01宇宙中性氫的分布

我們知道太陽(yáng)的主要元素成分是氫和氦，其他原子數(shù)更大的元素占比不超過(guò)2%。其實(shí)太陽(yáng)的元素豐度大致反映了宇宙元素成分的比例。根據(jù)當(dāng)前的標(biāo)準(zhǔn)宇宙大爆炸模型預(yù)測(cè)，在原初的大爆炸核合成過(guò)程中，主要的元素為氫和氦，另外少量的輕元素，比如鋰元素。而后在恒星的演化過(guò)程中，慢慢產(chǎn)生了更多的元素，特別是恒星內(nèi)部的核聚變反應(yīng)以及其死亡時(shí)的快速爆發(fā)的物質(zhì)拋射過(guò)程中產(chǎn)生了比鐵輕或者差不多的元素，而更多重的元素則大部分來(lái)自?xún)蓚€(gè)中子星的并合。圖1 展示了太陽(yáng)系內(nèi)元素周期表中不同元素的宇宙來(lái)源。宇宙雖然演化了136 億年，但通過(guò)消耗氫而產(chǎn)生的別的元素依然非常稀少，宇宙元素的比例依然非常接近宇宙大爆炸時(shí)候的比例。當(dāng)前宇宙重子物質(zhì)中，氫元素占73.9%，氦元素占了近24%，氧元素占了將近1%，而余下的元素約為1.1%。

圖1 太陽(yáng)系內(nèi)不同元素的宇宙來(lái)源。在宇宙早期只存在氫、氦以及微量的比如鋰等輕元素(圖片來(lái)源：Jennifer Johnson)

因此，我們可以看見(jiàn)氫元素將在宇宙的不同時(shí)期，不同尺度上廣泛存在。在宇宙大尺度上，宇宙中的引力由暗物質(zhì)主導(dǎo)，受暗物質(zhì)引力的作用，因此氫元素的分布與宇宙物質(zhì)的總體分布有密切的相關(guān)性。而在較小的尺度上，氫是恒星、星系形成的基本原料，對(duì)于氫的觀測(cè)將可以讓我們了解星系形成過(guò)程中的諸多復(fù)雜物理過(guò)程。

這些氫元素將以不同電離態(tài)的離子氫、中性氫原子以及氫分子的形式存在。其中氫的電離過(guò)程會(huì)輻射萊曼-阿爾法光子從而在光學(xué)波段被看到。氫分子(H2)是由兩個(gè)相同的氫原子組成的，因此不存在偶極矩，沒(méi)有偶極躍遷。最低的震動(dòng)躍遷譜線都是禁線，且需要很高的激發(fā)溫度，因此不容易被探測(cè)，需要借助CO等別的示蹤分子來(lái)觀測(cè)。氫原子(HI)也被稱(chēng)為中性氫氣。對(duì)于中性氫氣的探測(cè)則只能通過(guò)一種電子態(tài)的超精細(xì)分裂所輻射的21 cm輻射光子來(lái)探測(cè)。

02中性氫的21厘米輻射

處于基態(tài)的中性氫原子，其電子自旋所產(chǎn)生的磁矩相對(duì)氫核(質(zhì)子)自旋所產(chǎn)生的核磁矩有兩種可能的取向:平行或反平行。前者的能量高于后者，當(dāng)處于上能級(jí)(兩個(gè)磁矩平行)的中性氫原子躍遷到下能級(jí)(兩個(gè)磁矩反平行)時(shí)，發(fā)出一個(gè)頻率為1420.406兆赫的光子，這就是21 厘米氫譜線輻射(圖2)。因?yàn)檫@對(duì)應(yīng)于電子能級(jí)的超精細(xì)結(jié)構(gòu)的變化，其輻射的光子要遠(yuǎn)比主量子數(shù)變化輻射的光子能量低很多。而且在沒(méi)有外界擾動(dòng)情況下,它的自發(fā)躍遷概率為2.876×10-15秒-1。這意味著一個(gè)處于基態(tài)高能級(jí)的中性氫原子要在長(zhǎng)達(dá)1,100 萬(wàn)年中才有一次躍遷到低能態(tài)的機(jī)會(huì)。但是如果中性氫云團(tuán)中的密度足夠高，而且離我們足夠近，則輻射的總光子數(shù)將會(huì)非常顯著。銀河系中60%的氣體都是中性氫，因而很多業(yè)余天文愛(ài)好者用自制的簡(jiǎn)單天線就可以捕獲這些光子。1944 年，荷蘭天文學(xué)家范德胡斯特首先提出可以在銀河系中觀測(cè)到星際氫原子的這條21 厘米譜線。1951 年，美國(guó)哈佛大學(xué)的H.Ewn& E. Purcell 就首先探測(cè)到了這一譜線，這也是射電天文學(xué)看到的第一條譜線，從而開(kāi)創(chuàng)了射電天文譜線研究的新紀(jì)元(圖3)。

