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尽管分子值可能因来源而异 ， 但一氧化碳、氰自由基和其他物种的丰度异常高 ， 例如 ， CO比OH丰富得多 ， 而实际上它应该是相反的 ， 因为在宇宙中氢占主导地位 ， 如果在进行更广泛的观察时证实了这些差异 ， 则必须在决定分解和形成的相对速率以及星际气体云中特定化学物质的稳态浓度的不同因素中寻求对这些异常的解释.在未遮盖的星际辐射场中的寿命计算得出 ， HCHO、H2O和NH3的寿命相对较短 ， 约为40至100年 ， 而CO则为102至103年 ， 这些短暂的寿命表明这些分子是在云中的气相中形成或释放的 ， 它们现在出现在云层中 ， 或者受到尘埃颗粒或星际颗粒的保护以防止光分解 。
作为云不透明度函数的寿命计算 ， 对于中等不透明度的云 ， 表明多原子分子和CO具有相当长的寿命 ， 分别为106年和108-109年 。 看来 ， 星际空间中普遍存在的物理条件的破坏性影响可能被高估了 ， 与它们各自云的进化寿命相比 ， 某些分子可以存在相对较长的时间 ， 特别是在尘土飞扬的地区 ， 必须对一氧化碳较高的光稳定性负责 ， 部分原因是星际空间中这种双原子物种过多 。 同样的论点可能适用于CN和其他观察到的丰度高于预期的物种 。
因此 ， 总的来说 ， 这些分子的光稳定性与CO和CN的广泛分布和较高的观测丰度一致 ， 不仅在星际云中 ， 而且在星际云中也是如此 。 这些双原子和相关物种在它们居住在恒星大气中以及它们喷射到星际空间期间的高光稳定性和热稳定性也为这种解释提供了进一步的支持 。 事实上 ， 除了H2和OH ， 碳化合物CO和CN是碳星大气中计算得出的最稳定的两种双原子物种 。 这表明大多数有机分子以稳定和相对脱氢的前体的形式来源于恒星 。 这些物质在星际空间通过氢化、羟基化和其他反应逐渐转化为其他分子 ， 从而产生几个子分子 。
这一假设与之前提出的对新星的直接观测一致 ， 也与对星际分子中一些碳同位素丰度的检查一致 。 来自不同来源的测量给出了12C/13C比率的值 ， 该值从大约11到地面值不等 。 如果这些比率得到证实 ， 它们将给出类似的范围 ， 但可能比在恒星大气中观察到的范围更小 。 射手座A和猎户座A报告了12C/13C值 ， 人马座A的HCN来源于这样的恒星 。 应该指出的是 ， 对于来自SgrA的甲醛的碳同位素 ， 碳12线的饱和效应可能导致高估存在的碳13的相对比例 。
来自SgrA的其他独立碳同位素测量值也给出了与地球值不同的比率 ， 例如12C/13C=25 。 另一方面 ， 用Lick天文台120英寸望远镜获得的一系列光谱显示 ， 平均12C/13C值约为82 ， 接近地面89值然而 ， 这些观测是在远离银心的区域进行的 。 这两个系列测量之间的差异可能反映了银河系中心更活跃区域中恒星和星际物质的更高周转率 ， 以及通过碳氮循环的碳循环增加这个中部地区 。
然而 ， 很明显 ， 在可以肯定地说星际云的碳同位素值像恒星一样变化或具有我们太阳系中同位素碳混合物的典型平均值之前 ， 还需要进行许多更准确的测量星际云由氢、“分子”和逆微波激射效应组成 ， 它们会导致相应云的冷却和加热 。 微波激化效应可能在引力不稳定的云团收缩成恒星和可能的行星系统的过程中发挥重要作用 。 发生这种情况所需的云密度约为106工具cm-3 。 通过与氢分子或原子的碰撞 ， 当氢云坍缩成原恒星时 ， H2O和OH正在冷却氢云 ， 而这种坍缩产生的多余能量被微波激化的OH自由基和H2O分子辐射掉 。 因此 ， 根据中间步骤的性质 ， 我们可以设想 ， 太阳星云坍缩气体和尘埃云的有机和无机成分与我们太阳系冷天体的成分之间存在某种关系 ， 正如彗星、碳质球粒陨石和木星行星 。
【?研究分子射电天文学和星际云动力学，对未来意义非凡】然而 ， 对于这些中间步骤的性质知之甚少 ， 它们在很大程度上依赖于星际介质演化模型、空间分馏和冷凝模型 ， 以及太阳系的形成希望继续对分子射电天文学和星际云动力学的研究将在未来为这种情况带来显着的改善 。
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