Однако по таким линиям можно находить лишь молекулы, попавшие на луч зрения перед далёкими звёздами. Сами по себе молекулы из межзвёздной среды в электронных переходах практически не излучают. К счастью, у молекул, в отличие от атомов, есть энергетические уровни, связанные не с движением электронов, а с движением (колебаниями) атомов в молекуле и с вращением молекулы как целого. Почему к счастью? Потому что энергетика переходов между различными колебательными или вращательными состояниями существенно более низка, чем энергетика электронных переходов, и газ светится, даже если его температура исчисляется всего единицами кельвинов. Правда, фотоны, рождающиеся при переходе из одного колебательного состояния в другое, попадают в дальнюю, инфракрасную область спектра, а линии, возникающие при переходе из одного вращательного состояния в другое, и вовсе приходятся на радиодиапазон.
По этой причине обнаружить собственное излучение межзвёздных молекул удалось лишь после появления радиотелескопов. Первой молекулой, обнаруженной по собственному излучению, стал гидроксил (ОН). Затем последовали аммиак, вода... И теперь по спектральным радиолиниям зафиксировано наличие в межзвёздном (иногда околозвёздном) пространстве примерно полутора сотен видов молекул - от двухатомных до 13-атомных.
Практически все эти молекулы не распределены между звёздами равномерно, а собраны в гигантские межзвёздные молекулярные облака. Массы самых больших облаков достигают миллионов солнечных масс, а размеры исчисляются десятками парсеков (1 парсек = 3,26 светового года). Полная масса молекулярного межзвёздного газа в нашей Галактике составляет несколько миллиардов солнечных масс. Именно в наиболее плотных областях этих облаков и происходит процесс рождения новых звёзд и планетных систем. Четыре с половиной миллиарда лет назад в одном из подобных плотных газовых (точнее, газо-пылевых) сгустков возникло и наше Солнце.
Именно исследование формирования звёзд и планет является одним из основных стимулов к развитию астрохимии. Дело в том, что главной молекулой в молекулярных облаках является молекула водорода. По сути, все остальные молекулы - лишь едва различимая примесь на фоне изобилия молекулярного водорода. Но вот беда - именно эта самая распространённая молекула лишена (в силу симметричной структуры) сильных вращательных и колебательных переходов.
Иными словами, газ, состоящий из молекулярного водорода, в условиях межзвёздных молекулярных облаков практически не светится, то есть ненаблюдаем. Следующая же по распространённости молекула - оксид углерода - по содержанию уступает молекуле водорода в 10000 раз. Фактически, в самом лучшем случае, наблюдая межзвёздный молекулярный газ, мы видим одну молекулу из десяти тысяч. Конечно, спектр даже простой молекулы СО содержит немало линий. У более же сложных молекул, например у метанола, количество линий превышает несколько сотен. Анализ этих линий позволяет определить температуру и плотность газа, параметры поля излучения, в которое погружены эти молекулы... Но насколько эта информация имеет отношение к молекулярному водороду?
