宇宙的脉络：中性氢

宇宙的大尺度结构的形成和演化由暗能量和暗物质主导，而恒星与星系主要由重子构成， 其中最多的是氢元素。作为宇宙中丰度最高的元素，氢以不同状态存在于从早期宇宙到现代宇宙的各个时期。在这些状态中，中性氢(neutral Hydrogen,HI)扮演着独特的角色，它不仅是恒星与星系形成的原料，也是描绘宇宙大尺度结构的重要示踪物。通过HI的 21 厘米射电信号，天文学家得以窥探从黑暗时代到现代宇宙的演化脉络，从而深入理解星系形成机制、宇宙结构与演化等科学问题。

什么是中性氢

氢是宇宙中最简单、最丰富的元素，约占当前宇宙重子物质的75%。宇宙中的氢元素以多种状态存在：分子氢（molecular hydrogen, H2）、电离氢（ionized hydrogen atom, HII）以及中性氢（HI）。其中，中性氢是指电子仍然束缚在原子核周围、未被电离的氢原子，它们广泛存在于星系盘面、星系周围气体以及宇宙大尺度结构中，成为研究星系形成、宇宙结构及早期演化的重要手段。

超精细结构跃迁是中性氢的重要物理特性之一。在氢原子基态中，质子和电子的自旋可以平行或反平行。在从平行的高能态跃迁到反平行的低能态的过程中，中性氢原子会释放一个频率为 1420.406 MHz的光子，对应波长约为 21 厘米，这就是著名的 21 厘米线。尽管单个氢原子的跃迁概率极低（约2.9×10−15 s−1），但宇宙中巨大的中性氢含量使其总体辐射强度足以被射电望远镜探测。1944年，荷兰天文学家范德胡斯特（H.C. Van de Hulst）首次预言可以在银河系中观测到中性氢的21厘米谱线，这在1951年被哈佛大学的艾文（Harold Ewen）和珀塞尔（Edward Purcell）利用一个号角形天线的观测证实。自此，射电天文谱线研究进入了一个全新的时代。

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图1：中性氢原子产生21厘米辐射（来自维基百科）

观测宇宙中的中性氢，就像聆听它的两种“声音“，一种是主动的“凸”音（发射线），一种是被动的“凹“音（吸收线）。当HI 气体云孤立存在时，它会自发地“唱出”21厘米波长的射电辐射，其可以用来测绘星系和宇宙大尺度结构中的物质分布。而当它飘过类星体或射电星系等明亮背景源前方时，则会“吸收” 特定频率的光，在背景源的光谱上留下独特的指纹——吸收线。这道指纹的深度、宽度和形状能够提供气体的柱密度、温度和动力学等信息。

更为奇妙的是，由于宇宙膨胀的“拉伸”效应，这些来遥远的“声音”会发生红移，波长变长。这意味着，测量不同频率处的HI信号，就像是在对不同红移的宇宙进行“CT分层”扫描。正是这一特性， HI也因此成为少数能够在极高红移追踪宇宙结构和演化的探针。通过红移的 21 厘米信号，我们可以构建三维的中性氢分布天图，并利用它探索从宇宙黑暗时代到现代的星系形成与宇宙演化过程。

中性氢的角色与作用

中性氢在宇宙的不同尺度上都扮演着多重角色，其影响从星系内部一直延伸到宇宙的大尺度结构。在星系内部，它是恒星诞生的“摇篮”与“粮仓”。弥漫的中性氢通过冷却和引力坍缩，形成致密的分子氢云，最终孕育出新恒星。因此，一个星系中的中性氢含量直接关乎其造星运动的兴衰。更引人入胜的是，通过分析HI的21厘米谱线，天文学家绘制出了星系的旋转曲线，并惊人地发现：星系外围的旋转速度并未随半径增加而下降。这一现象如同看不见的手在施加引力，成为了暗物质存在的“铁证”之一。不仅如此，环绕在星系周围的、更为弥散的中性氢（即环星系介质，circumgalactic medium; CGM）构成了星系与宇宙网进行物质交换的关键区域，是星系持续增长所需气体的主要来源。

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在百万秒差距（1秒差距=3.26光年）及更广阔的宇宙学尺度上，由星系团、纤维状结构（filament）和空洞（void）构成了“宇宙网”（cosmic web）。中性氢的分布与暗物质的引力势阱紧密相关，能够有效勾勒出这一物质分布的脉络。近年来兴起的 21 厘米强度映射（intensity mapping [1]）技术，通过测量一定体积内中性氢辐射的总强度，可以高效地构建物质分布的三维天图。与传统的星系巡天不同，强度映射无需分辨单个星系，而是直接利用整体亮度起伏来重建大尺度结构，不必受限于射电望远镜的分辨率。这种观测方法的核心科学目标之一是测量重子声波振荡（Baryonic Acoustic Oscillation, BAO）。BAO是早期宇宙声波在物质分布上留下的一个特征尺度，堪称宇宙学中的“标准尺”。通过在不同红移处测量BAO的尺度，可以精确地刻画宇宙膨胀历史，从而对暗能量的性质施加严格的限制。与光学巡天不同，HI 巡天能够快速提供连续的三维信息（即角向位置和径向红移），尤其在中高红移阶段成为追踪物质分布随时间演化的独特工具。