圖2 (a)氫原子核外輻射21 厘米譜線的電子能級(jí)示意圖；(b)輻射21 厘米光子前后電子自旋產(chǎn)生的磁矩與氫原子核自旋產(chǎn)生的磁矩的示意圖

圖3 第一次觀測(cè)到太空中的中性氫21 厘米譜線的號(hào)角狀接收天線

而人類(lèi)第一次探測(cè)到河外的中性氫21 厘米譜線信號(hào)僅在約70 年前，是由麥哲倫云發(fā)出的，被Kerr Hindman用一個(gè)36英尺大小的射電望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的。此外值得一提的是，曾有業(yè)余天文學(xué)家在自己家院子搭建3 米左右的天線從而成功探測(cè)到遠(yuǎn)在兩百萬(wàn)光年之外的M31 星系以及M33 星系中的21 厘米譜線輻射。

當(dāng)21 厘米譜線觀測(cè)的背景為強(qiáng)的連續(xù)輻射射電源(如HⅡ區(qū))時(shí)，我們可以觀測(cè)到21厘米的吸收譜線。從吸收譜線也可以測(cè)得有關(guān)的中性氫的分布、密度、激發(fā)溫度以及連續(xù)輻射源跟觀測(cè)者之間的距離(下限)。

中性氫的吸收線在星系宇宙學(xué)，以及恒星形成等科學(xué)問(wèn)題上都展示了其獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)。類(lèi)星體光譜的萊曼吸收系統(tǒng)提供了迄今為止對(duì)于暗物質(zhì)質(zhì)量的最嚴(yán)格的質(zhì)量下限的限制；而FAST 首席科學(xué)家李菂老師創(chuàng)建的中性氫窄線自吸收方法(HINSA)不僅成為研究星際分子云形成的化學(xué)時(shí)鐘，而且通過(guò)其塞曼效應(yīng)的觀測(cè)還可以精確限制恒星形成區(qū)的磁場(chǎng)。

本文主要集中于利用中性氫發(fā)射譜線研究星系宇宙學(xué)的科學(xué)問(wèn)題。

03中性氫21厘米發(fā)射譜線蘊(yùn)含的物理信息

首先我們以一個(gè)河外星系的中性氫譜線為例，看看我們能從對(duì)其的觀測(cè)中獲得那些物理信息。圖4展示的是FAST對(duì)一個(gè)典型的渦旋星系UGC542觀測(cè)得到的中性氫21 厘米譜線，我們可以發(fā)現(xiàn)該譜線有兩個(gè)峰狀結(jié)構(gòu)。21厘米譜線的自身寬度非常小，由于星際空間物質(zhì)密度很低，譜線的碰撞阻尼致寬可以忽略。因此，21厘米譜線輪廓主要取決于中性氫原子運(yùn)動(dòng)的多普勒效應(yīng)。從該譜線輪廓我們可以獲得該星系的諸多信息，比如，通過(guò)計(jì)算譜線頻率的中心值相對(duì)于21 厘米譜線的多普勒位移，就可以得到該譜線相對(duì)的視向速度，這一視向速度反映了中性氫相對(duì)于星系的本地運(yùn)動(dòng)速度和伴隨宇宙碰撞的退行速度。如果參考一定的星系動(dòng)力學(xué)模型，可以將這兩個(gè)速度分別給出限制，對(duì)于后者，則可以獲得星系的紅移。把鄰近星系21 厘米譜線紅移量測(cè)量結(jié)果同光學(xué)紅移進(jìn)行比較，二者相當(dāng)一致，這為測(cè)定鄰近星系的距離提供了一種射電方法。此外，從譜線內(nèi)的積分總流量我們可以獲得中性氫的質(zhì)量。而譜線的展寬則預(yù)示著星系內(nèi)部具有不同運(yùn)動(dòng)速度的中性氫成分，因此從譜線的展寬可以測(cè)量星系內(nèi)部中性氫的速度彌散。如果定義譜線流量的峰值為HI譜線輪廓上的最大值的流量，一般用譜線兩翼對(duì)應(yīng)譜線峰值的50%的位置之間的速度差為速度寬度(W50)。因此，由HI 的譜線，我們可以獲得HI 星系的速度、紅移(也即位置)、流量和速度寬度等信息。

