射电天文谱线

　　二十世纪四十年代﹐荷兰天文学家奥尔特首先指出射电谱线在射电天文中的重要性﹐并提出应该寻找可供观测的射电谱线。他的学生范德胡斯特于1944年计算了处于基态的氢原子两个超精细结构子能级间的跃迁(其频率=1420.4兆赫﹐波长λ=21.1厘米)﹐在考虑到宇宙中氢的丰度后﹐他指出这根谱线最有可能观测到﹐果然﹐美国﹑荷兰﹑澳大利亚的射电天文工作者在1951年都观测到了范德胡斯特所ぱ缘?1.1厘米的谱线﹐从而揭开了射电频谱学的历史。五十年代﹐苏联的什克洛夫斯基和美国的汤斯先后预言了星际分子的存在﹐并计算了这些分子跃迁的射电频率。1957年﹐汤斯列出了17种可供选择的星际分子﹐至今已探测到 8种。1959年有人提出﹐射电复合线可能在星际观测到。五年之后第一次测到了氢原子的射电复合线﹐以后又陆续观测到了其他元素的射电复合线。到1979年﹐射电天文学家已得到了 300多条谱线。它们分别属于下列几种谱线类型。

　　原子在它的超精细结构的子能级之间跃迁所形成的谱线﹕星际空间中最重要最丰富的中性氢21厘米谱线就属于这种类型。它是研究中性氢区(HI区)和星系结构的主要手段﹐氦的同位素离子3HeⅡ和氘原子(DI)在基态的两个超精细结构能级间的跃迁﹐也可以形成射电谱线﹐对它们已开始进行试验性探测。原子在它的精细结构子能级间跃迁所形成的谱线﹕大部分原子的精细结构间的跃迁频率都发生在红外波段﹐只有原子氢在主量子数 n =2的能级上可产生射电谱线的精细结构﹐但目前尚未得到证实。

　　当一个电子被一个离子重新俘获到基态以外的能级上﹐再向下跃迁所形成的谱线叫作复合线﹐其频率(兆赫)为﹕ ，式中Z 为离子的净电荷数﹐m 为电子质量﹐M 为质子质量﹐A S为原子的质量数﹐n 1和n 2分别为较低能级和较高能级的主量子数。当 n 1和n 2都比较大时﹐这种跃迁就产生射电复合线。射电复合线的标记规则是﹐在原子化学符号的右下角标出跃迁到低能级的主量子数和跃迁的系列。当跃迁能级间的主量子数差n 2-n 1为1﹑2﹑3……时﹐所对应的跃迁序列则分别为α﹑ ﹑γ……。其中以α系列的跃迁概率最大﹐1964年第一次观测到的射电复合线﹐H109 是氢的主量子数n 为 110→109的跃迁(频率=5009兆赫)。在星际中现已观测到频率为85.7京赫的H42 和频率为318兆赫的H274 之间的许多氢原子射电复合线。此外﹐还观测到氦﹑碳和硫的射电复合线。观测研究射电复合线的主要课题是用氢﹑氦的复合线描绘电离氢区的结构﹑分布﹐探测氦的丰度﹐研究中性氢云中产生碳的射电复合线的机制。

　　自1963年发现OH的波长18厘米射电谱线以来﹐到1979年底已发现50多种分子的300多条射电谱线。 分子能级间跃迁的频率可以近似地写为﹕ 　　 v= v电+ v振+ v转， 　　式中为分子中 电子能级跃迁所产生的谱线频率﹔和 分别为分子的纯 振动能级间和纯 转动能级间跃迁所产生的谱线频率﹐ 一般说来﹐ 电子跃迁和 振动跃迁所产生的谱线频率位于紫外﹑可见光和红外波段﹔只有分子的转动跃迁所产生的谱线频率才是位于 远红外和 射电波段。迄今所发现的 星际分子射电谱线绝大部分是由这种转动跃迁所产生的。像 一氧化碳(CO)分子的 2.6毫米谱线和氰基 丁二炔 (HC5N)的 28.1毫米谱线都是这种跃迁类型。除此之外﹐分子的射电谱线类型还有﹕ 双原子分子的︿双线﹕如羟基(OH)的180毫米和甲川(CH)的 89.9毫米谱线﹔多原子分子的K双线﹕如甲醛(H2CO)的62.1毫米和 乙醛(CH3CHO)的281毫米谱线﹔氨(NH3)分子的反演跃迁形成的12.7毫米谱线。 　　已观测到的数百条分子射电谱线﹐波长最短的是一氧化碳 (CO)的0.87毫米谱线﹐最长的是甲醇( CH3OH)的359毫米谱线﹐覆盖了整个 毫米波﹑厘米波和部分 分米波段﹐但构成今日射电 频谱的分子谱线集中在毫米波段。已观测到的 星际分子除少量是无机分子外﹐大部分都是由H﹑C﹑O﹑N构成的 有机分子和自由基团。所以﹐利用分子射电谱线不仅可以研究一些恒星的分子包层﹑各种星际分子云﹑邻近星系的结构等与 天体演化学有关的课题﹐而且也是研究星际分子形成﹑ 离解﹑反应等星际化学的重要手段。分子谱线可能还会提供有关星际生命起源的重要信息。