宇宙的脈絡：中性氫

宇宙的大尺度結構的形成和演化由暗能量和暗物質主導，而恒星與星系主要由重子構成， 其中最多的是氫元素。作為宇宙中豐度最高的元素，氫以不同狀態存在于從早期宇宙到現代宇宙的各個時期。在這些狀態中，中性氫(neutral Hydrogen,HI)扮演著獨特的角色，它不僅是恒星與星系形成的原料，也是描繪宇宙大尺度結構的重要示蹤物。通過HI的 21 厘米射電信號，天文學家得以窺探從黑暗時代到現代宇宙的演化脈絡，從而深入理解星系形成機制、宇宙結構與演化等科學問題。

什么是中性氫

氫是宇宙中最簡單、最豐富的元素，約占當前宇宙重子物質的75%。宇宙中的氫元素以多種狀態存在：分子氫（molecular hydrogen, H2）、電離氫（ionized hydrogen atom, HII）以及中性氫（HI）。其中，中性氫是指電子仍然束縛在原子核周圍、未被電離的氫原子，它們廣泛存在于星系盤面、星系周圍氣體以及宇宙大尺度結構中，成為研究星系形成、宇宙結構及早期演化的重要手段。

超精細結構躍遷是中性氫的重要物理特性之一。在氫原子基態中，質子和電子的自旋可以平行或反平行。在從平行的高能態躍遷到反平行的低能態的過程中，中性氫原子會釋放一個頻率為 1420.406 MHz的光子，對應波長約為 21 厘米，這就是著名的 21 厘米線。盡管單個氫原子的躍遷概率極低（約2.9×10?15 s?1），但宇宙中巨大的中性氫含量使其總體輻射強度足以被射電望遠鏡探測。1944年，荷蘭天文學家范德胡斯特（H.C. Van de Hulst）首次預言可以在銀河系中觀測到中性氫的21厘米譜線，這在1951年被哈佛大學的艾文（Harold Ewen）和珀塞爾（Edward Purcell）利用一個號角形天線的觀測證實。自此，射電天文譜線研究進入了一個全新的時代。

圖1：中性氫原子產生21厘米輻射（來自維基百科）

觀測宇宙中的中性氫，就像聆聽它的兩種“聲音“，一種是主動的“凸”音（發射線），一種是被動的“凹“音（吸收線）。當HI 氣體云孤立存在時，它會自發地“唱出”21厘米波長的射電輻射，其可以用來測繪星系和宇宙大尺度結構中的物質分布。而當它飄過類星體或射電星系等明亮背景源前方時，則會“吸收” 特定頻率的光，在背景源的光譜上留下獨特的指紋——吸收線。這道指紋的深度、寬度和形狀能夠提供氣體的柱密度、溫度和動力學等信息。

更為奇妙的是，由于宇宙膨脹的“拉伸”效應，這些來遙遠的“聲音”會發生紅移，波長變長。這意味著，測量不同頻率處的HI信號，就像是在對不同紅移的宇宙進行“CT分層”掃描。正是這一特性， HI也因此成為少數能夠在極高紅移追蹤宇宙結構和演化的探針。通過紅移的 21 厘米信號，我們可以構建三維的中性氫分布天圖，并利用它探索從宇宙黑暗時代到現代的星系形成與宇宙演化過程。

中性氫的角色與作用

中性氫在宇宙的不同尺度上都扮演著多重角色，其影響從星系內部一直延伸到宇宙的大尺度結構。在星系內部，它是恒星誕生的“搖籃”與“糧倉”。彌漫的中性氫通過冷卻和引力坍縮，形成致密的分子氫云，最終孕育出新恒星。因此，一個星系中的中性氫含量直接關乎其造星運動的興衰。更引人入勝的是，通過分析HI的21厘米譜線，天文學家繪制出了星系的旋轉曲線，并驚人地發現：星系外圍的旋轉速度并未隨半徑增加而下降。這一現象如同看不見的手在施加引力，成為了暗物質存在的“鐵證”之一。不僅如此，環繞在星系周圍的、更為彌散的中性氫（即環星系介質，circumgalactic medium; CGM）構成了星系與宇宙網進行物質交換的關鍵區域，是星系持續增長所需氣體的主要來源。

