摘要：这是一个简单而又复杂的问题。简单是因为只需要数数，这是小朋友都会的；复杂则是因为中国14亿人口，每天都有出生与死亡，加之人员跨地域流动，要想精确统计就变得困难了起来。

大窝凼之中的FAST。来源 / R2拍摄于2023年9月

中国有多少人口？

这是一个简单而又复杂的问题。简单是因为只需要数数，这是小朋友都会的；复杂则是因为中国14亿人口，每天都有出生与死亡，加之人员跨地域流动，要想精确统计就变得困难了起来。

但是如果要问宇宙中有多少星系，我们可以庆幸的是人类短短的现代天文观测史相对于宇宙的时间尺度只是弹指一挥间，那些遥远的星系可以认为是亘古不变的接近永恒的存在。对于可观测的星系，我们只要如孩童般简单地数就可以了，这就是星系巡天的本质，计数。

如今天文学观测的手段，很大程度上还是依赖电磁波观测，最简单的就是天文爱好者的光学望远镜。但是对于光学巡天，银河系尘埃以及前景星系会造成遮挡，加之在多光纤光谱技术的广泛应用前，星系的光谱资源又是十分昂贵的。不过射电天文学的发展为我们打开了一扇新的窗口，让我们在电磁波波谱的低频端也可以进行星系的“人口普查”，其中占据了关键地位的就是中性氢巡天，它能告诉我们宇宙中有多少星系具有多少含量的中性氢气体。

那么什么是中性氢？为什么要用中性氢谱线进行观测呢？

/ 宇宙中的氢

现在的研究表明，我们的宇宙由69%的暗能量、26%的暗物质和5%的重子物质所构成。其中重子物质就是我们所熟知的普通物质，可以看得见摸得着的那些。

图片来源 / NASA/CXC/K.Divona，R2汉化

在这些重子物质之中，氢(H)作为宇宙中最丰富的元素占据了将近75%，氦(He)排在第二位，大约24%，余下的一点点则是除了氢和氦以外的其它元素，我们称之为金属元素。所以说，构成我们人体的大部分元素，碳、氧、氮、磷等元素对于天文学来说，都是诞生于恒星演化过程的“金属摇滚”元素。总结一下，氢就是“宇宙基石”。

初中化学的知识就告诉我们，氢是元素周期表中的第一个元素，原子核内只有一个质子。如果它刚好有一个电子小伙伴，那它就是电中性的氢原子，我们称之为中性氢(neutral atomic hydrogen)，记作H I。注意这里H后面的是罗马数字I，自然读作"H one"了。

如果温度低，两个氢原子结合在一起，构成了一个氢分子(H)，那么它就是同样中性的分子氢(molecular hydrogen)。星系中的分子氢往往聚集在分子云之中，那里是恒星诞生的摇篮。

如果温度高，氢原子唯一的电子被剥离了，那么这位光杆司令就成为了H II，也就是电离氢(ionized hydrogen)或者我们更加熟悉的氢离子H。我们可以在炽热的恒星周围观测到弥漫的电离氢区。

图片来源 / COSMOS网站，R2汉化

虽然分子氢与恒星形成的关系更密切，但是由于它太对称了(没有偶极跃迁)，很难直接测量，观测时常常依赖一氧化碳(没错，就是CO)的谱线来间接得出，所以我们更常使用的是分布更广泛的中性氢的21厘米谱线，中性氢在星系的重子物质循环中则起到的是“基石中的基石”的作用。

/中性氢的21厘米辐射

中性氢原子是如何发出辐射的不是本文的重点，所以我们采取如下可爱的图景介绍：

红色的是质子，黑色代表电子。/ wikipedia，R2根据Nick Strobel的动图涂鸦

一个电子围绕着一颗质子转，起初他们的自旋方向是相同的(箭头代表了磁矩的方向)，但是质子说：“嘿，按照你自己的方向转！”弱小的电子就被迫“翻转”，二者的磁矩取向由平行变至反平行，电子由高能级向低能级跃迁，释放出了波长为21厘米的光子。这就是中性氢21厘米辐射的简单理解。

/ 巡天技术上的困难

宇宙中如此丰富的氢大部分都聚集在星系之中。上世纪四五十年代，天文学家们先后预言并观测到了银河系的中性氢分布，随后他们也对邻近的河外星系进行了中性氢观测。那么我们是不是也可以通过中性氢谱线绘制星系在宇宙中分布的地图？

答案是肯定的。绘制地图的关键，一个是我们需要足够大的巡天面积，另一个是可以测量的星系距离。由于我们已知21厘米谱线的静止频率，通过对遥远星系谱线红移的测量，通过多普勒效应便可推知其退行速度，进而简单通过哈勃定律得到星系的距离，这样我们便可以对宇宙进行“星系口”普查了。

