| | 中性氫21釐米譜綫
celestial 21 cm-hydrogen line
氫原子在它的基態，有兩個超精細結構子能級。星際物質中處於基態的中性氫原子的碰撞結果，在這兩個子能級間引起躍遷，便形成21釐米譜綫的輻射。實驗室測定它的頻率v為1420.406兆赫,這是射電天文觀測到的第一條譜綫，也是最重要的譜綫之一。它是研究星際中性氫原子分佈、銀河和河外星結構的重要手段。
21釐米譜綫的現 1944年，荷蘭天文學家德斯特首先提出可以在銀河中觀測到星際氫原子的這條21釐米譜綫。1951年，美國的珀塞爾、尤恩等首次觀測到來自銀河的21釐米譜綫信號。幾乎同時，荷蘭的c.a.米勒等、澳大利亞的鄰里里程斯琴森等也觀測到21釐米譜綫信號。這一現不僅證實姓范范氏范晔范蠡范雎范镇范祖范姓范公范家范仲淹范纯仁德斯特的預見，而且開創射電天文譜綫研究的歷史。
1963年以前，21釐米氫譜綫是觀測到的唯一的射電天文譜綫。它跟天文光學譜綫不同，天文光學譜綫是電子能級間輻射躍遷形成的，僅能在高溫、高壓、高密度的恆星當面表面反面方面正面迎面滿面封面地面路面世面平面斜面前面下面四面十面一面洗心革面方方面面面貌面容面色面目面面俱到和一些特殊區域産生，而星際空間大部分是低溫、低壓、低密度區域，這裏的絶大部分原子、分子都處在最低能級的基態上。在這條件下，它們幾乎不可能輻射可見光，而且諸如塵埃、暗、黑一類的星際物質對可見光是不透明的，因此，用光學手段研究星際區域是很難的。但是，這些區域的氫原子卻可以輻射21釐米譜綫，它也不會被那些星際物質吸收，所以21釐米譜綫成探測宇宙空間的有力武器。
21釐米譜綫的産生 處於基態的中性氫原子，其電子自旋所産生的磁矩相對氫核(質子)自旋所産生的核磁矩有兩可能的取:平行或反平行。前者的能量高於者，當處於上能級(兩個磁矩平行)的中性氫原子躍遷到下能級(兩個磁矩反平行)時，出一個頻率為1420.406兆赫的光子，這就是21釐米氫譜綫輻射。在沒有外界擾動情況下,它的自躍遷概率為2.876×10-15秒-1。這意味着一個處於基態高能級的中性氫原子要在長達 1,100萬年中有一次躍遷到低能態的機會。因此, 21釐米譜綫的自然寬度很小（Δv=4.577×10-16赫）。由於星際空間物質密度很低，譜綫的碰撞阻尼寬可以忽略。因此，21釐米譜綫輪廓主要取决於中性氫原子運動的多普勒效應。
作用和成果 分佈在銀河中的各個氫（見電離氫區和中性氫區）對於觀測者來說，具有不同的視速度。如果我們對銀河某一方向上，進行以21釐米為中心的頻譜觀測，就可以得到這一方向上的21釐米譜綫輪廓。由於氫以不同的視速度運動，譜綫輪廓中有多峰出現。通過對譜綫強度的測定，可以得到氫的密度和溫度。測定與譜綫峰值對應的多普勒頻移，就可以得到氫的視速度。結銀河運動的模型可以進一步計算出氫的運動學距離。因此，21釐米譜綫是研究銀河較差自轉和物質分佈的有效手段。
通過21釐米譜綫對銀河的研究明，氫確實是星際物質中最豐富的元素。中性氫原子在銀河中沿銀道形成一個以銀心為中心的薄盤，薄盤在距銀心60,000光年的圍內，厚度衹有 600光年，在距銀心15,000～45,000光年圍內，它的數密度具有平坦寬闊的峰值。21釐米譜綫對銀河結構研究取得的最突出的成果是描繪出銀河的旋臂結構,證實銀河是一個旋渦星,且測出銀道上旋臂的寬度大約為3,000光年,旋臂內氫原子數密度n1為每立方釐米1～10個,旋臂間的氫原子數密度n2為每立方釐米0.1個,沿銀道視綫方向的氫原子數的柱密度是每平方釐米1020～1022個。因此可估算出銀河中性氫的質量大約為銀河總質量的1.4～7％。近年來更常用21釐米譜綫研究銀河的局部細節。當21釐米譜綫觀測的背景為強的連續輻射射電源(如 hⅡ區)時，我們可以觀測到21釐米的吸收譜綫。從吸收譜綫也可以測得有關的中性氫的分佈、密度、激溫度以及連續輻射源跟觀測者之間的距離（下限）。在21釐米吸收譜綫中還觀測到塞曼效應，從而估計出銀河星際空間的磁場不大於5×10-6高斯。
