謝津津李 菂左 沛

(1. 中國(guó)科學(xué)院 國(guó)家天文臺(tái)，北京100101； 2. 中國(guó)科學(xué)院FAST 重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京100101； 3. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京100049； 4. 北京大學(xué) 科維理天文與天體物理研究所，北京100871)

1 引 言

星際空間中含有由氣體和塵埃組成的普通的星際介質(zhì)(interstellar medium， ISM)、高能帶電粒子(宇宙線)、星際輻射場(chǎng)和磁場(chǎng)。塵埃占星際介質(zhì)1%的質(zhì)量，決定了星系的形狀和光譜特征以及生成星系的恒星形成活動(dòng)[1]。占星際介質(zhì)99%的氣體主要由H 原子組成，根據(jù)溫度、密度和電離度的不同，氣體星際介質(zhì)被劃分為若干相態(tài)[2]。1941年Spitzer[3]提出致密冷云和稀薄熱云際氣體共存于壓力平衡下的星際介質(zhì)相態(tài)理論。1961年Hayakawa[4]等人發(fā)現(xiàn)宇宙射線能夠有效加熱星際介質(zhì)。之后Pikel’ner[5]提出了一個(gè)宇宙射線加熱云及云際介質(zhì)的模型。在這些理論模型以及相關(guān)觀測(cè)的基礎(chǔ)上，F(xiàn)ield 等人[6]建立了最早的星際介質(zhì)模型。該模型包含了兩個(gè)在壓力平衡下共存的相態(tài)，溫度為100K 的冷致密云和溫度為104K 的熱中性云際氣體。熱氣體為主要成分，加熱過程由低能量的宇宙射線主導(dǎo)。該兩相模型符合當(dāng)時(shí)絕大多數(shù)的HI 觀測(cè)結(jié)果[7]。軟X 射線(能量低于5keV 的X 射線)背景輻射觀測(cè)[8]和OVI 吸收線觀測(cè)[9]發(fā)現(xiàn)Field 模型中未包含的高溫低密度氣體。由于其在星際介質(zhì)中占據(jù)很大空間，McKee 和Ostriker[10]提出了包含該氣體的星際介質(zhì)相位模型。這一由超新星爆發(fā)主導(dǎo)的經(jīng)典模型包含三個(gè)相態(tài)：占據(jù)絕大部分空間的低密度熱電離介質(zhì)(hot ionized medium， HIM，密度約為10-2.5cm-3，溫度約為105.7K)，該介質(zhì)受超新星激波影響呈不均勻分布；嵌入在這個(gè)熱成分中的較致密的冷中性介質(zhì)(cold neutral medium， CNM，密度約為101.6cm-3，溫度約為101.9K)；分布于冷云周圍占據(jù)比冷云更多空間的光致電離冕層，溫度約為8000K。冕層進(jìn)一步可分為兩個(gè)區(qū)域：外部電離層和內(nèi)層。外部電離層由熱B 型星主導(dǎo)的暖電離介質(zhì)(warm ionized medium， WIM)組成；內(nèi)層體積較小，幾乎全為暖中性介質(zhì)(warm neutral medium， WNM)。超新星遺跡發(fā)射的軟X 射線會(huì)電離少部分的暖中性介質(zhì)。根據(jù)Spitzer 的理論，這些相態(tài)處于壓力平衡中[11]。除上述成分外還存在一個(gè)更冷更致密的成份——暗云，由于其所占空間少，所以在考慮彌散星際介質(zhì)時(shí)被忽略。如果僅關(guān)注中性原子氣體，那么星際介質(zhì)被簡(jiǎn)化為冷中性介質(zhì)和暖中性介質(zhì)[12]。目前我們對(duì)于星際介質(zhì)相態(tài)的絕大多數(shù)認(rèn)知直接來源于HI 的自旋溫度[13–15]。HI 上下能級(jí)之間由于磁雙極輻射或吸收會(huì)產(chǎn)生超精細(xì)結(jié)構(gòu)躍遷。1945年van de Hulst 指出，HI 上下能級(jí)間的磁雙極輻射或吸收所產(chǎn)生的超精細(xì)結(jié)構(gòu)躍遷能夠在1420.405MHz (λ=21cm)觀測(cè)到[16]。自此之后探測(cè)這一躍遷一直是射電天文學(xué)的挑戰(zhàn)。最終Ewen 和Purcell[17]使用專為探測(cè)該譜線設(shè)計(jì)的望遠(yuǎn)鏡于銀心方向成功探測(cè)到這一躍遷。由于HI 分布范圍廣，躍遷能量低，理論上人們應(yīng)該能在任何方向都觀測(cè)到21cm 輻射譜[18]。

在成功觀測(cè)到HI 的21cm 輻射譜后，1954年Heeschen 在對(duì)銀河系中心進(jìn)行觀測(cè)時(shí)發(fā)現(xiàn)HI 譜中有很多有意思的現(xiàn)象，其中之一是出現(xiàn)在輻射譜上的速度凹陷[19]。他認(rèn)為該現(xiàn)象是冷前景HI 吸收背景熱HI 原子輻射產(chǎn)生的[20]，該現(xiàn)象被稱為“中性氫原子自吸收”(HI self-absoprtion， HISA)[21]。HISA 現(xiàn)象是銀河系中冷中性介質(zhì)存在一定的溫度變化的直接證據(jù)[18]。2003年Li 和Goldsmith 在用速度分辨率為0.18km·s-1的阿雷西博望遠(yuǎn)鏡(Arecibo Telescope)對(duì)金牛座與英仙座中的31個(gè)暗云進(jìn)行觀測(cè)時(shí)，確認(rèn)了一種特殊的HI 自吸收現(xiàn)象即中性氫窄線自吸收(HI narrow self-absoprtion， HINSA)[22]。該現(xiàn)象相比于普通的HISA 現(xiàn)象在速度與空間分布方面與分子具有更高的相關(guān)度，在研究分子云時(shí)具有獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)[23]。

