500米口径球面射电望远镜工程(FAST工程)

1. 巡视宇宙中的中性氢

    (一)暗物质小尺度分布、黑暗星系

    FAST的高分辨率、高灵敏度的中性氢HI邻近宇宙空间巡天,能以比Arecibo    L-band    Feed    Array(ALFA)计划高8倍的效率,探测微弱HI质量函数,从而揭示邻近宇宙中的中性氢分布,这为我们解决标准宇宙模型的小尺度危机提供了新的工具。根据冷暗物质模型进行的N-体数值模拟计算预言,在本星系群暗物质晕中存在成百上千的暗物质子结构,然而目前的光学观测却仅仅发现了二十个左右的本星系群矮星系,此即所谓失踪伴星系之谜。那么这些暗物质子结构究竟是否存在?如果不存在,那将是对冷暗物质模型的重大挑战,说明暗物质的性质并非一般假设的弱相互作用冷暗物质,而可能是温暗物质、自相互作用暗物质、模糊(极低质量粒子)暗物质等。另一种可能是,暗物质子结构其实存在,却由于某种原因没有恒星在其中形成,因而难以被光学观测所发现。根据FAST的灵敏度估算,仅用几分钟的积分时间,即可探测到本星系群中一万太阳质量以上的中性氢云。因此,近距中性氢巡天有望发现由于气体密度低而未能形成恒星的“黑暗星系”,从而解开暗晕子结构之谜。同时,对中性氢分布的详细观测,还有可能揭示本星系群和附近物质的纤维状分布,为我们深入了解暗物质的分布和性质提供更多的线索。  

    (二)大尺度结构与暗能量
  
    宇宙中物质的分布不是完全均匀的。不同尺度密度涨落的程度可由物质密度功率谱来表征了,而原初物质密度功率谱由宇宙早期暴涨过程决定,因此其精密测定为研究宇宙的起源和极高能量下的物理过程提供了极其宝贵的信息。同时,今天的物质密度功率谱也与扰动在宇宙演化中的增长过程有关,可用于检验引力理论、高维度空间理论、测量中微子的质量等。特别是,宇宙早期的辐射-重子耦合震荡在物质功率谱中留下了一些小峰和谷,这些特征作为一种标准尺度可以用于暗能量特性的研究,揭示暗能量的性质。此外,大尺度结构还可以和宇宙微波背景辐射进行相关研究,探测暗能量引起的ISW(Integrated    Sachs-Wolfe    effect,ISW)效应。在大尺度上,中性氢的分布与物质密度的总体分布应该是一致的。通过对宇宙中性氢分布的测量,可以确定物质的总体分布。  
    利用FAST可以对大尺度结构进行巡天观测。功率谱的测量精度主要取决于有效体积。为了获得大的有效体积,应尽可能增大观测面积,覆盖整个可观测天区。一种观测模式是,用中性氢巡天在较低的信噪比下发现约107个星系并测定其红移,以这些星系作为示踪物测量大尺度结构。另一种观测方式是,不分辨是否是星系,直接对中性氢在大尺度上的分布进行透面切片研究。初步研究表明这两种方式得到的结果大致相当。使用FAST的多波束观测进行巡天,在几年时间内可以获得与当前的光学巡天(例如SDSS)相当的有效体积。并且,由于观测的波段和示踪物不同,这种观测并非仅仅是重复,而是非常有助于发现可能存在的系统误差和未知因素。  
    除了利用低信噪比大面积巡天从大尺度结构中测量特征尺度外,也可以高信噪比小面积巡天得到大量单个星系的红移和Tully-Fisher距离,甚至也可能找到新的标准源,这也为暗能量观测提供了一种手段。  


