中性氢21厘米谱线

[外文]：celestial 21 cm-hydrogen line

氢原子在它的基态，有两个超精细结构子能级。星际物质中处于基态的中性氢原子的碰撞结果，在这两个子能级间引起跃迁，便形成21厘米谱线的辐射。实验室测定它的频率v为1420.406兆赫，这是射电天文观测到的第一条谱线，也是最重要的谱线之一。它是研究星际中性氢原子分布、银河系和河外星系结构的重要手段。

1944年，荷兰天文学家范德胡斯特首先提出可以在银河系中观测到星际氢原子的这条21厘米谱线。1951年，美国的珀塞尔、尤恩等首次观测到了来自银河系的21厘米谱线信号。几乎同时，荷兰的C.A.米勒等、澳大利亚的克里斯琴森等也观测到了21厘米谱线信号。这一发现不仅证实了范德胡斯特的预见，而且开创了射电天文谱线研究的历史。

1963年以前，21厘米氢谱线是观测到的唯一的射电天文谱线。它跟天文光学谱线不同，天文光学谱线是电子能级间辐射跃迁形成的，仅能在高温、高压、高密度的恒星表面和一些特殊区域产生，而星际空间大部分是低温、低压、低密度区域，这里的绝大部分原子、分子都处在较低能级的基态上。在这种条件下，它们几乎不可能辐射可见光，而且诸如尘埃、暗云、黑云一类的星际物质对可见光是不透明的，因此，用光学手段研究星际区域是很困难的。但是，这些区域的氢原子却可以辐射21厘米谱线，它也不会被那些星际物质吸收，所以21厘米谱线成了探测宇宙空间的有力武器。

处于基态的中性氢原子，其电子自旋所产生的磁矩相对氢核(质子)自旋所产生的核磁矩有两种可能的取向:平行或反平行。前者的能量高于后者，当处于上能级(两个磁矩平行)的中性氢原子跃迁到下能级(两个磁矩反平行)时，发出一个频率为1420.406兆赫的光子，这就是21厘米氢谱线辐射。在没有外界扰动情况下，它的自发跃迁概率为2.876×10-15秒-1。这意味着一个处于基态高能级的中性氢原子要在长达 1，100万年中才有一次跃迁到低能态的机会。因此， 21厘米谱线的自然宽度很小（Δv=4.577×10-16赫）。由于星际空间物质密度很低，谱线的碰撞阻尼致宽可以忽略。因此，21厘米谱线轮廓主要取决于中性氢原子运动的多普勒效应。

分布在银河系中的各个氢云（见电离氢区和中性氢区）对于观测者来说，具有不同的视向速度。如果我们对银河系某一方向上，进行以21厘米为中心的频谱观测，就可以得到这一方向上的21厘米谱线轮廓。由于氢云以不同的视向速度运动，谱线轮廓中有多峰出现。通过对谱线强度的测定，可以得到氢云的密度和温度。测定与谱线峰值对应的多普勒频移，就可以得到氢云的视向速度。结合银河系运动的模型可以进一步计算出氢云的运动学距离。因此，21厘米谱线是研究银河系较差自转和物质分布的有效手段。

通过21厘米谱线对银河系的研究表明，氢确实是星际物质中最丰富的元素。中性氢原子在银河系中沿银道面形成一个以银心为中心的薄盘，薄盘在距银心60，000光年的范围内，厚度只有 600光年，在距银心15，000～45，000光年范围内，它的数密度具有平坦宽阔的峰值。21厘米谱线对银河系结构研究取得的最突出的成果是描绘出银河系的旋臂结构，证实银河系是一个旋涡星系，并且测出银道面上旋臂的宽度大约为3，000光年，旋臂内氢原子数密度n1为每立方厘米1～10个，旋臂间的氢原子数密度n2为每立方厘米0.1个，沿银道面视线方向的氢原子数的柱密度是每平方厘米1020～1022个。因此可估算出银河系中性氢的质量大约为银河系总质量的1.4～7％。近年来更常用21厘米谱线研究银河系的局部细节。当21厘米谱线观测的背景为强的连续辐射射电源(如 HⅡ区)时，我们可以观测到21厘米的吸收谱线。从吸收谱线也可以测得有关的中性氢的分布、密度、激发温度以及连续辐射源跟观测者之间的距离（下限）。在21厘米吸收谱线中还观测到了塞曼效应，从而估计出银河系星际空间的磁场不大于5×10-6高斯。

从1954年第一次在麦哲伦云中观测到星系的21厘米谱线辐射起，至今已在一百多个星系中陆续观测到21厘米谱线辐射，并用该谱线对邻近的36个星系进行了星系结构和质量分布的研究。把邻近星系21厘米谱线红移量测量结果同光学红移进行比较，二者相当一致，这为测定邻近星系的距离提供了一种射电方法。应该指出，用21厘米谱线来探测宇宙中氢的总丰度也有其局限性。致密气体星云的外部吸收了恒星的紫外辐射，而在云的内部保持着低温状态，大量的氢原子凝聚成氢分子。由于星云外层的屏蔽作用，氢分子得以长久存在，构成星云的主要成分。但是氢分子不辐射21厘米谱线（也不辐射其他射电谱线），所以就探测不到原来所期望的很强的21厘米谱线辐射。同样，用21厘米谱线也不能揭示银河系旋臂中氢的体密度特大区域的结构细节。