本文第2章介紹HISA 的觀測(cè)、定義及特征；第3章介紹HINSA 的觀測(cè)及特征；第4章介紹HISA 的物理性質(zhì)；第5章展望HISA 研究的發(fā)展趨勢(shì)，第6章進(jìn)行總結(jié)。

2 廣義的中性氫自吸收(HISA)

圖1 Heeschen 發(fā)現(xiàn)自吸收現(xiàn)象的低銀緯中性氫觀測(cè)譜[20]

HISA 最初由Heeschen 在觀測(cè)受到蛇夫座暗云嚴(yán)重遮擋的銀心區(qū)域時(shí)發(fā)現(xiàn)[20]。該區(qū)域不透明度與HI 數(shù)目明顯正相關(guān)，但光學(xué)吸收卻未與HI 數(shù)目變化明顯相關(guān)。由于此方向上HI 輻射譜的復(fù)雜形態(tài)(如圖1所示)無法用銀河轉(zhuǎn)動(dòng)效應(yīng)解釋，Heeschen 因此假設(shè)了一個(gè)吸收模型。該模型由熱背景和位于熱背景之前的冷區(qū)域組成。如果假設(shè)熱背景為120K，同時(shí)HI 輻射譜小尺度上的變化非常復(fù)雜，這導(dǎo)致很難確認(rèn)吸收是造成凹陷的唯一原因。大根據(jù)觀測(cè)的HI 輻射譜計(jì)算得到的冷區(qū)域溫度為40K，這一數(shù)值在最新的巡天觀測(cè)中被確認(rèn)[24]；那么相應(yīng)的冷H 原子密度略小于0.1cm-3，這一數(shù)值比熱H 原子密度小了一個(gè)數(shù)量級(jí)[19]。當(dāng)時(shí)的星際介質(zhì)理論認(rèn)為低溫區(qū)域的密度應(yīng)該大于高溫區(qū)域的密度[25]，與理論相悖的自吸收假設(shè)因此一度存疑[20]，隨著類似現(xiàn)象不斷被發(fā)現(xiàn)，自吸收模型作為這一現(xiàn)象的解釋才被普遍認(rèn)可[21]。部分的HISA 認(rèn)證都是通過排除其他原因?qū)崿F(xiàn)的[26]。Knapp[27]將自吸收的標(biāo)準(zhǔn)定為：(1) HI輻射譜中存在較窄的速度凹陷；(2) HI 與分子譜線保持速度一致；(3) 自吸收凹陷兩翼的斜率大于背景輻射譜斜率。Burton 等人[28]在此基礎(chǔ)上提出，吸收特征應(yīng)該以簡(jiǎn)單高斯成分在平滑背景譜上出現(xiàn)，以及凹陷要與光學(xué)可見的塵埃云相關(guān)的認(rèn)證要求。實(shí)際觀測(cè)時(shí)HI 輻射譜速度凹陷的窄度定義也不盡相同，Knapp 所明確的“窄”為7km·s-1，其他大部分HISA觀測(cè)的速度凹陷都小于這一數(shù)值。在Baker 和Burton[29]的要求中，光學(xué)消光相關(guān)這一項(xiàng)無法應(yīng)用于遙遠(yuǎn)天體，至于與分子相關(guān)這一要求更具爭(zhēng)議。如果完全應(yīng)用上述認(rèn)證要求，具有更大線寬或更弱背景的HISA 現(xiàn)象將被遺漏[26]，例如著名的暗弧結(jié)構(gòu)[30]。由于這些認(rèn)證標(biāo)準(zhǔn)依賴于主觀的判斷，而為了更好地分析角分辨率提高之后復(fù)雜的綜合陣觀測(cè)數(shù)據(jù)，Gibson 等人[26]提出應(yīng)該發(fā)展更為客觀且可重復(fù)的認(rèn)證方式，即自動(dòng)算法識(shí)別。該算法于2005年實(shí)現(xiàn)并成功應(yīng)用于加拿大銀道面巡天(Canadian galactic plane survey， CGPS)和甚大陣銀道面巡天(very large array galactic plane survey， VGPS)等觀測(cè)[31]。他們通過迭代移除輻射譜及空間上的大尺度輻射成分后，負(fù)的剩余成分即為HISA 特征。與此同時(shí)，Kavars等人也提出一個(gè)自動(dòng)算法，即同時(shí)用速度譜的第一階和第二階導(dǎo)數(shù)來尋找HISA 特征。他們將這一算法應(yīng)用于南天銀道面巡天(southern galactic plane survey， SGPS)，發(fā)現(xiàn)其中60%的HISA 與分子氣體(CO)相關(guān)，并由此認(rèn)為HISA 現(xiàn)象與原子到分子的轉(zhuǎn)變相關(guān)[32]。

2.1 經(jīng)典的HISA 觀測(cè)

最初發(fā)現(xiàn)HISA 現(xiàn)象時(shí)所使用的望遠(yuǎn)鏡口徑為7.3m(24英尺)[20，33]。阿雷西博望遠(yuǎn)鏡是此前觀測(cè)HISA 現(xiàn)象最靈敏的設(shè)備。阿雷西博望遠(yuǎn)鏡口徑為305m，角分辨率和速度分辨率分別為3.5′和0.18km·s-1[22]。角分辨率優(yōu)于單天線望遠(yuǎn)鏡的干涉儀于1972年首次應(yīng)用于HISA 觀測(cè)[34]。表1列舉了以望遠(yuǎn)鏡為代表的經(jīng)典HISA 觀測(cè)，這些觀測(cè)主要集中于銀道面附近。HI 與分子的關(guān)聯(lián)在不同的觀測(cè)中結(jié)論不一，計(jì)算得到的HI 柱密度與H2的比例變化較大。

