射電天文譜線

天文光學譜線一般是產生在高温﹑高壓和高密度的恆星表面區域﹐射電譜線一般產生在低温﹑低壓和低密度的星際空間﹐因此﹐它們是研究星際物質分佈﹑星系結構以及恆星的形成和演化過程的重要手段。

二十世紀四十年代﹐荷蘭天文學家奧爾特首先指出射電譜線在射電天文中的重要性﹐並提出應該尋找可供觀測的射電譜線。他的學生範德胡斯特於1944年計算了處於基態的氫原子兩個超精細結構子能級間的躍遷(其頻率=1420.4兆赫﹐波長λ=21.1釐米)﹐在考慮到宇宙中氫的丰度後﹐他指出這根譜線最有可能觀測到﹐果然﹐美國﹑荷蘭﹑澳大利亞的射電天文工作者在1951年都觀測到了範德胡斯特所ぱ緣?1.1釐米的譜線﹐從而揭開了射電頻譜學的歷史。五十年代﹐蘇聯的什克洛夫斯基和美國的湯斯先後預言了星際分子的存在﹐並計算了這些分子躍遷的射電頻率。1957年﹐湯斯列出了17種可供選擇的星際分子﹐至今已探測到 8種。1959年有人提出﹐射電覆合線可能在星際觀測到。五年之後第一次測到了氫原子的射電覆合線﹐以後又陸續觀測到了其他元素的射電覆合線。到1979年﹐射電天文學家已得到了 300多條譜線。它們分別屬於下列幾種譜線類型。

原子在它的超精細結構的子能級之間躍遷所形成的譜線﹕星際空間中最重要最豐富的中性氫21釐米譜線就屬於這種類型。它是研究中性氫區(HI區)和星系結構的主要手段﹐氦的同位素離子3HeⅡ和氘原子(DI)在基態的兩個超精細結構能級間的躍遷﹐也可以形成射電譜線﹐對它們已開始進行試驗性探測。原子在它的精細結構子能級間躍遷所形成的譜線﹕大部分原子的精細結構間的躍遷頻率都發生在紅外波段﹐只有原子氫在主量子數 n =2的能級上可產生射電譜線的精細結構﹐但目前尚未得到證實。

當一個電子被一個離子重新俘獲到基態以外的能級上﹐再向下躍遷所形成的譜線叫作複合線﹐其頻率(兆赫)為﹕ ，式中Z 為離子的淨電荷數﹐m 為電子質量﹐M 為質子質量﹐A S為原子的質量數﹐n 1和n 2分別為較低能級和較高能級的主量子數。當 n 1和n 2都比較大時﹐這種躍遷就產生射電覆合線。射電覆合線的標記規則是﹐在原子化學符號的右下角標出躍遷到低能級的主量子數和躍遷的系列。當躍遷能級間的主量子數差n 2-n 1為1﹑2﹑3……時﹐所對應的躍遷序列則分別為α﹑ ﹑γ……。其中以α系列的躍遷概率最大﹐1964年第一次觀測到的射電覆合線﹐H109 是氫的主量子數n 為 110→109的躍遷(頻率=5009兆赫)。在星際中現已觀測到頻率為85.7京赫的H42 和頻率為318兆赫的H274 之間的許多氫原子射電覆合線。此外﹐還觀測到氦﹑碳和硫的射電覆合線。觀測研究射電覆合線的主要課題是用氫﹑氦的複合線描繪電離氫區的結構﹑分佈﹐探測氦的丰度﹐研究中性氫雲中產生碳的射電覆合線的機制。

自1963年發現OH的波長18釐米射電譜線以來﹐到1979年底已發現50多種分子的300多條射電譜線。分子能級間躍遷的頻率可以近似地寫為﹕

v=v電+v振+v轉，

式中為分子中電子能級躍遷所產生的譜線頻率﹔和 分別為分子的純振動能級間和純轉動能級間躍遷所產生的譜線頻率﹐一般説來﹐電子躍遷和振動躍遷所產生的譜線頻率位於紫外﹑可見光和紅外波段﹔只有分子的轉動躍遷所產生的譜線頻率才是位於遠紅外和射電波段。迄今所發現的星際分子射電譜線絕大部分是由這種轉動躍遷所產生的。像一氧化碳(CO)分子的 2.6毫米譜線和氰基丁二炔 (HC5N)的 28.1毫米譜線都是這種躍遷類型。除此之外﹐分子的射電譜線類型還有﹕雙原子分子的^雙線﹕如羥基(OH)的180毫米和甲川(CH)的 89.9毫米譜線﹔多原子分子的K雙線﹕如甲醛(H2CO)的62.1毫米和乙醛(CH3CHO)的281毫米譜線﹔氨(NH3)分子的反演躍遷形成的12.7毫米譜線。

已觀測到的數百條分子射電譜線﹐波長最短的是一氧化碳 (CO)的0.87毫米譜線﹐最長的是甲醇(CH3OH)的359毫米譜線﹐覆蓋了整個毫米波﹑釐米波和部分分米波段﹐但構成今日射電頻譜的分子譜線集中在毫米波段。已觀測到的星際分子除少量是無機分子外﹐大部分都是由H﹑C﹑O﹑N構成的有機分子和自由基團。所以﹐利用分子射電譜線不僅可以研究一些恆星的分子包層﹑各種星際分子云﹑鄰近星系的結構等與天體演化學有關的課題﹐而且也是研究星際分子形成﹑離解﹑反應等星際化學的重要手段。分子譜線可能還會提供有關星際生命起源的重要信息。

帕考爾楚克著﹐王綬等譯﹕《射電天體物理學》﹐科學出版社﹐北京﹐1973。(A. G. Pacholczyk﹐Radio Astrophysics﹐W.H.Freeman﹐San Francisco﹐1970.)