宇宙中曾存在着其刚形成时的第一个分子，我们以为找到了一个和它一模一样的，但这两者却大为不同。
宇宙形成时的第一个分子终于被观测到了！在NASA的同温层红外天文台（SOFIA）观测到迄今为止最难捕捉的物质——氢化氦之后，各大头条纷纷报道。这条报道的一部分是完全正确的，氢化氦是在古老宇宙中形成的第一个分子，而且这次是首次在太空中观测到了氢化氦，而并非是在地面上的实验室中合成出来的。
但这条报道的另一部分则并不正确，我们本次观测到的氢化氦不是在宇宙早期所形成的；而事实上，宇宙早期所形成的氢化氦分子很久以前就已经全部被破坏掉了。我们从未观测到过它们，而且有很大的可能性永远也不会观测到。
图解：在膨胀的宇宙中，物质（上）、辐射（中）和宇宙常数（下）是如何跟着时间而演变的？随着宇宙膨胀，物质的密度降低，辐射也会由于波长被拉长而降低到更低的能量等级。(E. SIEGEL / BEYOND THE GALAXY)
试着想象一下宇宙刚刚在炽热的大爆炸之后形成的样子。当我们观测今天的宇宙，我们会看到一个由各种形式聚集在一起的物质交织而成的庞大网络，比如恒星、星系和星云。通过观测到遥远的星系和星云在背向运动，而且越来越快，我们大家可以证明宇宙在膨胀。另外，我们也观测到了宇宙中充满了指向各个方向的低能量辐射。
这在某种程度上预示着，跟着时间的推移，宇宙会变得：
更大
更空旷
物质更聚团
温度更低
当然，如果顺着时间反推，以上过程将反向进行。
图解：对宇宙形成的描述可大致分为被称为“大爆炸”的高密度、高温的状态，以及之后它所造成的物质和宇宙结构的形成及增长。我们所有的观测数据，包括可见光成分和宇宙背景微波辐射，使得大爆炸成为了对我们观测结果的唯一解释。随着宇宙的扩张，它的温度降低，并形成了离子、中性原子，接着形成了分子、气团、恒星，最终星系得以形成。
我们今天眼前所看到的，是在大爆炸138亿年之后的宇宙。但随着我们向深空观测，我们所看到的是更加早期的宇宙；换句话说，我们正真看到了过去。最早期的星系更小，更加发蓝，也比我们现在的星系含有更少的重元素。当经历了许多代恒星的生成和衰亡之后，这些早期的星系才变成我们今天看到的银河的模样。
事实上，我们还可以去到更早的时候：那时还没有一点行星或星系生成。在大爆炸后的几千万年里，重力还没有足够的时间将刚刚生成的中性原子集中到一起形成气团，也就是说还没有来得及形成核聚变。这一时期唯一的核聚变发生在大爆炸最一开始的、最高温高密度的时期，形成了氢、氦和微量的其他元素。
图解：由大爆炸核合成理论推测，宇宙中会形成大量的氦-4、氘和锂-7，我们确实也在红圈中观测到了这些元素。整个宇宙中75-76%的元素为氢，24-25%为氦，一小部分氘和氦-3以及微量的固态锂元素。每一种元素形成时都是完全电离状态，但带有更多电荷的原子核比最小的氢原子核更加容易捕获电子。(NASA / WMAP SCIENCE TEAM)
事实上，在我们的宇宙最初形成的几分钟内发生核聚变之后，它需要千万年的时间来冷却到可以稳定形成中性原子的温度。在这之前，宇宙中的光子含有的能量足以使它们持续把原子核周围所有的电子击离。
在宇宙诞生最初几分钟的时间里，它所含有的元素（重量分数）为75%的氢、25%的氦以及微量的氘、氦-3和锂。随着宇宙冷却下来，我们迎来了创世纪的一刻：这时，所有的光子-包括那些电离宇宙中原子的光子-的能量都降低了下来。因此，各个具有不同重量和电荷量的电离状态的原子核开始捕获电子。
图解：虽然原子核在宇宙诞生之初的几分钟里就形成了，但那时宇宙的温度非常高，一直等它冷却了千万年后，电子才得以能够稳定地与原子核结合，而不是立刻被电离。各种元素的原子核捕获电子的速度由它们的电荷量和电子轨道所决定。
在最初时，所有物质都处于电离状态，所有的氦和氢原子核都没有电子。
在大约32000年之后，宇宙冷却到了第一个氦原子核捕获到一个电子的温度。但记住，对外表现中性的氦原子有两个电子，所以这时氦原子只算是形成了一半。
又经过了100000年，当宇宙约132000岁时，终于氦原子核可以稳定地捕获第二个电子，我们第一个稳定的中性原子：氦原子，才得以形成。但氦原子很难与其它原子结合：氦是一种单质、惰性气体。
图解：元素周期表中第一族的元素，特别是锂、钠、钾、铷等，很容易失去它们的第一个电子。电离氢比电离氦更加容易，完全电离氦需要完全电离氢4倍的能量。(WIKIMEDIA COMMONS USER SPONK)
直到宇宙达到380000岁时，单独的质子和原子才能够相互结合，形成氢原子。氢原子之间也可以轻易的互相结合，形成我们都熟悉的分子态的氢气（H2）。
但在这之前，还存在一个中间状态-在稳定的氦原子形成后，但氢原子核仍在被电离-这时第一个原子已经形成了。记住，原子的定义为在两个原子或离子之间含有一个稳定的分子键。你也许更加熟悉对外表现中性的稳定分子（如氧气O2），但原子-离子对同样含有分子键，比如离子态的碳（C+）和原子态的氟（F）可以结合形成CF+并在其放射性结合的过程中释放出一个光子。