原則上只要背景足夠亮，自吸收現(xiàn)象能夠在各個(gè)方向被觀測(cè)到。實(shí)際觀測(cè)中HISA 現(xiàn)象一般沿著銀河系的旋臂和切點(diǎn)分布[42]。從致密暗團(tuán)塊到彌散纖維狀結(jié)構(gòu)，自吸收的形態(tài)變化很大。HISA 的觀測(cè)主要分為兩類：對(duì)已知暗云的觀測(cè)和較大范圍的巡天[26]。

對(duì)已知暗云的觀測(cè)一般側(cè)重用HISA 特征計(jì)算溫度、柱密度等HI 物理量，分析HI 與暗云中其他星際介質(zhì)的關(guān)系[24，41，43]。巡天觀測(cè)例如加拿大銀道面巡天等致力于擴(kuò)大視場(chǎng)，提高角分辨率與速度分辨率。這些觀測(cè)發(fā)現(xiàn)了許多新結(jié)構(gòu)，如從星系盤逃離的熱氣體[44]、從盤中升起的蘑菇云[45]以及暗弧結(jié)構(gòu)[30]，帶來了對(duì)星際介質(zhì)認(rèn)知的革新[46]。暗弧指超級(jí)殼層GSH139-03-69，延展約2kpc，具有與目前已知最大分子云相似的質(zhì)量，這是首次在銀河系內(nèi)發(fā)現(xiàn)的大質(zhì)量低溫且?guī)缀跬耆蒆I 組成的結(jié)構(gòu)[30]。此外，暗弧盡管有5000萬年的高齡，卻沒有任何恒星形成的活動(dòng)跡象[47]，綠岸望遠(yuǎn)鏡(Green Bank Telescope， GBT)也發(fā)現(xiàn)了同樣沒有任何恒星形成活動(dòng)的原子云[48]。如果持續(xù)發(fā)現(xiàn)此類未被傳統(tǒng)理論包含的原子云[6–10]，人們將更新對(duì)星系結(jié)構(gòu)演化的認(rèn)知，而這依賴于望遠(yuǎn)鏡靈敏度的進(jìn)一步提高[47]。

表1部分HⅠSA 觀測(cè)及主要結(jié)論文獻(xiàn)望遠(yuǎn)家鏡名電稱望遠(yuǎn)鏡角參數(shù)辨觀測(cè)源向蛇主溫要結(jié)約度論[35]美國(guó)國(guó)射天文臺(tái)直：43m，率分率：21′銀馬心座方，，夫平均激發(fā)度為一20 K，(NRAO)遠(yuǎn)徑速度分辨：2.5 km·s-1人座HI 與溫OH 速致。[36]德溫厄洛望鏡直：25m，率分辨率：0.6°L134平均激發(fā)度約53 K，HI 與(Dwingeloo)鏡徑速度分辨角：2 km·s-1OH， H2CO 速為度非常不一致。[34]帕克斯望遠(yuǎn)直徑速：64m，率分辨率：15′南天低緯的21 個(gè)源平均激發(fā)溫度約為37 K，似。(Parkes)望度分辨角：2 km·s-1HI 與OH， H2CO 速度相[37]埃費(fèi)爾斯貝格遠(yuǎn)鏡直：100 m，角分辨率：9′Heiles’ Cloud 2平均密激度發(fā)的溫度約為10 K，HI 柱(Effelfberg)鏡徑速度分辨率：0.5 km·s-1H2 柱2%，HI 與H2CO 相關(guān)密度度很為高。[28]阿雷西博望遠(yuǎn)直徑：305 m銀道面分子云HI 譜激自發(fā)為吸溫收度凹小陷于較窄，(Arecibo)鏡角分辨率角：3.5′均度20 K。[38]洛弗爾望遠(yuǎn)直徑：76m，率分辨率：12′里格-克魯特云平為均激發(fā)平溫約35 K，HI 柱子密度平均值(Lovell)面速度分辨分辨：0.9 km·s-1(Riegel-Crutcher cloud)2.6×1020 cm-2，HI 與分大速度一致。[26]加拿大銀道巡天：1′，銀道面激發(fā)溫只激度有小很于少度50 K，HI 密度于102cm-3，(CGPS)面速度角分辨率率：0.8 km·s-1一部分HISA 與CO 成協(xié)。[30]加拿大銀道巡天分率率：1′暗弧GSH 139-03-69至10 K，展約2kpc，(CGPS)巡速度分角辨辨：0.8 km·s-1銀道面發(fā)質(zhì)發(fā)溫量約度低為107M⊙，延無CO 對(duì)應(yīng)。[39]南天銀道面天：3′銀道面激協(xié)，溫與約為25 K，HISA 與不12CO(SGPS)遠(yuǎn)速度角分分辨辨率率：1 km·s-1成CO 其他的同位素并成協(xié)。[22]阿雷西博望鏡直：305 m，角分辨率：3.5′31 個(gè)仙溫度低至10 K，HI 柱出度為H2 柱吸密收度特的征。(Arecibo)徑速度分辨率：0.16km·s-1英金座牛分座子和云0.15%，77%的暗云中密現(xiàn)HI 窄線自[40]綠岸望遠(yuǎn)鏡(GBT)：100 m冷夠HI 是至云分子云中第組成部分直角徑分辨率：3.8′48 個(gè)Lynds 暗云能在遠(yuǎn)700pc 觀三測(cè)大到線HISA 特特，征征。，速度分辨率：0.16km·s-180%的暗自分與中溫云出現(xiàn)為有HI 窄自吸收[41]澳大利亞望遠(yuǎn)鏡致密陣(ATCA)六徑25 m天線旋子度內(nèi)20 ～80 K，，面角辨直分率率：50′′里格-克魯特云溫度梯度協(xié)。速度分辨：0.103 km·s-1OH 和12CO 成

