中性氫21釐米譜線

1944年，荷蘭天文學家範德胡斯特首先提出可以在銀河系中觀測到星際氫原子的這條21釐米譜線。1951年，美國的珀塞爾、尤恩等首次觀測到了來自銀河系的21釐米譜線信號。幾乎同時，荷蘭的C.A.米勒等、澳大利亞的克里斯琴森等也觀測到了21釐米譜線信號。這一發現不僅證實了範德胡斯特的預見，而且開創了射電天文譜線研究的歷史。

處於基態的中性氫原子，其電子自旋所產生的磁矩相對氫核(質子)自旋所產生的核磁矩有兩種可能的取向:平行或反平行。前者的能量高於後者，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，發出一個頻率為1420.406兆赫的光子，這就是21釐米氫譜線輻射。在沒有外界擾動情況下,它的自發躍遷概率為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 1,100萬年中才有一次躍遷到低能態的機會。因此, 21釐米譜線的自然寬度很小（Δv=4.577×10-16赫）。由於星際空間物質密度很低，譜線的碰撞阻尼致寬可以忽略。因此，21釐米譜線輪廓主要取決於中性氫原子運動的多普勒效應。

1963年以前，21釐米氫譜線是觀測到的唯一的射電天文譜線。它跟天文光學譜線不同，天文光學譜線是電子能級間輻射躍遷形成的，僅能在高温、高壓、高密度的恆星表面和一些特殊區域產生，而星際空間大部分是低温、低壓、低密度區域，這裏的絕大部分原子、分子都處在最低能級的基態上。在這種條件下，它們幾乎不可能輻射可見光，而且諸如塵埃、暗雲、黑雲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困難的。但是，這些區域的氫原子卻可以輻射21釐米譜線，它也不會被那些星際物質吸收，所以21釐米譜線成了探測宇宙空間的有力武器。

分佈在銀河系中的各個氫雲（見電離氫區和中性氫區）對於觀測者來説，具有不同的視向速度。如果我們對銀河系某一方向上，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釐米譜線輪廓。由於氫雲以不同的視向速度運動，譜線輪廓中有多峯出現。通過對譜線強度的測定，可以得到氫雲的密度和温度。測定與譜線峯值對應的多普勒頻移，就可以得到氫雲的視向速度。結合銀河系運動的模型可以進一步計算出氫雲的運動學距離。因此，21釐米譜線是研究銀河系較差自轉和物質分佈的有效手段。

通過21釐米譜線對銀河系的研究表明，氫確實是星際物質中最豐富的元素。中性氫原子在銀河系中沿銀道面形成一個以銀心為中心的薄盤，薄盤在距銀心60,000光年的範圍內，厚度只有 600光年，在距銀心15,000～45,000光年範圍內，它的數密度具有平坦寬闊的峯值。21釐米譜線對銀河系結構研究取得的最突出的成果是描繪出銀河系的旋臂結構,證實銀河系是一個旋渦星系,並且測出銀道面上旋臂的寬度大約為3,000光年,旋臂內氫原子數密度n1為每立方厘米1～10個,旋臂間的氫原子數密度n2為每立方厘米0.1個,沿銀道面視線方向的氫原子數的柱密度是每平方釐米1020～1022個。因此可估算出銀河系中性氫的質量大約為銀河系總質量的1.4～7%。近年來更常用21釐米譜線研究銀河系的局部細節。當21釐米譜線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釐米的吸收譜線。從吸收譜線也可以測得有關的中性氫的分佈、密度、激發温度以及連續輻射源跟觀測者之間的距離（下限）。在21釐米吸收譜線中還觀測到了塞曼效應，從而估計出銀河系星際空間的磁場不大於5×10-6高斯。

從1954年第一次在麥哲倫雲中觀測到星系的21釐米譜線輻射起，至今已在一百多個星系中陸續觀測到21釐米譜線輻射，並用該譜線對鄰近的36個星系進行了星系結構和質量分佈的研究。把鄰近星系21釐米譜線紅移量測量結果同光學紅移進行比較，二者相當一致，這為測定鄰近星系的距離提供了一種射電方法。

應該指出，用21釐米譜線來探測宇宙中氫的總丰度也有其侷限性。緻密氣體星雲的外部吸收了恆星的紫外輻射，而在雲的內部保持着低温狀態，大量的氫原子凝聚成氫分子。由於星雲外層的屏蔽作用，氫分子得以長久存在，構成星雲的主要成分。但是氫分子不輻射21釐米譜線（也不輻射其他射電譜線），所以就探測不到原來所期望的很強的21釐米譜線輻射。同樣，用21釐米譜線也不能揭示銀河系旋臂中氫的體密度特大區域的結構細節。