中国天眼探测并构建世界最大的中性氢星系样本，这一巡天成果有哪些意义？

泻药，终于有R2完全对口的问题啦！近日，中国学术期刊《中国科学：物理学力学天文学》英文版2024年67卷第1期以封面文章[1]的形式发表中国天眼（FAST）取得的一项重要研究成果。来自贵州大学贵州射电天文台、中国科学院国家天文台和北京大学的研究团队利用中国天眼巡天数据构建并释放了世界最大的中性氢星系样本，向全世界的星系与宇宙学研究人员共享了高质量的大样本观测数据[2]。作为射电小同行，给大伙简单讲讲FAST的这一重要成果：上图的杂志封面其实就揭示了这项研究主要干的事情：在FAST的数据中找到了4万多个中性氢源并测量了它们的射电谱线，诶，就这么简单。下面我们分开说道说道，虽然很多东西在别的回答下写过了，为了阅读体验简单搬运过来。什么是中性氢？1945年，荷兰天文学家van de Hulst预言了氢原子核自旋与电子自旋之间的关系由平行变为反平行时，基态原子能级劈裂会形成超精细结构。虽然这是一条禁戒跃迁，但是由于宇宙中氢原子数目巨大，理论上还是可以观测到的。后来到了1951年，多国的天文学家都观测到了这一谱线。由能级差可以计算出，跃迁光子的静止频率为1420.40575177 MHz，对应波长约为21cm，故常被称为21cm射电谱线。哈？没看懂，可以看下图这是我很喜欢的一个图，诙谐的讲，就像是质子和电子之间闹别扭了，他们不喜欢同时朝着一个方向(自旋)，电子很难过，换了个方向(自旋方向反平行)同时发出一个光子，这份辐射就是我们测到的21cm谱线。中性的氢原子，neutral hydrogen这么叫太长了，我们一般写作H I，读作H one。同理，电离了一个电子的氢离子写作H II。这也就解释了此次发布的“法师”巡天为什么一定要凑出FASHI哈哈哈。为什么要看星系中的中性氢？因为中性氢主要富集在星系中(废话)。前面提到了宇宙中的中性氢其实很稀薄，但是作为星系形成恒星的主要原料，星系里的HI还是很多的，尤其是偏蓝的年轻星系，气体越多恒星形成越容易。相反的，颜色偏红的老年星系气体已经消耗了很多，恒星形成也放缓了。这是符合大家直觉的一般情况，当然有些特殊的，比如又红又富含HI气体的[3]等等，是少数情况。如果星系之间存在相互作用的话，我们还能看到更多弥散的HI分布在星系周围，这些就是环星系介质(circumgalactic medium, CGM)。例如下图[4]就非常好看，蓝色的是延展的HI气体，光学盘附近气体是最多的，然后延伸到星系外围[5]。但是对于绝大多数星系，它们距离我们非常遥远，以FAST 3角分的分辨率无法将它们空间上解析出来，也就是说我们得不到上图这种好看的图片，而是这种感人的马赛克...这种我们得不到HI空间细节的称为点源，其HI大小小于望远镜波束。这篇工作说的四万多个源都是这种，所以适合进行统计研究。如果把上图橙色孔径内的信号都加起来，我们便可得到HI谱线。从中性氢的谱线可以测量什么？以文章中第一条示例谱线为例[6]，R2喜欢把好看的双峰谱线都称为“可爱猫猫头”哈哈哈，下面这个才是射电谱线，横轴代表速度，纵轴是流量，可以理解为信号强度。射电测量的一个好处就是可以得到图像的同时还测量了每个像素点的谱线，也就是说我们得到了关键的红移信息。HI的静止频率前面提到了，是1420.4 MHz，望远镜接收到的电磁波是经过红移的，通过一些简单的关系[7]，我们习惯于用正的速度代表红移(负的速度代表蓝移)，从上面这个例子我们就知道它的视向速度是大约1400km/s。如果是更遥远的星系，我们就可以用哈勃定律去推知其哈勃距离了。至于近的星系，一般还是靠光学手段测距。知道了距离，我们通过测量其流量(其实就是对谱线沿速度方向积分)，可以计算其HI质量。HI质量在统计分析的时候很有用，比如衡量一个星系的HI气体比例，跟星系的恒星质量做比较，康康跟恒星形成率有什么关系bulabula(好像说太复杂了不太友好xs)如果是漩涡星系，或者说是盘主导的[8]，通过测量谱线信号的宽度我们还可以得到星系的旋转速度，已知星系的光度就可以研究他们是不是符合Tully-Fisher关系，这个学天文的同学应该都晓得吧。以上说的比较常见的直接可测量量。除了统计分析，我们当然也可以挑出一些有意思星系单独研究[9]，这不是本回答的重点2333世界最大的中性氢星系样本有何意义？新闻稿里这么说的中国天眼是探测暗弱中性氢星系的利器，与之前的中性氢巡天相比，中国天眼中性氢巡天具有更高的光谱和空间分辨率，具有更广阔的覆盖范围、更可靠更完备的数据质量[2]。这里“之前的中性氢巡天”，显然就是说的美国Arecibo望远镜在2010s年代的ALFALFA巡天，FASHI和FAST的另一个大巡天CRAFTS跟ALFALFA确实很类似，但是FAST可观测的天区覆盖面积更大。下图蓝色的是法师，红色是ALFALFA，绿色是南半球澳大利亚的望远镜在2000年前后的HIPASS巡天。