宇宙基石——中性氫

文章來源 科學網錢磊的博客 2018-7-3 17:26

註：本文已發表在中國科學院國家天文台公眾號。作者錢磊，國家天文台副研究員。2009年在北京大學天文學系獲博士學位。2009年至今在國家天文台FAST工程工作。目前負責FAST譜線數據處理工作。翻譯過專著《黑洞吸積盤》以及若干科普文章。?

氫是宇宙中最豐富的元素，是形成恆星和星系的重要原材料。很多星系中充滿了氫，不過星系不會像氫氣球一樣飛起來（氫氣球存在危險性，現在氫氣球逐漸被氦氣球替代了）！

氫聚變產生的能量點亮了恆星，讓太陽發出了光和熱，溫暖了地球，讓萬物得以生長。星系中的氫元素除了形成恆星，還有一部分會剩下來，以中性氫原子形式存在，我們稱之為中性氫。星系中的中性氫氣體雖然總質量通常比恆星的總質量少，但分布卻非常廣泛。觀測中，旋渦星系的恆星盤尺度通常只有中性氫分布尺度的三分之一。也就是說，在星系外圍看不到星光的地方，還有大量中性氫氣體（圖1）。

?圖1： 旋渦星系M51，中性氫成圖（深藍色）疊加在光學圖像（顏色偏白的部分是M51的光學 圖像，圖中的白點是前景恆星）上。（來源：NRAO/AUI and Juan M. Uson, NRAO）

?中性氫原子在沒有吸收光子的情況之下，自身也會產生輻射。這是因為處於基態的中性氫原子的電子自旋和核自旋相互作用，會使電子自旋從與核自旋平行的高能態躍遷到與核自旋反平行的低能態，發出波長為21厘米、頻率為1420.4057517667 MHz的射電譜線，這就是中性氫21厘米譜線（圖2）。儘管這個躍遷概率很低，然而因為在宇宙中存在的氫原子個數異常眾多，所以能夠一直探測到來自於宇宙氫原子的這種特徵輻射。正是利用這條譜線，天文學家從而可以推斷宇宙中中性氫原子的分布。由於這條譜線的頻段是射電天文的重要頻段，這個頻段受到保護，其他業務不得佔用。

? 圖2：中性氫21厘米譜線的原理（來源：Wikipedia）

當中性氫原子與我們保持相對靜止時，中性氫21厘米譜線的頻率為靜止頻率1420.4057517667 MHz。當中性氫原子朝向我們和遠離我們運動時，21厘米譜線的頻率會發生多普勒移動，朝向我們時頻率升高，遠離我們時頻率降低。所以通過測量21厘米譜線的頻率我們就可以知道遠處中性氫氣體的運動速度。我們正是通過這個原理測量了銀河系及河外星系中的中性氫的運動狀態。

前面說過，中性氫在星系中的分布比恆星廣泛，這也使得通過中性氫的觀測可以看到光學觀測看不到的信息。一些相距比較近的不同星系從通常的光學觀測看起來沒有什麼異常，而中性氫觀測卻可以發現星系間的中性氫氣體發生相互作用（圖3）。

圖3：中性氫觀測可以看到光學觀測尚難發現的星系間的相互作用（來源：SKA）

通過中性氫觀測，天文學家也測定了一些星系的旋轉速度。結果發現很多星系都轉得太快了（圖4）！不是說轉得太快有問題，而是說轉得那麼快，星系中的中性氫氣體還沒有散開。大家可能對沒有擋泥板的自行車經過水坑時有所體會，在車速不快的時候沒有什麼問題，但是在車速快時，會甩一背脊泥。星系中的中性氫氣體相類似，在星系轉得快的時候，如果沒有足夠的引力，理論上這些氣體應該被甩出星系，可是觀測卻不是這樣的。因此天文學家猜想星系中存在一些看不見的物質，提供了額外的引力，從而保證了星系中的中性氫氣體不散開。這些看不見的物質就是「暗物質」。

圖4：星系的外圍旋轉速度比預計的要快很多。天文學家因此猜測存在暗物質（來源：Queen"s University）

為了觀測中性氫，天文學家需要藉助射電望遠鏡。射電望遠鏡原理和電視天線類似，一般通過反射面將信號匯聚起來，由接收機接收、放大，進行後續處理。

世界上已經建成了很多射電望遠鏡，其中比較著名的有美國的阿雷西博（Arecibo）望遠鏡（圖5）、綠岸望遠鏡（GBT）、德國的艾菲爾斯伯格（Effelsberg）望遠鏡、澳大利亞的帕克斯（Parkes）望遠鏡。這些望遠鏡都進行過中性氫觀測。

圖5：Arecibo望遠鏡（來源：H. Schweikerm, NAIC, Arecibo Observatory）

Arecibo望遠鏡的ALFALFA中性氫巡天找到了數萬個中性氫星系，GALFA巡天對銀河系中的中性氫進行了成圖。GBT由於幾乎沒有駐波的影響，對中性氫柱密度測量有很高的精度。GBT對星系間的中性氫進行了一些成圖。Effelsberg和Parkes望遠鏡共同完成了目前最精細的全天中性氫成圖（圖6）。

