看不见、又无法在地球附近直接测准的低能宇宙线，如何现身？答案可能藏在分子云21厘米频谱的一道窄小凹痕中。
一条来自宇宙“冷雾”的暗线
宇宙线并不是来自宇宙深处的一束光，而是一群以接近光速运动的带电粒子。高能宇宙线能够在地面或空间探测器中留下清晰痕迹；能量低于约10亿电子伏特（1 GeV）的低能宇宙线，却会受到太阳风和日球磁场的强烈调制。旅行者1号和2号分别在2012年和2018年飞越日球层顶后，才第一次较直接地测到太阳系外约3—300 MeV的银河宇宙线能谱。但两艘飞船只取样了太阳附近极小的一片空间，银河系其他区域、尤其是恒星形成云内部的低能宇宙线，仍难以直接测量。
一个出人意料的突破口来自波长21厘米的中性氢谱线。1944年，荷兰天文学家范德胡斯特(van de Hulst)预言了氢原子基态超精细结构在21厘米的跃迁；1951年，美国哈佛大学的尤恩（Harold Ewen）和珀塞尔（Edward Purcell）首次探测到银河系的21厘米辐射。随后人们发现：当前景中有一团较冷的中性氢，而同一速度上存在较暖、较亮的背景氢辐射时，冷原子氢会在频谱上“咬”出一个凹口。这就是中性氢自吸收（HISA），如同灯前的一缕冷雾留下暗影。
低能宇宙线：一段跨越百年的追寻
1912年，奥地利物理学家赫斯乘气球升至高空，发现电离辐射随高度增加，由此揭开宇宙线研究的序幕。后来人们知道，宇宙线主体是质子和原子核，其能谱跨越十多个数量级。根据能量不同，宇宙线通常可分为高能宇宙线和低能宇宙线：前者能量可达GeV、TeV乃至更高，后者主要指能量低于数GeV的粒子。
高能宇宙线的起源与测量则取得了长足进展。由于能量高于数十GeV的宇宙线受太阳调制影响较小，科学家可以利用地面和空间探测器直接测量其能谱、成分和到达方向。从早期的气球实验，到后来的AMS-02、DAMPE（“悟空”）、CALET等空间探测器，人们已经获得从GeV到PeV能区极为精确的观测数据。理论上，超新星爆发产生的激波被认为是银河系高能宇宙线最主要的加速器。粒子在激波前后不断往返散射，通过“费米加速机制”逐渐获得能量。近年来，费米伽马射线空间望远镜、LHAASO（高海拔宇宙线观测站）等设施进一步发现了超新星遗迹、脉冲星风云以及恒星形成区中的高能粒子加速证据。其中，LHAASO已探测到能量超过1 PeV（1015电子伏特）的伽马射线源，为银河系存在“拍电子伏特加速器”（PeVatron）提供了直接证据。相比之下，决定星际化学演化和恒星形成过程的低能宇宙线却难以直接观测，其产生位置、传播方式以及能量分布至今仍缺乏统一认识，成为宇宙线研究中最后的重要空白之一。
20世纪60年代，星际介质理论逐渐指出：在紫外光无法深入的致密云中，低能宇宙线仍能穿行并电离气体，因此可能是暗云内部最重要的热源和电离源之一。电离不仅启动
等离子—分子反应，还决定电子丰度以及气体与磁场的耦合强弱，进而影响云能否克服磁场支撑而塌缩成星。
对低能宇宙线直接测量的困难在于，能量越低的带电粒子，越容易被太阳风和日球磁场偏转（图1）。地球附近探测到的低能能谱不是未经扰动的银河本底，而是经过“太阳调制”的结果。1977年发射的旅行者号最初用于考察外行星，后来却意外成为星际粒子探针：旅行者1号于2012年、旅行者2号于2018年越过日球层顶，探测到太阳系外的本地银河系低能宇宙线的增强。它们打开了太阳系外的窗口，却无法告诉我们数百秒差距外的分子云内部发生了什么，以及低能宇宙线的起源是什么。天文学家因此转向间接测量：早期依据H₃⁺等稀少离子推断电离率，近两年又用詹姆斯韦伯（JWST）望远镜探测低能宇宙线激发的H₂红外转动辐射；每种方法都在灵敏度、样本量或化学模型上有所限制。
图1.（左）：太阳系日球层内太阳风和磁场改变外部入射的低能宇宙线的示意图。图中标出了旅行者1号和2号在太阳系附近的相对位置。原图来自JPL。（右）：旅行者1号和2号测量的日球层外低能宇宙线的能谱及地球附近卫星（PAMELA 09, AMS-02等）测量到的质子能谱。图片引自Gabici 2023, A&AR。
HISA：从可疑凹口到冷氢巡天
