序

我们应该有这样一种简单的研究天文学问题的方法：
首先，不管什么理由，为了研究某种天体也好，还是就是单纯的想看看也行。tonikaku你总得明确你想看的那个东西是什么罢。
然后你就会想啊，通过哪些信使才能观测到它呢？这就需要涉及到了观测目标的本征性质了
通过查阅和学习了解它的这些性质之后呢，你就知道它能发出哪些信使，以及它发出的这些信使的特征
这样你终于就能知道该用什么观测设备去看它了

比如你想观测双黑洞合并产生的引力波，总不可能拿光学望远镜去看吧$^{[1]} $；想观测高能宇宙线，总不可能拿射电望远镜去看吧$^{[2]} $……

本篇文章的观测目标就是银河系中性氢（HI）的21cm谱线，也是射电天文历史上观测到的第一条谱线。
既然明确了我们想看什么了，那么为了显得逼格高一点，就顺势编想一个观测它的理由吧！比如说你想要描绘银河系旋转曲线，并为揭示暗物质的本质寻找观测数据……那么我们就需要打造一台相应的观测设备去尝试实现这个大饼

中性氢21cm谱线

这一节就是讲中性氢谱线辐射机制的，嫌太长可以不看。

HI的21cm谱线就是中性氢原子在它的超精细结构的子能级之间跃迁形成的。由于核磁矩远小于电子的自旋磁矩和轨道磁矩，谱线的超精细裂距会远小于精细结构裂距（源于电子的自旋磁矩与轨道磁矩之间的耦合）。
基态氢原子的原子态为$1^2 S_{\frac{1}{2}}$，其轨道角动量$L=0$，电子自旋角动量$s=\frac{1}{2}$，故总角动量$J=\frac{1}{2}$。这样，原子基态的能级就是唯一的。另一方面，氢原子核具有核自选角动量$I=\frac{1}{2}$，所以j和I耦合的结果为

能量修正分别为：

所以能级的间隔$\Delta E(F=1)-\Delta E(F=0)=a$，其中氢原子基态(n=1,l=0,j=1/2,Z=1)的系数$a$为：

其中，质子的g因子$g_i=5.58569477$。

这样我们就能算出能级差$\Delta E=a=5.8\times 10^{-6}eV$，相应的跃迁光子的频率$\nu=\Delta E/h=1420MHz$，这个频率对应的波长为21.11cm，即为21cm氢谱线。

那么以上过程的自发跃迁率是多少呢？是$A=2.8\times 10^{-15} s^{-1}$ 单位是秒的负一次方，单位换算成yr也就是平均每个中性氢原子大约1100万年才跃迁一次，这是一个很哈人的概率，几乎不可能发生。但事呢，星际介质中含有大量的HI，其柱密度$>10^{21} cm^{-2} $，概率不够基数来凑嘛，最终我们就得到星际空间中HI跃迁发射事件发生率为$10^7 cm^{-2} s^{-1}$，这个数量级已经足够我们在地球上用一个小型射电望远镜进行银河系内的氢谱线观测了。

观测所需软硬件设备

射电望远镜

下面是一个单口径射电望远镜基本的组成：

但实际上，很多东西对于我们这次的观测是没必要的，混频什么的全都可以省略掉，把压力全都扔给计算机就好了。

于是得到这个：

甚至连滤波器后面那个二级放大器都可以不要。

然后形象（大概吧）但不严谨的简单解释一下：

天线&馈源

射电望远镜基本$^{[3]} $都是抛物面形状的，抛物面在几何上呢有一个很神奇的性质，那就是一条无论什么方向来的直线经过抛物面的反射后总是会经过它的焦点处。更进一步，如果同一波包上的电磁波垂直入射$^{[4]} $，你会发现每束波到达焦点的时候走过的路程长度都是相同的。
我们利用这个性质就能保证同一波包上的波经过抛物面反射后，汇集在焦点处的天体信号是同相位的（这点很重要）。那么如果在焦点处放置一个馈源的话，就可以将聚集的同相位电磁波收集起来转换为电流信号。

放大器

就是一个把信号放大的玩意。因为天体辐射的量级非常小，射电天文中一般使用低噪放大器（LNA）来尽量少引入噪声的同时把信号放大。同时LNA也有工作频率和放大倍率的参数需要选择，这里需要选择工作频率包含1420MHz的放大器，放大倍率尽量在20db以上。

滤波器

顾名思义，这是一个将我们不需要的波滤除掉的器件，以免影响我们观测。这里选择中心频率为1420MHz的带通滤波器。需注意任何器件都会引入噪声，故滤波器需要接在一级放大器之后。

接收机

这里所谓的接收器其实叫ADC比较准确，就是起到一个模数转换的作用，将模拟信号转换为电脑软件能识别的数字信号，转化为数字信号之后计算机才能处理。注意也需要选择工作频率包含1420MHz的接收机。

