FAST首次探測到中性氫

李強 李明月

說到天文，我們不禁會想到位于我國貴州省的目前世界上口徑最大的單天線射電望遠鏡（FAST）。國家花了那么多錢造了一口“鍋”，它能做些什么呢？之所以花費巨資建造FAST，是因為需要它完成相應的科學目標。FAST的科學目標中包含了脈沖星的搜尋與中性氫的觀測。很多人可能對脈沖星稍有所了解，但是提到中性氫就不知所以了。

?中性氫譜線是什么

對于歷史悠久的天文學而言，射電天文使用的是一種嶄新的手段，為天文學開拓了新的園地。20世紀60年代，射電天文學有四大發現：類星體、宇宙微波背景輻射、脈沖星和分子譜線。分子譜線是分子不同能級之間躍遷產生的，而中性氫譜線是由氫原子能級之間的躍遷產生的，它們都屬于譜線。

天文學中提到的探測到中性氫，指的就是觀測到氫原子的譜線，也即“中性氫譜線”。它實際上是基態氫原子的電子自旋和核自旋耦合產生的能級分裂對應的譜線，是基態能級更精細的結構之間的躍遷。這個躍遷所產生的波長是21厘米，因此有時候人們也稱其為“射電21厘米譜線”。

21厘米譜線的發現還有一段小插曲：其他的譜線都是先在實驗室中觀測到的，而21厘米譜線卻是理論預言的。因為當時物理學家在射電波段只看到了連續譜，卻沒有發現譜線的存在。荷蘭天文學家亨德里克·范德胡斯特的導師給他提出了一個難題：能不能從理論上在射電波段找到一個譜線？之后，亨德里克·范德胡斯特還真的去尋找當時沒有考慮到的效應，同時，他還想到了在氫原子核中質子和電子之間的相互作用能夠引發21厘米譜線。對于他所做的這個理論預言，大家都很興奮，他所在的課題組也開始在實驗中尋找這個譜線。當然，在實驗室中是看不到21厘米譜線的，因為這個躍遷的可能性是非常小的，在沒有外界干擾的情況下，大約1千萬年才會發生一次輻射。那他們該怎么辦呢？沒關系，地面上看不到，可以去天上看。為此，亨德里克·范德胡斯特首先提出可以在銀河系中觀測星際氫原子的這條21厘米譜線。宇宙中最豐富的就是氫原子（宇宙中氫元素的比例為70%），即使很小的一片區域也包含了數量足夠巨大的氫原子。因此，盡管單個的氫原子躍遷概率極低，但豐富的數量仍然使人們能夠接收到可觀的輻射信號。遺憾的是，可能由于當時的技術還不夠好，或是其他的一些什么原因，最終他們無功而返，以致后來不了了之。但是經過幾年的努力，在1951年，美國、荷蘭、澳大利亞的天文學家幾乎同時觀測到了這一重要的譜線。

射電21 厘米譜線的產生

中性氫譜線的重要性

那么，中性氫的21厘米譜線為什么如此重要呢？又有哪些特殊之處值得列入FAST最重要的科學目標之一？

在FAST之前，阿雷西博射電望遠鏡對中性氫進行了觀測，并找到了數萬個中性氫星系。而綠岸射電天文望遠鏡（GBT）則對星系間的中性氫進行了觀測。此外，埃菲爾斯伯格射電望遠鏡和帕克斯射電望遠鏡共同完成了迄今最精確的全天中性氫觀測。國外這些大型望遠鏡相繼都做了中性氫的觀測，從這個方面也足以體現其重要性。當然，主要原因是由于中性氫研究是天體物理研究中的一個重要基礎。

縱觀望遠鏡的發展史，不難發現，射電望遠鏡的口徑越來越大。那么，人們為什么要把射電望遠鏡的口徑做得大一些，更大一些呢？這是因為望遠鏡的口徑越大，分辨率就越高，也就能看得更細致或者更遠。作為目前全世界最大口徑的單天線望遠鏡，往近處說，FAST能對銀河系內的中性氫進行更細致的觀測，發現星際介質中更多的細節，特別是銀河系旋臂的結構。對于遙遠的星系，當然也更有希望分辨出來。

宇宙中有數以億計的星系，人們朝向天空中某一方向觀測的時候，在觀測的方向上，如此多的星系總有那么幾個會重疊在一起。那么，人們又是怎樣把某個方向上觀測到的重疊在一起的星系區分開的？如何確定接收到的信號是單個星系的，而不是這個方向上不同距離多個星系信號的混雜？這里，我們就不得不提到多普勒效應。多普勒效應說明：觀測者接收到的信號源發出的信號波長，隨信號源和觀測者的相對運動而產生變化。也就是說，如果信號源朝著遠離我們的方向運動，那么我們接收到的信號比信號源靜止時發出的波長更長或者頻率更低（這種現象稱為“紅移”）。反之，如果信號源朝向我們運動，那么我們接收到的信號比信號源靜止時發出的波長更短或者頻率更高（這種現象稱為“藍移”）。