圖2：M81星系群的光學和HI觀測圖像對比（來自NRAO）

在百萬秒差距（1秒差距=3.26光年）及更廣闊的宇宙學尺度上，由星系團、纖維狀結構（filament）和空洞（void）構成了“宇宙網”（cosmic web）。中性氫的分布與暗物質的引力勢阱緊密相關，能夠有效勾勒出這一物質分布的脈絡。近年來興起的 21 厘米強度映射（intensity mapping [1]）技術，通過測量一定體積內中性氫輻射的總強度，可以高效地構建物質分布的三維天圖。與傳統的星系巡天不同，強度映射無需分辨單個星系，而是直接利用整體亮度起伏來重建大尺度結構，不必受限于射電望遠鏡的分辨率。這種觀測方法的核心科學目標之一是測量重子聲波振蕩（Baryonic Acoustic Oscillation, BAO）。BAO是早期宇宙聲波在物質分布上留下的一個特征尺度，堪稱宇宙學中的“標準尺”。通過在不同紅移處測量BAO的尺度，可以精確地刻畫宇宙膨脹歷史，從而對暗能量的性質施加嚴格的限制。與光學巡天不同，HI 巡天能夠快速提供連續的三維信息（即角向位置和徑向紅移），尤其在中高紅移階段成為追蹤物質分布隨時間演化的獨特工具。

圖3：模擬的宇宙大尺度結構（來自維基百科）

在宇宙復合之后、第一代天體誕生之前的黑暗時代（Dark Ages，z ≈ 1100 - 30），彌漫的中性氫充斥于宇宙介質中，并隨著宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當第一代恒星、星系和黑洞在物質密度較高的暗暈中形成，宇宙進入黎明時期（Cosmic Dawn，z ≈ 30 - 15），這些第一代發光天體釋放的紫外輻射逐漸將周圍氣體電離。隨著越來越多星系形成，宇宙進入再電離時期（Epoch of Reionization，EoR，z ≈ 15 - 6），在這一階段，星系周圍的大部分中性氫逐漸被電離，形成一個個電離泡并相互并合，中性氫的21 厘米信號也隨之減弱。整個過程中，中性氫整體的亮溫度在不同階段具有不同的吸收或發射特征[2]，記錄了從黑暗時代到宇宙黎明、再電離的物理圖景，是探索早期宇宙演化的獨特窗口。

圖4：中性氫21厘米亮溫度隨時間的演化 [2]

中性氫觀測前沿

在過去幾十年里，中性氫的觀測不斷推動著星系和宇宙學研究的進展，不同類型的射電望遠鏡在這一領域發揮著互補的作用。

大型單口徑望遠鏡在靈敏度方面具有顯著優勢，如美國的GBT（100米）、Arecibo（305米，已倒塌），澳大利亞的Parkes（64米），德國的Effelsberg（100米）等，長期以來在中性氫巡天和精細光譜測量中發揮了重要作用。我國的五百米口徑球面射電望遠鏡（FAST [3]）作為目前世界上最大、最靈敏的單口徑射電望遠鏡，也正在開展一系列中性氫相關的大型觀測項目，并且已經獲得諸多突破性成果。比如，FASHI （FAST All Sky HI survey [4]）旨在利用FAST開展大面積星系巡天，已發布目前世界上最大的中性氫星系樣本，并且仍在進行持續的搜尋；CRAFTS（The Commensal Radio Astronomy FAST Survey [5]）采用了創新性的高頻噪聲校準模式，可以兼顧譜線巡天和脈沖星觀測，實現多科學目標的同時探索；FATHOMER（FAst neuTral HydrOgen intensity Mapping ExpeRiment [6]）作為FAST中性氫強度映射巡天的先導觀測項目，已完成針對FAST漂移掃描巡天的數據處理管線開發，并且在系統效應、波束建模、星系探測等方面進行了細致分析；FEASTS（FAST Extended Atlas of Selected Targets Survey [7]）與其他干涉陣列的觀測相結合，全面測繪近鄰星系盤面及其周圍彌散的HI；M31暈區深度巡天項目[8]重點研究仙女座星系M31周圍的中性氫分布和性質；FUDS（FAST Ultra-Deep Survey [9]）則是聚焦小天區的超深場巡天，將中性氫星系的觀測延伸到更高的紅移。

