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宇宙基石——中性氢

 老夫不请自来也 2018-07-05

文章来源  科学网钱磊的博客  2018-7-3 17:26

     注:本文已发表在中国科学院国家天文台公众号。作者钱磊,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。

氢是宇宙中最丰富的元素,是形成恒星和星系的重要原材料。很多星系中充满了氢,不过星系不会像氢气球一样飞起来(氢气球存在危险性,现在氢气球逐渐被氦气球替代了)

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,在星系外围看不到星光的地方,还有大量中性氢气体(图1)。

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1: 旋涡星系M51,中性氢成图(深蓝色)叠加在光学图像(颜色偏白的部分是M51的光学 图像,图中的白点是前景恒星)上。(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,会使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。由于这条谱线的频段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。

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​                  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)。

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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。星系中的中性氢气体相类似,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”。

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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。

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5Arecibo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。EffelsbergParkes望远镜共同完成了目前最精细的全天中性氢成图(图6)。

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6EffelsbergParkes望远镜共同完成的HI4PI全天中性氢成图(来源:HI4PI Collaboration

我国建成的FAST望远镜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。

由于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。但是FAST19波束接收机(图7)覆盖1.05 GHz-1.45 GHz频段,其带宽相对较宽,可以对多目标同时进行观测(参见FAST多科学目标同时扫描巡天网站:crafts.bao.ac.cn)。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

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7:为FAST制造、在澳大利亚测试期间的19波束接收机(来源:CSIRO


附录:钱磊博士科普报告“宇宙灯塔——FAST脉冲星探索”(摘录):

上个世纪,前苏联(俄罗斯)在北冰洋航行很长时间,他们需要依赖星际灯塔。现在航海可以借助全球卫星定位系统了。全球卫星定位系统的一个重要组成部分就是每颗卫星上精准的原子钟。依靠准确的时间,就可以根据电磁波传播时间计算出距离和精确的位置,因为电磁波传播的速度是常量。

如果我们能找到另外的精确时钟,同样可以用于导航定位。因为时钟都是周而复始,周期性是时钟的重要特点,只要有周期性,这种周期性就可以用来作为时钟。

宇宙中有一些天体——脉冲星的两个磁极能发出连续的辐射束。随着脉冲星的转动,辐射束扫过一个环带。当我们位于这个环带中时就能接收到脉冲星的脉冲。这种脉冲星就像是宇宙中的灯塔。脉冲星转一圈所需时间最短可以达到一点几毫秒。

大多数人认为,脉冲星是一种中子星,由中子组成的天体。脉冲星个头小,体重大。一颗典型的中子星直径20千米,相当于一座中等城市的大小,但是它的质量可以达到太阳的质量或者更大一些。这意味着中子星物质的密度很大。一块方糖大小的中子星物质的质量就相当于地球上的一座小山了。

我们知道通常的物质由原子组成,而原子中的质量集中在原子核上。原子核本身是很小的,原子中有很多空间,中子星的物质就相当于把原子核都挤到了一起。这种中子星由大质量恒星塌缩形成的。

刚才说到脉冲星会转动。其实普通恒星也在转动,比如我们的太阳,但是它的转动不快,通常太阳转一周大约需要25天,而脉冲星转得非常快,很多脉冲星的周期短于一秒。

都是天体,脉冲星咋这么快呢?为了回答这个问题,我们来看一个典型的例子——花样滑冰运动员的旋转(由于没有找到合适的动画,我们用这个动画来代替一下)。注意到收缩的时候转动就变快了。这是因为要满足角动量守恒,收缩的时候转动惯量变小,角速度就变大了。

我们人类的眼睛其实对于规律性闪烁很敏感的,但是我们对大部分脉冲星是看不到的,因为它们发出的脉冲是射电(无线电)脉冲。

第一颗脉冲星就是用射电天线发现的。脉冲星的信号粗看起来和受干扰的信号差不多。第一颗脉冲星的发现者贝尔是怎么看出来不是干扰的呢?这是因为,地球自转和公转,远方天体回到地球上方同一位置的时间比一天要短一些。根据这个简单的事实,就可以判断我们观测到的信号是不是来自太阳系之外。

我们在地面上用射电天线可以接收到来自宇宙的信号可以说是比较幸运的。可见光和射电是两个透明的大气窗口,在地面上就可以进行光学和射电观测。其它红外、亚毫米波段则需要到高空才能观测。

大部分脉冲星发出射电辐射,要发现脉冲星目前主要靠射电望远镜。射电望远镜由反射面汇集信号,由接收机接收信号。为了实现聚焦,望远镜的反射面做成抛物面,因为球面只能聚焦到一条线,不能聚焦到一个点,而抛物面可以聚焦到一个点。我国已经建成的世界上最大单口径射电望远镜FAST(全称是500米口径球面射电望远镜)是球面望远镜,但FAST的反射面的球面是可以变形的。观测的时候,FAST局部变形为一个口径300米的抛物面。

脉冲星信号是什么样的呢?我们知道阳光通过棱镜会散开成彩色光带,本质就是不同频率的光在介质中的速度不同。频率越高的光在介质中光速越小,偏折越大。脉冲星发出的射电波通过星际介质也会色散。目前FAST已经发现了四十多颗脉冲星了。我们还需要不断研究它们的基本性质,测量它们的基本参数。然后就有可能利用脉冲星信号导航了。

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