21厘米谱线被发现仅三年后，David S. Heeschen便在银河系中心方向的观测中看到不对称双峰和速度凹陷（图2）。1954年提交、1955年发表的论文指出，这些复杂谱形无法仅用银河旋转解释，并讨论了“前景冷氢吸收背景暖氢”的可能性。当时根据简单模型得到的冷区密度与流行理论存在矛盾，自吸收解释一度受到怀疑。随着类似光谱不断出现，人们才逐渐接受：凹口能够揭示单纯发射观测很难分辨的冷中性氢（图2）。
确认HISA一直不是易事，因为两个不同速度的发射云恰好叠加，也能制造貌似吸收的谷底。1969年前后，研究者开始比较HISA与OH分子线，发现吸收的中心速度与OH等分子辐射的中心速度相对应；1974年，G. R. Knapp以高速度分辨率系统观测88个致密尘埃云，在略少于一半的目标中找到窄吸收，并发现云越不透明，出现自吸收的概率越高。进入21世纪，加拿大银道面巡天（CGPS）、甚大阵银道面巡天（VGPS）和南天银道面巡天（SGPS）同时提供空间与速度信息，研究者发展出自动算法，重建平滑背景并识别负残差。SGPS研究还发现约60%的HISA与CO相关，提示冷原子气体常处在由原子向分子转化的途中；其余没有CO对应体的HISA，则可能代表更早的“CO暗”阶段。
图2.（左图）David S. Heeschen于1955年首次正式发表的存在“凹坑” （蓝色箭头所示）的21厘米谱线。（右图）G. R. Knapp在1974年论文中给出的由于前景冷云自吸收使光谱中产生“凹坑”的示意图。
从HISA到HINSA：窄线为何关键
普通HISA常被用来示踪云团表面或者未达到引力束缚的冷中性介质(Cold Neutral Medium)，但一个凹口也可能由两个不同速度的发射成分叠加而成。银道面高分辨率中性原子氢巡天出现后，天文学家才能结合空间形态和速度结构，更可靠地重建被吸收前的背景谱线。进一步观测发现，有些吸收线格外狭窄，半高全宽通常小于约2千米/秒，并与CO、OH等分子谱线在位置和速度上吻合。这类信号被称为中性氢窄线自吸收（HINSA）。
HINSA的影子在20世纪70年代末的高分辨率谱线中已经出现，但直到2003年，李菂和Paul Goldsmith利用阿雷西博望远镜约0.18千米/秒的速度分辨率观测金牛座和英仙座31个暗云，才把非热宽度与CO相近、且在空间和速度上紧密对应分子气体的窄吸收明确界定为HINSA。约77%的目标出现该特征；后来美国绿岸望远镜(Green Bank Telescope)对48个暗云的观测得到约80%的探测率，说明它不是少数云的偶发现象。
“窄”意味着原子氢很冷、速度弥散很小，并与分子云内部的冷分子气体充分混合。普通HISA多示踪温度约几十到百开尔文的冷中性介质，未必伴随分子；HINSA则由冷分子气体的碰撞帮助降温，常在更深、更冷的分子云内出现。经验上常以约1.5千米/秒的速度弥散阈值辅助区分，但真正关键的是与分子线的速度和空间对应。观测发现其中HINSA中冷原子氢相对氢分子的丰度约为千分之一。问题随之而来：在紫外光难以穿透、氢原子又会不断在尘埃表面结合成氢分子的致密分子云中心，为什么仍有这么多原子氢？
分子云是一台天然的低能宇宙线计数器
答案与低能宇宙线有关。宇宙线撞击氢分子后会使其电离，先产生
和电子；
很快再与
反应，形成
并释放一个氢原子。在致密、冷暗且接近化学平衡的区域，原子氢的生成速率主要取决于低能宇宙线电离，消耗速率则主要取决于氢原子在尘埃表面重新形成氢分子的效率。因此，只要从HINSA得到冷原子氢丰度，再估计气体密度和温度，就能反推出低能宇宙线电离率。
传统方法常用
、
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、
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等稀少离子，或用JWST寻找宇宙线激发的氢分子红外谱线。这些方法十分重要，却通常需要极高灵敏度、合适的背景源以及较复杂的化学模型。HINSA对应的冷原子氢丰度约为千分之一，比许多分子离子高得多，且不依赖复杂化学模型；21厘米射电观测又适合大范围巡天。它因此把整片分子云变成了一台可绘制空间地图的“天然粒子探测器”。
FAST给猎户座画出“电离地图”