软件

Stellarium

这是一个比较方便的帮助找星的软件，这里主要用来帮助我们寻找银河&HI强源的位置。
目前已知支持linux，windows和安卓平台，可以直接去官网下载：https://stellarium.org

SDRsharp

（安装的过程我直接从[5]偷了：

  1. 从www.airspy.com下载最新版本的 SDR# 。按照www.rtl-sdr.com/QSG上的快速入门指南中的说明设置 SDR# 和 RTL-SDR

  2. 为了轻松激活 RTL-SDR Blog V3 上的偏置 T，请从 https://github.com/rtlsdrblog/rtl-sdr-blog/releases下载特殊的 Blog V3 Windows 驱动程序

  3. 将 SDR# 文件夹中的原始 rtlsdr.dll 文件重命名为 rtlsdr_old.dll

  4. 复制 Release.zip 文件中的所有 .dll 文件

  5. 将 librtlsdr.dll 重命名为 rtlsdr.dll

  6. 下载 IF average插件。不幸的是，该插件的作者没有维护他的网站，该页面现在处于离线状态。但该插件在他的 Dropbox 上仍然可用。转到下载->直接下载将其下载到您的 PC。我们他们还决定在博客服务器上镜像插件，以防 Dropbox 文件脱机

  7. 将 zip 文件中的插件文件提取到 SDR# 文件夹中

  8. 打开“Magic sentance.txt”文件并复制 行

  9. 用记事本打开 plugins.xml，复制并粘贴到 行

简单解释一下IF average插件，这是一个对观测数据进行积分平均的插件，那什么是积分平均呢？
（这个问题如果是天文或者摄影爱好者其实很好懂，把“积分平均”理解成是射电天文中的“曝光时间”就行了$^{[6]} $）
对于一个观测区域来说，总是有射电源和随机噪声的。因为氢谱线是来自银河系的信号，及其微弱，以至于直接观测的话它是淹没在噪声中无法分辨的。
demo由于射电源是一直存在的（一直在某点或某块区域发射信号），所以在一段时间T内观测，并把观测数据叠加起来做积分平均处理，信号就能增强T倍；但是积分平均的过程噪声也会增强，不过噪声并是一直出现而是随机出现的，所以只会增强$\sqrt{T}$倍。所以综合考虑，积分平均后的信号会增强$\sqrt{T}$倍。这样我们就能看到谱线了。

实际观测

首先确保硬件部分的设备正确连接，大概是这样：

上面版本的这个馈线太长了，会带来很多损耗

建议尽量多用转接头和短馈线连接，像这样：

然后开始软件部分的操作：

  1. 打开 SDR#，选择 RTL-SDR，按下开始按钮。

  2. 将 RF 增益滑块调整到最大值，然后选中“偏移调整(Offset Tuning)”复选框以通过 V3 驱动程序破解启用偏置 T 型。

  3. 调谐到 1420 MHz 并使用中心调谐按钮使频率居中（SDR# 中频率输入旁边的按钮）。

  4. 现在在左侧向下滚动，直到找到之前安装的 IF Average 插件。（注意：在较新版本的 SDR# 上，该插件默认隐藏！要取消隐藏，请单击左上角的“汉堡”图标（播放/停止按钮左侧的三个水平线）。然后单击“ IF 平均”条目以启用它）

  5. 可以先使用以下设置，可以自行调整，平均时间为 6-7 分钟（但更短的平均时间也可能起作用 - 尝试稍微减少动态平均）：

    1. FFT分辨率：1024
    2. 中级平均值：1000
    3. 增益：~335
    4. 等级：1000
    5. 动态平均：902000

  6. 校准：将您的 LNA 连接到 50 欧姆端接器以进行初始校准。如果您没有 50 欧姆的终结器，只需断开天线即可。

  7. 选中“Window”复选框，并立即按下“Background”按钮以生成参考背景扫描。该扫描将从后续扫描中减去，从而消除 RTL-SDR 和 LNA 滤波器不需要的弯曲形状。第一次扫描需要 6-7 分钟。

  8. 完成背景扫描后，您会看到“更正背景！”字样。FFT 平均窗口左上角的黄色。

  9. 您现在可以重新连接天线。

    提示：如果 FFT 平均窗口一直在 SDR# 主窗口后面消失，请将主 SDR# 窗口推到右侧，并将 IF 平均窗口移到左侧，这样它就不会位于 SDR# 的顶部。

  10. 您可能需要稍微调整增益和电平（Gain and Level）滑块，以便在屏幕上显示 FFT 图。尽量保持增益较大，因为这会增加 FFT 增益，让您更清楚地看到小峰值。

  11. 天线对准信号源的时候，就能看到来自遥远的银河系悬臂处的氢谱线信号了！

  12. 如果你并不满足于此，可以进一步配合云台or赤道仪对银河系进行扫描，收集数据进行银河系旋转曲线的绘制$^{[7]} $。

其中第6-8项的校准定标是很重要的(对于便宜的接收机更是)，否则很难分辨是信号峰还是本底噪声。

参考

赏