圖4 FAST對(duì)側(cè)向渦旋星系UGC542 觀測(cè)得到中性氫譜線，可見(jiàn)明顯的雙峰結(jié)構(gòu)

04中性氫探測(cè)銀河系結(jié)構(gòu)

通過(guò)對(duì)這些信息的物理解讀，首先獲得的重大進(jìn)展來(lái)自于1952 年Jan Oort 團(tuán)隊(duì)利用21 厘米譜線對(duì)銀河系結(jié)構(gòu)的測(cè)量。我們太陽(yáng)系處于銀河系恒星盤(pán)中，而在銀河系盤(pán)上存在諸多的中性氫分布，如果我們對(duì)銀河系某一方向上進(jìn)行以21 厘米為中心的頻譜觀測(cè)，就可以得到這一方向上的21 厘米譜線輪廓。由于氫云以不同的視向速度運(yùn)動(dòng)，譜線輪廓中有多峰出現(xiàn)。通過(guò)對(duì)譜線強(qiáng)度的測(cè)定，可以得到氫云的密度和質(zhì)量。測(cè)定與每一個(gè)譜線峰值對(duì)應(yīng)的多普勒頻移，就可以得到氫云的視向速度。如果對(duì)銀河系上所有方向的中性氫進(jìn)行觀測(cè)，則可以得到銀河系盤(pán)上中性氫的分布以及運(yùn)動(dòng)速度。由此，1958 年，Jan Oort 團(tuán)隊(duì)發(fā)現(xiàn)了銀河系的多個(gè)懸臂結(jié)構(gòu)(圖5)。

圖5 1958 年Jan Oort 團(tuán)隊(duì)獲得的銀河系盤(pán)結(jié)構(gòu)的中性氫分布，顏色越深，密度越大，可以看見(jiàn)銀河系的懸臂結(jié)構(gòu)

此后，通過(guò)21 厘米譜線對(duì)銀河系的研究表明，氫確實(shí)是星際物質(zhì)中最豐富的元素，其質(zhì)量大約為銀河系總質(zhì)量的1.4%~7%。近年來(lái)利用21 厘米譜線，我們得以研究銀河系的更多局部細(xì)節(jié)。

05中性氫探測(cè)星際間介質(zhì)

星際空間的物質(zhì)大部分位于低溫、低壓、低密度區(qū)域，這里的絕大部分原子、分子都處在最低能級(jí)的基態(tài)上。在這種條件下，它們幾乎不可能輻射可見(jiàn)光，而且諸如塵埃、暗云、黑云一類(lèi)的星際物質(zhì)對(duì)可見(jiàn)光是不透明的，因此，用光學(xué)手段研究星際區(qū)域存在很大困難。但是，這些區(qū)域的氫原子卻可以輻射21厘米譜線，它也不會(huì)被那些星際物質(zhì)吸收，所以21厘米譜線成了探測(cè)宇宙空間的有力武器。

比如M82、M81、NGC3077 三個(gè)星系在光學(xué)觀測(cè)上看似乎相對(duì)獨(dú)立，之間沒(méi)有關(guān)聯(lián)，見(jiàn)圖6(a)，但是在射電波段觀測(cè)星際空間的中性氫(圖6(b))，則可以知曉它們背后真正的秘密——三個(gè)星系正在或?qū)⒔?jīng)歷劇烈的碰撞并合過(guò)程。并合過(guò)程是塑造星系形成歷史以及各種屬性的重要物理過(guò)程，中性氫分布不僅是星系并合歷史的直接證據(jù)，還能帶來(lái)這一重要物理過(guò)程是如何塑造星系的諸多重要細(xì)節(jié)：比如這些冷氣體如何加速或者減緩并合星系的演化歷史等等。

