HI巡天：测绘中性氢宇宙
氢是宇宙中数量最多的元素，简直是无处不在。业已经历两次相变的当代宇宙虽然在大尺度上已经被完全电离，但在单个星系之内，氢的存在形态却可以有各种花样：既有电离氢（HII），也存在中性的氢原子（HI）以至氢分子。氢本身自然还可以同其他元素结合到一起，组成各式复杂程度不等的化合物。而对于射电天文学来说，由于中性氢21厘米超精细结构跃迁谱线的存在，中性氢原子较其他状态又显得格外重要。
一般人对谱线的印象大抵是从光学谱线得来的。光学谱线基本上是原子核周围的电子发生轨道跃迁的产物。由于不同的轨道对应不同的能级，电子发生跃迁时就伴随着特定能量光子的释放。而中性氢的这条超精细结构线，则是源于氢原子中的电子与质子在自旋平行和反平行状态之间的跃迁。这两种状态之间只存在微弱的能量差异，因此跃迁时发出的光子落在了能量远远低于光学的射电波段，对应频率约为1.42 GHz。鉴于HI谱线对于射电天文学的重要意义，这个频率附近的一个窄频带业已被相关国际组织划为有源通信禁区，任何人工信号源均不得染指。
当电子自旋相对质子从平行跳到反平行，辐射一个波长约合21厘米的光子。
中性氢区主要集中在晚型星系的盘面之内，而在星系核球或星系晕中数量较少。这些区域本身的密度不是太高，不足以坍缩形成恒星，但它们却充当着新一代恒星形成的原料库，因此在恒星生命循环中扮演着重要的角色。不过对于大型单碟式射电望远镜而言，由于分辨率很有限，难以解析出单个中性氢区的细节，所以中性氢观测的最优方案是在大天区范围内开展系统性的巡天。这些HI巡天大抵属于“盲巡”，也就是让望远镜依次扫过各个天区，记录下期间遭遇的一切信号，其中探测到的HI区则有待事后分析。
中性氢巡天的历史可以一路追溯到上世纪50年代，当时距离21厘米氢线的发现并不不久。不过由于传统射电接收机每次只能观测一个目标，巡天效率难以提升，因此相关工作并未得到大规模的开展。直到20世纪90年代，多波束接收机的发明让望远镜一次性得以关注多个目标，观测效率大为提升。自此之后，一系列大型HI巡天计划在世界范围内蓬勃开展。它们用事实证明，盲巡的确是确定HI区性质与分布的最佳手段。
中性氢巡天大致分为河内与河外两类，它们的观测目标和方法各不相同，先说河内。河内HI巡天的宗旨是普查银河系之内中性氢的分布，并籍此认识不同区域内星际介质的运动状态、密度、温度等特性的分布。同时，由于密度、温度等条件合适时，氢原子会彼此结合，形成氢分子，而氢分子富集的分子云又是新一代恒星诞生的温床，故而对银河系氢云的观测还可以用于探讨HI区同分子云之间的关联，为氢分子的形成提供线索，助力恒星形成和演化的研究。除此之外，河内HI巡天还伴以高速云的发现。这些云团的运动速度明显高于银河系自转，它们勾勒出了银河系与周边矮星系的相互作用历史，以及河内的各种动力学过程。
银河系在可见光（下）、近红外（中）与21厘米中性氢线（上）波段上的模样，可见中性氢主要集中在银盘之上，而在红外明亮的富尘银心则较为缺乏。
比如银河系的自转轮廓在很大程度上就是通过搜索HI区被勾勒出来的。HI谱线速度测量法对于太阳轨道内侧的部分尤为适用。银河系是一个转动的非刚体，自然也就存在较差自转。从我们太阳系所处的银盘向四周看去，任何方向上都会遭遇距离不同、速度各异的数个HI区。由于多普勒效应的存在，这些HI区所发出的中性氢谱线波长也会表现出相应的位移，这样就可以通过射电谱中的不同辐射峰来将它们彼此分解开来，并算出各自对应的视向速度。而只要太阳系与银心的距离已知，就不难通过几何关系反推氢云的距离。而一旦得到了银河系的自转曲线，再由引力作用推测出其中的物质分布，发现不可见的暗物质的踪迹也就顺理成章了。
同时，考虑银盘上的氢元素在旋臂区域集中，河内HI巡天也是探寻银河系旋臂走向的重要方式。星系旋臂的示踪天体多种多样，既有HI区，也包括O、B型大质量恒星及星协，还有长周期造父变星等等。与后几类光学示踪天体相比，HI探测的优点在于待测目标的分布更加广泛，而且射电波不太会受星际介质的遮挡，因此甚至可以用其勘察银心对侧光学不可见的区域。这些结果与光学旋臂认证互补，一同确认了银河系作为旋涡星系的本质。固然目前使用各种方法给出的旋臂数量和结构尚未完全重合，更有观点认为中性氢旋臂或许与真实的银河系旋臂并不能划等号，但大规模HI巡天仍不失为勾勒河内大尺度结构的优选方法。
