宇宙中曾存在著其剛形成時的第一個分子，我們以為找到了一個和它一模一樣的，但這兩者卻大為不同。

但這條報道的另一部分則並不正確，我們本次觀測到的氫化氦不是在宇宙早期所形成的；而事實上，宇宙早期所形成的氫化氦分子很久以前就已經全部被破壞掉了。我們從未觀測到過它們，而且很有可能永遠也不會觀測到。

圖解：在膨脹的宇宙中，物質（上）、輻射（中）和宇宙常數（下）是如何隨著時間而演變的？隨著宇宙膨脹，物質的密度降低，輻射也會由於波長被拉長而降低到更低的能量等級。(E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY)

試著想象一下宇宙剛剛在熾熱的大爆炸之後形成的樣子。當我們觀測今天的宇宙，我們會看到一個由各種形式聚集在一起的物質交織而成的龐大網路，比如恆星、星系和星雲。通過觀測到遙遠的星系和星雲在背向運動，而且越來越快，我們可以證明宇宙在膨脹。另外，我們也觀測到了宇宙中充滿了指向各個方向的低能量輻射。

這意味著，隨著時間的推移，宇宙會變得：

當然，如果順著時間反推，以上過程將反向進行。

圖解：對宇宙形成的描述可以分為被稱為“大爆炸”的高密度、高溫的狀態，以及之後它所造成的物質和宇宙結構的形成及增長。我們所有的觀測資料，包括可見光成分和宇宙背景微波輻射，使得大爆炸成為了對我們觀測結果的唯一解釋。隨著宇宙的擴張，它的溫度降低，並形成了離子、中性原子，接著形成了分子、氣團、恆星，最終星系得以形成。

我們今天眼前所看到的，是在大爆炸138億年之後的宇宙。但隨著我們向深空觀測，我們所看到的是更加早期的宇宙；換句話說，我們看到了過去。最早期的星系更小，更加發藍，也比我們現在的星系含有更少的重元素。當經歷了許多代恆星的生成和衰亡之後，這些早期的星系才變成我們今天看到的銀河的模樣。

事實上，我們還可以去到更早的時候：那時還沒有任何行星或星系生成。在大爆炸後的幾千萬年裡，重力還沒有足夠的時間將剛剛生成的中性原子集中到一起形成氣團，也就是說還沒有來得及形成核聚變。這一時期唯一的核聚變發生在大爆炸最一開始的、最高溫高密度的時期，形成了氫、氦和微量的其他元素。

圖解：由大爆炸核合成理論推測，宇宙中會形成大量的氦-4、氘和鋰-7，我們確實也在紅圈中觀測到了這些元素。整個宇宙中75-76%的元素為氫，24-25%為氦，一小部分氘和氦-3以及微量的固態鋰元素。每一種元素形成時都是完全電離狀態，但帶有更多電荷的原子核比最小的氫原子核更加容易捕獲電子。(NASA / WMAP SCIENCE TEAM)

事實上，在我們的宇宙最初形成的幾分鐘內發生核聚變之後，它需要千萬年的時間來冷卻到可以穩定形成中性原子的溫度。在這之前，宇宙中的光子含有的能量足以使它們持續把原子核周圍所有的電子擊離。

在宇宙誕生最初幾分鐘的時間裡，它所含有的元素（重量分數）為75%的氫、25%的氦以及微量的氘、氦-3和鋰。隨著宇宙冷卻下來，我們迎來了創世紀的一刻：這時，所有的光子-包括那些電離宇宙中原子的光子-的能量都降低了下來。因此，各個具有不同重量和電荷量的電離狀態的原子核開始捕獲電子。

圖解：雖然原子核在宇宙誕生之初的幾分鐘裡就形成了，但那時宇宙的溫度非常高，一直等它冷卻了千萬年後，電子才得以能夠穩定地與原子核結合，而不是立刻被電離。各種元素的原子核捕獲電子的速度由它們的電荷量和電子軌道所決定。

在最初時，所有物質都處於電離狀態，所有的氦和氫原子核都沒有電子。

在大約32000年之後，宇宙冷卻到了第一個氦原子核捕獲到一個電子的溫度。但記住，對外表現中性的氦原子有兩個電子，所以這時氦原子只算是形成了一半。

又經過了100000年，當宇宙約132000歲時，終於氦原子核可以穩定地捕獲第二個電子，我們第一個穩定的中性原子：氦原子，才得以形成。但氦原子很難與其它原子結合：氦是一種單質、惰性氣體。

圖解：元素週期表中第一族的元素，特別是鋰、鈉、鉀、銣等，很容易失去它們的第一個電子。電離氫比電離氦更加容易，完全電離氦需要完全電離氫4倍的能量。(WIKIMEDIA COMMONS USER SPONK)

直到宇宙達到380000歲時，單獨的質子和原子才能夠相互結合，形成氫原子。氫原子之間也可以輕易的互相結合，形成我們都熟悉的分子態的氫氣（H2）。

但在這之前，還存在一箇中間狀態-在穩定的氦原子形成後，但氫原子核仍在被電離-這時第一個原子已經形成了。記住，原子的定義為在兩個原子或離子之間含有一個穩定的分子鍵。你也許更加熟悉對外表現中性的穩定分子（如氧氣O2），但原子-離子對同樣含有分子鍵，比如離子態的碳（C+）和原子態的氟（F）可以結合形成CF+並在其放射性結合的過程中釋放出一個光子。