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在宇宙复合之后、第一代天体诞生之前的黑暗时代（Dark Ages，z ≈ 1100 - 30），弥漫的中性氢充斥于宇宙介质中，并随着宇宙的膨胀而逐渐冷却。当第一代恒星、星系和黑洞在物质密度较高的暗晕中形成，宇宙进入黎明时期（Cosmic Dawn，z ≈ 30 - 15），这些第一代发光天体释放的紫外辐射逐渐将周围气体电离。随着越来越多星系形成，宇宙进入再电离时期（Epoch of Reionization，EoR，z ≈ 15 - 6），在这一阶段，星系周围的大部分中性氢逐渐被电离，形成一个个电离泡并相互并合，中性氢的21 厘米信号也随之减弱。整个过程中，中性氢整体的亮温度在不同阶段具有不同的吸收或发射特征[2]，记录了从黑暗时代到宇宙黎明、再电离的物理图景，是探索早期宇宙演化的独特窗口。

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中性氢观测前沿

在过去几十年里，中性氢的观测不断推动着星系和宇宙学研究的进展，不同类型的射电望远镜在这一领域发挥着互补的作用。

大型单口径望远镜在灵敏度方面具有显著优势，如美国的GBT（100米）、Arecibo（305米，已倒塌），澳大利亚的Parkes（64米），德国的Effelsberg（100米）等，长期以来在中性氢巡天和精细光谱测量中发挥了重要作用。我国的五百米口径球面射电望远镜（FAST [3]）作为目前世界上最大、最灵敏的单口径射电望远镜，也正在开展一系列中性氢相关的大型观测项目，并且已经获得诸多突破性成果。比如，FASHI （FAST All Sky HI survey [4]）旨在利用FAST开展大面积星系巡天，已发布目前世界上最大的中性氢星系样本，并且仍在进行持续的搜寻；CRAFTS（The Commensal Radio Astronomy FAST Survey [5]）采用了创新性的高频噪声校准模式，可以兼顾谱线巡天和脉冲星观测，实现多科学目标的同时探索；FATHOMER（FAst neuTral HydrOgen intensity Mapping ExpeRiment [6]）作为FAST中性氢强度映射巡天的先导观测项目，已完成针对FAST漂移扫描巡天的数据处理管线开发，并且在系统效应、波束建模、星系探测等方面进行了细致分析；FEASTS（FAST Extended Atlas of Selected Targets Survey [7]）与其他干涉阵列的观测相结合，全面测绘近邻星系盘面及其周围弥散的HI；M31晕区深度巡天项目[8]重点研究仙女座星系M31周围的中性氢分布和性质；FUDS（FAST Ultra-Deep Survey [9]）则是聚焦小天区的超深场巡天，将中性氢星系的观测延伸到更高的红移。

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相比之下，干涉阵列通过多天线协同观测，在角分辨率上具备天然优势，能够清晰地绘制星系及其环境的空间结构。正在建设的平方公里阵列（Square Kilometer Array, SKA [10]）具有极高的分辨率和灵敏度，将把HI 探测能力推向新高：SKA低频阵（SKA-Low）面向宇宙黎明与再电离时期的 21 厘米功率谱与成像，而中频阵（SKA-Mid ）则聚焦中低红移的 HI星系与大尺度巡天，两者结合有望实现从早期宇宙到低红移宇宙的连续覆盖，并对 BAO、红移空间畸变1（Redshift-space Distortion, RSD） 等宇宙学信号进行精确测量，增强对宇宙学参数和暗能量性质的约束。作为SKA的先导性设备，MeerKAT 已在中性氢宇宙学等方面取得了重要成果[11][12][13]；而 HERA [14]等低频阵列则通过密集排布的小天线优化了对再电离时期弱 21 厘米信号探测的灵敏度。这些观测将为理解近邻宇宙、宇宙黎明与再电离时期的物理过程提供关键数据支撑。

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对于较高红移的21厘米探测，还存在另一类独特的尝试，即通过全天频谱（Global Spectrum）实验直接测量全天平均的 21 厘米亮温度随红移的演化。美国的 EDGES 实验曾声称探测到宇宙黎明时期的吸收信号[15]，引发了广泛关注，但SARAS的后续观测结果对这一信号提出了质疑[16]。我国的 “鸿蒙”绕月超长波卫星阵列[17]也计划开展类似探索。若能克服极强前景、电磁干扰和系统效应的影响，这类实验将为我们直接描绘从黑暗时代到宇宙黎明的演化提供关键线索。

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由于21厘米信号本身非常微弱，而银河系同步辐射、自由-自由辐射和河外射电源等前景比信号高出4到5个数量级，使得观测宇宙学 HI 信号面临巨大挑战。尽管可以利用前景成分在频谱上的平滑性将其分离出来，但波束旁瓣、极化泄漏、1/f 噪声等系统效应会给前景去除带来更多的复杂性，也会影响宇宙学测量精度。前沿的数据处理方法仍在不断涌现，以从复杂的数据中提取微弱 HI 信号，为未来高精度的中性氢宇宙学测量提供了可能。