圖6 (a)著名的三姊妹星系M82-M81-NGC3077 的光學(xué)圖像；(b)中性氫分布圖

06利用中性氫星系探索宇宙物質(zhì)分布

我們已經(jīng)知道氫元素自宇宙誕生時(shí)即為宇宙中最豐富的元素，存在于宇宙歷史的所有階段以及宇宙的幾乎每個(gè)角落。比如宇宙早期黑暗時(shí)代以及隨后的宇宙再電離的詳細(xì)歷史迄今依然是宇宙學(xué)未解的重要問(wèn)題，而中性氫卻是這段歷史幾乎唯一的見(jiàn)證者。包括未來(lái)的最重要的射電望遠(yuǎn)鏡——平方公里射電陣(SKA)都將對(duì)于這一時(shí)期的中性氫的探測(cè)列為最重要的科學(xué)目標(biāo)之一。

中性氫也是宇宙引力勢(shì)阱以及物質(zhì)分布最佳的示蹤物之一，因?yàn)樗谟钪嬷杏兄顬閺V泛的分布和存在，其可能是對(duì)物質(zhì)大尺度分布偏離最小的示蹤物。但因?yàn)?1 厘米信號(hào)特別微弱，而且前后背景的干擾又特別嚴(yán)重，因此利用中性氫探測(cè)宇宙的大尺度分布一直非常艱難。但因?yàn)榭茖W(xué)意義重大，包括我國(guó)21CMA、天籟等望遠(yuǎn)鏡陣列在內(nèi)的國(guó)內(nèi)外諸多射電望遠(yuǎn)鏡或者陣列均正積極開(kāi)展對(duì)中性氫在大尺度性質(zhì)上的探測(cè)。

07中性氫星系巡天

如何充分利用中性氫發(fā)射譜線研究以上科學(xué)問(wèn)題，天文研究人員常常設(shè)計(jì)兩類(lèi)中性氫星系巡天。第一類(lèi)為目標(biāo)巡天，即望遠(yuǎn)鏡直接對(duì)著目標(biāo)或者附近天區(qū)觀測(cè)獲得中性氫譜線數(shù)據(jù)；另外一類(lèi)巡天則為盲巡天，即對(duì)特定天區(qū)進(jìn)行掃描式搜尋，而為了提高對(duì)暗弱天體的探測(cè)能力，有時(shí)候還會(huì)對(duì)該天區(qū)安排多次掃描以提高靈敏度。

隨著望遠(yuǎn)鏡探測(cè)效率的提升，國(guó)際上出現(xiàn)了很多取得諸多重要成果的中性氫巡天。例如，針對(duì)特定星系以及周邊介質(zhì)進(jìn)行觀測(cè)的比較成功的巡天有VIVA、THINGS、HALOGAS等。特別是THINGS巡天利用射電干涉陣VLA 對(duì)鄰近30 余個(gè)近鄰星系的中性氫發(fā)布了高精度的清晰圖像，如圖7 所示，這讓我們對(duì)冷氣體在星系中的分布有了更深刻的認(rèn)識(shí)，這些觀測(cè)幫助我們加深了對(duì)星系演化和滅亡中的諸多復(fù)雜物理過(guò)程的認(rèn)識(shí)。此外，利用對(duì)其旋轉(zhuǎn)速度的測(cè)量，我們得以測(cè)量其中的暗物質(zhì)成分，這是理解暗物質(zhì)在星系形成過(guò)程中扮演角色的必要條件。

圖7 THINGS 巡天對(duì)鄰近星系中性氫給出了清晰的刻畫(huà)(Walter et al. 2008)