圖解：當兩個原子或分子距離較大時，它們之間不會形成分子鍵。但從能量的角度而言，由於分子態的能量更低，而且物質傾向處於更低能量的狀態，因此它們更傾向於以分子鍵的形式結合，並在形成一個分子鍵的過程中釋放出一個光子。因此，氫化氦，即氦原子和氫離子之間所形成的分子鍵，被認為是宇宙中形成的第一個分子鍵。

當宇宙處於那個中間狀態，即對外表現中性的氦原子已經形成但所有的氫還處於電離狀態(H+)時，這兩種粒子可以以放射性結合的方式結合，並釋放出一個光子。當氦原子和氫離子相碰撞時，它們將形成氫化氦(HeH+)，同時釋放出代表其分子鍵能量的光子。

雖然化學界的新聞不像物理和天文界的那樣受關注，但氫化氦這一類的化合物已經被研究了相當長的時間。早在1925年，氫化氦就在化學實驗室中被合成並發現。理論上，它也存在於星際空間：在早期，它的形成代表了宇宙中的第一個分子；在後來的時間中，它形成於在氦原子存在的區域發生的能夠形成氫等離子體的天體物理過程。

圖解：當像太陽這樣的恆星步入生命的最後時刻時，它將把它的外層物質拋射入太空，並形成一片像蛋星雲那樣的原行星星雲。在這片空間中，氦原子（He）和電離態的氫離子(H+)同時存在，因此在這片空間中可能會形成含有一個分子鍵的氦合氫離子(HeH+)。(STSCI / AURA), HUBBLE SPACE TELESCOPE / ACS)

宇宙早期形成的氫化氦已經在氫原子形成時被破壞了，對於氫元素，在能量的角度上它將比形成HeH+離子更傾向於形成中性的氫分子。一旦溫度降低到一定值，氦合氫離子將和氫原子反應並形成氫分子（H2）和單獨的氦原子（He）。因此宇宙中的第一類分子並沒有存在很長時間，當宇宙形成50000年時，它們已經被全部破壞。

但在晚些時候，即現在的宇宙中，還是會有氫化氦存在：在太陽類恆星死亡時形成的電離態等離子體中。在這其中有足夠的溫度電離氫原子，同時有大量從恆星表面拋射出的氦原子。這類原行星星雲是形成氫化氦的理想場所。

圖解：原行星星雲NGC7027很長時間以來被認為是形成氦合氫離子（HeH+）的理想位置，但長期以來的觀測結果卻與之相反。雖然原行星星雲作為形成氦合氫離子（HeH+）空間的理論被提出了很久，但觀測結果卻從來沒被證實過。一定程度上是因為其分子鍵的旋轉合成中所釋放的能量較低：光子的能量為149.1微米，使其位於光譜中的遠紅外波段。

在地面，由於大氣造成的衰減是無法觀測到這些資訊的。我們發射的空間望遠鏡比如赫歇爾和斯皮策望遠鏡不具備相應的觀測能力。這時，NASA的SOFIA正好開始發揮作用，它執行在地面以上45000英尺（13716米）的高度。由於它執行後會返回地面，因此上面的裝置可以輕易地被升級。這一次，天文學家正需要升級德國製造的太赫茲頻率接收器（GREAT）。

圖解：NASA的SOFIA望遠鏡安裝在一架改裝過的波音747SP寬體客機上，並特別為超高度、高品質的遠紅外觀測所設計，同時它的裝置也可以進行簡單地維護和升級。這一研究第一次發現在宇宙中確實存在有氦合氫離子（HeH+）。根據Rolf Güsten，最新在Nature雜誌發表的研究所述，當使用最新的裝置觀測NGC7027時，科學家看到了只在氦合氫離子（HeH+）生成時才會釋放的能量資訊。

“在那裡第一次在儀表上觀測到氦合氫離子（HeH+）時真的非常令人興奮，它給了我們長期研究的一個完好結果，同時解答了早期宇宙的一些化學問題。”這是我們第一次得到氫化氦可以形成並存在於宇宙中的第一手證據。

圖解：NASA的同溫層紅外天文臺設定有活動的望遠鏡蓋，這一NASA和德國的DLR的聯合專案使得我們可以將這一先進的紅外天文臺帶到世界的任一角落，從而讓我們可以在任何地方觀測天文事件。

在這一研究中得出的結論使我們意識到在地面和空間望遠鏡之間的天文臺擁有巨大的潛力。空間望遠鏡不會受到地球大氣的干擾，地面天文臺沒有發射尺寸和費用的限制，同時裝置也可以得到保養和升級。

正如SOFIA科學中心的經理Hal Yorke所述，類似SOFIA這類的裝置佔盡了以上兩種天文臺的優勢，“這一分子在我們周圍隱藏了很長時間，我們只需要在好的位置用正確的儀器觀測它-而SOFIA正是最合適的儀器”。

氫化氦一直被認為是宇宙中第一個形成的分子，但在這之前我們還未看到它的自然存在。但最終，我們得到了它存在的證據，並進一步地，得以證明宇宙所進化成為今天的樣子的過程。

參考資料

1.Wikipedia百科全書

2.天文學名詞

translate: 然

author: Ethan Siegel