2.2 HISA 與其他星際介質(zhì)的關(guān)系

在確認(rèn)HISA 能夠表征星際介質(zhì)中的冷HI 之后，Riegel 和Jennings[35]研究了其與星際分子的關(guān)系，在他們1969年觀測(cè)的6個(gè)源中有4個(gè)表現(xiàn)出HISA 現(xiàn)象與OH 相關(guān)。1974年Knapp[27]在擴(kuò)大觀測(cè)樣本之后，將與分子相關(guān)這一要求列入HISA 的認(rèn)證標(biāo)準(zhǔn)之中。Burton等人[28]使用阿雷西博望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)分子云中存在一定量的冷HI，且這樣的冷HI 以窄HISA 特征出現(xiàn)。南天以“煤袋區(qū)域”為代表，那里HI 與以O(shè)H、H2CO 為代表的分子速度相似，只是HI 分布比OH 和H2CO 更為延展[49]。隨著對(duì)HISA 的觀測(cè)和認(rèn)知的增加，人們發(fā)現(xiàn)HISA 與分子的相關(guān)關(guān)系遠(yuǎn)比早期認(rèn)為的復(fù)雜[26]。Liszt 等人[50]發(fā)現(xiàn)，在最小的可觀測(cè)尺度上HI 與CO 分子通常是負(fù)相關(guān)的，隨著觀測(cè)尺度的增大，這兩種物質(zhì)輻射特征的相似度急劇增加。即便是同一區(qū)域也有不同的結(jié)論，以分子云L134為例：1974年Knapp[27]并未發(fā)現(xiàn)其中的HISA 特征，幾年之后Mahoney 等人[51]和Winnberg 等人[52]的觀測(cè)卻都發(fā)現(xiàn)其中的HISA 現(xiàn)象與CO 存在于相同區(qū)域。不同區(qū)域的觀測(cè)情況更為復(fù)雜。人馬座旋臂上的冷HI 與12CO 相關(guān)明顯，而旋臂之間不僅沒有這樣的相關(guān)甚至相反[53]；這可能是因?yàn)槲挥谛凵系腍I 和H2碰撞激發(fā)產(chǎn)生CO 輻射，而旋臂間的H2則幾乎沒有對(duì)應(yīng)的HI。2002年Gibson[54]發(fā)現(xiàn)，低溫彌散星云盡管缺乏與HISA 對(duì)應(yīng)的CO 譜線輻射，但是其與分子云形狀類似并大量出現(xiàn)于銀河系旋臂，這表明該區(qū)域可能正是人們長(zhǎng)期尋找的由原子向分子轉(zhuǎn)變的區(qū)域。內(nèi)外銀河系距離的不同也會(huì)導(dǎo)致HISA 與CO 關(guān)系產(chǎn)生變化。內(nèi)銀河系由于遙遠(yuǎn)背景的存在展現(xiàn)為大量同時(shí)存在的HISA 與CO，外銀河系則情況相反。這樣的現(xiàn)象有很多可能的成因，例如HISA 比CO 的形成速度更快，CO 缺少充足的紫外屏蔽，許多的CO都存在于旋臂內(nèi)部因此缺少足夠的HI 輻射等[42]。在同時(shí)包含HISA 和分子的云中，兩者的比例也并不恒定。有些HISA 與CO 的比例沿半徑朝向云核增加[55]，另一些表現(xiàn)為下降趨勢(shì)[56]。這些觀測(cè)都表明HISA 與星際氣體分子無絕對(duì)相關(guān)[26]。Gibson 等人[31]推測(cè)，這樣的HISA 或許代表了分子云處于相當(dāng)早期的演化，而旋臂密度波或其他沖擊波造成HISA 分布在千秒差距的尺度上。

HI 與塵埃的相關(guān)研究在自吸收發(fā)現(xiàn)的同年就開始進(jìn)行[33]，但是尚無定論[57]。在針對(duì)暗云的觀測(cè)中并未發(fā)現(xiàn)塵埃集合體呈現(xiàn)HISA 現(xiàn)象，但這樣的先驗(yàn)樣本觀測(cè)無法說明問題[58]。加拿大銀道面巡天發(fā)現(xiàn)缺少CO 的HISA 氣體有遠(yuǎn)紅外塵埃輻射，但是無法判斷塵埃輻射是來自于屏蔽的分子氣體還是彌散原子云[26]。

目前的觀測(cè)表明，自吸收成分的強(qiáng)度或?qū)挾扰c星際介質(zhì)中的磁場(chǎng)強(qiáng)度并無直接關(guān)聯(lián)[59]，但是HISA 特征所代表的更冷更致密的區(qū)域，通過分析HISA 中的磁場(chǎng)Zeeman 效應(yīng)能夠更為全面地分析暗云中的恒星形成過程[24，60]。近年的巡天項(xiàng)目表明HISA 特征能夠幫助揭示小尺度(小于1pc)的纖維狀結(jié)構(gòu)[24，26，31]。干涉陣的高角分辨率能夠在細(xì)節(jié)上很好地研究星際介質(zhì)。例如THOR (The HI/OH/Recombination line survey of the Milky Way)項(xiàng)目，即用甚大陣(VLA)對(duì)內(nèi)銀河系中HI、OH、復(fù)合線和連續(xù)譜輻射進(jìn)行觀測(cè)。該項(xiàng)目的目標(biāo)之一是系統(tǒng)地研究HISA 的性質(zhì)，特別是對(duì)存在CO 或塵埃連續(xù)譜輻射的分子云中相當(dāng)致密的區(qū)域中進(jìn)行HISA 研究。THOR 包含了大部分的銀河系盤，20′′的角分辨率結(jié)合其他分子和電離氣體的觀測(cè)，能夠計(jì)算冷HI 的柱密度，研究HI 的動(dòng)力學(xué)特征，從而更加細(xì)致地研究分子云形成、原子態(tài)到分子態(tài)的轉(zhuǎn)化等[61]。HISA 與其他星際介質(zhì)成份復(fù)雜的關(guān)系表明對(duì)冷星際介質(zhì)仍需進(jìn)一步的研究[26]。受限于干涉儀的分辨技術(shù)，依然需要更多大視場(chǎng)高靈敏度的觀測(cè)[42]，例如ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder)。ASKAP 的HISA 觀測(cè)能夠?yàn)檠芯啃鄣臍鈶B(tài)相位理論模型提供觀測(cè)依據(jù)[62，63]，填補(bǔ)旋臂激波和恒星形成的相態(tài)缺失[64]，同時(shí)在小尺度上，有助于計(jì)算云團(tuán)質(zhì)量累積過程中的湍流能量[65]。

