在高红移类星体中搜寻 HeH+ 和 CH 发射
标题：A search for HeH+ and CH in a high-redshift QSO
作者：I. Zinchenko , V. Dubrovich , C. Henkel
论文索引： arXiv:1105.4759
编辑供稿: 张智昱 (紫金山天文台)
背景介绍
本文展示了作者们使用IRAM 30m望远镜, 在最好的观测天气下, 在经过超过20小时的深度积分, 对一个富有争议的离子分子HeH+的 J=1-0 转动跃迁, 在高红移星系 SDSS J114816.64+525150.3 (z = 6.4189) 中得到的 2.9 
强度的探测.
怀揣着如下的问题, 我们来看看这篇文章蕴含着什么信息:
1.这个是什么分子?
2.这条谱线的辐射如此之弱, 能带来什么物理信息?
3.为什么在如此高的红移观测这条谱线?
1. HeH+是什么分子?
HeH+ 是一个离子, 也即带电分子, 由一个He原子, 和一个H原子构成, 但是缺了一个电子. 天文中常把离子类似于分子的发射线也称作分子谱线”molecular lines”. 而H元素和He元素则是宇宙中丰度最高的2种元素. H元素占75%, He元素占23%. He原子是很稳定, 很难同H原子发生反应, 所以通常假设 H 原子和 He 原子在整个宇宙中是以固定的比例充分混合的. 但是, 即使He很稳定, 但是也还是有很小的几率同H原子结合. HeH 和HeH+ 就是这样的分子. HeH+ 通常比 HeH 更加稳定一些, 因为丢掉一个电子后势能更低一些.
2. HeH+ 能带来什么信息?
简而言之, 观测 HeH+是为了寻找可能的高红移分子气体探针. 这个话题首先要从分子气体探针(molecular gas tracer) 说起.
分子气体比原子气体更重要? 对于原子气体来说, 最常用的探针是 HI 21 cm 超精细结构谱线. 但是在高红移, 例如 
= 10, HI 频率红移到 140 MHz 左右, 正在建造的 LOFAR 和将来的 SKA, FAST 等都会将目光投向高红移的HI发射. 可是因为 HI 气体云的维里质量太大, 很难塌缩形成恒星(虽然也有人认为在高红移从 HI 直接形成恒星不是问题), 并且在近邻宇宙 HI 和恒星形成没有直接关系. 而形成恒星的分子气体, 温度通常都是比较低, 其运动学温度大约十几K到几十K. 所以人们对早期宇宙这种冷分子气体更加感兴趣.
寻找冷分子气体的探针, 一直以来是一个重要的课题. 冷分子气体 (运动学温度大约十几K到几十K) 是无法被直接观测的. 由于氢气
分子是对称分子, 没有永久的电偶极矩和磁偶极矩, 它可被观测到的发射只有通过电四极矩进行转动或者振动跃迁 (通常被称作禁戒辐射). 尽管电四极矩跃迁概率比较小, 但胜在分子数量众多, 的发射在很多气体中被观测到.可是问题在于通过 的电四极矩得到的转动惯量非常小, 这样它的激发温度很高, 最低能级的转动跃迁分别落在 para S(0) J = 2
0 28.2 
和 ortho S(1)J = 31 17.0, 激发温度至少500K以上. 这使得观测到的转动谱线发射区域只能来自高温区域, 而我们最感兴趣的应该是低温, 高密, 正在形成恒星的那部分气体. 即使在红移10, 也不期望这些气体的运动学温度可以达到 200 K以上. 因此必须使用其他探针来探测冷的分子云中的氢分子气体.
因此, 人们发展了很多方法来间接的观测分子气体, 例如, 通过假设分子气体和尘埃充分均匀混合, 使用消光来得到分子气体的质量; 通过假设气尘比, 使用尘埃辐射推算气体质量; 通过假设巨分子云整体维里化, 使用动力学质量估算分子云或者分子云核质量; 以及最常用的, 通过假设一定的丰度比, 使用CO分子的发射示踪分子气体的质量.
3. 在高红移作为分子气体的直接探针?
然而, 在宇宙再电离发生之前, 星际介质被认为金属丰度超低, 基本上只存在氢(H)和氦(He)这2种元素. 氦是宇宙早期元素合成过程中最后一种产物. 而其他所有的重元素都是来自宇宙冷却后恒星和星系形成的相关过程. 例如, C元素 (尤其是 
) 来自大质量恒星的核燃烧, 最后在 AGB 以及超新星爆炸的阶段散播出去. 而 O 元素也是类似. 那么在宇宙极早期, 很可能根本就没有足够的C和O元素来形成足够多的可以被观测到的CO分子. 用CO示踪极早期宇宙的分子气体很可能没法实现. 而使用尘埃或者消光等其他方法就更行不通了.
