星际尘埃云中有什么？
恒星之间的空间叫星际空间，在星际空间中有很多气体尘埃云。科学家们很早就了解到这些尘埃是由岩石物质的微粒和金属微粒组成，这些微粒集中在由恒星和行星构成的星系中，并最终形成一个小世界。关于这些气体，科学家们认为它们是由氧气和氦气组成的。
虽然这些尘埃和气体很厚，它们的数量之大足够形成恒星或行星，使恒星的周围变得很模糊，但是科学家们认为这些物质分布在这么广阔的空间里，彼此之间没有碰撞和结合的机会，所以尘埃粒子一定非常小，气体也一定是由单一原子组成的。
1994 年，德国天文学家约翰尼斯·弗朗兹·哈特曼首次获得了有关尘埃云的真正组成成分的知识，他测出了 Delta Orionis 星的视向速度，并发现虽然有一些例外，但各种谱线仍像预测的那样在移动时特性相同。其中代表钙元素的谱线没有变动，即恒星在运动中不可能在身后留下钙元素，可是哈特曼认为，在恒星和我们之间的薄薄的基本上不运动的星际空间中，他探测到了钙元素。
当然，星际空间的主要组成部分是氢气。从 1951 年开始，美国天文学家威廉姆·韦尔森·摩根探测到了代表电离氢（氢气变热后使它的电子脱离了原子）的谱线。在银河系中有一些蓝白恒星，在这些蓝白恒星周围的氢气非常热，这些热的氢气形成了蓝白恒星的曲线轨道，所以我们银河系的结构不能简单地被看做是透镜形，它更像是一个风车，从中心部分伸出螺旋形的臂状物。
如果只考虑可见光谱，则看不到星云中的物质。随着无线电天文学时代的到来，一切都变了。原来不发光的冷原子和原子化合物，现在我们可以说它们能发射较少的磁微波。
1944 年第二次世界大战时，当德国占领荷兰后，荷兰天文学家亨瑞克·克里斯托弗·范·迪·胡斯特就不能像以前那样在天文学领域内工作了，所以他只能藏起来计算冷氢原子在宇宙中的特性。他了解到这些氢原子的原子核和电子（每个氢原子只有一个电子）可以在同方向或反方向上排成行，每次当氢原子由一种形式转换为另一种形式时，会发射波长 21 厘米的微波。任何一个氢原子每隔 11 年或更长时间才会发射这种微波，但是在宇宙中有很多氢原子，所以总有这种微波的存在。美国物理学家爱德华·缪斯·伯塞尔在 1951 年探测到了这种微波的发射，这样就可以应用微波来跟踪星际空间中不寻常的冷氢气聚集体。
当探测微波的方法被改进后，我们就能够探测到气体云的微小成分。例如，探测到了一种很少见的氢原子，这种氢原子的原子核比普通氢原子的原子核重两倍。普通氢气是氢 1，更重些的叫重氢或氢 2。在 1966 年，我们探测到了体现氢 2 特征的微波，而且还有一些证据表明，从总体上说宇宙中 20％的氢气是以氢 2 的形式存在的。
通过微波发射的特性可以识别原子的结合，比如说，在宇宙中仅次于氢原子可以和其他原子结合的最普遍的是氧原子。在很长一段时间内，一个氧原子和一个氢原子可能会互相碰撞结合在一起形成一种为我们所熟悉的羟基组化合物。这样的化合物可以发射或吸收四种波长特性的微波，其中有两种波长的微波于 1963 年在云中被观察到。 天文学家们开始承认在薄薄的星际物质中有双原子化合物，虽然多原子化合物看起来还是不可能的。在 1968 年年底，水分子（两个氢原子和一个氧原子组成）和氨分子（三个氢原子和一个氮原子组成）被探测到了。
这以后，有更多更复杂的化合物被发现，它们含有一个或多个碳原子，并由此创立了天体化学。天文学家还不能确定在近乎真空的宇宙中形成的分子有多复杂，有些分子可能会由 13 种原子组成，但是目前只有这样的可能，即如果我们能把探测仪送到星际云中（但不能送到离我们有太多光年远的星际云中），我们还可以探测到更复杂的化合物。
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