3 中性氫窄線自吸收(HINSA)

HINSA (HI narrow self-absorption) 是一種特殊的HISA 現(xiàn)象。當(dāng)望遠(yuǎn)鏡靈敏度很高時(shí)，分子云中的冷HI 以窄線吸收的形式出現(xiàn)在HI 輻射譜上[28，37，66，67]。2003年Li 和Goldsmith[22]將HI 輻射譜中非熱線寬略小于CO (ΔV ?1km·s-1) 的HI 自吸收現(xiàn)象定義為中性氫窄線自吸收；HINSA 的特別在于其與分子云中的冷HI 區(qū)域緊密相關(guān)；根據(jù)HINSA方法計(jì)算的中性氫原子柱密度表明，冷HI 是分子云中第三大組成成分。準(zhǔn)確測(cè)定這一物理量對(duì)于建立分子云坍縮時(shí)標(biāo)，分析分子云演化機(jī)制等星際介質(zhì)演化與恒星形成相關(guān)問題具有重要意義[23]。

3.1 HINSA的觀測(cè)

窄線自吸收現(xiàn)象最早在1978年被發(fā)現(xiàn)，但是當(dāng)時(shí)并未特別指出[28]。明顯的HINSA 現(xiàn)象出現(xiàn)于望遠(yuǎn)鏡的速度分辨率高于0.3km·s-1時(shí)，而前述大部分的HISA 觀測(cè)未達(dá)到這樣的速度分辨率。最初的HINSA 研究集中于金牛座分子云，或鄰近云例如L134[22]。一般認(rèn)為能否在更遠(yuǎn)的距離觀測(cè)到HINSA 特征取決于HI 的亮度。當(dāng)背景HI 輻射減弱，與分子云關(guān)聯(lián)的冷HI 就需要具有更低的溫度或者更大的光深才能在背景中呈現(xiàn)相同深度的吸收特征。同時(shí)，由于前景HI 輻射的存在，HINSA 特征也會(huì)相應(yīng)減弱[66]。

鄰近的分子云，如金牛座、英仙座和蛇夫座都進(jìn)行了巡天觀測(cè)[22，40，68]。其中金牛座和英仙座的31個(gè)云中77%表現(xiàn)有HINSA 特征。該自吸收現(xiàn)象與分子譜線(如13CO、OH)在空間和光譜分布等方面具有很高的相關(guān)度。金牛座中觀測(cè)到的HINSA 非熱線寬和13CO 近似，略大于C18O 而小于CO 或CI。CI 的線寬較大，被認(rèn)為是湍動(dòng)較強(qiáng)的光致電離區(qū)域的示蹤物[22]。CI 與HINSA 所呈現(xiàn)出的譜線的不同說明HINSA 產(chǎn)生于消光更大的較為寧?kù)o的區(qū)域。在L1544中，HINSA 與C18O 形態(tài)上的高度相似表明HINSA 所示蹤的HI 位于分子云內(nèi)。低溫HI 是由宇宙射線電離分子云中的H2產(chǎn)生，而這一過程不受消光影響[69]。

目前最大范圍的HINSA 觀測(cè)使用了GBT 100m 望遠(yuǎn)鏡，覆蓋了距離最遠(yuǎn)為700pc 的48個(gè)暗云。該觀測(cè)中80%的HINSA 出現(xiàn)率與金牛座的77%相當(dāng)。在他們的觀測(cè)中，并未發(fā)現(xiàn)HINSA 探測(cè)率與距離相關(guān)，這表明有希望在更遠(yuǎn)的地方觀測(cè)到HINSA 現(xiàn)象[40]。

3.2 HINSA 的特點(diǎn)

HINSA 與HISA 最顯著的區(qū)別在于，由于致冷機(jī)制的不同，窄線自吸收現(xiàn)象與星際介質(zhì)中的分子明確相關(guān)，而后者不一定相關(guān)。HINSA 示蹤的HI 通過與分子碰撞致冷從而在分子云中穩(wěn)定存在。如圖2所示的4個(gè)源中可見HI 與分子速度明顯成協(xié)，這說明HINSA 所示蹤的HI 與分子混合存在于分子云中。嚴(yán)格意義上的HISA 作為HI 自身的現(xiàn)象并不需要分子輻射幫助確認(rèn)[70]。在缺少對(duì)應(yīng)的CO 輻射作為明顯標(biāo)志的情況下，HISA 與HINSA 的區(qū)別依賴于速度彌散的經(jīng)驗(yàn)閾值1.5km·s-1(低于這一數(shù)值的區(qū)域呈現(xiàn)HINSA 特征)，這一數(shù)值較為主觀但對(duì)絕大多數(shù)彌散區(qū)域都適用[71]。目前HINSA 方法被廣泛應(yīng)用于在致密分子云中尋找HI[71，72]。例如2016年Goldsmith 等人[73]通過將阿雷西博望遠(yuǎn)鏡銀道面L 波段饋源陣列巡天(Galactic Arecibo L-band Feed Array， GALFA)與其他分子觀測(cè)結(jié)合，根據(jù)其中的HINSA 特征判斷暗云L1599B 中HI 的溫度為12K，并計(jì)算了HI 的柱密度，結(jié)果符合Goldsmith 和Li[69]2005年的研究結(jié)果，表明L1599B 正處于由完全的原子態(tài)向分子態(tài)轉(zhuǎn)變的中間過程。正在進(jìn)行的各類云核觀測(cè)期待能夠發(fā)現(xiàn)更多處于轉(zhuǎn)變狀態(tài)中的云核，對(duì)于細(xì)致研究這一過程，完善恒星形成理論具有重要意義。