圖6：Effelsberg和Parkes望遠鏡共同完成的HI4PI全天中性氫成圖（來源：HI4PI Collaboration）

我國建成的FAST望遠鏡最重要的科學目標之一就是進行中性氫觀測，包括搜尋河外中性氫星系和銀河系內的中性氫成圖。相比之前的中性氫觀測，FAST可以找到更多的中性氫星系，使我們了解質量更小的中性氫星系的性質。FAST也能測定更多、更好的近鄰星系旋轉曲線，對暗物質模型給出更好的限制。FAST也能對可見天區內的河內中性氫進行更精細的成圖，發現星際介質中的更多細節。

由於受到帶寬和頻率解析度的限制，以往河內和河外中性氫觀測通常是分別進行的。但是FAST的19波束接收機（圖7）覆蓋1.05 GHz-1.45 GHz頻段，其帶寬相對較寬，可以對多目標同時進行觀測（參見FAST多科學目標同時掃描巡天網站：crafts.bao.ac.cn）。預計未來FAST將同時進行脈衝星、河外中性氫星系搜尋和河內中性氫成圖觀測。力爭做到一次觀測，大家滿意。

圖7：為FAST製造、在澳大利亞測試期間的19波束接收機（來源：CSIRO）??? 附錄：錢磊博士科普報告「宇宙燈塔——FAST脈衝星探索」（摘錄）：

上個世紀，前蘇聯（俄羅斯）在北冰洋航行很長時間，他們需要依賴星際燈塔。現在航海可以藉助全球衛星定位系統了。全球衛星定位系統的一個重要組成部分就是每顆衛星上精準的原子鐘。依靠準確的時間，就可以根據電磁波傳播時間計算出距離和精確的位置，因為電磁波傳播的速度是常量。

如果我們能找到另外的精確時鐘，同樣可以用於導航定位。因為時鐘都是周而復始，周期性是時鐘的重要特點，只要有周期性，這種周期性就可以用來作為時鐘。

宇宙中有一些天體——脈衝星的兩個磁極能發出連續的輻射束。隨著脈衝星的轉動，輻射束掃過一個環帶。當我們位於這個環帶中時就能接收到脈衝星的脈衝。這種脈衝星就像是宇宙中的燈塔。脈衝星轉一圈所需時間最短可以達到一點幾毫秒。

大多數人認為，脈衝星是一種中子星，由中子組成的天體。脈衝星個頭小，體重大。一顆典型的中子星直徑20千米，相當於一座中等城市的大小，但是它的質量可以達到太陽的質量或者更大一些。這意味著中子星物質的密度很大。一塊方糖大小的中子星物質的質量就相當於地球上的一座小山了。

我們知道通常的物質由原子組成，而原子中的質量集中在原子核上。原子核本身是很小的，原子中有很多空間，中子星的物質就相當於把原子核都擠到了一起。這種中子星由大質量恆星塌縮形成的。

剛才說到脈衝星會轉動。其實普通恆星也在轉動，比如我們的太陽，但是它的轉動不快，通常太陽轉一周大約需要25天，而脈衝星轉得非常快，很多脈衝星的周期短於一秒。

都是天體，脈衝星咋這麼快呢？為了回答這個問題，我們來看一個典型的例子——花樣滑冰運動員的旋轉（由於沒有找到合適的動畫，我們用這個動畫來代替一下）。注意到收縮的時候轉動就變快了。這是因為要滿足角動量守恆，收縮的時候轉動慣量變小，角速度就變大了。

我們人類的眼睛其實對於規律性閃爍很敏感的，但是我們對大部分脈衝星是看不到的，因為它們發出的脈衝是射電（無線電）脈衝。

第一顆脈衝星就是用射電天線發現的。脈衝星的信號粗看起來和受干擾的信號差不多。第一顆脈衝星的發現者貝爾是怎麼看出來不是干擾的呢？這是因為，地球自轉和公轉，遠方天體回到地球上方同一位置的時間比一天要短一些。根據這個簡單的事實，就可以判斷我們觀測到的信號是不是來自太陽系之外。

我們在地面上用射電天線可以接收到來自宇宙的信號可以說是比較幸運的。可見光和射電是兩個透明的大氣窗口，在地面上就可以進行光學和射電觀測。其它紅外、亞毫米波段則需要到高空才能觀測。

大部分脈衝星發出射電輻射，要發現脈衝星目前主要靠射電望遠鏡。射電望遠鏡由反射面彙集信號，由接收機接收信號。為了實現聚焦，望遠鏡的反射面做成拋物面，因為球面只能聚焦到一條線，不能聚焦到一個點，而拋物面可以聚焦到一個點。我國已經建成的世界上最大單口徑射電望遠鏡FAST（全稱是500米口徑球面射電望遠鏡）是球面望遠鏡，但FAST的反射面的球面是可以變形的。觀測的時候，FAST局部變形為一個口徑300米的拋物面。

脈衝星信號是什麼樣的呢？我們知道陽光通過稜鏡會散開成彩色光帶，本質就是不同頻率的光在介質中的速度不同。頻率越高的光在介質中光速越小，偏折越大。脈衝星發出的射電波通過星際介質也會色散。目前FAST已經發現了四十多顆脈衝星了。我們還需要不斷研究它們的基本性質，測量它們的基本參數。然後就有可能利用脈衝星信號導航了。

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