是哪顆星星最先點的燈？

　　出品：科普中國

　　制作：宇宙黎明騎士團

　　監(jiān)制：中國科學院計算機網絡信息中心

　　為了搜尋宇宙第一縷曙光，找到點亮宇宙的那顆星，參與科技部SKA“宇宙黎明和再電離探測”專項、來自上海天文臺等單位的一線科研人員組成的科普創(chuàng)作團隊，宇宙的黎明在等著我們。

　　寧靜的夜晚，坐在窗前，靜靜地望著星空，輕輕地閉上眼睛，便擁有了可以飛翔的翅膀。高高地飛向宇宙深處，去尋找點亮整個宇宙的那顆星……

　　138億年以前，宇宙發(fā)生了一次大爆炸。大爆炸之后，原來熱情奔放的宇宙陷入了無邊無際的黑暗之中。然而，無盡的黑暗掩蓋不了宇宙那顆不安分的心。終于有一個時刻，宇宙中誕生了第一顆光亮的星。

　　你是否想要問：宇宙中誕生的第一顆星在哪里？它誕生于何時？它有沒有兄弟姐妹？想要解答這些問題，還得從宇宙大爆炸說起。

　　宇宙這鍋粥，開始有味道

　　1927年，比利時天文學家勒梅特首次提出了宇宙大爆炸的假說。1929年，美國天文學家哈勃提出了著名的哈勃定律，即遠處的星系都在離我們而去，宇宙如同一個被慢慢吹起的氣球一樣，正處于一個膨脹的狀態(tài)，這實際上經歷了一個從熱到冷的演化過程。在這一過程中，物質密度慢慢由大變小，宛若經歷了一次大爆炸。1946年，美國一位名叫伽莫夫的科學家提出了大爆炸宇宙論，認為宇宙是由138億年前發(fā)生的一次大爆炸形成的。（點擊此處，了解有關宇宙大爆炸的有用知識 https://mp.weixin.qq.com/s/tzwCD7n9t3m3KfE8wUCbBg）

　　熱大爆炸宇宙學模型的創(chuàng)立者喬治·伽莫夫

　?。▓D片來源：Wikepedia）

　　大爆炸之后的幾十萬年，宇宙是由微觀粒子組成的均勻的高溫高密的氣體，處于等離子態(tài)。此時的宇宙中沒有原子形成。直到宇宙38億歲的時候，這團等離子氣體以非常大的速率膨脹。

　　隨著膨脹，氣體的溫度開始下降，開始形成原子核和原子，電子和原子核結合在一起，形成了氫和氦。這一時刻，光子終于可以逃脫電子的散射自由地四處飛翔，形成了微波背景輻射，這也形成了目前觀測上可以捕獲到的宇宙的第一張照片。然而至今，“宇宙大爆炸的起源是什么”依然是個謎，許許多多的問題還無法得到解決。

　　宇宙的演化歷史 （圖片來源：k.sina.com.cn）

　　大爆炸之后的百萬年時間里，宇宙是均勻、各向同性的，仿佛一鍋被攪拌得很均勻的粥一樣，有些平淡無味。后來，這鍋熱乎乎的粥慢慢變涼了，隨著宇宙的膨脹和冷卻，小的結構開始形成，并開始默默生長，宇宙這鍋均勻的粥也開始變得不均勻了。此時，密度高的地方開始有了更大引力，吸引了周圍更多的物質，并最終形成了第一代恒星和星系。黑暗的宇宙由此被點亮，這鍋平淡無味的粥也開始有了豐富的味道。

　　宇宙黎明和再電離時期

　　大爆炸之后，宇宙也曾陷入了漫長的黑夜，直到第一代發(fā)光天體的出現(xiàn)，它們產生的高能光子開始電離其周圍氣體，宇宙終于迎來了黑暗開始慢慢散去的黎明。

　　在宇宙微波背景產生后與黎明到來前的間隙，宇宙處在一個完全中性的狀態(tài)，質子和電子復合形成了中性的氫原子。而今天的宇宙中，例如恒星、星云，還有星系際介質等，里面的氣體都是處于等離子態(tài)的。因此，宇宙中的大部分質量都處在等離子態(tài)中，原子核沒有被電子完美地包圍。這一從完全中性狀態(tài)到電離的過程，即是宇宙的再電離過程。