但对于早期的射电望远镜，河外星系的大面积巡天是很困难的。就以下图现代业余射电天文爱好者的望远镜为例，望远镜的尺寸很小就会限制图像分辨率，导致星系们在三维空间也会混淆严重，即你看到的是一团星系，而不是一个星系。小望远镜的噪音水平也会相对更高，很难发现暗弱的中性氢源。

南航/国台的丁嘉朗同学设计的一台小型业余射电望远镜。来源 / 丁嘉朗

如果望远镜建的很大，像上世纪60年代建成的阿雷西博(Arecibo)望远镜有效口径有200多米，望远镜的分辨率和灵敏度确实可以得到大幅提高，但缩小的视场又增加了巡天时长。

倒塌前的阿雷西博望远镜。来源 / NAIC

直到世纪之交，澳大利亚64米口径的帕克斯(Parkes)望远镜安装了新的多波束接收机[1]，它可以同时接收天空中13个位置的信号，从而大大提高了巡天效率。加之接收机技术的不断发展，望远镜的系统噪音温度越来越低，大规模的HI巡天才成为了可能。

/ 中性氢星系的大规模“人口普查”

21世纪初，阿雷西博望远镜的7波束接收机的加入，使得中性氢巡天的星系样本数又上升了一个台阶。其ALFALFA巡天共发布了三万余个中性氢源，比帕克斯望远镜的HIPASS巡天的结果[2]增加了接近一个量级，这也使得ALFALFA巡天一跃成为2023年之前最大的中性氢数据库来源[3]。(ps. ALFALFA是苜蓿的意思，所以他们的logo是，草，一种植物。)

“中国天眼”FAST也配备了如下图所示的19波束接收机，“波束”对应了这下面的这一个一个喇叭，更多的波束意味着可以同时扫描更大的区域。

FAST的19波束接收机/ 图片来源CSIRO/FAST

目前，FAST大部分的科学目标都使用此接收机，其中大型的中性氢巡天主要有两个，CRAFTS与FASHI。

CRAFTS全称为“漂移扫描多科学目标同时巡天”[4]。这里的“漂移”指的是漂移扫描的观测模式，即FAST望远镜保持不动，随着地球自转望远镜的指向在天空中漂移划过一块条型区域。这种观测模式的优点就是望远镜没有发生形态上的改变，仪器性能可以保持最稳定的状态。这便是真正的“坐地日行八万里，巡天遥看一千河”。“多科学目标”指的是此巡天包含了银河系中性氢、河外中性氢、脉冲星与快速射电暴(FRB)搜寻等多个科学目标，试图通过一遍扫描完成多个巡天的任务[5]。

FASHI读作“法师”，则是一个专门的河外中性氢巡天，中文名称为“中国天眼中性氢巡天”[6]。其天区覆盖面积与灵敏度与CRAFTS的HI巡天不相上下，主要区别在于作为一个用于填充观测时间空隙的观测，FAST空闲的时候就会观测一条FASHI的区域，所以短短三年多就覆盖了多于7600平方度的区域并释放了第一批41741个源的源表，超出了ALFALFA的三万余个源，从而构建了当前最大的中性氢样本。

FASHI的天区覆盖范围。来源 / 参考文献[6]

除了FAST这样的单天线望远镜，干涉阵列的中性氢巡天也在如火如荼地进行中。干涉仪的最大优势就是分辨率高，正如前面所述，在过去这样的望远镜往往视场较小，哪怕做拼接成图也是很花费时间的。相控阵接收机（PAF）的应用则可以解决这个问题，例如下图是澳大利亚的ASKAP望远镜，绿色的部分对应它的接收机，一次观测可以实现36波束30平方度视场的成像，这也是WALLABY、DINGO等SKA先导巡天的基础。（ps. WALLABY一词意为澳洲小袋鼠，而DINGO意为澳洲野犬，都是小动物。）

澳大利亚的ASKAP望远镜。来源/ CSIRO

/ 中性氢星系的深度“人口普查”

以上巡天注重的是巡天的广度，也就是面积大。我们也可以从另一个方向入手，去关注巡天的深度来探索更遥远的宇宙。

现在的中性氢浅巡天大多关注的是邻近的宇亩，比如红移小于0.1的范围，这里射频干扰很少便于提取信号。而使用19波束接收机的FAST最远可以探测到红移0.4，也就是大约50亿光年处的星系。由于辐射强度的衰减也遵循平方反比律，这些高红移的星系因为距离更远而更加暗淡，我们需要长时间的观测提高信噪比才能分辨出信号。