    (三)星系形成与演化
  
    目前,通过21厘米氢线对中性氢云进行的最遥远盲探测大约在红移  z=0.2  处。星系的演化效应只有在红移为0.3或更大时才开始变得明显,将中性氢的观测距离延伸至  z=0.3  甚至更远的宇宙空间,才能真正构造星系演化的图像。使用FAST的高灵敏探测器和多波束,可以发现大量遥远的富氢星系,大幅度提高近中红移气体实测样本。FAST的盲探可能观测到红移0.3至0.7处星系团核心星系内的氢,所有星系族中的演化效应都能通过FAST观测得到。在其它系统中还可能探测到主导星系形成之后的残余中性氢云以及前身星暴星系。另外,对矮星系的研究有可能给出星系形成的大致线索,如果矮星系恒星延缓形成的机制正确,在矮星系演化中应该有明显的迹象。  

    更重要的是,中性氢是星系形成的基本材料,因此通过对中性氢的观测,不仅能获得星系演化的宏观图景,而且还能了解星系形成的具体机制。星系形成所需要的中性氢是怎样补给的,是通过连续的吸积,还是通过小星系的合并?冷凝的气体是否即是高速运动云的来源?恒星形成和活动星系核对气体的反馈作用是怎样的?星系所处环境(星系团、空洞)的影响如何?利用FAST的观测,可以得到中性氢分布和运动的详细图像,从而得到对这些问题的直接解答,并进而解开星系形成之谜。
  

    (四)  高红移强射电源的HI吸收线
      
    高红移强射电源(如AGN)的HI吸收线比HI发射线更易于观测,可以达z~3。通过对这些源的吸收线(21厘米森林)观测,可以确定中性氢自旋温度,而中性氢自旋温度的测定有助于判断电离光子源的性质。另外,高红移强射电源的距离遥远,路径上可能经过一些HI云而形成吸收线,对这些吸收线的观测可发现HI暗云。  

    (五)宇宙―暗纪与再电离、搜索第一代发光天体
  
    标准宇宙学模型认为,宇宙在大爆炸之后开始膨胀,密度降低,温度下降,在红移1000左右等离子体复合,宇宙进入暗纪,直到第一批束缚系统形成,释放引力和核能再次将宇宙照亮,宇宙变得透明,所有的重子几乎全部再次电离(Epoch  of  Reionization,EoR)。我们观测到的最遥远宇宙,即宇宙微波背景辐射是z  ~1100的背景光子最后散射面,目前观测到的最早期发光的天体处在  z=6~7,而对这期间漫长暗纪的宇宙演化,例如暗纪是如何结束的?宇宙再电离的能源是恒星还是黑洞?第一批恒星或星系是如何和何时形成的?目前天文学家对这些问题还无法给出确切的回答。利用中性氢21厘米线可以对再电离过程进行观测。理论分析和模拟对EoR源(大尺度的电离区和中性区)的空间性质给出了一些预测,例如~20  毫开的面亮度,~5角分的尺度等。FAST要观测这样的源角分辨率略显不足。但是,如采用适当的观测模式,FAST仍可发挥重要的甚至是独特的作用。例如,利用FAST为单天线数据简单且接收机具有高稳定性的优点,可以进行红移21cm线平均亮度整体绝对测量,从而确定再电离的发生的红移。  

    (六)银河系中性氢系
  
    现有的银河系中性氢寻天,主要集中在盘内。结合VLA,DRAO,Arecibo,和Parkes,对银河系盘HI的覆盖基本完整,空间分辨达到约1角分。FAST的优势主要在高银纬的天区。具体的科学目标有:(1)寻找和统计高银纬的氢云。在经典的ISM相位模型里,压力平衡要求HI的温度密度只有几个稳态。近期的研究揭示银河系内存在大量低温氢气,对整个ISM的稳态理解提出质疑。高银纬氢云的完整统计,可以示综银河密盘外结构,研究ISM总体演化。(2)利用氢的窄线自吸收(HINSA)研究恒星形成。HINSA被发现可以示综分子云中的原子丰度。对HINSA的研究已经开始给出恒星形成的基本参量,例如时标和宇宙线电离度。解释这些实测量要求对恒星形成的物理和化学过程有更好的理解,例如磁场是否重要,湍流是否影响化学过程等等。与Arecibo比,FAS能覆盖更广的天区,能观测更多的重要星云,例如猎户座星云等。