利用HI谱线勾勒出的银河系旋臂走向，其中蓝点表示银心的位置，黄点对应太阳。
当然，在银盘乃至一条旋臂之内，中性氢的分布也绝对称不上均匀。大量不同尺度的壳层状、尖刺状和烟囱状结构撒布期间，它们很可能与盘中恒星的生死轮回密切相关。大质量恒星在一生中都会持续吹出强劲的星风；而这些恒星在临终时分则会作为壮观的超新星爆发了结一生。这些过程抛出的物质都要与星际介质相互作用，在条件合适时形成加热蒸发物质的激波，塑造出不稳定的热泡。而较小区域连续发生的多起超新星爆发就可以积攒下足够的能量，让一个个泡体在浮力的作用下飘出银盘，从而在盘中雕琢出长达数千光年的烟囱状结构，最终将盘内的气体导入物质更加稀薄的银晕地带。随后气体在银晕中凝聚、降温，重新开始新一轮的循环。所以巡天展示出的HI区复杂构造就是银河系复杂生态的代表。
同时，银河系及其伴星系之间的动力学作用同样会影响河内氢云在不同尺度上的形态。宏观上是不对称的银盘外观，存在翘且北大南小，这是大、小麦哲伦云引力影响的结果。在小尺度上，还存在大量分布广泛、速度相对银河系自转偏离较大的彗状云团，依速度快慢可以分为中速云（相对银河自转速度的典型偏差在每秒50千米左右）和高速云（偏差一般大于每秒100千米）两种。要知道，太阳附近的银河系自转速度大致在每秒220千米左右，这样的速度反常称得上可观。这些氢云构成了恒星匮乏的银晕中相当一部分的重子物质，而它们汇入银盘之时还为恒星形成过程带来了新的原料，由此很多研究者将其视作解码银河系演化的关键。但是中高速云的起源至今难定，既可能是银河系形成之初的残余，还可能来自银盘内的“银道喷流”，另外也无法排除银河系吸积外围物质的可能性，总之其中的疑点与未知甚多，值得探索。
著名的高速云——史密斯云（Smith’s Cloud）的射电影像，这处云团长达11000光年，距离银盘8000光年，相对银河系背景的速度偏差高达每秒200余千米，预计最终将撞入银盘。（图片提供：Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF）
河内HI系统巡天的重要性固矣，这方面的努力至今却也难称完善。在过去的20年里，河内HI巡天的标杆一直是荷兰和阿根廷天文学家合作完成的莱顿-阿根廷-伯恩（LAB）巡天。LAB率先对银河系中的21厘米谱线辐射进行了全天成图，为河内中性氢研究奠定了基础。但LAB的观测始于20世纪80年代，使用的两架望远镜口径不过30米和25米，因此分辨率相当粗糙，只有区区36角分，对于解析星际介质中的子结构来说无能为力。进入21世纪后，口径305米的阿雷西博望远镜开展了GALFA巡天，对银河系中一些重要的分子云连带周边天区进行了氢线成图并测到了其中的湍流；探寻了太阳周围的低温中性氢气体；还考察了银晕中的高速云和球状星团的外流物质。GALFA巡天的分辨率达到了3-4角分，但是它的缺点在于受制于阿雷西博的视野，覆盖天区较为受限，包括猎户分子云在内的大量恒星形成区都未能涉及；对南天更是几无涉及。
LAB中性氢巡天的全天图。
河外HI巡天的关注对象就与河内不太一样了。首先在巡天目标方面，河内巡天还是可以解析出每处氢云较多细节的。但是河外星系距离甚远，就算对于仙女星系M31这样的银河邻居，以单碟射电望远镜的分辨率至多只能辨认出其中数千光年尺度的结构，不足以分解单个HI区。所以这些计划的目标更在于勾勒出河外中性氢大尺度上的分布情况，或者测定每个星系中性氢的总辐射强度，从而推知其中中性氢的数量。不过产星活动业已趋于停滞的早型星系缺乏气体成分，HI巡天其实只能探测到来自盘星系和不规则星系的信号。此外，宇宙学红移的存在让远方星系发出的1.42 GHz辐射被移至低频，所以河外HI巡天覆盖的频段也需要更加宽泛，往往会覆盖数百MHz，对应上万千米的谱线运动速度。
说来第一次河外中性氢的探测只比河内晚了2年，目标是大小麦哲伦云。几乎所有的晚型星系都会储有或多或少的HI成分。与中性氢云在河内能够勾勒出各种光学不可见的结构和过程类似，在河外星系中，HI区的分布也经常与恒星不相重合。比如在相互作用星系，尤其是作用并没有太强烈的那些星系中，光学观测往往看不出太多端倪，氢云倒是先把星系的潮汐相互作用拖出的物质尾曝了光。如果潮汐尾的尺度足够大，单天线巡天还是可以发现它们的踪迹的。