幸運的是，我們的宇宙處于不斷膨脹的過程中，膨脹的宇宙使得距離我們越遠的星系，遠離我們的速度就越快，當然它所發出的信號紅移也就越大。同時，紅移也反映了時間的概念。我們接收的天體的信息主要是電磁波信號，然而電磁波的速度有限（光速），有限的速度傳播一定的距離就需要時間。相應的，距離我們越遠的星系發出的信號傳播到地球所需要的時間也就越長。也就是說，我們當前接收到的信號如果來自越遠的星系，那么這個信號的發出時間就越早。總而言之，就是紅移越大的信號源離我們越遠，并且我們接收到的紅移大的信號是更早時期發出的。利用這個現象，人們就可以采取用空間換取時間的方法，來了解更早時期的天體的形成與演化。

相比之前的中性氫觀測，FAST的高分辨率和較寬的帶寬可以找到更多、更遠的中性氫星系，使我們了解質量更小的中性氫星系的性質。

暗物質的奧秘

在天文學研究領域，最前沿的莫過于“兩暗一黑三起源”。其中的“兩暗”是指人們熟知而又神秘的暗物質與暗能量。暗物質之所以被稱作“暗物質”，是因為以目前人們的觀測手段不能直接觀測到，但是它確確實實是存在的，并且可以證明它的存在。

我們的太陽系位于銀河系中，而銀河系是一個漩渦星系。當然，宇宙中也存在許多與銀河系結構類似的漩渦星系。漩渦星系主要的一個特征就是有一個明顯的扁盤狀結構，處于盤狀結構中的天體圍繞盤的中心做圓軌道運動。我們的太陽系圍繞銀心同樣在做圓軌道運動。圓軌道運動滿足開普勒運動的軌道速度分布，也就是距離圓心越遠，速度應該越慢。我們的太陽系中的行星圍繞太陽就是做圓軌道運動，并且距離太陽越遠的行星速度越慢，這很好地符合了軌道速度分布原理。然而，研究者通過天文觀測卻發現：在較遠離銀心的位置，天體圍繞銀心轉動的速度與天體到銀心的距離無關，也就是速度基本不變。這樣觀測與理論就不相符了，那么問題出現在哪兒呢？

在整個計算中，理論是沒有問題的，是經過幾百年實踐檢驗過的。那問題只能出現在“觀測”中。根據觀測，人們發現發光的物質主要集中在銀河系中心，也就是人們看到銀河系的質量主要集中在銀心（這與太陽系的質量主要集中在太陽相類似）。理論與觀測的矛盾說明，銀河系的質量并不是如觀測到的那樣主要集中在銀心。換言之，就是我們目前在銀河系中看到的發光的物質（這里的發光物質代表電磁波所有波段觀測到的物質，不僅僅是光學可見的），不是銀河系的全部物質，一定存在我們尚未觀測到的物質。這些物質分布在一個比星系可見部分更大的范圍，人們把這種看不見的物質稱為“暗物質”。反觀這種軌道速度分布也直接證明了暗物質的存在。

星系旋轉曲線圖

發光物質與暗物質不同的分布，是暗物質粒子與人們所認識的常規粒子之間性質的差異所造成的。中性氫是在星系中分布最延展的重子物質結構，通過中性氫觀測測定星系旋轉曲線，人們可以間接探測暗物質的分布。不同的暗物質模型預言的暗物質分布不同。FAST更大的口徑能測定更多、更好的近鄰星系旋轉曲線，為人們提供更多的樣本和質量更好的數據。對星系中暗物質分布的精確測量，使得人們對暗物質模型給出更好的限制，從而能對暗物質有更多的認識。

FAST建成調試并開始運行后，其超凡的靈敏度正在宇宙射電探測中發揮重要作用。2020年6月，在FAST公開發表的觀測結果中，首次明確探測到銀河系外的星系（河外星系）的中性氫發射線。在此次觀測過程中，FAST僅用5分鐘曝光時間就探測到河外星系的中性氫信號，向人們展示出其高靈敏度、高效率的探測能力。作為FAST的科學目標之一，對中性氫的觀測不僅僅會讓人們進一步了解銀河系乃至整個宇宙，更是對FAST技術的肯定，對那些在FAST建立過程中默默付出的工作者的認可。