　　進入再電離時期后，電離區(qū)域隨著第一代發(fā)光天體的形成和增大而逐漸擴大。當這些不斷擴大的電離區(qū)域漸漸地相互連結起來，直到彌漫了整個星系際介質時，宇宙的再電離時期便結束了，整個宇宙也完成了從黑暗到光亮的演化歷程。

　　宇宙的黎明和宇宙再電離的過程，是宇宙演化歷史中的關鍵時期，更是一個充滿了未知的時期。宇宙的再電離時期不是瞬間，而是一個充滿了未知的過程。

　　第一代恒星和宇宙再電離時期

　?。▓D片來源：NASA/WMAP Science Team）

　　是誰電離了全宇宙？

　　為了探索宇宙的黎明時期，科學家們開始了對第一代發(fā)光天體的探索。我們不禁要問，電離宇宙中所有中性氫的第一代發(fā)光天體究竟是誰？它們需要產生足夠的電離輻射來電離宇宙中的氫，把電子從原子核的身邊剝離。這也成為目前觀測宇宙學中的最重要的問題之一。

　　要使得中性氫電離需要13.6電子伏特的能量，對應的便是波長短于91納米長度的光子（即紫外線部分）。因此，電離中性氫的候選者必須具備紫外線或者更高能量的光子，可能是第一代恒星，或者是類星體。

　　第一代恒星，或者稱為第三星族恒星，它們與現(xiàn)在宇宙中的年輕恒星不同，它們由沒有比氦更重的元素構成。第三星族恒星像是一團高熱巨大的球，比之后形成的第二星族恒星能夠輻射出更多的光子，這些光子可以使宇宙中的中性氫電離。雖然至今依然沒有直接觀測到第三星族恒星的存在，但是根據理論模型、數(shù)值模擬和間接觀測證據，第三星族恒星被認為是宇宙再電離的可能能量來源。

　　類星體是一類離地球最遙遠而能量最高的活動星系核。它們比10萬億個太陽還要明亮，是宇宙中最強的星體。類星體的體積比星系要小，然而，它們釋放的能量卻至少是星系的千倍以上。

　　目前科學家發(fā)現(xiàn)的最遙遠的類星體距離我們130億光年，其質量是太陽的16億倍。類星體能夠高效地完成由質量到能量的轉變，其輻射出的能量可以成為宇宙中中性氫電離的能量來源。然而，至今我們尚未清楚，具體有多少類星體在宇宙再電離時期出現(xiàn)，來完成宇宙的再電離過程。

　　21厘米輻射——揭秘宇宙黎明和再電離時期的鑰匙

　　宇宙中的中性氫被電離之后，會發(fā)出波長為21厘米的輻射。對其進行探測，可以了解宇宙的黎明和再電離時期。

　　中性氫的21厘米輻射是由中性氫精細能級躍遷產生的。中性氫的電子存在著自旋平行和反平行兩種狀態(tài)，當這兩種狀態(tài)發(fā)生轉換時，便發(fā)生了精細能級間的躍遷。

　　然而，中性氫發(fā)生自發(fā)精細能級躍遷的概率非常小，對于一個氫原子而言，發(fā)生一次自發(fā)躍遷需要的時間是大約一千萬年。因此，需要提供很高能量來實現(xiàn)中性氫精細能級的躍遷。第一代發(fā)光天體輻射出的光子加熱中性氫，使其周圍的中性氫發(fā)生了精細能級躍遷。

　　隨著宇宙的膨脹，宇宙黎明和再電離時期的中性氫21厘米信號傳播到今天處在米波波段，也就是低頻射電波段。因此，我們可以在低頻射電波段通過不同的方法，探測中性氫21厘米信號來研究第一代發(fā)光天體的形成，從而了解宇宙的黎明和再電離時期。

　　第一種探測方法是以宇宙微波背景輻射為背景。星際介質中的氫原子通過發(fā)射和吸收21厘米光子，在微波背景的亮溫度上產生起伏。當中性氫的自旋溫度高于宇宙微波背景輻射的亮溫度時，會產生21厘米發(fā)射信號；當中性氫原子的自旋溫度低于宇宙微波背景輻射的亮溫度時，則會產生21厘米吸收信號。因此，可以通過探測相對于宇宙微波背景輻射亮溫度上的起伏來探測中性氫的發(fā)射和吸收信號。