图解：当两个原子或分子距离较大时，它们之间不会形成分子键。但从能量的角度而言，由于分子态的能量更低，而且物质倾向处于更低能量的状态，因此它们更倾向于以分子键的形式结合，并在形成一个分子键的过程中释放出一个光子。因此，氢化氦，即氦原子和氢离子之间所形成的分子键，被认为是宇宙中形成的第一个分子键。
当宇宙处于那个中间状态，即对外表现中性的氦原子已经形成但所有的氢还处于电离状态(H+)时，这两种粒子可以以放射性结合的方式结合，并释放出一个光子。当氦原子和氢离子相碰撞时，它们将形成氢化氦(HeH+)，同时释放出代表其分子键能量的光子。
虽然化学界的新闻不像物理和天文界的那样受关注，但氢化氦这一类的化合物已经被研究了相当长的时间。早在1925年，氢化氦就在化学实验室中被合成并发现。理论上，它也存在于星际空间：在早期，它的形成代表了宇宙中的第一个分子；在后来的时间中，它形成于在氦原子存在的区域发生的能够形成氢等离子体的天体物理过程。
图解：当像太阳这样的恒星步入生命的最后时刻时，它将把它的外层物质抛射入太空，并形成一片像蛋星云那样的原行星星云。在这片空间中，氦原子（He）和电离态的氢离子(H+)同时存在，因此在这片空间中可能会形成含有一个分子键的氦合氢离子(HeH+)。(STSCI / AURA), HUBBLE SPACE TELESCOPE / ACS)
宇宙早期形成的氢化氦已经在氢原子形成时被破坏了，对于氢元素，在能量的角度上它将比形成HeH+离子更倾向于形成中性的氢分子。一旦温度降低到一定值，氦合氢离子将和氢原子反应并形成氢分子（H2）和单独的氦原子（He）。因此宇宙中的第一类分子并没有存在很长时间，当宇宙形成50000年时，它们已经被全部破坏。
但在晚些时候，即现在的宇宙中，还是会有氢化氦存在：在太阳类恒星死亡时形成的电离态等离子体中。在这其中有足够的温度电离氢原子，同时有大量从恒星表面抛射出的氦原子。这类原行星星云是形成氢化氦的理想场所。
图解：原行星星云NGC7027很长时间以来被认为是形成氦合氢离子（HeH+）的理想位置，但长期以来的观测结果却与之相反。虽然原行星星云作为形成氦合氢离子（HeH+）空间的理论被提出了很久，但观测结果却从来没被证实过。某些特定的程度上是因为其分子键的旋转合成中所释放的能量较低：光子的能量为149.1微米，使其位于光谱中的远红外波段。
在地面，由于大气造成的衰减是无法观测到这些信息的。我们发射的空间望远镜比如赫歇尔和斯皮策望远镜不具备相应的观测能力。这时，NASA的SOFIA正好开始发挥作用，它运行在地面以上45000英尺（13716米）的高度。由于它运行后会返回地面，因此上面的设备可以轻易地被升级。这一次，天文学家正需要升级德国制造的太赫兹频率接收器（GREAT）。
图解：NASA的SOFIA望远镜安装在一架改装过的波音747SP宽体客机上，并特别为超高度、高质量的远红外观测所设计，同时它的设备也能够直接进行简单地维护和升级。这一研究第一次发现在宇宙中确实存在有氦合氢离子（HeH+）。根据Rolf Güsten，最新在Nature杂志发表的研究所述，当使用最新的设备观测NGC7027时，科学家看到了只在氦合氢离子（HeH+）生成时才会释放的能量信息。
“在那里第一次在仪表上观测到氦合氢离子（HeH+）时真的非常令人兴奋，它给了我们长期研究的一个完好结果，同时解答了早期宇宙的一些化学问题。”这是我们第一次得到氢化氦可以形成并存在于宇宙中的第一手证据。
图解：NASA的同温层红外天文台设置有活动的望远镜盖，这一NASA和德国的DLR的联合项目使得我们大家可以将这一先进的红外天文台带到世界的任一角落，从而让我们大家可以在任何地方观测天文事件。
在这一研究中得出的结论使我们意识到在地面和空间望远镜之间的天文台拥有巨大的潜力。空间望远镜不会受到地球大气的干扰，地面天文台没有发射尺寸和费用的限制，同时设备也能够获得保养和升级。
正如SOFIA科学中心的经理Hal Yorke所述，类似SOFIA这类的设备占尽了以上两种天文台的优势，“这一分子在我们周围隐藏了很长时间，我们只需要在好的位置用正确的仪器观测它-而SOFIA正是最合适的仪器”。
氢化氦一直被认为是宇宙中第一个形成的分子，但在这之前我们还未看到它的自然存在。但最终，我们得到了它存在的证据，并进一步地，得以证明宇宙所进化成为今天的样子的过程。
参考资料
1.Wikipedia百科全书
2.天文学名词
translate: 然
author: Ethan Siegel
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