射电天文简介和中性氢观测

中国科学院国家天文台

钱磊

大家好，今天讲的是射电天文以及一项特定的观测研究——中性氢的观测研究。

什么是射电呢？说无线电可能大家熟悉一点，广播、移动通信都要靠无线电波传递信息。所谓射电，可以理解为来自宇宙的无线电。从频谱上看，射电是一个特殊的频段。另一个特殊的频段是我们熟悉的可见光波段。它们的共同特点是什么？大气对它们是透明的，这意味着可以在地面进行观测。而其他大气不透明的频段只能靠卫星、气球或者在高山上进行观测。事实上，低频射电波段比光学波段还透明一些——可以在下雨天观测，而且可以在白天观测。可以说，射电天文观测是7×24，全年无休。

说了射电，来说射电天文，虽然射电天文很有个性，但说到底还是天文。有些天文的基本知识在射电天文中起到了非常重要的作用。比如说，太阳时和恒星时的差别。大家知道为什么太阳时和恒星时不同么？它们之间差多少？（3分56秒）是的，也就是说恒星每天会提早3分56秒升起。这可以用来鉴定一个天体是不是来自远离太阳系的地方。这在射电天文中起到了非常重要的作用。

射电天文的先驱都不是职业天文学家。发现来自银河系的射电辐射的Carl Jansky是无线电工程师。他发现有一个射电信号每天都会出现，而且这个信号每天早出现4分钟左右。于是根据我们刚才说过的恒星时和太阳时之间相差3分56秒这个事实，可以知道，这个信号是来自太阳系外的。

这就是Carl Jansky的“射电望远镜”，其实是木架子架起来的金属管组成的天线。这台天线的工作频率是20.5 MHz，频率相对低。现在经常听的广播的频率在100 MHz左右（比如103.9 MHz）。

这就是Carl Jansky发现银河系射电辐射的照片。

另一位射电天文先驱是Grote Reber。这是一位了不起的业余天文学家。他发现了来自太阳和两个河外射电源Cygnus A（天鹅座A）、Cassiopeio A（仙后座A）的射电辐射。

Grote Reber在自己的后院建造了一个口径9米的反射面天线，形状和今天常见的抛物面天线已经没什么差别了，这可能是世界上第一台使用反射面的射电望远镜。这台望远镜后来经过修整，目前收藏在美国国立射电天文台。Reber尝试制作3300 MHz、900 MHz接收机，最终成功制作了160 MHz接收机并完成了观测。

图中的毛刺来自汽车的火花塞。两个大的鼓包分别对应银河系和太阳。

这副图中可以看到从左到右是Cassiopeia A、Cygnus A和银心。不过Reber给出的坐标似乎不太准。

这是Reber在NRAO工作时的照片。

到二战后，无限电技术相比Jansky和Reber最早进行观测的时候有了很大发展，已经可以观测谱线了。中性氢21厘米谱线是基态氢原子的电子自旋和核自旋耦合产生的能级分裂对应的谱线。1944年的时候荷兰天文学家van de Hulst预测存在中性氢21厘米谱线。中性氢就是处于基态的氢原子。不过van de Hulst没有意识到宇宙中氢的含量有多大，所以他认为这条谱线很弱，很难探测到。

1951年的时候，还是学生的Harold Ewen在Edward Purcell的指导下向学校申请了500美元做了一套接收机，尝试探测21厘米谱线。经费主要用于后端，而前端是一个简单的馈源喇叭。请大家计算一下，21厘米谱线的频率是多少？

做完这次观测以后，Ewen直到50年后才再次见到自己制作的馈源喇叭。

这是前段时间网上有人用150美元制作的接收机，可以观测中性氢。过段时间岳老师可能会带大家实际动手做一个。

20世纪60年代射电天文有四大发现，类星体、宇宙微波背景辐射、脉冲星和分子谱线。类星体就不说了，主要功绩其实是光学观测。宇宙微波微波背景辐射是Arno Penzias和Robert Wilson发现的。

他们用的也是一个喇叭形状的天线，不过还是有些不同，这个地方有个反射面。这样的天线旁瓣很小，所以可以进行精确测量，他们使用的频率是4080 MHz。微波背景辐射的观测在1978年获得了诺贝尔奖，微波背景辐射的理论在今年获得了诺贝尔奖。算是比较圆满了。否则之前的故事都是，理论加预测了微波背景辐射，正准备去测，被两个工程师抢了先。

脉冲星是Jocelyn Bell发现的。她发现脉冲星的时候还是研究生，研究的是行星际闪烁。

她用的是一个低频阵列，工作频率大约是80 MHz。

她当时从几英里长的纪录纸带上找出了脉冲星的信号。这些信号是混在射频干扰中的。那么她是怎么找出来的呢？和之前央斯基发现银河系射电辐射的办法一样，利用太阳时和恒星时的差。Bell发现，这个神秘的源每天升起时间提前4分钟。毫无疑问，这是来自宇宙深处的信号。仔细分析，这是一个周期信号。当时人们还猜测这可能是来自外星文明的信号。但很快人们就意识到，这是来自旋转中子星的信号。

分子谱线的发现也归功于工程师。Sandy Weinreb首次探测到了OH的吸收线。

当时的谱线分辨率还不高，但这是开创性的工作。

除了早期的这些发现，射电天文中还有其他很多发现，这里不再讲述。下面讲讲中性氢观测。中性氢是FAST的一个重要科学目标。FAST建造在一个喀斯特洼地中，是一个口径500米，球直径300米的球冠。

观测的时候，有效口径只占整个反射面的一部分，这是为了能对不同方向进行观测。

我们知道，抛物面可以聚集到一点，而球面只能聚焦到一条线。

通过视频我们可以直观感受到抛物面聚焦。我们说FAST是球面射电望远镜，那么大家可以思考一下FAST是怎么工作的。

这是目前为FAST观测立下最大功劳的两台接收机。超宽带接收机和19波束接收机。

FAST有几个主要的科学目标，其中观测河内中性氢，搜索河外中性氢星系是两个重点。

氢是宇宙中最丰富的元素。氢充满了银河系，是探测银河系结构的重要探针。通过对中性氢21厘米谱线成图，可以看到银河系中丰富的结构，也可以测量银河系的旋转曲线，间接探测暗物质分布。

氢也充满了其他旋涡星系，所以可以用来探测其他星系的运动。仔细看一下，白色的是光学观测的结果，蓝色是中性氢观测的结果。有什么不同？中性氢观测探测到的尺度更大。也就是说要探测星系外围的运动，必须依靠中性氢观测。

同样的道理，通过中性氢可以看到几个星系的相互作用，而在光学图像上并没有什么特别的迹象。当然，仔细看能有那么一点点。

那么FAST要做什么呢？FAST要做一个多目标同时巡天。目标很多，河内中性氢和河外中性氢是两个重要目标。请大家思考一下，观测河内中性氢和河外中性氢有什么不同？

今天就讲到这里。谢谢大家！