积分时间的延长就限制了巡天面积，所以当前的中性氢深度巡天往往面积很小，例如FUDS——FAST超深场巡天[7]就是对几个小区域观测了上百小时，从而发现了直接探测到的最远的中性氢星系[8]。

除了超深场巡天，借助FAST我们还可以在观测天区面积与巡天灵敏度之间寻求一个平衡，即中等天区大小的深度中性氢巡天。下图展示了当前主流的一些中性氢巡天，其中黑色代表已经完成的项目，蓝色为正在进行的其它望远镜巡天；实心代表单天线望远镜，空心代表干涉阵巡天。

一些常见中性氢巡天的空间分辨率与天区面积对应的柱密度灵敏度。/ R2制图

红色和橙色的方块为FAST的巡天，它们基本占据了高灵敏度的一端，天区覆盖面积从几平方度到上万平方度均有覆盖。这里还没介绍的中间的三个红色字体标识的巡天，HD2 pilot、HD2、M31分别对应了10，100，700平方度的天区。HD2巡天中文称作“百平方度深度中性氢巡天”，顾名思义计划对100平方度的天区进行深度扫描；较小的HD2先导巡天则是百平方度巡天的测试；M31天区的河外星系巡天作为观测的副产品相对更浅，但是依旧深于CRAFTS或者FASHI巡天。它们将在这些中性氢巡天中起到关键的承上启下作用。（ps. HD2是百平方度巡天的英文暂称，起个好名字太难了。）

与百平方度巡天面积接近的还有FAST的FEASTS巡天[9,10]。作为一个近邻星系的展源巡天，它不像前面提到的这些“人口普查”偏向统计，而更贴近在人群中抽出了若干附近的个体仔细调研，所以我们可以更加精细的去研究大约100个星系的中性氢特征，得到空间上可解析的信息，这是前面提到的巡天所不能的。

FEAST巡天中部分漂亮的中性氢星系。来源 / FEASTS巡天网站

根据巡天深度与面积，这么多中性氢巡天的科学目标各有侧重，但都可以概括为从中性氢的视角进一步了解我们的宇宙。无论天区是大还是小，深抑或浅，就先前面所说的，先绘制一幅中性氢分布的地图。然后我们可以定量计算中性氢的质量函数，相当于得知了它们的质量分布，便可以进一步限制宇宙学模拟中的参数。

有了这些中性氢星系的样本，我们也可以研究各种标度关系，讨论什么样的星系气体含量多，结合光学观测定量分析中性氢气体是如何促进恒星形成的；此外，还有一些反常的星系，例如气体丰富但是没有光学对应体的暗星系与光学上非常暗淡的低表面亮度星系，气体又是为何没有形成大量恒星呢？还有许许多多的科学问题等待我们去探索。

/ 21厘米宇宙学——更大尺度的统计

以上的“人口普查”是我们可以一个个数清的情形，但是对于广场上稠密的人群，虽然难以直接计数，我们却可以分几个区域，模糊地粗略统计其中的人员数量。

同样的，宇宙中高红移的星系很多聚集在星系团中，它们离我们过于遥远，中性氢信号过于微弱，以至于我们无法解析出单个分立的中性氢点源，这时候我们便考虑用射电望远镜扫描天空中的某块区域，考虑绘制一幅连续的、分辨率较低的中性氢21厘米线强度分布图，每个像素中的强度相当于像素中所有的星系发出的21厘米线强度的叠加。

从分立的中性氢源到连续的21厘米线强度分布图。制图/ 高红移水獭

这张强度图可以帮助我们完成许多事情，可以认为中性氢的含量和星系数密度一样，也是对宇宙中物质密度分布和宇宙大尺度结构的示踪。通过计算中性氢21厘米线强度分布的功率谱，观察重子声学震荡(Baryon Acoustic Oscillations, BAO)等效应在功率谱中产生的波动，并拟合宇宙学模型的参数，也可以起到检验宇宙学模型，限制宇宙学参数的取值范围的作用。

重子声学振荡示意图，早期宇宙的密度涨落以及重子光子解耦过程产生的声波效应会在宇宙物质密度涨落中留下涟漪状的、特征尺度约150Mpc的结构，这个特征尺度可以作为测量宇宙学距离的标准尺。通过测量这些结构在功率谱中产生的波动可以帮助我们确定宇宙学模型参数。来源 / Zosia Rostomian, Lawrence Berkeley National Laboratory

研究星系和星系团的中性氢含量随红移的演化是星系形成与演化中的重要问题，相比于传统的统计星系数密度示踪大尺度结构的方法，中性氢21厘米线强度绘图技术具有相当快的扫描速度，可以在相对较短的时间内覆盖相当大面积的天区。并且中性氢21厘米线强度绘图技术可以规避许多会对宇宙学模型参数的计算带来误差的系统效应，例如传统光学观测的散粒噪声等。

