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?中性氫原子在沒有吸收光子的情況之下，自身也會產(chǎn)生輻射。這是因?yàn)樘幱诨鶓B(tài)的中性氫原子的電子自旋和核自旋相互作用，會使電子自旋從與核自旋平行的高能態(tài)躍遷到與核自旋反平行的低能態(tài)，發(fā)出波長為21厘米、頻率為1420.4057517667 MHz的射電譜線，這就是中性氫21厘米譜線（圖2）。盡管這個躍遷概率很低，然而因?yàn)樵谟钪嬷写嬖诘臍湓觽€數(shù)異常眾多，所以能夠一直探測到來自于宇宙氫原子的這種特征輻射。正是利用這條譜線，天文學(xué)家從而可以推斷宇宙中中性氫原子的分布。由于這條譜線的頻段是射電天文的重要頻段，這個頻段受到保護(hù)，其他業(yè)務(wù)不得占用。

                      

?                  圖2：中性氫21厘米譜線的原理（來源：Wikipedia）

當(dāng)中性氫原子與我們保持相對靜止時，中性氫21厘米譜線的頻率為靜止頻率1420.4057517667 MHz。當(dāng)中性氫原子朝向我們和遠(yuǎn)離我們運(yùn)動時，21厘米譜線的頻率會發(fā)生多普勒移動，朝向我們時頻率升高，遠(yuǎn)離我們時頻率降低。所以通過測量21厘米譜線的頻率我們就可以知道遠(yuǎn)處中性氫氣體的運(yùn)動速度。我們正是通過這個原理測量了銀河系及河外星系中的中性氫的運(yùn)動狀態(tài)。

前面說過，中性氫在星系中的分布比恒星廣泛，這也使得通過中性氫的觀測可以看到光學(xué)觀測看不到的信息。一些相距比較近的不同星系從通常的光學(xué)觀測看起來沒有什么異常，而中性氫觀測卻可以發(fā)現(xiàn)星系間的中性氫氣體發(fā)生相互作用（圖3）。

圖3：中性氫觀測可以看到光學(xué)觀測尚難發(fā)現(xiàn)的星系間的相互作用（來源：SKA）

通過中性氫觀測，天文學(xué)家也測定了一些星系的旋轉(zhuǎn)速度。結(jié)果發(fā)現(xiàn)很多星系都轉(zhuǎn)得太快了（圖4）！不是說轉(zhuǎn)得太快有問題，而是說轉(zhuǎn)得那么快，星系中的中性氫氣體還沒有散開。大家可能對沒有擋泥板的自行車經(jīng)過水坑時有所體會，在車速不快的時候沒有什么問題，但是在車速快時，會甩一背脊泥。星系中的中性氫氣體相類似，在星系轉(zhuǎn)得快的時候，如果沒有足夠的引力，理論上這些氣體應(yīng)該被甩出星系，可是觀測卻不是這樣的。因此天文學(xué)家猜想星系中存在一些看不見的物質(zhì)，提供了額外的引力，從而保證了星系中的中性氫氣體不散開。這些看不見的物質(zhì)就是“暗物質(zhì)”。

圖4：星系的外圍旋轉(zhuǎn)速度比預(yù)計(jì)的要快很多。天文學(xué)家因此猜測存在暗物質(zhì)（來源：Queen's University）

為了觀測中性氫，天文學(xué)家需要借助射電望遠(yuǎn)鏡。射電望遠(yuǎn)鏡原理和電視天線類似，一般通過反射面將信號匯聚起來，由接收機(jī)接收、放大，進(jìn)行后續(xù)處理。

世界上已經(jīng)建成了很多射電望遠(yuǎn)鏡，其中比較著名的有美國的阿雷西博（Arecibo）望遠(yuǎn)鏡（圖5）、綠岸望遠(yuǎn)鏡（GBT）、德國的艾菲爾斯伯格（Effelsberg）望遠(yuǎn)鏡、澳大利亞的帕克斯（Parkes）望遠(yuǎn)鏡。這些望遠(yuǎn)鏡都進(jìn)行過中性氫觀測。