圖2 HINSA 與分子速度成協(xié)示例[69]

低溫的產(chǎn)生機(jī)制也是HI 窄線自吸收區(qū)別于普通HISA 的特點(diǎn)。從表1可以看出HISA的溫度范圍較大，一般認(rèn)為CNM 的溫度變化是HISA 現(xiàn)象產(chǎn)生的原因。由于缺少分子致冷，目前尚無法明確是何種機(jī)制維持的例如暗弧等低溫HISA 現(xiàn)象[30]。激波能夠移除主導(dǎo)光電加熱和H2形成的塵埃顆粒，因此是一個(gè)可能的致冷機(jī)制[74–76]。CI 的光電離作為第二個(gè)加熱機(jī)制的來源，能夠產(chǎn)生的熱量比較低[77]，在這樣的情況下，HI 云有可能維持低溫。對(duì)于缺少分子對(duì)應(yīng)體的HISA，需要大量的激波維持低溫，所以這樣的假設(shè)并不能充分解釋HISA 的溫度范圍[42]。HINSA 的低溫則可以由分子碰撞實(shí)現(xiàn)[40]，這也是HINSA 與HISA最顯著的區(qū)別，即HI 在低溫時(shí)的熱平衡狀態(tài)由其與H2碰撞實(shí)現(xiàn)[78]。與分子高度相關(guān)的HINSA 位于分子云中受到H2屏蔽的高柱密度區(qū)域，在那里UV 光子受到塵埃顆粒和H2吸收的阻礙[79]，宇宙線可以穿透云核離解H2產(chǎn)生HI，其余HI 來源于H2生成過程的殘余部分，這樣分子云中的HI 能夠穩(wěn)定存在。計(jì)算H2的生成速率發(fā)現(xiàn)，當(dāng)溫度為10K 時(shí)分子云中的HI 密度足以產(chǎn)生HINSA 現(xiàn)象，且這一數(shù)值也與標(biāo)準(zhǔn)理論和觀測(cè)一致[22]。HI 向H2的轉(zhuǎn)化為加熱過程，加熱過程于H2豐度穩(wěn)定時(shí)停止，后續(xù)的致冷過程非常迅速。云中的致冷物質(zhì)隨時(shí)間變化而不同。最初云的主體為原子和離子，由CII 主導(dǎo)致冷，分子開始形成后由CO 主導(dǎo)致冷[80]。隨著溫度降低，致冷速率逐漸減小趨于穩(wěn)定，剩余加熱過程由宇宙線主導(dǎo)，將屏蔽區(qū)域的溫度維持在10K[81]。

4 中性氫自吸收的科學(xué)意義

利用HISA 現(xiàn)象，天文學(xué)家改進(jìn)了傳統(tǒng)星際介質(zhì)相位模型，繪制了冷星際介質(zhì)的分布，計(jì)算了HI 的激發(fā)溫度、柱密度等物理參量[22，70，82]，進(jìn)而計(jì)算了動(dòng)力學(xué)參數(shù)；通過角動(dòng)量分析引力不穩(wěn)定性[83]，輔助判斷動(dòng)力學(xué)距離[67，84]，與其他星際介質(zhì)成分結(jié)合分析，幫助理解星際介質(zhì)的化學(xué)演化[71，73，85，86]，約束星系演化模型[83]。

HISA 現(xiàn)象從發(fā)現(xiàn)到確認(rèn)都與星際介質(zhì)模型的發(fā)展密切相關(guān)[58]。對(duì)產(chǎn)生該現(xiàn)象的HI 溫度的分析，無論是最初的40K 左右，還是Knee 與Brunt 發(fā)現(xiàn)的約為10K 的暗弧結(jié)構(gòu)，或是Li 和Goldsmith 確認(rèn)存在于分子云中約為20K 的冷HI，都不斷更新了人們對(duì)于星際介質(zhì)的認(rèn)知。

在分子云的演化過程中，一部分未完全轉(zhuǎn)化為分子的HI 會(huì)產(chǎn)生HISA 現(xiàn)象。其余部分HI 來自于分子云所受到的宇宙射線的電離和UV 場(chǎng)的輻射。McKee 和Ostriker[87]從觀測(cè)角度說明，云核演化時(shí)標(biāo)能夠用化學(xué)時(shí)鐘或統(tǒng)計(jì)推測(cè)來估計(jì)，利用典型云核密度進(jìn)行計(jì)算，得到復(fù)雜分子的形成時(shí)間約為105a，但是這一時(shí)標(biāo)會(huì)由于湍流或外向流等事件帶到云核上的C 原子或C+而重置，所以分子云核中的HI 是更為可靠的化學(xué)演化時(shí)標(biāo)。Goldsmith與Li[69]利用計(jì)算得到的H 原子柱密度建立了由宇宙線分解H2和H2形成于顆粒結(jié)構(gòu)的化學(xué)演化模型。當(dāng)分子云達(dá)到平衡狀態(tài)，受宇宙射線離解H2產(chǎn)生的H 原子密度的范圍為1～2cm-3[81]。比較原子H 和分子H 的豐度能夠幫助判斷分子云的化學(xué)演化階段[40，73]。目前觀測(cè)到的HINSA 豐度總體上與該模型結(jié)果相一致，但是并不能完全解釋每一個(gè)速度成分的HINSA 的顯著不同，也不能解釋HINSA 與總質(zhì)子柱密度斜率的變化。最新的化學(xué)計(jì)算顯示，宇宙線離解H2能夠解釋暗云中的原子H 豐度。許多化學(xué)過程，例如CO 分子氫化和它在塵埃顆粒上的耗散角度以及復(fù)雜有機(jī)分子的形成，都與原子H 豐度嚴(yán)格相關(guān)[88]。構(gòu)建一個(gè)包含幾何結(jié)構(gòu)、動(dòng)力學(xué)結(jié)構(gòu)和化學(xué)成分的普適化模型是這一研究的科學(xué)目標(biāo)，這對(duì)于完善分子云演化時(shí)標(biāo)的測(cè)量和完善研究分子云演化以及恒星形成時(shí)標(biāo)具有重要意義[40]。