唯一的选择只能从H和He这两个早期宇宙仅有的元素, 及其离子入手, 那么只有He, , HI, HeH, HeH+, 这么几种可能的组合. 其中 He , HI 和 都被排除. 而由于 HeH+比HeH更加稳定. HeH+的静止波长149.18, 高红移正好可以红移到适合ALMA观测的波段. 之前也曾经在行星状星云 NGC 7027 中观测到这种分子的可能发射(见推荐阅读, 对这个可能发射作者有不同看法). 因此, 理论上HeH+ 提供了在极早期宇宙直接探测分子气体的可能.
观测
观测是在2011年1月份使用 IRAM 30m 望远镜的 EMIR 接收机进行的. 观测频率在270.954437 GHz, 总共单点积分时间20 小时!
在这个频率对大气的需求差不多是 IRAM 30m 的台址可以达到的最好天气. 望远镜的主波束大小在这个频率大约为9″, 观测使用wobbler switching 模式. 他们每隔1.5小时左右检查一次指向, 指向精度<=4″. (注意, 4″ 已经接近主波束的一半大小了. 假设在这个波段对点源有4″的偏离, 差不多只能得到50%的流量甚至更低, 因为IRAM 30m在高频的波束形状已经远离高斯形或者sinc 函数形状. ) 观测同时使用了2种频谱仪: WILMA autocorrelator 和 4 MHz filter-bank.
结果
1). 尽管看起来非常接近, 但是按照”通常”对确认探测的定义 — 信噪比 S/N < 3, 在图1中的这条谱来说, 只能说没有测到谱线信号. 这条谱线在分辨率 16 MHz (对应每个通道宽度)下, 噪声水平为~ 0.4 mK (或者对应 ~3 mJy), 而测到信号的峰值对应大约 1 mK.
2). 在预计的HeH+发射频率附近, 有疑似的发射信号, 而对这个信号做高斯拟合得到的结果表示, 积分强度67 ± 23 mK, 也就是说, 积分强度的信噪比为 2.9 — 从积分强度的角度来说非常接近确认的探测.
3). 如果这个疑似信号, 的确是真实发射的话, 那么它的线心速度比CO或者C+的线心速度偏离了大约103 km/s, 还在可以接受的范围.
4). 作者对4MHz filter-bank 的结果同 WILMA的结果进行了对比, 得到了类似的结论. 表明至少这个潜在的信号不会是由于频谱仪工作不稳定而导致.
5). CH线是打酱油的, 不过理论预计它的发射也在附近, 不能完全排除 是CH发射线的可能, 但是看起来怎么都不像. (这个理由蛮牵强的)
讨论
假如这个测到的信号是真实的发射, 那么是什么导致了线心速度同CO和C+偏离100 km/s呢?
HeH+ 可以很有效的被电子碰撞激发, 这需要电子密度 
> 
– 
. 而同中性气体(包括原子和分子) 进行碰撞激发则需要的密度太高, 所以很可能无法被有效的碰撞激发. 因此, HeH+ 可能主要来自 AGN 周围的密度很高的电离区域是一个比较合理的解释. 因此, AGN周围的气体线心速度相对于整个星系的分子气体线心速度的偏离也是合理的.
这个结论。。。专门选HeH+测高红移需要多大的勇气？如果之前仅仅在行星状星云里看到的话
实际上, 之前在行星状星云中的观测被认为是CH的发射, 而不是HeH+, 但这几个作者有不同的想法. 而可能因为频率太高, 在ADS上关于HeH+的文章绝大多数都是理论文章, 讨论的都很激烈, 观测验证少之又少. 探索未知的可能性还是值得的. 最好天气的20多个小时虽然可能什么都测不到, 但是一旦真的能够证明是它, 就轰动了. 只是可惜这个观测还不能做到证明, 只是提高了这个想法的可能性,或者在灵敏度上给出了一些限制.
这是怎么拿到观测时间的。。。
wobbler switching是什么？beam switch or frequency switch?求详解～
wobbler switching可以被认为是增强版的beam switching 模式.
beam switching 可以理解为 off1 < --1'--> target < -- 1' -- >off2 这样来回摇摆.
wobbler 可以理解为 先做 off1 < --1'-- empty --1'--> target
然后再 target < -- 1' -- empty --1'--> off2>
如此循环
好处在于可以把off点扔”throw”的更远, 而且号称更稳定. 毕竟副镜在throw的两端尽头处的运动速度更慢更好控制.
抱歉～没看懂～～ beam1 target beam2？？
beam1是主镜，beam2是副镜？各种箭头符号是什么意思？？类似什么意思 ？？
谢谢
抱歉, 之前写的beam其实是beam的offset位置, 我已经把前面的beam改成off了. 再看看? 箭头代表望远镜运动方向.
“HI 气体云的维里质量太大, 很难塌缩形成恒星”
能否具体解释一下