同时，宇宙大尺度结构通常以宇宙网的形式呈现，中性氢往往分布在宇宙网的纤维与节点的大质量星系团中，通过将中性氢21厘米线强度分布图和光学数据做互相关，我们同样可以得到星系团的中性氢含量以及其随红移的演化，从宇宙尺度了解中性氢在宇宙的演化中是如何演变的。

大尺度结构与宇宙网示意图。来源/ Millennium / MPA

中性氢作为宇宙早期的黑暗时代以及随后的宇宙再电离时期的近乎唯一的见证者[11]，使得我们可以向前回溯至宇宙诞生的最初10亿年。中性氢信号的最早出现可以追溯到重子物质与CMB的热解耦之后。在宇宙的原初时代，发光物质尚未形成，第一批大尺度结构在黑暗的宇宙中默默生长，此时理论上可以观察到电磁波穿越宇宙介质产生的21厘米信号的吸收线。一旦第一批恒星和星系形成，它们发出的光使得氢原子电子自旋态的激发和气体的温度之间发生强烈的耦合，这导致了一个强烈的21厘米线吸收信号。接下来，来自原初星系的X射线发射会加热气体，从而产生21厘米线的发射信号。最后，紫外线光子使气体电离，在星系群周围的电离气泡区域产生21厘米信号的空洞。最终，除了依附于暗物质晕内部的中性氢，几乎所有的中性氢都被电离。

宇宙早期阶段21厘米信号平均亮度随时间的演化示意图。来源/ Pritchard et al. 2012，水獭汉化

观测早期宇宙的21厘米信号，研究其平均亮度随红移的演化，确定以上物理过程发生的具体时间节点，是研究宇宙早期物理过程的重要任务。对于正在建设中的平方公里阵列(SKA)，探索早期宇宙也是它的主要科学目标之一。

SKA中频和低频阵列的艺术拼接图。来源 / SKAO

所谓SKA，指的是建于非洲南部的中频碟形天线阵列(上图左侧)以及建于西澳大利亚的针状低频阵列(上图右侧)，等效接收面积达平方公里级，所以称为平方公里阵列。中性氢是SKA的重要科学目标之一，其中中频天线会覆盖很大一段的红移区间，从而探索我们的银河系以及星系演化的奥秘。低频天线则更侧重于研究宇宙早期，寻找宇宙的第一缕曙光。SKA将是人类有史以来建造的最大射电望远镜，作为一部划时代的全球大科学装置，它将成为中性氢巡天和宇宙学研究的一把利器，带来射电观测天文学领域的巨大变革。

如今，大规模中性氢巡天的开展才二十多年。预计到2030年，SKA将完全建成，FAST也有计划将携手其周围的24面小天线扩展为“FAST核心阵”，实现高灵敏度与高分辨率的全覆盖[12]。与此同时，FAST以及其它SKA先导阵列巡天的诸多巡天的成果也在源源不断涌现，一个蓬勃发展的中性氢巡天时代即将到来。

参考资料 /

[1]Barnes DG, Staveley-Smith L, De Blok WJG, Oosterloo T, Stewart IM, et al. 2001. MNRAS. 322(3):486–98

[2]Meyer MJ, Zwaan MA, Webster RL, Staveley-Smith L, Ryan-Weber E, et al. 2004. MNRAS. 350(4):1195–1209

[3]Haynes MP, Giovanelli R, Kent BR, Adams EAK, Balonek TJ, et al. 2018. ApJ. 861(1):49

[4]Li D, Wang P, Qian L, Krco M, Dunning A, et al. 2018. IEEE Microwave Magazine. 19(3):112–19

[5]Zhang K, Wu J, Li D, Krčo M, Staveley-Smith L, et al. 2019. Sci. China Physics, Mech. Astron. 62(5):959506

[6]Zhang C-P, Zhu M, Jiang P, Cheng C, Wang J, et al. 2024. Sci. China Physics, Mech. Astron. 67(1):219511

[7]Xi H, Peng B, Staveley-Smith L, For B, Liu B, et al. 2024a. ApJL. 966(2):L36

[8]Xi H, Peng B, Staveley-Smith L, For B, Liu B, Ding D. 2024b. ApJS. 274(1):18

[9]Wang J, Lin X, Yang D, Staveley-Smith L, Walter F, et al. 2024. ApJ. 968(1):48

[10]Wang J, Yang D, Oh S-H, Staveley-Smith L, Wang J, et al. 2023. ApJ. 944(1):102

[12]Jiang P, Chen R, Gan H, Sun J, Zhu B, et al. 2024. Astronomical Techniques and Instrument. 1(0):1–10

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