圖5：FAST （國家天文臺供圖）

相比之下，干涉陣列通過多天線協同觀測，在角分辨率上具備天然優勢，能夠清晰地繪制星系及其環境的空間結構。正在建設的平方公里陣列（Square Kilometer Array, SKA [10]）具有極高的分辨率和靈敏度，將把HI 探測能力推向新高：SKA低頻陣（SKA-Low）面向宇宙黎明與再電離時期的 21 厘米功率譜與成像，而中頻陣（SKA-Mid ）則聚焦中低紅移的 HI星系與大尺度巡天，兩者結合有望實現從早期宇宙到低紅移宇宙的連續覆蓋，并對 BAO、紅移空間畸變1（Redshift-space Distortion, RSD） 等宇宙學信號進行精確測量，增強對宇宙學參數和暗能量性質的約束。作為SKA的先導性設備，MeerKAT 已在中性氫宇宙學等方面取得了重要成果[11][12][13]；而 HERA [14]等低頻陣列則通過密集排布的小天線優化了對再電離時期弱 21 厘米信號探測的靈敏度。這些觀測將為理解近鄰宇宙、宇宙黎明與再電離時期的物理過程提供關鍵數據支撐。

圖6：SKA中頻陣（左）與低頻陣（右）藝術想象圖（來自SKAO）

對于較高紅移的21厘米探測，還存在另一類獨特的嘗試，即通過全天頻譜（Global Spectrum）實驗直接測量全天平均的 21 厘米亮溫度隨紅移的演化。美國的 EDGES 實驗曾聲稱探測到宇宙黎明時期的吸收信號[15]，引發了廣泛關注，但SARAS的后續觀測結果對這一信號提出了質疑[16]。我國的 “鴻蒙”繞月超長波衛星陣列[17]也計劃開展類似探索。若能克服極強前景、電磁干擾和系統效應的影響，這類實驗將為我們直接描繪從黑暗時代到宇宙黎明的演化提供關鍵線索。

圖7：鴻蒙超長波陣列藝術想象圖（來自陳學雷研究員）

由于21厘米信號本身非常微弱，而銀河系同步輻射、自由-自由輻射和河外射電源等前景比信號高出4到5個數量級，使得觀測宇宙學 HI 信號面臨巨大挑戰。盡管可以利用前景成分在頻譜上的平滑性將其分離出來，但波束旁瓣、極化泄漏、1/f 噪聲等系統效應會給前景去除帶來更多的復雜性，也會影響宇宙學測量精度。前沿的數據處理方法仍在不斷涌現，以從復雜的數據中提取微弱 HI 信號，為未來高精度的中性氫宇宙學測量提供了可能。

未竟的探索

盡管中性氫研究已取得顯著進展，許多關鍵科學問題依然懸而未決：第一代恒星和星系何時以及如何形成？宇宙再電離的詳細過程是怎樣的？暗能量的本質是什么？星系的氣體如何流入和流出？此外，高精度的21厘米宇宙學觀測還可能為檢驗新物理理論提供線索，例如，暗物質的衰變或湮滅過程可能會向早期宇宙注入額外能量，從而在21厘米信號上留下可觀測的印記，幫助我們理解和約束暗物質的性質。

從單個氫原子的自旋躍遷，到星系旋轉盤面，再到宇宙大尺度結構，中性氫承載了豐富的信息。它不僅是星系形成的前驅物質，也是宇宙演化的見證者和宇宙學研究的關鍵示蹤物。隨著觀測設備和分析方法的進步，我們堅信來自宇宙不同時期的21厘信號探測的“黎明時期”即將到來，這一時刻必然像宇宙微波背景各向異性、引力波等的探測一樣在天體物理研究領域引起巨大轟動，21厘米宇宙學研究的黃金時期也會隨之而來。

注釋：

1. 紅移空間畸變：觀測宇宙學中的一種效應。由于我們通常利用星系的紅移推算其距離，而紅移中既包含了宇宙膨脹的速度，也包含了星系自身的‘本動速度’。因此，在紅移空間中看到的星系分布會因其本動速度而發生扭曲。

參考文獻

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[17]陳學雷，閻敬業，徐怡冬 等. 宇宙黑暗時代探路者?鴻蒙計劃，空間科學學報，2023，43：43

作者簡介

楊文秀，中國科學院國家天文臺博士研究生，主要研究方向包括中性氫宇宙學、射電望遠鏡數據處理、暗物質間接探測等。

王有剛，中國科學院國家天文臺研究員，主要從事宇宙大尺度結構、星系動力學、星系形成與演化等方面的研究。

本文轉載自《中國科學院國家天文臺》微信公眾號