而在中國(guó)天眼之前，世界最大的單孔徑射電望遠(yuǎn)鏡美國(guó)阿雷西博望遠(yuǎn)鏡展開(kāi)了多項(xiàng)成功的HI 巡天，包括ALFALFA、AGES、GASS，尤其以ALFALFA最為成功，該巡天為第二代中性氫盲巡天，覆蓋了超過(guò)7000 平方度天區(qū)，找到了三萬(wàn)以上的中性氫星系，結(jié)合別的波段信息，該巡天給我們系統(tǒng)地揭示了星系中冷氣體與星系各屬性的相關(guān)性，特別是環(huán)境對(duì)于星系中恒星形成的影響。

08FAST 開(kāi)展中性氫的優(yōu)勢(shì)和進(jìn)展

相比于以前的望遠(yuǎn)鏡，F(xiàn)AST 的高靈敏度以及為其配備的19 波束L 波段接收機(jī)帶來(lái)的快速巡天能力使其對(duì)宇宙中的中性氫21 厘米譜線具有獨(dú)一無(wú)二的解析能力。在FAST 之前，我國(guó)在中性氫巡天領(lǐng)域幾乎處于空白，而FAST 為改變這一局面提供了一次寶貴的機(jī)會(huì)。

在開(kāi)展類(lèi)似ALFALFA巡天方面，F(xiàn)AST首席科學(xué)家李菂研究員領(lǐng)導(dǎo)的CRAFTS 巡天將對(duì)北方適合觀測(cè)的天區(qū)做盲巡天，相對(duì)ALFALFA的樣本，中性氫星系的樣本將獲得量級(jí)的提升。這對(duì)研究星系演化中的重要物理過(guò)程，乃至宇宙學(xué)帶來(lái)前所未有的機(jī)遇。

在中性氫深度巡天方面，目前國(guó)內(nèi)外已開(kāi)展的巡天天區(qū)因?yàn)橥h(yuǎn)鏡效率低而普遍偏小，大多小于20 平方度。而FAST的高靈敏度以及快速巡天能力將使我們能對(duì)更大天區(qū)，比如100 平方度以上的區(qū)域進(jìn)行中性氫深度巡天，為此FAST將進(jìn)行M31 暈區(qū)(近800 平方度)中性氫深度巡天、北天區(qū)延展源深度巡天(FEASTS)、百平方度中性氫深度巡天等諸多深度巡天項(xiàng)目。這些項(xiàng)目完成后，都將成為世界上同類(lèi)型巡天中的最大樣本數(shù)據(jù)。目前世界領(lǐng)先的射電望遠(yuǎn)鏡，特別是下一代射電望遠(yuǎn)鏡SKA的兩個(gè)先導(dǎo)陣ASKAP 和MeerKAT 等正進(jìn)行多項(xiàng)深度巡天包括MIGHTEE-HI、DINGO、MeerKAT-Fornax Survey 等，但因?yàn)槿蕴幵缙陔A段，科學(xué)成果不多。FAST 如果能快速完成自己的深度巡天，將在與這些世界優(yōu)秀項(xiàng)目的競(jìng)爭(zhēng)中處于領(lǐng)跑地位。

目前，我們已經(jīng)完成對(duì)FAST 中性氫數(shù)據(jù)處理流程的軟件開(kāi)發(fā)，并大幅提高了其譜線質(zhì)量，圖8 展示的為我們最近的鄰居——仙女座星系M31 中的中性氫分布圖(圖8)。已經(jīng)為開(kāi)展中性氫的各項(xiàng)巡天做好了充足準(zhǔn)備。

圖8 FAST對(duì)鄰近的仙女座星系M31 中的中性氫獲得的分布圖

09展望

氫是宇宙中最為豐富的元素，而且是形成恒星、星系的原料，從而生成其他更重的元素，才有了豐富的多彩世界。對(duì)宇宙中的中性氫進(jìn)行探測(cè)是我們探究宇宙奧秘的一種重要手段。

因?yàn)橛^測(cè)設(shè)備的缺乏，我國(guó)在該領(lǐng)域一直處于落后的狀態(tài)。隨著FAST 的順利運(yùn)行，我們擁有了世界上探測(cè)中性氫最為先進(jìn)的觀測(cè)設(shè)備。中性氫科學(xué)是FAST主要科學(xué)目標(biāo)之一，在該領(lǐng)域，我們將獲得世界最優(yōu)的巡天觀測(cè)數(shù)據(jù)，并有信心做出諸多重大科學(xué)成果。

審核編輯 ：李倩