轉載自“機器之心”
編輯 | 杜偉、陳萍
這是科學家依托「中國天眼」再次取得的重要科研成果之一。
坐落于貴州省黔南布依族苗族自治州平塘縣大窩凼窪地的「500 米口徑球面射電望遠鏡（FAST）」，被譽為「中國天眼」。自 2020 年 1 月 11 日對國内開放運作以來，已成為全球最大且最靈敏的射電望遠鏡，這預示着人類可以探索更深奧的宇宙未知地帶。
在這短短兩年時間裡，「中國天眼」共發現約 500 顆脈沖星，成為自其運作以來世界上發現脈沖星效率最高的裝置。年觀測時長超過 5300 小時，已遠超國際同行預期的工作效率。
1 月 6 日，「中國天眼」在中性氫譜線測量星際磁場取得了重大進展，登上《Nature》封面。這是科學家依托「中國天眼」再次取得的一批重要科研成果。
該研究采用原創的中性氫窄線自吸收方法，并首次利用這種方法實作了塞曼效應的探測，獲得了強度為 3.8±0.3 微高斯的高置信度星際磁場測量，為解決恒星形成三大經典問題之一的「磁通量問題」提供了重要的觀測證據。該研究由中國科學院國家天文台研究員李菂等上司的國際合作團隊完成。
磁場問題是恒星形成的關鍵，我們以太陽為例，太陽在成為恒星之前，可以看做一團分子雲，但分子雲要形成高密度、高溫度的恒星，會受到磁場的阻力。随着分子雲聚集達到緻密雲核狀态，磁通量會增加，磁場帶來的阻力也随之增大，阻力不許其繼續收縮。
李菂團隊通過 FAST 觀測分子雲發現，磁通量在分子雲收縮到緻密狀态之前，就已經被抵消掉了，而不是此前的雙極耗散（在分子雲變得緻密之後，逆勢增加的磁通量被雙極耗散抵消）标準模型的預測，為解決恒星形成經典問題之一的「磁通量問題」提供了重要的觀測證據。
利用 HINSA 技術，獲得 L1544 的精确磁場強度
研究者開發了一種叫做 HI 窄自吸收（HI narrow self-absorption, HINSA）的技術，以提供從 HI 到 H_2 轉變的探針。HINSA 追蹤與 H_2 混合良好的冷原子氫，并通過碰撞提供必要的 H1 冷卻（CNM 中無法提供）。
HINSA 接近 H_2 形成與破壞之間的穩定态，并與氣體密度無關，是以能夠探測到臨界密度附近的轉變。盡管此前已經報道過 HI 自吸收特征的塞曼（Zeeman）效應，但吸收成分的寬線寬度與擴散原子氣體最為相關。考慮到 HINSA 通常具有較大多數分子譜線更高的亮度溫度，是以不受損耗的影響，并可以在很寬的 H_2 密度範圍内檢測到。
研究者表示，HINSA 是一種非常有前景的分子氣體塞曼探針。
L1544 是一個即将形成恒星的星際媒體區域，在其中，HINSA 特征在低于 15K 的溫度下具有很強的吸收傾斜角和幾乎熱化的窄線。HINSA 的非熱線寬度和質心速度與 OH、CO 和 CO 分子的發射譜線非常接近，它們的柱密度具有很強相關性，表明了相當一部分原子氫位于 L1544 的冷卻、隐蔽良好的部分。
是以，研究者假設 HINSA 采樣的柱密度近似于從灰塵中獲得的密度，盡管 HINSA 覆寫的表面面積大得多，具體如下圖 1a 所示。先前使用 Arecibo 望遠鏡靠近 L1544 中心的 OH Zeeman 檢測導緻了 B_los = +10.8 ± 1.7 μG 的磁場強度，其中 B-los 是沿視線分布的磁場分量。
相比之下，使用綠岸射電天文望遠鏡（Green Bank Telescope, GBT）對距離 L1544 中心 6.0' (0.24 pc) 的四個包絡位置的 OH Zeeman 觀察導緻了 B_los = +2 ± 3 μG 的邊緣檢測，但包絡場的結構未定。
如下圖 1 所示，研究者使用中國天眼 FAST，在距離 L1544 中心 3.6' (0.15 pc)、靠近 HINSA 柱密度峰值的 2.9′(0.12 pc) 光束中檢測到了塞曼分裂，獲得了 L1544 的精确磁場強度。
下圖 2 展示了 Stokes I(v) 和 V(v) 參數的頻譜，v 表示速度。圖 2a 将 I(v) 分解為前景 HINSA 分量（component）、背景 WNM 分量以及 HINSA 和 WNM 之間的 3 個 CNM 分量。圖 2b 為 HINSA 的塞曼分裂和 5 個分量的總體塞曼分布。
下圖 3 展示了 HINSA、CNM1、CNM2、CNM3 和 WNM 等 5 個分量的塞曼分裂和 B_los。
以上僅是對研究提出方法的簡單介紹，對天文領域感興趣且看得懂的讀者請移步原論文。
參考連結：
http://news.cyol.com/gb/articles/2022-01/06/content_aM47gtBVx.html
https://wap.peopleapp.com/article/6447406/6332134
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