。
只有当星际介质中观察到的光谱与在实验室中获得的光谱完全吻合时，才能确认一种分子的存在。可观测的波长范围非常广，包括X射线、紫外线/可见光、红外线和毫米波（无线电波），研究人员用相应的光谱仪对每一个区域进行研究。形象说来，这些观测尺度达到数光年的精密仪器，其原理与地球上收音机、太阳镜或微波炉的原理没有什么两样，一切都取决于波长。
振转光谱（微波与毫米波范围）是真正的分子身份识别卡，是探测气相物质的存在及其相对丰度的主要信息来源。然而该类型的光谱不能真实反映实际形成的分子数量。它只能统计自由分子的数量，也就是那些没有附着在被冰覆盖的星际尘埃上的分子。分子在冰上的吸附能必须小于水分子的脱附能，才能在水分子仍附着在尘埃上时逃脱出来。正因如此，在寒冷区域的气相中，人们得以鉴别出甲酸甲酯（HC(O)OCH 3 ），而其同分异构体乙酸（CH 3 COOH）因自身通过氢键与冰强结合，没能在相同区域被发现。这一总体趋势与程序升温脱附（TPD）实验的结果一致。因此，随着星际介质相关区域的温度逐渐升高，水冰会选择性地逐一释放出分子。
然而，并非所有的分子都可见于射电光谱。只有那些具有不对称电子密度，即拥有偶极矩 µ 的分子才可以。一个分子的振转光谱线强度与其偶极矩的平方（ µ 2 ）成正比。只有足够高的强度才能弥补较低的丰度。此外，由于构成分子的基团不同，不同部分间的相对几何位置可以形成不同的结构形态，同一个化合物可以产生多个光谱。在实验中获得相对复杂分子（原子数大于等于7）的光谱是一项艰巨的工作，从合成到数据分析往往耗时数年。因此，识别不出某些分子是再正常不过的事，我们往往缺乏足够多的可与观察结果进行比较的实验数据（图1.1.3）。
图1.1.3 用赫歇尔空间望远镜观测到的旋转谱线：右图是左图蓝色区域频带的放大图；光谱获取难度堪比大海捞针
短波长观测则更不可能获得什么丰硕成果了。超过15个原子的分子往往很难再通过旋转光谱探测到，因为这些光谱不是变得过于复杂，就是强度过低。这时候，红外光谱则成为识别官能团最佳工具，但也必须在正确的波长下观测才能有所收获（图1.1.4）。
图1.1.4 巴纳德68在两种不同波长下的成像：左图是人眼里的巴纳德星云，右图是一只变色龙眼中的巴纳德星云；浓密的星际物质（主要是大分子和尘埃）挡住了恒星发出的可见光，却挡不住变色龙天生就可以看见的红外线。宇宙给我们上了生动一课，看似空无一物，实为一叶障目！
经附近恒星紫外线/可见光波长的辐射，这些受激分子重新出现在红外线中。人们花了好几十年的时间才弄清楚这种被称作未证认红外发射带（UIR bands）的神秘现象。该光谱整体呈现出多环芳烃（PAH）的特征，但其强度分布不太相符，尤其是碳氢键（CH）的伸缩振动比实验室观测到的振动微弱很多。正是通过对红外光谱的计算机数值模拟，研究人员才得以解释多环芳烃的中性分子相对于其离子化同类物中碳氢键振动强度锐减的原因。这是因为在观察者的视线方向存在混合光谱，互相重叠，多环芳烃分子在恒星附近被电离，中性分子则因远离恒星而不会被电离。要知道汽车尾气的烟尘光谱和猎户座棒状星云的光谱十分相像（图1.1.5），是不是很神奇？
除了未证认红外发射带，还有弥漫星际带（DIB），它们不再是一种发射波段，而是主要在可见光范围内的吸收带（图1.1.6）。它们的载体究竟是什么呢？这个问题困扰了人类100年！
图1.1.5 猎户座棒状星云的红外辐射与汽车尾气中烟尘辐射的对比图
图1.1.6 弥漫星际带
或许这听上去很不可思议，但宇宙中含量最多的氢分子H 2 并不是由两个氢原子在气相条件下相遇形成的。H+H → H 2 这一化学反应是一个放热反应。在太空里，释放的能量只能被禁锢在H 2 的系统里：H-H键无法维持。需要第三方的介入来帮助释放能量。这时候，表面被冰覆盖的星际尘埃便派上了用场：化学反应释放的能量被转移到固体中，反应形成的H 2 得以形成并脱附：它终于蒸发了出来。
冰在数百万年里发挥着这样的作用，其间，它不断受到宇宙线、电磁辐射的破坏，以及来自恒星电子束的轰击。冰的破坏会释放出大量的·H、·O和·OH。其中最为活跃的氢元素重新组合成H 2 ，向表面扩散；·OH既可以保持吸附在表面，也可以脱附进入气相。这时，这3种反应物的存在，根据以下几个方程式，很有可能重新互相结合而形成冰：