圖5：Arecibo望遠(yuǎn)鏡（來源：H. Schweikerm, NAIC, Arecibo Observatory）

Arecibo望遠(yuǎn)鏡的ALFALFA中性氫巡天找到了數(shù)萬個中性氫星系，GALFA巡天對銀河系中的中性氫進(jìn)行了成圖。GBT由于幾乎沒有駐波的影響，對中性氫柱密度測量有很高的精度。GBT對星系間的中性氫進(jìn)行了一些成圖。Effelsberg和Parkes望遠(yuǎn)鏡共同完成了目前最精細(xì)的全天中性氫成圖（圖6）。

圖6：Effelsberg和Parkes望遠(yuǎn)鏡共同完成的HI4PI全天中性氫成圖（來源：HI4PI Collaboration）

我國建成的FAST望遠(yuǎn)鏡最重要的科學(xué)目標(biāo)之一就是進(jìn)行中性氫觀測，包括搜尋河外中性氫星系和銀河系內(nèi)的中性氫成圖。相比之前的中性氫觀測，FAST可以找到更多的中性氫星系，使我們了解質(zhì)量更小的中性氫星系的性質(zhì)。FAST也能測定更多、更好的近鄰星系旋轉(zhuǎn)曲線，對暗物質(zhì)模型給出更好的限制。FAST也能對可見天區(qū)內(nèi)的河內(nèi)中性氫進(jìn)行更精細(xì)的成圖，發(fā)現(xiàn)星際介質(zhì)中的更多細(xì)節(jié)。

由于受到帶寬和頻率分辨率的限制，以往河內(nèi)和河外中性氫觀測通常是分別進(jìn)行的。但是FAST的19波束接收機(jī)（圖7）覆蓋1.05 GHz-1.45 GHz頻段，其帶寬相對較寬，可以對多目標(biāo)同時進(jìn)行觀測（參見FAST多科學(xué)目標(biāo)同時掃描巡天網(wǎng)站：crafts.bao.ac.cn）。預(yù)計(jì)未來FAST將同時進(jìn)行脈沖星、河外中性氫星系搜尋和河內(nèi)中性氫成圖觀測。力爭做到一次觀測，大家滿意。

圖7：為FAST制造、在澳大利亞測試期間的19波束接收機(jī)（來源：CSIRO）
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? 附錄：錢磊博士科普報(bào)告“宇宙燈塔——FAST脈沖星探索”（摘錄）：

上個世紀(jì)，前蘇聯(lián)（俄羅斯）在北冰洋航行很長時間，他們需要依賴星際燈塔?，F(xiàn)在航?？梢越柚蛐l(wèi)星定位系統(tǒng)了。全球衛(wèi)星定位系統(tǒng)的一個重要組成部分就是每顆衛(wèi)星上精準(zhǔn)的原子鐘。依靠準(zhǔn)確的時間，就可以根據(jù)電磁波傳播時間計(jì)算出距離和精確的位置，因?yàn)殡姶挪▊鞑サ乃俣仁浅Ａ俊?/span>

如果我們能找到另外的精確時鐘，同樣可以用于導(dǎo)航定位。因?yàn)闀r鐘都是周而復(fù)始，周期性是時鐘的重要特點(diǎn)，只要有周期性，這種周期性就可以用來作為時鐘。

宇宙中有一些天體——脈沖星的兩個磁極能發(fā)出連續(xù)的輻射束。隨著脈沖星的轉(zhuǎn)動，輻射束掃過一個環(huán)帶。當(dāng)我們位于這個環(huán)帶中時就能接收到脈沖星的脈沖。這種脈沖星就像是宇宙中的燈塔。脈沖星轉(zhuǎn)一圈所需時間最短可以達(dá)到一點(diǎn)幾毫秒。

