01宇宙中性氫的分布

我們知道太陽的主要元素成分是氫和氦，其他原子數更大的元素占比不超過2%。其實太陽的元素豐度大致反映了宇宙元素成分的比例。根據當前的標準宇宙大爆炸模型預測，在原初的大爆炸核合成過程中，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程中，慢慢產生了更多的元素，特別是恒星內部的核聚變反應以及其死亡時的快速爆發的物質拋射過程中產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自兩個中子星的并合。圖1 展示了太陽系內元素周期表中不同元素的宇宙來源。宇宙雖然演化了136 億年，但通過消耗氫而產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候的比例。當前宇宙重子物質中，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 太陽系內不同元素的宇宙來源。在宇宙早期只存在氫、氦以及微量的比如鋰等輕元素(圖片來源：Jennifer Johnson)

因此，我們可以看見氫元素將在宇宙的不同時期，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主導，受暗物質引力的作用，因此氫元素的分布與宇宙物質的總體分布有密切的相關性。而在較小的尺度上，氫是恒星、星系形成的基本原料，對于氫的觀測將可以讓我們了解星系形成過程中的諸多復雜物理過程。

這些氫元素將以不同電離態的離子氫、中性氫原子以及氫分子的形式存在。其中氫的電離過程會輻射萊曼-阿爾法光子從而在光學波段被看到。氫分子(H2)是由兩個相同的氫原子組成的，因此不存在偶極矩，沒有偶極躍遷。最低的震動躍遷譜線都是禁線，且需要很高的激發溫度，因此不容易被探測，需要借助CO等別的示蹤分子來觀測。氫原子(HI)也被稱為中性氫氣。對于中性氫氣的探測則只能通過一種電子態的超精細分裂所輻射的21 cm輻射光子來探測。

02中性氫的21厘米輻射

處于基態的中性氫原子，其電子自旋所產生的磁矩相對氫核(質子)自旋所產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，當處于上能級(兩個磁矩平行)的中性氫原子躍遷到下能級(兩個磁矩反平行)時，發出一個頻率為1420.406兆赫的光子，這就是21 厘米氫譜線輻射(圖2)。因為這對應于電子能級的超精細結構的變化，其輻射的光子要遠比主量子數變化輻射的光子能量低很多。而且在沒有外界擾動情況下,它的自發躍遷概率為2.876×10-15秒-1。這意味著一個處于基態高能級的中性氫原子要在長達1,100 萬年中才有一次躍遷到低能態的機會。但是如果中性氫云團中的密度足夠高，而且離我們足夠近，則輻射的總光子數將會非常顯著。銀河系中60%的氣體都是中性氫，因而很多業余天文愛好者用自制的簡單天線就可以捕獲這些光子。1944 年，荷蘭天文學家范德胡斯特首先提出可以在銀河系中觀測到星際氫原子的這條21 厘米譜線。1951 年，美國哈佛大學的H.Ewn& E. Purcell 就首先探測到了這一譜線，這也是射電天文學看到的第一條譜線，從而開創了射電天文譜線研究的新紀元(圖3)。

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

圖3 第一次觀測到太空中的中性氫21 厘米譜線的號角狀接收天線

而人類第一次探測到河外的中性氫21 厘米譜線信號僅在約70 年前，是由麥哲倫云發出的，被Kerr Hindman用一個36英尺大小的射電望遠鏡觀測到的。此外值得一提的是，曾有業余天文學家在自己家院子搭建3 米左右的天線從而成功探測到遠在兩百萬光年之外的M31 星系以及M33 星系中的21 厘米譜線輻射。

當21 厘米譜線觀測的背景為強的連續輻射射電源(如HⅡ區)時，我們可以觀測到21厘米的吸收譜線。從吸收譜線也可以測得有關的中性氫的分布、密度、激發溫度以及連續輻射源跟觀測者之間的距離(下限)。

中性氫的吸收線在星系宇宙學，以及恒星形成等科學問題上都展示了其獨特的優勢。類星體光譜的萊曼吸收系統提供了迄今為止對于暗物質質量的最嚴格的質量下限的限制；而FAST 首席科學家李菂老師創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時鐘，而且通過其塞曼效應的觀測還可以精確限制恒星形成區的磁場。