猎犬座旋涡星系M51及其伴星系的多波段合成图。图中红色和白色对应可见光辐射，主要由星系中的恒星发出；蓝色表示21厘米氢线辐射，可见两个星系之间的相互作用拖出了一道光学不可见的中性氢长尾。（图片来源：B. Saxton, NRAO/AUI/NSF from data provided by J. Hibbard）
单个星系内中性氢盘面的大小也是饶有兴味的话题。在银河系中，无论是从半径还是厚度来看，中性氢盘的分布范围都要比恒星盘更广；河外星系亦是如此。中性氢是恒星形成的原材料，这样大样本河外星系中HI盘相对恒星盘的大小就可以说明HI相对恒星形成之间的可能关系。固然单天线望远镜分辨率不佳，好在对于确定近邻星系HI盘的整体尺度来说也还算勉强够用。已有的河外巡天结果已经分辨出了数以百计的星系HI盘，但为了明确其与恒星形成是否有关，乃至这些关系的具体形式，尚待开展的工作还有很多。
近域宇宙中形态各异的星系HI盘，像图中这样精细的影像超出了单天线的解析能力，都是射电干涉仪的观测结果。（图片来源：NRAO/AUI and Fabian Walter, Max Planck Institute for Astronomy）
至于那些距离较远、在单天线分辨率下只能被当成点源的星系，单凭它们的中性氢总流量以及氢线的轮廓，也可以获知不少重要的信息——谱线流量与星系中HI成分的数量正相关，而谱线外轮廓是星系整体运动的表征：一方面，谱线中心频率对应星系的红移进而是距离；而另一方面，谱线外轮廓也受星系整体运动的影响被展宽，根据展宽程度就能推知星系的自转情况——自转导致不同HI区运动速度有所区别，如果两侧速度差异足够大，甚至足以让相应区域的氢线中心频率彼此分离，形成“双角”结构，这也是星系HI辐射的典型形态。
星系NGC 4611的HI谱线外轮廓，可见明显的双角状结构。
比起一个或少数几个星系内部的氢云特性，河外HI巡天更关心的实际上是中性氢质量函数（HIMF），也就是不同质量区间的HI星系盘数量的多少。中性氢盘在很大程度上是星系总质量的反映，因此它的质量分布将给出星系形成和演化过程的线索，甚至还可以据此来限制宇宙学理论。比如占据宇宙中绝大部分物质成分的暗物质，最流行的冷暗物质模型与当前的观测就存在很大出入。数值模拟表明，大型星系附近应该存在大量小型伴星系，其数目远远多于巡天所见。这样的差异既可能缘于理论认知的偏差，也可能是因为小型星系难以探测所致。各家中性氢巡天对于HI盘面在低质量区间的具体分布形式各执一词，所以这个伴星系缺失难题至今也没能得到妥善的解决。另外，这种质量分布在不同红移（进而是宇宙年龄）处的演化，以及在不同环境下有无差异也都存在大量的不确定性，这些问题有待新一代的巡天去回答。
目前已经完成的河外HI巡天计划中，虽然帕克斯中性氢巡天（HIPASS）与焦德雷班克中性氢巡天（HIJASS）一道率先实现了南北天全覆盖，但最好的数据来自阿雷西博望远镜完成的ALFALFA巡天计划。ALFALFA巡天的目标是记录下近域宇宙中的每一个HI发射体，并辨认出了数以万计的河外中性氢源，其中不乏被前人集体错过的低质量HI盘，这样近域宇宙中性氢的数量就得到了更好的估计。又由于阿雷西博的定位精度和分辨率都较高，结合其他波段数据对星系开展交叉认证也成为了可能。但ALFALFA巡天的局限既在于只能顾及中银纬天区，也包括观测频段较窄，从而对于红移大于0.06的星系无能为力——根据宇宙学理论，只有当红移超过0.3之后，星系的演化效应才变得显著起来。
ALFALFA巡天测得的星系HI辐射区形象。
HI巡天的未来依赖于新一代的射电望远镜。澳大利亚平方千米阵探路者（ASKAP）的WALLABY巡天与荷兰韦斯特博克综合孔径射电望远镜（WSRT）的WNSHS都借助干涉技术，达到了数十角秒的分辨率；即将落成的FAST望远镜也将凭借高灵敏度与较大的可观测天区为HI巡天注入新鲜血液。当然，在不太远的将来，平方千米阵（SKA）本身的落成也将开启巡天的新纪元。这些都将拓展中性氢区的样本，拓展已知发射体的红移范围，为星系动力学、星系演化、恒星形成等话题的研究带来长足进步。
