最簡單的結構 傳遞遠方的信息_風聞

羥基（OH）是最簡單的分子之一，僅由一個氧原子和一個氫原子組成。在初中化學裏面我們就經常接觸帶電的羥基，也就是氫氧根，它在地球上很常見。而在遙遠的宇宙中，是否也存在這種分子呢？

早在1963年，麻省理工學院（MIT）的Sander Weinreb等人就利用射電望遠鏡探測到了星際介質中OH的譜線[9]使其成為首個在射電波段被探測到的星際分子。

其實在上世紀五十年代，蘇聯的I. S. Shklovsky 和美國的 C. H. Townes就分別提出在星際介質中存在OH，並有可能在射電波段被探測到。然而隨後的幾次實驗性的觀測都未能探測到星際介質中的OH信號，其中還包括後來因發現宇宙微波背景輻射而拿到諾貝爾獎的Arno Penzias的觀測。[9]

在六十年代初期，Weinreb還是MIT在讀的博士生，他在博士期間開發出了世界上第一台自相關頻譜儀，並將其用在了一面26米口徑的射電望遠鏡上（圖1）。這面加裝了新設備的望遠鏡很快就探測到了來自太空的OH譜線。隨後Weinreb的自相關頻譜儀技術也被廣泛應用到了其他射電天文望遠鏡上，成為探測星際分子譜線的利器。

圖1. 1958年MIT 林肯實驗室的26米射電望遠鏡（圖源：wikipedia）

Weinreb當時探測到的是OH波長為18釐米處的兩條譜線，對應頻率分別為1665 和1667 MHz。不過由於那時人們對OH能級躍遷常數的計算不夠精確，對OH的激發温度也不太清楚，因此Weinreb並沒能通過測到的譜線計算出準確的OH含量[6]。

直到六十年代中後期，人們才給出比較精確的OH躍遷常數，再加上後來對OH在星際介質中激發温度的深入瞭解[4]，才使得OH譜線的測量在天體物理中有了更廣泛的應用。

OH在18釐米附近實際上有四條譜線，對應了OH分子四種轉動能級之間的躍遷。這些不同能級之間躍遷信號使得人們可以對地球以外的原子物理參數進行獨立的檢驗。

在2005年，Nissim Kanekar等人就利用一個距離地球80多億光年外（共動距離，紅移z=0.765）的OH吸收線光譜對原子物理中的精細結構常數進行了達到萬分之一精度的測量，並發現在這種測量精度下，這個位於遙遠宇宙的系統中的精細結構常數與地球實驗室中測到的數值幾乎一樣[5]這也在一定程度上證明了我們在地球上發展出的原子物理，在跨越了茫茫宇宙的空間和時間之後，仍然是成立的。

此外，OH還是氫分子很好的示蹤氣體。宇宙中最多的原子是氫原子（H），而最多的分子則是氫分子（H2）。由於氫分子有較強的對稱性 — 由兩個一模一樣的氫原子組成，它在星際介質的低温環境下能發出的輻射極其微弱，用現有的望遠鏡幾乎無法探測。因此人們一般會利用一些與氫分子混合在一起的其他分子，比如一氧化碳（CO）和OH，來作為氫分子的示蹤分子。

國家天文台的許鐸、湯寧宇和李菂等人[6,8,10]就曾發現在很多彌散的星際分子氣體中，只能探測到OH譜線卻沒有CO，説明OH比CO對這些彌散的暗分子氣體具有更好的示蹤效果。

OH雖然比氫分子更容易探測，但是它在一般星際介質中的温度很低，甚至接近宇宙微波背景輻射的温度，約3.5K[6]，因此需要很長時間的積分才能探測到微弱的發射線。除了在銀河系內以及一些特殊的脈澤星系之內能探測到OH外，在一般河外星系中，幾乎看不到OH的射電譜發射線。天文學家於是利用了一個巧妙的辦法來探測宇宙學距離上的OH射電信號，那就是吸收線。

吸收線探測的原理很簡單：如果在遙遠的宇宙中有一個非常亮的背景源，那麼它發出的光在穿過一團含有OH的氣體雲之後，就會在其光譜的18-釐米附近產生吸收線（圖2）。其實Weinreb 最初在1963年發表的星際介質中的OH射電譜線就是通過這種方法看到的，只不過他看到的是銀河系內氣體雲中的OH譜線。天文學家在後來的觀測中將這種方法用在了對河外星系的觀測當中，併成功探測到了一些遙遠星系裏的OH[5]。