本文主要集中于利用中性氫發射譜線研究星系宇宙學的科學問題。

03中性氫21厘米發射譜線蘊含的物理信息

首先我們以一個河外星系的中性氫譜線為例，看看我們能從對其的觀測中獲得那些物理信息。圖4展示的是FAST對一個典型的渦旋星系UGC542觀測得到的中性氫21 厘米譜線，我們可以發現該譜線有兩個峰狀結構。21厘米譜線的自身寬度非常小，由于星際空間物質密度很低，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動的多普勒效應。從該譜線輪廓我們可以獲得該星系的諸多信息，比如，通過計算譜線頻率的中心值相對于21 厘米譜線的多普勒位移，就可以得到該譜線相對的視向速度，這一視向速度反映了中性氫相對于星系的本地運動速度和伴隨宇宙碰撞的退行速度。如果參考一定的星系動力學模型，可以將這兩個速度分別給出限制，對于后者，則可以獲得星系的紅移。把鄰近星系21 厘米譜線紅移量測量結果同光學紅移進行比較，二者相當一致，這為測定鄰近星系的距離提供了一種射電方法。此外，從譜線內的積分總流量我們可以獲得中性氫的質量。而譜線的展寬則預示著星系內部具有不同運動速度的中性氫成分，因此從譜線的展寬可以測量星系內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，一般用譜線兩翼對應譜線峰值的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對側向渦旋星系UGC542 觀測得到中性氫譜線，可見明顯的雙峰結構

04中性氫探測銀河系結構

通過對這些信息的物理解讀，首先獲得的重大進展來自于1952 年Jan Oort 團隊利用21 厘米譜線對銀河系結構的測量。我們太陽系處于銀河系恒星盤中，而在銀河系盤上存在諸多的中性氫分布，如果我們對銀河系某一方向上進行以21 厘米為中心的頻譜觀測，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動，譜線輪廓中有多峰出現。通過對譜線強度的測定，可以得到氫云的密度和質量。測定與每一個譜線峰值對應的多普勒頻移，就可以得到氫云的視向速度。如果對銀河系上所有方向的中性氫進行觀測，則可以得到銀河系盤上中性氫的分布以及運動速度。由此，1958 年，Jan Oort 團隊發現了銀河系的多個懸臂結構(圖5)。

圖5 1958 年Jan Oort 團隊獲得的銀河系盤結構的中性氫分布，顏色越深，密度越大，可以看見銀河系的懸臂結構

此后，通過21 厘米譜線對銀河系的研究表明，氫確實是星際物質中最豐富的元素，其質量大約為銀河系總質量的1.4%~7%。近年來利用21 厘米譜線，我們得以研究銀河系的更多局部細節。

05中性氫探測星際間介質

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

比如M82、M81、NGC3077 三個星系在光學觀測上看似乎相對獨立，之間沒有關聯，見圖6(a)，但是在射電波段觀測星際空間的中性氫(圖6(b))，則可以知曉它們背后真正的秘密——三個星系正在或將經歷劇烈的碰撞并合過程。并合過程是塑造星系形成歷史以及各種屬性的重要物理過程，中性氫分布不僅是星系并合歷史的直接證據，還能帶來這一重要物理過程是如何塑造星系的諸多重要細節：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 的光學圖像；(b)中性氫分布圖

06利用中性氫星系探索宇宙物質分布

我們已經知道氫元素自宇宙誕生時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角落。比如宇宙早期黑暗時代以及隨后的宇宙再電離的詳細歷史迄今依然是宇宙學未解的重要問題，而中性氫卻是這段歷史幾乎唯一的見證者。包括未來的最重要的射電望遠鏡——平方公里射電陣(SKA)都將對于這一時期的中性氫的探測列為最重要的科學目標之一。