近期由汤宁宇和李菂等人组成的国际团队发表在《天体物理学杂志快报》的研究，依托中国天眼FAST深入发展了利用阿雷西博望远镜创建的HINSA方法，并系统应用到距离约400秒差距的大质量恒星形成区：猎户座分子云。研究使用的中国天眼FAST多科学目标同时漂移扫描巡天（CRAFTS）的21厘米数据的空间分辨率约3角分、速度分辨率约0.1千米/秒。研究团队再结合CO谱线、赫歇尔空间望远镜的尘埃消光图，以及斯皮策(Spitzer)和可见光和红外巡天望远镜(VISTA)给出的年轻恒星天体样本，在约12平方度范围内提取HINSA空间分布并估算低能宇宙线电离率（图3a）。
结果显示，冷原子氢丰度的中位数约为2.2×10-3；计算得到的低能宇宙线电离率跨越近三个数量级，约为10-18—5×10-15秒-1。尤其反常的是，在五个子区中，电离率总体随视消光增大而升高，一直延伸到视消光约175星等（图3b）。如果低能宇宙线主要从云外射入，它们在穿过越来越厚的物质后理应逐渐衰减；观测到的相反趋势，更符合云内存在高能粒子源的情形。
恒星形成，也可能制造低能宇宙线
研究团队用年轻恒星天体数量估算各子区的恒星形成率，并在高消光区域发现电离率与恒星形成率呈正相关（图3c）。该数据为“低能宇宙线由恒星形成活动原位产生”提供了有力证据。可能的加速场所包括原恒星表面附近的冲击波，以及原恒星喷流中的激波。
费米伽马射线空间望远镜提供了独立旁证。能量高于约280 MeV的质子与星际质子碰撞时可产生伽马射线（图3c）。研究发现，恒星形成更活跃的猎户座子区在最低两个伽马射线能段的单位氢原子发射率，约为较恒星形成较弱子区域的1.5到2.5倍，与HINSA推断的增强方向一致。
图3. Tang等人于2026年发表的猎户座分子云的探测结果。（a）低能宇宙线电离率的空间分布及五个子分区（蓝色虚线）。（b）不同分区中低能宇宙线电离率与视消光的关系。（c）不同分区中低能宇宙线电离率与恒星形成率的关系，以及不同区域中伽马射线能段的单位氢原子发射率对比。
新窗口
这项工作的意义，不只是一张猎户座分子云的低能宇宙线电离率地图。低能宇宙线为冷暗云核加热、电离，启动星际化学，并影响气体与磁场的耦合；而这些过程又会调节云的塌缩和下一代恒星的诞生。如今，21厘米频谱中一条细小的“暗线”，把看不见的低能粒子、冷原子氢和新生恒星串成了可观测的反馈链条。未来，FAST及其他高灵敏度巡天若能把这种测量推广到不同质量、年龄和环境的分子云，我们或许能真正回答：恒星形成在多大程度上，又反过来塑造了孕育恒星的宇宙环境。
参考文献
1. Heeschen, D. S. 1955, “Some Features of Interstellar Hydrogen in the Section of the Galactic Center”, ApJ, 121, 569
2. Knapp, G. R. 1974, “Observations of HI in dense interstellar dust clouds: I. A survey of 88 clouds”, ApJ, 79, 5
3. Stefano Gabici 2022, “Low-energy cosmic rays: regulators of the dense interstellar medium”, Astronomy Astrophysics Review，30, 4
4. Tang, N., Liu, J. H., Li, D., Yang, R.-Z. et al., “Star Formation Drives Production of Low Energy Cosmic Rays,” The Astrophysical Journal Letters, 1005, L71 (2026), DOI: 10.3847/2041-8213/ae8010
5. 谢津津、李菂、左沛（2020），“中性氢原子自吸收”，《天文学进展》38卷第2期
作者简介
汤宁宇，安徽师范大学物理与光电学院副教授，博导。主要研究兴趣为星际介质演化。
主编：杨嫒媛
审查：李婧
审核：何嘉
审批：田斌