我们可以通过上一章介绍的X光照片轻松地观察到固体分子的这种热颤抖，或者说热振动。拍摄晶格内的分子照片需要相当长的一段时间，所以在曝光过程中，分子绝不能离开它原来的位置，这一点非常重要。但是分子在固定的位置上不断颤抖，这必然干扰曝光，在照片上留下模糊的影子。我们在照片I的分子“集体照”里就能观察到这种现象。所以要拍出清晰的照片，我们必须尽可能地冷却晶体，因此分子摄影师有时候会把他的“模特”浸泡在液态空气里。从另一方面来说，如果我们持续加热晶体，拍出的照片就会变得越来越模糊；温度到达熔点的那一刻，规律的晶体图样彻底消失，因为分子离开了原来的位置，开始在融化的物质中做不规律运动。

融化后的固体分子仍会聚成一团，因为热运动的强度虽然足以帮助它们摆脱晶格的束缚，但还不足以将它们彻底分开。不过，随着温度继续升高，内聚力无法再束缚分子，它们开始四下飞散；要想阻止这一切，除非你用一堵墙把这团物质围起来。当然，到了这一步，物质就变成了气态。既然固体的熔点各不相同，不同的**自然也有不同的蒸发温度（沸点），内聚力较弱的物质沸点相对较低，反之亦然。压力也会影响**的蒸发过程，因为来自外界的压力会帮助内聚力束缚分子。我们都知道，密闭水壶里的水沸点比敞口壶里的高。从另一方面来说，由于高山顶上的气压明显低于山脚，所以那里的水在100℃以下就会沸腾。值得一提的是，我们可以通过测量水的沸点推算当地的大气压，继而确定海拔高度。

不过你可千万别学马克·吐温（MarkTwain），他曾经把无液气压计直接扔进一壶沸腾的豌豆汤里。这样非但测不出海拔，氧化铜还会破坏豌豆汤的风味。

物质的熔点越高，它的沸点也越高。所以液氢的沸点是253℃，液氧和液氮的沸点分别是183℃和196℃，酒精在78℃沸腾，铅1620℃，铁3000℃，锇必须达到5300℃以上的高温才会沸腾。[86]

美丽的晶体结构被打破后，物质分子先是紧紧地挤成一团，就像一窝虫子，然后它们又像受惊的鸟儿一样四下飞散。但后面这种现象还不是热运动破坏力的极限。如果温度继续升高，就连分子本身也岌岌可危，因为越来越剧烈的碰撞会将分子撕裂成原子。这种热离解过程取决于分子自身的强度。一些有机物分子在几百度的“低温”下就会分解成独立的原子或原子团，但另一些更稳定的分子（例如水）需要一千多度的高温才会溃散。但任何分子都无法在几千度的高温下存活，在这样的高温环境中，物质将变成纯化学元素组成的气态混合物。

温度高达6000℃的太阳表面就处于这种状态。从另一方面来说，红巨星[87]的大气层温度相对较低，所以有一部分分子能够幸存下来，我们可以通过光谱分析法观测到它们的存在。

高温下剧烈的热碰撞不仅会将分子撕裂成原子，还会剥夺原子的外层电子。如果温度升高到几十万甚至几百万度，这种热电离过程就会变得越来越明显。这样极端的高温超过了我们能在实验室里达到的上限，但在恒星尤其是太阳内部却很常见。就连原子也无法在这样的酷热环境中幸存，它的所有外层电子都会被剥夺，物质最终会变成**的原子核与自由电子组成的混合物，电子在空间中高速运动，以极其强大的力量互相碰撞。不过，尽管原子已经残缺不全，但物质仍保留了最基本的化学性质，因为它的原子核仍原封未动。如果温度有所下降，原子核将重新捕获电子，再次形成完整的原子。

要利用热彻底分解物质，将原子核拆成独立的核子（质子和中子），我们至少需要几十亿度的高温。虽然我们在最热的恒星内部也没有发现这么高的温度，但它很可能存在于几十亿年前的年轻宇宙中。在这本书的最后一章里，我们将回过头来讨论这个激动人心的问题。

因此我们看到，热运动会逐步破坏基于量子定律构建的物质精妙结构，将这座宏伟的大厦拆成一大堆杂乱无章的粒子，这些粒子像没头苍蝇一样左冲右撞、看不出任何明显的运动规律。