銀河系射電

銀河系內各種天體（但我們一般不把太陽系射電包括在內）發出的射電的總稱，已知的有五種。嚴格地說，宇宙射電應包括太陽射電和太陽系射電在內的所有各種天體的射電，但通常把太陽系以外的射電稱為宇宙射電。宇宙射電可分為銀河系射電和河外射電兩部分。銀河系射電包括銀河系中性氫區（HⅠ區）的射電、銀河系電離氫區（HⅡ區）的射電（見電離氫區和中性氫區）、星際非熱射電、超新星遺蹟射電、射電星的射電、星際分子射電等。

基本介紹

• 中文名：銀河系射電
• 外文名：The Milky Way line radio
• 性質：各種天體發出的射電的總稱
• 發現者：范德胡斯特

概述

中性氫21厘米譜線射電 　1944年，荷蘭的范德胡斯特預言，銀河系中存在中性氫21厘米譜線射電，1951年，美國、荷蘭和澳大利亞幾乎同時都觀測到了。這種射電的波長比光的波長長得多,所以不會被星際物質吸收,而成為探測銀河系的有力手段。通過21厘米譜線強度和位移的測定，得到了銀河系各處氫雲的密度、溫度、視向速度的分布，描繪出銀河系的旋臂結構。另外，根據觀測到的21厘米吸收線的塞曼效應，可以確定銀河系磁場。人們還發現在高銀緯區存在著運動速度很高的中性氫雲，最高速度可達200公里/秒。有人認為這種物質是從銀河系外落到銀河系內來的。

相關理論

星際電離氣體射電 當速度較低的電子在重離子(或質子)的庫侖場中沿雙曲線軌道運動時，就會發出射電。這種射電是熱性質的，因此稱為熱軔致輻射。熱輻射頻譜的輻射強度在短波段上幾乎與波長無關，在較長的波段,則隨波長的增長而迅速減低。圖1為22厘米波長上的銀河射電圖，用射電等亮度線表示,線上的數字是以3.25K為單位的亮溫度值。圓圈密集區即為輻射強的射電源。由圖可見，銀河中心方向（銀道坐標為:ι=327°41┡,b=-1°24┡）輻射非常強,而沿銀道面(b=0°)可看到很多強射電源。這些射電源大部分被證認為亮的電離氫雲，又稱 HⅡ區（見電離氫區和中性氫區）。根據這種觀測，可以大致得到電離氫氣體在銀道面上的分布情況。

星際非熱射電

速度接近光速的電子（稱為“相對論性電子”或“宇宙線電子”）在星際磁場中沿螺旋軌道運動時，也會發出射電。這種射電稱為同步加速輻射，是非熱性質的，也有人稱為磁軔致輻射。非熱同步加速輻射的頻譜表現為:輻射強度隨波長的增長急劇升高,到達極大後再緩慢下降。圖2為15米波長上的局部銀河射電圖，等亮度線上的數字是以1,000K為單位的亮溫度值。在15米的波長上銀河系的非熱輻射的射電亮溫度超過5×105K,而電離氫雲的熱輻射的亮溫度僅約104K。電離氫雲除了本身輻射很弱外，還吸收來自它們後面區域中的非熱輻射。因此圖2與圖1的等亮度線幾乎相反。在圖2中，在非熱輻射的亮背景上會形成暗雲。銀河系核心可能就是一個以電離氫云為中心的熱射電源，外面包圍著一個扁平的旋轉橢球狀的非熱射電源，這樣才能解釋它在較短波長和較長波長上的相反形態。通過從 3厘米到15米的寬波段的射電觀測，發現銀核具有複合結構。它是由幾部分組成的，而且有環狀結構，這可能是幾百萬年前的核心爆炸形成的。銀河系的非熱輻射可以分為兩個成分：一個是射電較強的銀盤，它基本上與銀道面一致；另一個就是輻射較弱的銀暈。通過對銀暈的射電觀測發現，在3.5米的波長上,銀暈的連續頻譜射電占整個銀河系的90%。

超新星遺蹟射電

已經證認出來的銀河系中的非熱分立射電源，幾乎都是超新星遺蹟。第一個被證認為分立射電源的超新星遺蹟就是著名的蟹狀星雲（公元1054年7月4日中國觀測到的超新星的遺蹟）。它是一個輻射相當強的射電源，稱為金牛座A，在3米波長上的射電流量密度為 1,900央。它又是毫米波段中最強的分立射電源。在米波段天空中最強的分立射電源，是銀河系中著名的仙后座A射電源,在3.7米波長上,它的流量為22,000央。它在米波段上的流量差不多等於太陽寧靜射電的總流量。它是公元1700年前後爆發的一顆超新星的遺蹟。

射電星射電 　在二十世紀四十年代到五十年代幾乎將每一個新發現的射電源都不恰當地稱為射電星，後來逐漸認識到這些分立射電源大多數並不是恆星。六十年代至七十年代，由於射電干涉儀技術的進展，才開始對真正的射電星進行系統的觀測研究。除太陽以外，已發現的真正的射電星主要有脈衝星、射電新星、紅矮耀星（簡稱耀星）、紅超巨星及其藍矮伴星、X射線星、早型發射線星和射電雙星等等。現在已知的射電星有幾千個。

星際分子譜線射電 　1951年發現中性氫21厘米射電後，就有人預言在射電天文中應該存在羥基(OH)的譜線射電，1963年果然接收到了18厘米波長的羥基分子譜線。此後不斷發現新的分子譜線，到1979年觀測到的射電波段的分子譜線數已超過300多條,有半數以上的譜線在毫米波段，分子種類已超過50種。其中有些星際分子具有特殊的稱為天體微波激射源（即“脈塞”）特性的射電。已知最複雜的分子氰基辛四炔(HC9N)由11個原子組成。星際分子大多數是由最豐富的氫、氮、碳和氧四種原子組成，硫和矽次之。已知的分子譜線是在暗星雲、電離氫區、超新星遺蹟、發射星雲和紅外星中觀測到的。

參考書目

G.L.Verschuur and K.I.Kellermann,Galactic and Extragalactic　Radio　Astronomy, Springer-Verlag,Berlin,1974.