中性氫也是宇宙引力勢阱以及物質分布最佳的示蹤物之一，因為它在宇宙中有著最為廣泛的分布和存在，其可能是對物質大尺度分布偏離最小的示蹤物。但因為21 厘米信號特別微弱，而且前后背景的干擾又特別嚴重，因此利用中性氫探測宇宙的大尺度分布一直非常艱難。但因為科學意義重大，包括我國21CMA、天籟等望遠鏡陣列在內的國內外諸多射電望遠鏡或者陣列均正積極開展對中性氫在大尺度性質上的探測。

07中性氫星系巡天

如何充分利用中性氫發射譜線研究以上科學問題，天文研究人員常常設計兩類中性氫星系巡天。第一類為目標巡天，即望遠鏡直接對著目標或者附近天區觀測獲得中性氫譜線數據；另外一類巡天則為盲巡天，即對特定天區進行掃描式搜尋，而為了提高對暗弱天體的探測能力，有時候還會對該天區安排多次掃描以提高靈敏度。

隨著望遠鏡探測效率的提升，國際上出現了很多取得諸多重要成果的中性氫巡天。例如，針對特定星系以及周邊介質進行觀測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 對鄰近30 余個近鄰星系的中性氫發布了高精度的清晰圖像，如圖7 所示，這讓我們對冷氣體在星系中的分布有了更深刻的認識，這些觀測幫助我們加深了對星系演化和滅亡中的諸多復雜物理過程的認識。此外，利用對其旋轉速度的測量，我們得以測量其中的暗物質成分，這是理解暗物質在星系形成過程中扮演角色的必要條件。

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

而在中國天眼之前，世界最大的單孔徑射電望遠鏡美國阿雷西博望遠鏡展開了多項成功的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7000 平方度天區，找到了三萬以上的中性氫星系，結合別的波段信息，該巡天給我們系統地揭示了星系中冷氣體與星系各屬性的相關性，特別是環境對于星系中恒星形成的影響。

08FAST 開展中性氫的優勢和進展

相比于以前的望遠鏡，FAST 的高靈敏度以及為其配備的19 波束L 波段接收機帶來的快速巡天能力使其對宇宙中的中性氫21 厘米譜線具有獨一無二的解析能力。在FAST 之前，我國在中性氫巡天領域幾乎處于空白，而FAST 為改變這一局面提供了一次寶貴的機會。

在開展類似ALFALFA巡天方面，FAST首席科學家李菂研究員領導的CRAFTS 巡天將對北方適合觀測的天區做盲巡天，相對ALFALFA的樣本，中性氫星系的樣本將獲得量級的提升。這對研究星系演化中的重要物理過程，乃至宇宙學帶來前所未有的機遇。

在中性氫深度巡天方面，目前國內外已開展的巡天天區因為望遠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更大天區，比如100 平方度以上的區域進行中性氫深度巡天，為此FAST將進行M31 暈區(近800 平方度)中性氫深度巡天、北天區延展源深度巡天(FEASTS)、百平方度中性氫深度巡天等諸多深度巡天項目。這些項目完成后，都將成為世界上同類型巡天中的最大樣本數據。目前世界領先的射電望遠鏡，特別是下一代射電望遠鏡SKA的兩個先導陣ASKAP 和MeerKAT 等正進行多項深度巡天包括MIGHTEE-HI、DINGO、MeerKAT-Fornax Survey 等，但因為仍處早期階段，科學成果不多。FAST 如果能快速完成自己的深度巡天，將在與這些世界優秀項目的競爭中處于領跑地位。

目前，我們已經完成對FAST 中性氫數據處理流程的軟件開發，并大幅提高了其譜線質量，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)。已經為開展中性氫的各項巡天做好了充足準備。

圖8 FAST對鄰近的仙女座星系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。對宇宙中的中性氫進行探測是我們探究宇宙奧秘的一種重要手段。

因為觀測設備的缺乏，我國在該領域一直處于落后的狀態。隨著FAST 的順利運行，我們擁有了世界上探測中性氫最為先進的觀測設備。中性氫科學是FAST主要科學目標之一，在該領域，我們將獲得世界最優的巡天觀測數據，并有信心做出諸多重大科學成果。

審核編輯 ：李倩