某些天文学家竟然和小朋友喜欢同样的东西……

    说到氢，它是小朋友和天文学家最喜欢的元素之一。氢气球让小朋友们有了很多乐趣（当然，由于氢气球的危险性，现在氢气球逐渐被氦气球替代了）。氢也是宇宙中最丰富的元素，是形成恒星和星系的重要原材料。很多星系中充满了原子氢气体（有些星系就没什么气体），不过星系不会像氢气球一样飞起来哦！

    氢聚变产生的能量点亮了恒星，让太阳发出了光和热，温暖了地球，让万物得以生长。星系中的氢元素除了形成恒星，还有一部分会剩下来，以中性氢原子形式存在，我们称之为中性氢。

    星系中的中性氢气体虽然总质量通常比恒星的总质量少，但分布却非常广泛。观测中，旋涡星系的恒星盘尺度通常只有中性氢分布尺度的三分之一。也就是说，在星系外围，已经看不到星光的地方，还有大量中性氢气体（图1）。

    图1： 旋涡星系M51，中性氢成图（深蓝色）叠加在光学图像上（颜色偏白的部分是M51的光学图像，图中的白点是前景恒星）（来源：NRAO/AUI and Juan M. Uson, NRAO）。

    中性氢原子在没有吸收光子的情况之下，自身也会产生辐射。这是因为处于基态的中性氢原子的电子自旋和核自旋相互作用，会从电子自旋从与核自旋平行的高能态跃迁到与核自旋反平行的低能态，发出波长为21厘米、频率为1420.4057517667 MHz的射电谱线，这就是中性氢21厘米谱线（图2）。

    尽管这个跃迁概率很低，然而因为在宇宙中存在的氢原子个数异常众多，所以能够一直探测到来自于宇宙氢原子的这种特征辐射。正是利用这条谱线，天文学家从而可以推断宇宙中中性氢原子的分布。由于这条谱线是射电天文的重要频段，这个频段受到保护，其他业务不得占用。

    图2：中性氢21厘米谱线的原理（来源：Wikipedia）。

    当中性氢原子与我们保持相对静止时，中性氢21厘米谱线的频率为静止频率1420.4057517667 MHz。当中性氢原子朝向我们和远离我们运动时，21厘米谱线的频率会发生多普勒移动，朝向我们时频率升高，远离我们时频率降低。所以通过测量21厘米谱线的频率我们就可以知道远处中性氢气体的运动速度。我们正是通过这个原理测量了银河系及河外星系中的中性氢的运动状态。

    前面说过，中性氢在星系中的分布比恒星广泛，这也使得通过中性氢的观测可以看到光学观测看不到的信息。一些相距比较近的不同星系从通常的光学观测看起来没有什么异常，而中性氢观测却可以发现星系间的中性氢气体发生相互作用（图3）。

    图3：中性氢观测可以看到光学观测尚难发现的星系间的相互作用（来源：SKA）。

    通过中性氢观测，天文学家也测定了一些星系的旋转速度。结果发现很多星系都转得太快了（图4）！不是说转得太快有问题，而是说转得那么快，星系中的中性氢气体还没有散开。

    大家可能对没有挡泥板的自行车经过水坑时有所体会，在车速不快的时候没有什么问题，但是在车速快时，会甩一背脊泥。中性氢气体也类似，在星系转得快的时候，如果没有足够的引力，理论上这些气体应该被甩出星系，可是观测却不是这样的。因此天文学家猜想星系中存在一些看不见的物质，提供了额外的引力，从而保证了星系中的中性氢气体不散开。这些看不见的物质就是“暗物质”。

    图4：星系的外围旋转速度比预计的要快很多。天文学家因此猜测存在暗物质（来源：Queen's University）。

    为了观测中性氢，天文学家需要借助射电望远镜。射电望远镜原理和电视天线类似，一般通过反射面将信号汇聚起来，由接收机接收、放大，进行后续处理。

    世界上已经建成了很多射电望远镜，其中比较著名的有美国的阿雷西博（Arecibo）望远镜（图5）、绿岸望远镜（GBT）、德国的艾菲尔斯伯格（Effelsberg）望远镜、澳大利亚的帕克斯（Parkes）望远镜。这些望远镜都进行过中性氢观测。

    图5：Arecibo望远镜（来源：H. Schweikerm, NAIC, Arecibo Observatory）。

    Arecibo望远镜的ALFALFA中性氢巡天找到了数万个中性氢星系，GALFA巡天对银河系中的中性氢进行了成图。GBT由于几乎没有驻波的影响，对中性氢柱密度测量有很高的精度。GBT对星系间的中性氢进行了一些成图。Effelsberg和Parkes望远镜共同完成了目前最精细的全天中性氢成图（图6）。

    图6：Effelsberg和Parkes望远镜共同完成的HI4PI全天中性氢成图（来源：HI4PI Collaboration）。

    我国已经建成的FAST望远镜未来最重要的科学目标之一就是进行中性氢观测，包括搜寻河外中性氢星系和银河系内的中性氢成图。相比之前的中性氢观测，FAST可以找到更多的中性氢星系，使我们了解质量更小的中性氢星系的性质。

    FAST也能测定更多、更好的近邻星系旋转曲线，对暗物质模型给出更好的限制。FAST也能对可见天区内的河内中性氢进行更精细的成图，发现星际介质中的更多细节。

    受到带宽和频率分辨率的限制。以往河内和河外中性氢观测通常是分别进行的，不过，FAST的19波束接收机（图7）覆盖1.05 GHz-1.45 GHz频段，带宽相对较宽，从一开始就对多目标同时观测进行了考虑。

    （参见FAST多科学目标同时扫描巡天网站：crafts.bao.ac.cn）。

    图7：为FAST制造、在澳大利亚测试期间的19波束接收机（来源：CSIRO）

    预计未来FAST将同时进行脉冲星、河外中性氢星系搜寻和河内中性氢成图观测。力争做到一次观测，大家满意。

    作者简介：

    钱磊，国家天文台副研究员。2009年在北京大学天文学系获博士学位。2009年至今在国家天文台FAST工程工作。目前负责FAST谱线数据处理工作。翻译过专著《黑洞吸积盘》以及若干科普文章。

    文字编辑：苟利军

    美编：彼得堡