未竟的探索

尽管中性氢研究已取得显著进展，许多关键科学问题依然悬而未决：第一代恒星和星系何时以及如何形成？宇宙再电离的详细过程是怎样的？暗能量的本质是什么？星系的气体如何流入和流出？此外，高精度的21厘米宇宙学观测还可能为检验新物理理论提供线索，例如，暗物质的衰变或湮灭过程可能会向早期宇宙注入额外能量，从而在21厘米信号上留下可观测的印记，帮助我们理解和约束暗物质的性质。

从单个氢原子的自旋跃迁，到星系旋转盘面，再到宇宙大尺度结构，中性氢承载了丰富的信息。它不仅是星系形成的前驱物质，也是宇宙演化的见证者和宇宙学研究的关键示踪物。随着观测设备和分析方法的进步，我们坚信来自宇宙不同时期的21厘信号探测的“黎明时期”即将到来，这一时刻必然像宇宙微波背景各向异性、引力波等的探测一样在天体物理研究领域引起巨大轰动，21厘米宇宙学研究的黄金时期也会随之而来。

注释：

1. 红移空间畸变：观测宇宙学中的一种效应。由于我们通常利用星系的红移推算其距离，而红移中既包含了宇宙膨胀的速度，也包含了星系自身的‘本动速度’。因此，在红移空间中看到的星系分布会因其本动速度而发生扭曲。

参考文献

[1]Chang, T.-C., Pen, U.-L., Peterson, J. B., & McDonald, P. Baryon Acoustic Oscillation Intensity Mapping of Dark Energy, 2008, Phys. Rev. Lett., 100, 091303

[2]Pritchard J. R., Loeb A., 21 cm cosmology in the 21st century, 2012, Rep. Prog. Phys., 75, 086901

[3]Nan, R., Li, D., Jin, C., et al. The Five-Hundred Aperture Spherical Radio Telescope (fast) Project, 2011, IJMPD, 20, 989

[4]Zhang, C.-P., Zhu, M., Jiang, P., et al. The FAST all sky H I survey (FASHI): The first release of catalog, 2024, SCPMA, 67, 219511

[5]Li, D., Wang, P., Qian, L., et al. FAST in Space: Considerations for a Multibeam, Multipurpose Survey Using China's 500-m Aperture Spherical Radio Telescope (FAST), 2018, IMMag, 19, 112

[6]Li, Y., Wang, Y., Deng, F., et al. FAST Drift Scan Survey for HI Intensity Mapping: I. Preliminary Data Analysis, 2023, ApJ, 954, 139

[7]Wang, J., Lin, X., Yang, D., et al. FEASTS Combined with Interferometry. I. Overall Properties of Diffuse H I and Implications for Gas Accretion in Nearby Galaxies, 2024, ApJ, 968, 48

[8]Zhang, W., Sun, X., Wang, J. New Continuum Observations of the Andromeda galaxy M31 with FAST, 2023, RAA, 23, 115022

[9]Xi, H., Peng, B., Staveley-Smith, L., For, B.-Q., & Liu, B. The FAST Ultra-Deep Survey (FUDS): Observational strategy, calibration and data reduction, 2022, PASA, 39, e019

[10]Dewdney, P.E.,Hall,P.J.,Schilizzi, R.T.,&Lazio, T.J.L.W.The Square Kilometre Array, 2009, IEEEP, 97,1482

[11]Cunnington, S., Li, Y., Santos, M.G., et al. HI intensity mapping with MeerKAT: power spectrum detection in cross-correlation with WiggleZ galaxies, 2023, MNRAS, 518, 6262

[12]MeerKLASS Collaboration, Barberi-Squarotti, M., Bernal, J. L., et al. MeerKLASS L-band deep-field intensity maps: entering the H I dominated regime, 2025, MNRAS, 537, 3632

[13]Paul, S.,Santos, M.G.,Chen, Z., & Wolz, L. A first detection of neutral hydrogen intensity mapping on Mpc scales at z ~ 0.32 and z ~ 0.44, 2023, arXiv:2301.11943

[14]HERA collaboration, Improved Constraints on the 21 cm EoR Power Spectrum and the X-Ray Heating of the IGM with HERA Phase I Observations, 2023, ApJ. 945, 124

[15]Bowman J. D., Rogers A. E. E., Monsalve R. A., Mozdzen T. J., Mahesh N., An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum, 2018, Nature, 555, 67

[16]Singh S. et al., On the detection of a cosmic dawn signal in the radio background, 2022, Nat. Astron., 6, 607

[17]陈学雷，阎敬业，徐怡冬 等. 宇宙黑暗时代探路者−鸿蒙计划，空间科学学报，2023，43：43

作者简介

杨文秀，中国科学院国家天文台博士研究生，主要研究方向包括中性氢宇宙学、射电望远镜数据处理、暗物质间接探测等。

王有刚，中国科学院国家天文台研究员，主要从事宇宙大尺度结构、星系动力学、星系形成与演化等方面的研究。

本文转载自《中国科学院国家天文台》微信公众号