显然，FAST作为一个北半球望远镜，主要观测天区在北半球，但是因为灵活的主动反射面，可以观测的天区面积比ALFALFA大多了。红移（速度）空间上，FAST可以看的更深，下面这种扇形图很清晰地表现出ALFALFA只看到了非常邻近的空间( )，FASHI做到了。换算成距离，FASHI的灵敏度也更深。其实对于做宇宙学的人，现在大部分的HI大巡天还是非常浅，通常不超过0.1，再往前导航卫星干扰很多，而且信号的衰减同样遵循平方反比律，更高红移的HI巡天依然是很大挑战。然后我们来看下“更高的光谱和空间分辨率”。法师的速度分辨率平滑后6.4km/s，比ALFALFA的10km/s略好一点，不过一个典型星系的速度宽度在100-400km/s，这些分辨率当然是够的。但是如果遇上非常窄的信号，比如20km/s宽，自然速度分辨率高一点会好一丢丢(其实都在同一量级，差别不大)。空间分辨率也是，FAST在的波束是的近圆形，Arecibo是的椭圆，也是稍微好一点点。新闻稿里还说中国天眼中性氢巡天（英文缩写FASHI）仅用三年时间就完成了约7600平方度的巡天观测，发现了41741个中性氢星系样本。样本数量和数据质量远超国内外其他中性氢巡天项目。预计未来五年，将探测到十多万个中性氢星系[2]。大的巡天通常需要占用很多观测时间，像ALFALFA也是从零几年开始观测，2011年发布了40%的源表，2018年才完成最终的31502个源。而法师三年时间就完成了约7600平方度的巡天观测，一个原因是FAST19波束比ALFA的7波束扫描巡天效率确实高；另一个是法师是一个“time-filler project”，就是说在FAST空闲的时候那里适合观测就看哪里，不会浪费宝贵的观测时间。这也就解释了Fig1中FASHI的观测天区边缘看起来是一条一条的很碎。更多的样本数量前面说过了，也因为FAST观测更深，望远镜更灵敏，如果是相近的积分时间，FAST能获得比ALFALFA更低的噪音水平和更好的信噪比。巡天数据对研究星系的低质量端的中性氢质量函数、限制暗物质性质、发现未知的暗弱星系、研究宇宙的大尺度结构与演化等课题具有重要的意义[2]。这些东西听起来让人云里雾里对不对？简单说就是FAST可以看到更多暗弱的星系，中性氢质量函数的低质量端可以做到更低，更完备的样本可以帮助约束它的斜率，进而去跟不同模拟得到的做对比。模拟中因为会考虑不同的模型，哪个更符合观测就可以一定程度上限制暗物质性质。我们还可以发现更多光学上非常暗但是富含气体的星系，比如HI rich的低表面亮度星系(Low Surface Brightness Galaxies)，光学直径很大但是暗弱的超弥散星系(Ultra Diffuse Galaxies)，甚至光学上看起来什么都没有的有意思东东......至于大尺度结构的话，低红移可以看看本地也就是local的星系分布，高红移可以做的东西更多一些，期待后续的数据释放。。。数据的开放共享研究团队向星系宇宙学领域的研究人员分享了迄今为止世界上最大的中性氢星系样本、近邻星系的中性氢气体分布和大尺度结构观测数据[2]。天文学界一个好的传统就是数据共享，像FAST观测的原始数据是观测后一年即公开释放的，例如这是最新一批数据开放FAST第十五批科学数据开放通告 - FAST (bao.ac.cn) (当然你得自己去联系拷贝以及处理这些海量的数据)至于已经处理好的data product，像FASHI的源表，你可以在FAST官网下载中国天眼（FAST）中性氢巡天源表 - FAST (bao.ac.cn)或者虚拟天文台中国天眼中性氢巡天第一次数据发布 | NADC (china-vo.org)或者杂志的出版社 http://phys.scichina.com 和 https://link.springer.comTable2就是这里提到的目前最大中性氢样本，从中你可以获得这些源的速度、流量、HI质量等等信息。后面的是和ALFALFA交叉匹配，有SDSS测光/光谱的目录，这些对于多波段的研究者是很有用的。这些数据都是直接点击就能获取的，也就是说全世界的天文研究者都可以(规范)使用。期待将来可以涌现出更多基于FAST观测数据的科学研究成果。最后如果你对射电天文感兴趣的话，可以戳戳R2以前的回答或文章astroR2：天文 / 贵州游记(上): 走近FAST望远镜astroR2：射电天文 / 观测中的一些基础知识(1)：基本概念(上)中国天眼 FAST 发现宇宙中最大原子气体结构，这一发现有哪些重大意义？欢迎关注R2的专栏：予日行辰，不定时更新。。。本文作者：R2本文审核：不愿透露姓名的喵同学分类整理：天文、Linux、编程、杂谈、科幻、科研来源：知乎 www.zhihu.com 作者：知乎用户（登录查看详情）【知乎日报】千万用户的选择，做朋友圈里的新鲜事分享大牛。点击下载此问题还有 22 个回答，查看全部。延伸阅读：如何评价「2018 GE3小行星被发现不到一天就飞到地球和月球中间」？美国航天局近期新发现两颗小行星表面 85% 是贵金属，这意味着什么？

