射電天文譜線
正文
頻率在無線電波段的天文譜線，天體（主要是星際物質）中原子和分子在不同能級間躍遷時所產生。它們不為星際塵埃所吸收，包含有豐富的天體物理學的信息，如星際物質的組成、密度、溫度、壓力、速度、元素的豐度、同位素比率以及激發機制等。射電譜線與連續射電不同，只在一個很窄的頻帶範圍內才能觀測到，故稱為“單色”輻射。射電譜線跟光學譜線形成的機制是類似的，所不同的是產生射電譜線的量子具有的能量，遠小於產生光學譜線的那些光量子的能量。天文光學譜線一般是產生在高溫、高壓和高密度的恆星表面區域，射電譜線一般產生在低溫、低壓和低密度的星際空間，因此，它們是研究星際物質分布、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。他的學生范德胡斯特於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v=1420.4兆赫,波長λ=21.1厘米），在考慮到宇宙中氫的豐度後，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年都觀測到了范德胡斯特所預言的21.1厘米的譜線，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，射電複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複合線，以後又陸續觀測到了其他元素的射電複合線。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。
原子的射電譜線 ①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厘米譜線就屬於這種類型。它是研究中性氫區(HI區)和星繫結構的主要手段。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。②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。
射電複合線 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：
，
分子譜線 自1963年發現OH的波長18厘米射電譜線以來,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v電為分子中電子能級躍遷所產生的譜線頻率；v振和 v轉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。一般說來,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、厘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、各種星際分子雲、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。
參考書目
帕考爾楚克著,王綬琯等譯：《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.)