圖2.  吸收線的產生與探測示意圖（圖源：作者）

即便是利用吸收線探測，由於OH的相對含量較低，對望遠鏡的探測靈敏度要求很高，目前吸收線探測成功的例子屈指可數。比如N. Gupta等人利用現今世界上最大的一批射電干涉陣，美國的甚大陣（VLA），印度的巨米波射電望遠鏡（GMRT），以及荷蘭的韋斯特博克綜合孔徑射電望遠鏡（WSRT，圖3），觀測了9個目標，但是隻探測到了一個OH吸收線[3]；而Kathryn Grasha等人利用美國的100米口徑綠岸射電望遠鏡（GBT）搜尋了數十個目標，一個新的OH吸收線都沒有探測到[1,2]。

圖3：荷蘭WSRT射電望遠鏡陣（圖源：wikipedia）

至今為止，只有6個非脈澤的河外星系中探測到了OH 射電吸收線。不過這些未能探測到OH吸收線的大量數據也對這些遙遠星系中的OH含量上限做出了很好的限制：OH含量約為氫原子含量的百萬分之一到千萬分之一左右。

我國的五百米口徑球面射電望遠鏡（FAST，中國天眼）是現今世界上最靈敏的單天線射電望遠鏡，極大有助於對遙遠星系中OH吸收線的探測。國家天文台的鄭徵、李菂、湯寧宇，以及澳大利亞悉尼大學的Elaine Sadler和英國牛津大學的James Allison組成的一個科學團隊利用FAST對一批9個明亮的河外星系射電源進行了一系列測試性的觀測[11]。

FAST觀測到的光譜數據雖然未能探測到這批星系中的OH吸收線，卻對其中OH的含量做出了迄今為止最強的限制：它們的OH含量小於其氫原子含量的五千萬分之一。

圖4. OH含量（縱軸）隨宇宙學紅移（橫軸）的變化（圖源：Zheng et al. (2020)）

除此之外，在綜合了FAST最新的觀測數據和之前不同望遠鏡的觀測結果之後，我們發現OH在星系中的含量隨着宇宙的演化是變化的（圖2）：隨着宇宙學紅移的減小（宇宙年齡增大），OH的含量越來越少。而這暗示着星系中分子氣體的含量在過去的70億年以來下降了超過一個數量級。

我們將繼續利用FAST進行更多的河外OH吸收線搜尋，而正在建設之中的平方公里陣（SKA）在建成之後也將是進行此類探測的更有效的利器。

參考文獻：

[1] Grasha, K., et al., A Search for Intrinsic H i 21 cm and OH 18 cm Absorption toward Compact Radio Sources, 2019, ApJS, 245, 3

[2] Grasha, K., et al.,  The evolution of neutral hydrogen over the past 11 Gyr via H I 21 cm absorption, 2020, MNRAS, 498, 883

[3] Gupta, N., et al., Discovery of OH Absorption from a Galaxy at z ∼ 0.05: Implications for Large Surveys with SKA Pathfinders, 2018, ApJL, 860, L22

[4] Heiles, C., Normal OH emission and interstellar dust clouds, 1968, ApJ, 151, 91

[5] Kanekar, N., et al., Constraints on Changes in Fundamental Constants from a Cosmologically Distant OH Absorber or Emitter, 2005, PRL, 95, 261301

[6] Li et al.， Where is OH and Does It Trace the Dark Molecular Gas (DMG)?, 2018, ApJS， 235， 1

[7] Robinson, B. J. & McGee, R. X., OH Molecules in the Interstellar Medium, 1967, ARA&A, 5, 183

[8] Tang, N. et al., OH Survey along Sightlines of Galactic Observations of Terahertz C+,  2017, ApJ, 839, 8

[9] Weinreb, S., et al. Radio Observations of OH in the Interstellar Medium，1963, Nature， 200， 829

[10] Xu et al., Evolution of OH and CO-Dark Molecular Gas Fraction across a Molecular Cloud Boundary in Taurus, 2016, ApJ， 819， 22

[11] Zheng, Z., et al., A pilot search for extragalactic OH absorption with FAST, 2020, MNRAS, 499, 3085

作者簡介

**鄭徵，**國家天文台副研究員，主要研究領域為星系形成與演化，河外吸收線等。

**李菂，**射電天文學者，FAST首席科學家。發展了氫氣窄線自吸收方法，現為突破基金會“聆聽計劃”諮詢委員。

**湯寧宇，**國家天文台助理研究員，主要研究領域為星際介質演化。