Dec 16, 2023 - 03:00

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泻药，终于有R2完全对口的问题啦！

近日，中国学术期刊《中国科学：物理学力学天文学》英文版2024年67卷第1期以封面文章^[1]的形式发表中国天眼（FAST）取得的一项重要研究成果。来自贵州大学贵州射电天文台、中国科学院国家天文台和北京大学的研究团队利用中国天眼巡天数据构建并释放了世界最大的中性氢星系样本，向全世界的星系与宇宙学研究人员共享了高质量的大样本观测数据^[2]。

作为射电小同行，给大伙简单讲讲FAST的这一重要成果：

上图的杂志封面其实就揭示了这项研究主要干的事情：在FAST的数据中找到了4万多个中性氢源并测量了它们的射电谱线，诶，就这么简单。

下面我们分开说道说道，虽然很多东西在别的回答下写过了，为了阅读体验简单搬运过来。

什么是中性氢？

1945年，荷兰天文学家van de Hulst预言了氢原子核自旋与电子自旋之间的关系由平行变为反平行时，基态原子能级劈裂会形成超精细结构。虽然这是一条禁戒跃迁，但是由于宇宙中氢原子数目巨大，理论上还是可以观测到的。后来到了1951年，多国的天文学家都观测到了这一谱线。由能级差可以计算出，跃迁光子的静止频率为1420.40575177 MHz，对应波长约为21cm，故常被称为21cm射电谱线。

哈？没看懂，可以看下图

这是我很喜欢的一个图，诙谐的讲，就像是质子和电子之间闹别扭了，他们不喜欢同时朝着一个方向(自旋)，电子很难过，换了个方向(自旋方向反平行)同时发出一个光子，这份辐射就是我们测到的21cm谱线。

中性的氢原子，neutral hydrogen这么叫太长了，我们一般写作H I，读作H one。同理，电离了一个电子的氢离子写作H II。这也就解释了此次发布的“法师”巡天为什么一定要凑出FASHI哈哈哈。

为什么要看星系中的中性氢？

因为中性氢主要富集在星系中(废话)。

前面提到了宇宙中的中性氢其实很稀薄，但是作为星系形成恒星的主要原料，星系里的HI还是很多的，尤其是偏蓝的年轻星系，气体越多恒星形成越容易。相反的，颜色偏红的老年星系气体已经消耗了很多，恒星形成也放缓了。这是符合大家直觉的一般情况，当然有些特殊的，比如又红又富含HI气体的^[3]等等，是少数情况。

如果星系之间存在相互作用的话，我们还能看到更多弥散的HI分布在星系周围，这些就是环星系介质(circumgalactic medium, CGM)。例如下图^[4]就非常好看，蓝色的是延展的HI气体，光学盘附近气体是最多的，然后延伸到星系外围^[5]。

但是对于绝大多数星系，它们距离我们非常遥远，以FAST 3角分的分辨率无法将它们空间上解析出来，也就是说我们得不到上图这种好看的图片，而是这种感人的马赛克...