第一个反应不太可能实现，因为氢原子扩散得太快或更容易形成H 2 。第二个反应会在气相阶段遇到一个激活屏障，得靠一种叫作隧穿效应的量子机制才能打破。第三个反应则是依靠两个自由基·OH的结合形成过氧化氢（H 2 O 2 ）。潜藏的冰则颠覆了这一切。在寒冷的环境（10—30 K）中，承载着整个宇宙空间里大部分氢元素的冰成为化学反应的重要载体。在这些情况下，阻碍冰盖重建的壁垒坍塌，甚至消失：
可以说，冰既是化学反应的催化剂，也是其产物的储藏室。在那里，这些产物可以不断循环，继续发生反应。因此，作为自身重建过程中的重要催化剂，冰“点燃”了星际间的有机化学，维持着宇宙中有机化学的活跃。
构成细胞结构的一系列分子常被称为“搭建生命的砖瓦”，是生命构成的基本单位，其中就包括了蛋白质和肽类，它们是由氨基酸通过肽键连接在一起形成的。DNA中存在的嘌呤碱和嘧啶碱基则构成了另一大系列。同样地，DNA中存在的一些糖类和核糖也被认为是构成生命的基本元素。不过，最近的研究表明，更小的糖（甘油醛）也可以在DNA中形成核糖，因而更有可能是生命的基石。
同时，手性的概念与地球上的生命变得密不可分。一个多世纪前，热力学奠基人之一、第一代开尔文男爵汤姆森（William Thomson，1824—1907）是这样定义手性的：“所有不能与自身镜像重叠的几何图形或点群，谓之手性。”骰子就是一个典型的手性物体（图1.1.7）。一般来说，一枚骰子两个相对面上的点数之和为7。一旦投掷出“1 + 6”和“3 + 4”，那么剩下的一组只有两种可能性：“5在左且2在右”或“5在右且2在左”。这便是两个对映体，化学上称为对映异构体。
图1.1.7 左：一对对映体骰子；右：一对对映异构体氨基酸
更令人吃惊的是，在地球上，某些构成生命体的基本元素只以一种对映体形式存在（即同手性）：组成蛋白质的氨基酸是左旋的 ，写作“ L -”，DNA中的糖则是右旋的，写作“ D -”。
针对这一现象，目前存有两种假说：一种是随机论；另一种是决定论。前者认为，手性选择是随机发生的，就和掷骰子一样。后者认为，某种外部现象会特别地导致特定手性分子的合成（或破坏）。
在澳大利亚默奇森村附近曾发现过一块陨石，称作“默奇森陨石”。人们研究发现其成分中含有大量 L -丙氨酸对映体。这是一种外源现象。在其他的碳质陨石中还观察到一些对映体过量的氨基酸。这不得不引起人们的思考：这些构成生命的基础物质，会不会源起星际介质之中，然后随着地球形成初期那频繁的陨石撞击而来到地球上的呢？当然，这一理论明显忽略了早期地球本身也是“一碗沸腾的原始化学汤”。不过，外源说在水、氨和二氧化碳等简单分子的来源方面判断无误。可我们如何证明，构成生命的复杂分子如氨基酸或糖也是由陨石撞击带来的，且带来的量足够多？火星经历了和地球差不多的形成过程和陨石撞击，却未能形成大量的有机物。这一事实证明，单纯地靠外源作用是无法在地球上孵化出复杂生命体系的，还必须存有大量的水。
关于宇宙中同手性现象的起源，星际介质为我们提供了好几种有趣的可能性：
在圆偏振光下合成生命前体。目前，科学家利用位于巴黎南部的开放研究设施SOLEIL大型同步辐射光源，对非手性起始反应物进行的一系列的实验结果支持了这一观点；
氨基酸分子在具有区分性的支撑物上选择性地吸附。这主要是基于两种非对映异构体氨基酸（ D ）-支撑物（ D ）和氨基酸（ D ）-支撑物（ L ）具有不同能量的事实而得出的结论，我们可以在手性方解石和石英上进行验证，但我们还是不清楚星际介质中手性支撑物的起源；
非外消旋氨基酸混合物的选择性升华，至于星际介质中形成这种固体混合物所需的条件，我们依然一无所知。
兜兜转转，我们仿佛又回到了起点：宇宙中第一个同手性系统的形成悬而未决。也许我们还缺少一个能在原始地球自然环境里生成仅一种手性异构体的化学反应，就像我们在实验室中实现的对映选择性自催化反应那般。接下来的几十年里，关于生命起源的外源性问题一定还会引发诸多激烈的探讨，因为这种外源和内源的占比极难界定。
看来，想要真正解开人类内心的迷思，抚平困惑，还有很长的路要走。好在我们还可以援引孔子的一句话来聊以慰藉：“不知为不知，是知也。”
（伊夫·埃兰热 让-克劳德·吉耶曼）