冷云核在研究星際介質(zhì)演化及恒星形成中具有重要作用。普朗克衛(wèi)星合作組織于2011年發(fā)表了一個(gè)含有10783個(gè)冷云核的列表[89]，2012年Wu 等人[90]用紫金山天文臺(tái)青海觀測(cè)站13.7m 望遠(yuǎn)鏡繪制了其中674個(gè)冷云核的12CO，13CO 和C18O 的J= 1-0躍遷譜線，結(jié)合這些冷云核的HI 數(shù)據(jù)，分析研究了星際介質(zhì)從彌散轉(zhuǎn)變?yōu)橹旅艿倪^程。2011年公開的阿雷西博望遠(yuǎn)鏡銀道面L 波段饋源陣列巡天(GALFA)覆蓋了-1.33° ～+38.03°赤緯范圍內(nèi)的銀河系天區(qū)[91]。7個(gè)波束的饋源陣列增強(qiáng)了巡天的效率，高靈敏度和巡天速率旨在對(duì)銀河系內(nèi)中性星際介質(zhì)進(jìn)行廣泛研究。該巡天采用單一數(shù)據(jù)采集模式，運(yùn)用固定的帶寬、分辨率和頻率，滿足了絕大多數(shù)銀河系內(nèi)HI 觀測(cè)對(duì)窄通道的需要，以及足夠的帶寬以觀測(cè)快速移動(dòng)的銀河系HI 天體，實(shí)現(xiàn)了同時(shí)作為綜合數(shù)據(jù)庫(kù)及進(jìn)行特定目標(biāo)觀測(cè)的目的[92]。圖3展示了普朗克云核G168.00-15.69中GALFA 巡天數(shù)據(jù)與德令哈望遠(yuǎn)鏡CO 數(shù)據(jù)結(jié)合的譜線。圖中HINSA 所示蹤的冷HI 與CO 高度相關(guān)，充分說明HINSA 特征示蹤冷云核中HI的優(yōu)勢(shì)。

圖3 普朗克云核中HINSA 與分子速度呈協(xié)的示例

最新的研究中，HINSA 與CO、塵埃輻射和消光的結(jié)合首次揭示了一個(gè)區(qū)域內(nèi)HI 與H2豐度比的變化，展現(xiàn)了分子云中的環(huán)狀結(jié)構(gòu)[78]。Goldsmith 和Li[69]認(rèn)證的具有HINSA特征的孤立云核B227， CB45和L1574被認(rèn)為是理想的研究H2形成的區(qū)域。通過塵埃輻射和消光的結(jié)合分析獲得HINSA 與CO 的豐度，HI，13CO 和塵埃之間豐度峰值的區(qū)別表明，在這些分子云中正在進(jìn)行H2的形成。他們給出了有著強(qiáng)自屏蔽機(jī)制的分子云演化時(shí)標(biāo)計(jì)算方法：

其中，k′為H2的形成速率，n0為總密度，ζH2為宇宙線離解速率。應(yīng)用前述化學(xué)時(shí)標(biāo)計(jì)算公式(1)得到這些分子云的年齡為6Ma。分子云年齡的爭(zhēng)論與動(dòng)力學(xué)和環(huán)境相關(guān)，一般認(rèn)為在1到30Ma[93–96]。在Goldsmith 和Li[69]的工作中，這些分子云的年齡限定在106.5～107a之間。最新的結(jié)果提高了計(jì)算HI 向H2轉(zhuǎn)化的準(zhǔn)確度，幫助檢驗(yàn)了H2形成模型[72]，限制星系演化模擬[97]，通過將HISA 計(jì)算得到的HI 和行星盤模型中的HI 豐度進(jìn)行比較，能夠幫助理解星盤的化學(xué)演化[78]。

5 HISA 的研究展望

2016年建成的500m 口徑球面望遠(yuǎn)鏡(Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope， FAST) 是目前世界上最大的單天線望遠(yuǎn)鏡。FAST 的主要科學(xué)目標(biāo)之一是通過HINSA 特征對(duì)銀河系內(nèi)ISM 中的冷原子氣體進(jìn)行系統(tǒng)的研究，結(jié)合分辨率相似的CO 巡天揭示銀河系內(nèi)原子氣體向分子氣體的轉(zhuǎn)化過程[98–101]。FAST 的速度分辨率高于0.1km·s-1，并能夠捕捉超過1000km·s-1速度范圍內(nèi)的HI 輻射，這樣的大范圍光譜動(dòng)態(tài)有助于區(qū)分速度空間中的冷HI 背景。與阿雷西博望遠(yuǎn)鏡(角分辨率為3.5′，速度分辨率為0.18km·s-1)相比，F(xiàn)AST 具有高其接近2倍的靈敏度(角分辨率為2.9′，速度分辨率為0.10km·s-1)和大1倍的觀測(cè)天區(qū)，能夠完善目前的HI 研究數(shù)據(jù)[102]。FAST 的觀測(cè)天區(qū)包含了阿雷西博赤緯范圍不容易覆蓋的獵戶座，而獵戶座是目前已知的最近的大質(zhì)量恒星形成區(qū)域。FAST對(duì)于獵戶座HI 氣體的觀測(cè)毫無疑問將極大地幫助恒星形成的研究。正在進(jìn)行的CRAFTS巡天項(xiàng)目(The Commensal Radio Astronomy FAST Survey，F(xiàn)AST 多科學(xué)目標(biāo)同時(shí)掃描巡天)通過多終端實(shí)現(xiàn)同時(shí)獲取脈沖星搜尋，探測(cè)中性氫星系，HINSA 成圖及射電暫現(xiàn)源[103]。能否觀測(cè)到HINSA 特征，望遠(yuǎn)鏡的速度分辨率是很重要的因素。目前加拿大銀道面巡天(CGPS)和南天銀道面巡天(SGPS)的速度分辨率為1km·s-1，GALFA 的速度分辨率為0.18km·s-1，而0.1km·s-1的速度分辨率使得CRAFTS 能夠更好地揭示銀河系冷HI 性質(zhì)[104]。例如目前星際磁場(chǎng)的塞曼效應(yīng)只在有限的分子或原子(HI， OH， CN， H2O 和CH3O)中觀測(cè)到[105–109](詳見參考文獻(xiàn)[110， 111])，也只有很少的暗云中有確認(rèn)觀測(cè)到HISA 的塞曼效應(yīng)[60]，F(xiàn)AST 的高分辨率若能發(fā)現(xiàn)HINSA 中的塞曼效應(yīng)，將更新對(duì)星際介質(zhì)的認(rèn)知。