这种我们得不到HI空间细节的称为点源，其HI大小小于望远镜波束。这篇工作说的四万多个源都是这种，所以适合进行统计研究。

如果把上图橙色孔径内的信号都加起来，我们便可得到HI谱线。

从中性氢的谱线可以测量什么？

以文章中第一条示例谱线为例^[6]，R2喜欢把好看的双峰谱线都称为“可爱猫猫头”

哈哈哈，下面这个才是射电谱线，横轴代表速度，纵轴是流量，可以理解为信号强度。

射电测量的一个好处就是可以得到图像的同时还测量了每个像素点的谱线，也就是说我们得到了关键的红移信息。HI的静止频率前面提到了，是1420.4 MHz，望远镜接收到的电磁波是经过红移的，通过一些简单的关系^[7]，我们习惯于用正的速度代表红移(负的速度代表蓝移)，从上面这个例子我们就知道它的视向速度是大约1400km/s。如果是更遥远的星系，我们就可以用哈勃定律去推知其哈勃距离了。至于近的星系，一般还是靠光学手段测距。

知道了距离，我们通过测量其流量(其实就是对谱线沿速度方向积分)，可以计算其HI质量。HI质量在统计分析的时候很有用，比如衡量一个星系的HI气体比例，跟星系的恒星质量做比较，康康跟恒星形成率有什么关系bulabula(好像说太复杂了不太友好xs)

如果是漩涡星系，或者说是盘主导的^[8]，通过测量谱线信号的宽度我们还可以得到星系的旋转速度，已知星系的光度就可以研究他们是不是符合Tully-Fisher关系，这个学天文的同学应该都晓得吧。

以上说的比较常见的直接可测量量。除了统计分析，我们当然也可以挑出一些有意思星系单独研究^[9]，这不是本回答的重点2333

世界最大的中性氢星系样本有何意义？

新闻稿里这么说的

中国天眼是探测暗弱中性氢星系的利器，与之前的中性氢巡天相比，中国天眼中性氢巡天具有更高的光谱和空间分辨率，具有更广阔的覆盖范围、更可靠更完备的数据质量^[2]。

这里“之前的中性氢巡天”，显然就是说的美国Arecibo望远镜在2010s年代的ALFALFA巡天，FASHI和FAST的另一个大巡天CRAFTS跟ALFALFA确实很类似，但是FAST可观测的天区覆盖面积更大。下图蓝色的是法师，红色是ALFALFA，绿色是南半球澳大利亚的望远镜在2000年前后的HIPASS巡天。显然，FAST作为一个北半球望远镜，主要观测天区在北半球，但是因为灵活的主动反射面，可以观测的天区面积比ALFALFA大多了。

红移（速度）空间上，FAST可以看的更深，下面这种扇形图很清晰地表现出ALFALFA只看到了非常邻近的空间( $z<0.06$ )，FASHI做到了 $z<0.09$ 。

换算成距离，FASHI的灵敏度也更深。

其实对于做宇宙学的人，现在大部分的HI大巡天还是非常浅，通常不超过0.1，再往前导航卫星干扰很多，而且信号的衰减同样遵循平方反比律，更高红移的HI巡天依然是很大挑战。

然后我们来看下“更高的光谱和空间分辨率”。法师的速度分辨率平滑后6.4km/s，比ALFALFA的10km/s略好一点，不过一个典型星系的速度宽度在100-400km/s，这些分辨率当然是够的。但是如果遇上非常窄的信号，比如20km/s宽，自然速度分辨率高一点会好一丢丢(其实都在同一量级，差别不大)。空间分辨率也是，FAST在 $z=0$ 的波束是 $\rm{FWHM}=2.9'$ 的近圆形，Arecibo是 $3.3’\times3.8'$ 的椭圆，也是稍微好一点点。

新闻稿里还说

中国天眼中性氢巡天（英文缩写FASHI）仅用三年时间就完成了约7600平方度的巡天观测，发现了41741个中性氢星系样本。样本数量和数据质量远超国内外其他中性氢巡天项目。预计未来五年，将探测到十多万个中性氢星系^[2]。

大的巡天通常需要占用很多观测时间，像ALFALFA也是从零几年开始观测，2011年发布了40%的源表，2018年才完成最终的31502个源。而法师三年时间就完成了约7600平方度的巡天观测，一个原因是FAST19波束比ALFA的7波束扫描巡天效率确实高；另一个是法师是一个“time-filler project”，就是说在FAST空闲的时候那里适合观测就看哪里，不会浪费宝贵的观测时间。这也就解释了Fig1中FASHI的观测天区边缘看起来是一条一条的很碎。

更多的样本数量前面说过了，也因为FAST观测更深，望远镜更灵敏，如果是相近的积分时间，FAST能获得比ALFALFA更低的噪音水平和更好的信噪比。