大多數(shù)人認(rèn)為，脈沖星是一種中子星，由中子組成的天體。脈沖星個頭小，體重大。一顆典型的中子星直徑20千米，相當(dāng)于一座中等城市的大小，但是它的質(zhì)量可以達(dá)到太陽的質(zhì)量或者更大一些。這意味著中子星物質(zhì)的密度很大。一塊方糖大小的中子星物質(zhì)的質(zhì)量就相當(dāng)于地球上的一座小山了。

我們知道通常的物質(zhì)由原子組成，而原子中的質(zhì)量集中在原子核上。原子核本身是很小的，原子中有很多空間，中子星的物質(zhì)就相當(dāng)于把原子核都擠到了一起。這種中子星由大質(zhì)量恒星塌縮形成的。

剛才說到脈沖星會轉(zhuǎn)動。其實(shí)普通恒星也在轉(zhuǎn)動，比如我們的太陽，但是它的轉(zhuǎn)動不快，通常太陽轉(zhuǎn)一周大約需要25天，而脈沖星轉(zhuǎn)得非?？欤芏嗝}沖星的周期短于一秒。

都是天體，脈沖星咋這么快呢？為了回答這個問題，我們來看一個典型的例子——花樣滑冰運(yùn)動員的旋轉(zhuǎn)（由于沒有找到合適的動畫，我們用這個動畫來代替一下）。注意到收縮的時候轉(zhuǎn)動就變快了。這是因?yàn)橐獫M足角動量守恒，收縮的時候轉(zhuǎn)動慣量變小，角速度就變大了。

我們?nèi)祟惖难劬ζ鋵?shí)對于規(guī)律性閃爍很敏感的，但是我們對大部分脈沖星是看不到的，因?yàn)樗鼈儼l(fā)出的脈沖是射電（無線電）脈沖。

第一顆脈沖星就是用射電天線發(fā)現(xiàn)的。脈沖星的信號粗看起來和受干擾的信號差不多。第一顆脈沖星的發(fā)現(xiàn)者貝爾是怎么看出來不是干擾的呢？這是因?yàn)?，地球自轉(zhuǎn)和公轉(zhuǎn)，遠(yuǎn)方天體回到地球上方同一位置的時間比一天要短一些。根據(jù)這個簡單的事實(shí)，就可以判斷我們觀測到的信號是不是來自太陽系之外。

我們在地面上用射電天線可以接收到來自宇宙的信號可以說是比較幸運(yùn)的?？梢姽夂蜕潆娛莾蓚€透明的大氣窗口，在地面上就可以進(jìn)行光學(xué)和射電觀測。其它紅外、亞毫米波段則需要到高空才能觀測。

大部分脈沖星發(fā)出射電輻射，要發(fā)現(xiàn)脈沖星目前主要靠射電望遠(yuǎn)鏡。射電望遠(yuǎn)鏡由反射面匯集信號，由接收機(jī)接收信號。為了實(shí)現(xiàn)聚焦，望遠(yuǎn)鏡的反射面做成拋物面，因?yàn)榍蛎嬷荒芫劢沟揭粭l線，不能聚焦到一個點(diǎn)，而拋物面可以聚焦到一個點(diǎn)。我國已經(jīng)建成的世界上最大單口徑射電望遠(yuǎn)鏡FAST（全稱是500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡）是球面望遠(yuǎn)鏡，但FAST的反射面的球面是可以變形的。觀測的時候，FAST局部變形為一個口徑300米的拋物面。

脈沖星信號是什么樣的呢？我們知道陽光通過棱鏡會散開成彩色光帶，本質(zhì)就是不同頻率的光在介質(zhì)中的速度不同。頻率越高的光在介質(zhì)中光速越小，偏折越大。脈沖星發(fā)出的射電波通過星際介質(zhì)也會色散。目前FAST已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了四十多顆脈沖星了。我們還需要不斷研究它們的基本性質(zhì)，測量它們的基本參數(shù)。然后就有可能利用脈沖星信號導(dǎo)航了。