大質(zhì)量恒星對(duì)于其周圍的小質(zhì)量恒星，甚至星系的形成和演化都非常重要。由于其未受恒星形成反饋影響和H2柱密度高，紅外暗云被認(rèn)為是研究大質(zhì)量恒星形成和恒星系統(tǒng)的理想樣本[112，113]?，F(xiàn)有最為全面的紅外暗云列表中有11303個(gè)紅外暗云[114]，距離數(shù)據(jù)主要來自CO 巡天[115]，溫度約為30K[116]，符合觀測(cè)到HINSA 特征的溫度范圍。目前尚未有對(duì)紅外暗云進(jìn)行的HISA 研究。根據(jù)HINSA 柱密度公式[22]，對(duì)于給定的望遠(yuǎn)鏡，即對(duì)于一定的速度分辨率，能夠觀測(cè)到的暗云中HI 的柱密度與暗云的距離和溫度有關(guān)，利用公式：

得到紅外暗云中HI 柱密度約為1019cm-2，即H2柱密度高于1022cm-2時(shí)，分子云中的HI能夠以HINSA 的形式出現(xiàn)在HI 輻射譜上。在FAST 可觀測(cè)天區(qū)，以距離較近(4kpc)的紅外暗云為樣本分析(表2列出了部分可能探測(cè)到HINSA 的紅外暗云)，根據(jù)赫歇爾空間望遠(yuǎn)鏡得到的H2柱密度進(jìn)行估算，大約有53%的紅外暗云的HI 輻射譜會(huì)出現(xiàn)HINSA 特征。

表2 可能探測(cè)到HINSA 的部分紅外暗云列表

長(zhǎng)期以來人們認(rèn)為，前景HI 輻射可能導(dǎo)致距離越遠(yuǎn)觀測(cè)到的HISA 越少。雖然目前的觀測(cè)表明，700pc 內(nèi)HINSA 的探測(cè)率沒有受到距離的影響，但是這仍然需要更多大范圍遠(yuǎn)距離的觀測(cè)來證實(shí)。同時(shí)HISA 的觀測(cè)能夠幫助確定紅外暗云的動(dòng)力學(xué)距離。通過HISA 特征能夠準(zhǔn)確計(jì)算暗云中的原子氣體柱密度、溫度等物理量，再結(jié)合其他分子的觀測(cè)，能夠給出紅外暗云從原子態(tài)向分子態(tài)轉(zhuǎn)化的圖像，分析其中的恒星形成過程。得益于FAST 的大視場(chǎng)和高分辨率，對(duì)于該大樣本紅外暗云的HISA 研究將完善對(duì)其恒星形成過程的理解。

平方公里陣(Square Kilometer Array， SKA)的高角分辨率使我們能夠更好地在細(xì)節(jié)上研究星際介質(zhì)，例如觀測(cè)到分子云中的前原恒星云核，這樣高于1′的分辨率(以金牛座距離為例，即0.04pc)能夠更準(zhǔn)確地根據(jù)公式(1)，通過HISA 的方法計(jì)算H2受宇宙射線的離解速率以及在塵埃表面的形成速率，得到分子云的年齡[117]。SKA 的科學(xué)目標(biāo)之一是繪制分子云中的冷HI 以及分子云內(nèi)的各個(gè)相態(tài)的動(dòng)力學(xué)狀態(tài)。對(duì)于HI 氣體而言，HISA 現(xiàn)象能夠給出氣體的結(jié)構(gòu)，但是無法僅從這一現(xiàn)象獲知背景輻射的溫度，也就無法得到冷氣體的溫度。HI 的連續(xù)譜盡管能夠給出氣體自旋溫度，但無法繪制空間結(jié)構(gòu)。SKA 將實(shí)現(xiàn)自吸收與射電連續(xù)譜吸收的結(jié)合，從而可以同時(shí)獲知HI 的溫度和空間結(jié)構(gòu)的信息[118]，顯然這有助于對(duì)銀河系內(nèi)氣體演化進(jìn)行深入的理解與認(rèn)知。

6 結(jié) 語

HISA 現(xiàn)象因冷HI 吸收熱HI 的輻射產(chǎn)生。HISA 現(xiàn)象的研究推動(dòng)了星際介質(zhì)相位模型的發(fā)展。窄線自吸收現(xiàn)象(HINSA)由于具有與分子高度相關(guān)的特征，非常適合作為研究分子云中HI 的探針。通過HINSA 分析得到的HI 的溫度、柱密度等物理特征對(duì)于研究原子態(tài)向分子態(tài)的演化至關(guān)重要。我們預(yù)期FAST 在HISA 研究中將取得的進(jìn)展和突破，例如大質(zhì)量恒星形成區(qū)獵戶座中的HISA 特征和塞曼效應(yīng)等，特別以研究恒星形成的理想環(huán)境紅外暗云為例，給出了FAST 觀測(cè)紅外暗云中HINSA 特征的候選樣本。FAST 和SKA 等新一代射電望遠(yuǎn)鏡將更系統(tǒng)地觀測(cè)冷HI 在銀河系內(nèi)的性質(zhì)和分布，有望帶來對(duì)星際介質(zhì)演化及恒星形成認(rèn)知和研究的突破。