從1954年第一次在麥哲倫中觀測到星的21釐米譜綫輻射起，至今已在一百多個星中陸續觀測到21釐米譜綫輻射，用該譜綫對鄰近的36個星進行星結構和質量分佈的研究。把鄰近星21釐米譜綫紅移量測量結果同光學紅移進行比較，二者相當一致，這為測定鄰近星的距離提供一種射電方法。應該指出，用21釐米譜綫來探測宇宙中氫的總度也有其局限性。緻密氣星的外部吸收恆星的紫外輻射，而在的內部保持着低溫狀態，大量的氫原子凝聚成氫分子。由於星外層的屏蔽作用，氫分子得以長久存在，構成星的主要成分。但是氫分子不輻射21釐米譜綫（也不輻射其他射電譜綫），所以就探測不到原來所期望的很強的21釐米譜綫輻射。同樣，用21釐米譜綫也不能揭示銀河旋臂中氫的密度特大區域的結構細節。 | | zhongxingqing 21 limi puxian
中性氫21釐米譜綫
celestial 21 cm-hydrogen line
氫原子在它的基態，有兩個超精細結構子能級。星際物質中處於基態的中性氫原子的碰撞結果，在這兩個子能級間引起躍遷，便形成21釐米譜綫的輻射。實驗室測定它的頻率v為1420.406兆赫,這是射電天文觀測到的第一條譜綫，也是最重要的譜綫之一。它是研究星際中性氫原子分佈、銀河和河外星結構的重要手段。
21釐米譜綫的現 1944年，荷蘭天文學家德斯特首先提出可以在銀河中觀測到星際氫原子的這條21釐米譜綫。1951年，美國的珀塞爾、尤恩等首次觀測到來自銀河的21釐米譜綫信號。幾乎同時，荷蘭的C.A.米勒等、澳大利亞的鄰里里程斯琴森等也觀測到21釐米譜綫信號。這一現不僅證實姓范范氏范晔范蠡范雎范镇范祖范姓范公范家范仲淹范纯仁德斯特的預見，而且開創射電天文譜綫研究的歷史。
1963年以前，21釐米氫譜綫是觀測到的唯一的射電天文譜綫。它跟天文光學譜綫不同，天文光學譜綫是電子能級間輻射躍遷形成的，僅能在高溫、高壓、高密度的恆星當面表面反面方面正面迎面滿面封面地面路面世面平面斜面前面下面四面十面一面洗心革面方方面面面貌面容面色面目面面俱到和一些特殊區域産生，而星際空間大部分是低溫、低壓、低密度區域，這裏的絶大部分原子、分子都處在最低能級的基態上。在這條件下，它們幾乎不可能輻射可見光，而且諸如塵埃、暗、黑一類的星際物質對可見光是不透明的，因此，用光學手段研究星際區域是很難的。但是，這些區域的氫原子卻可以輻射21釐米譜綫，它也不會被那些星際物質吸收，所以21釐米譜綫成探測宇宙空間的有力武器。
21釐米譜綫的産生 處於基態的中性氫原子，其電子自旋所産生的磁矩相對氫核(質子)自旋所産生的核磁矩有兩可能的取:平行或反平行。前者的能量高於者，當處於上能級(兩個磁矩平行)的中性氫原子躍遷到下能級(兩個磁矩反平行)時，出一個頻率為1420.406兆赫的光子，這就是21釐米氫譜綫輻射。在沒有外界擾動情況下,它的自躍遷概率為2.876×10□秒□。這意味着一個處於基態高能級的中性氫原子要在長達 1,100萬年中有一次躍遷到低能態的機會。因此, 21釐米譜綫的自然寬度很小（□□=4.577×10□赫）。由於星際空間物質密度很低，譜綫的碰撞阻尼寬可以忽略。因此，21釐米譜綫輪廓主要取决於中性氫原子運動的多普勒效應。
作用和成果 分佈在銀河中的各個氫（見電離氫區和中性氫區）對於觀測者來說，具有不同的視速度。如果我們對銀河某一方向上，進行以21釐米為中心的頻譜觀測，就可以得到這一方向上的21釐米譜綫輪廓。由於氫以不同的視速度運動，譜綫輪廓中有多峰出現。通過對譜綫強度的測定，可以得到氫的密度和溫度。測定與譜綫峰值對應的多普勒頻移，就可以得到氫的視速度。結銀河運動的模型可以進一步計算出氫的運動學距離。因此，21釐米譜綫是研究銀河較差自轉和物質分佈的有效手段。
通過21釐米譜綫對銀河的研究明，氫確實是星際物質中最豐富的元素。中性氫原子在銀河中沿銀道形成一個以銀心為中心的薄盤，薄盤在距銀心60,000光年的圍內，厚度衹有 600光年，在距銀心15,000～45,000光年圍內，它的數密度具有平坦寬闊的峰值。21釐米譜綫對銀河結構研究取得的最突出的成果是描繪出銀河的旋臂結構,證實銀河是一個旋渦星,且測出銀道上旋臂的寬度大約為3,000光年,旋臂內氫原子數密度n□為每立方釐米1～10個,旋臂間的氫原子數密度n□為每立方釐米0.1個,沿銀道視綫方向的氫原子數的柱密度是每平方釐米10□～10□個。因此可估算出銀河中性氫的質量大約為銀河總質量的1.4～7％。近年來更常用21釐米譜 |
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