　　第二種探測方法的觀測對象是“21厘米森林”。所謂的“21厘米森林”是以高紅移的類星體或者伽馬射線爆這類射電點源的余暉作為背景，探測不同紅移處其光譜上產生的21厘米吸收線，這些吸收線形成形狀類似森林的結構，因此稱作“21厘米森林”。

　　然而，中性氫的21厘米信號是非常微弱的信號。我們所處的銀河系，還有銀河系之外的星系產生的輻射都要比宇宙黎明時期的中性氫21厘米信號高十萬倍左右。無論采用何種方法來探測，要想提取出中性氫的21厘米信號都是非常困難的。就好像是一根針沉入了茫茫大海之中，要想找到這根針，需要突破層層的阻礙。

　　中性氫精細能級躍遷 （圖片來源：Wikipedia）

　　排除前景污染，在大海里撈針

　　來自宇宙黎明和再電離時期的中性氫21厘米信號非常微弱，而且被強大的前景淹沒，因此能否準確地扣除前景輻射污染，是目前宇宙黎明和再電離探測的最大問題之一。前景輻射污染主要包括了來自銀河系的輻射和河外射電源的輻射。

　　銀河系內的射電輻射主要分為自由-自由輻射和同步輻射。自由-自由輻射屬于熱輻射，來自帶電粒子的相互作用；同步輻射是非熱輻射，來自相對論電子在磁場中的螺旋運動。在觀測宇宙黎明和再電離信號的低頻射電波段，銀河系的輻射要比來自宇宙黎明和再電離時期的中性氫21厘米信號高幾萬到幾十萬倍。在頻率空間，銀河系的輻射譜呈現(xiàn)冪律形式。

　　除了銀河系，包含星系、星系團的射電源也是宇宙黎明和再電離探測中主要的前景成分。這些射電源中包含了形態(tài)呈現(xiàn)高斯分布的點源，也包含了結構復雜的彌散源。根據彌散輻射產生的位置、形態(tài)、尺度等特征，可以將其分為射電暈、射電遺跡和微射電暈。

　　在低頻波段，我們觀測到具有彌散輻射的星系團的機率會越大。比起在射電波段呈現(xiàn)規(guī)則結構的射電源，彌散源的擬合更為復雜，是目前前景去除的難點之一。

　　在形態(tài)上，這些彌散源的尺度與最終希望探測到的再電離區(qū)域相似，如果不能被理想地去除的話，將會混淆探測到的信號。在觀測宇宙黎明和再電離信號的低頻射電波段，來自銀河系外的輻射要比來自宇宙黎明和再電離時期的中性氫21厘米信號高幾百到幾千倍。

　　由于星系間介質產生彌散輻射的形態(tài)復雜，因此作為前景成分進行擬合和去除是非常困難的。目前，人們依然在尋找能夠去除各種射電前景的方法，在強大的前景污染中挖掘微弱的宇宙黎明和再電離信號。

　　探測宇宙黎明和再電離時期的幾種方式

　　1、總功率測量

　　全天總功率測量，就是在觀測宇宙黎明和再電離信號的低頻射電波段進行全天信號的測量。其可以通過例如薄板形、雙錐形、圓錐形、芙蓉形、球形等不同形狀的單天線來實現(xiàn)。天線本身的建造相對簡單，一般具有可移動、低功耗的特性。通常放置天線的地面會鋪設金屬網來消除電磁反射，以保證天線接收到的信號是來自天空的射電輻射。天線的接收系統(tǒng)需要保持穩(wěn)定，天線放置的地點也需要遠離低頻射電波段的噪聲污染。

　　總功率探測的最終目的，是構造低頻射電波段的全天功率譜，進行射電前景污染及儀器噪聲的扣除后，提取出宇宙黎明和再電離信號的全天總功率，尤其是宇宙黎明時期在全天總功率譜上呈現(xiàn)出的吸收谷的結構。

　　目前國際上已經有許多宇宙黎明和再電離總功率測量的實驗建成，如建在澳大利亞西部的EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature) 和BIGHORNS (Broadband Instrument for Global Hydrogen Reionization Signal)，在墨西哥偏僻小島上的SCI-HI (Sonda Cosmologica de las Islas para la Deteccion de Hidrogeno Neutro），位于美國信墨西哥的LEDA (Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages)，坐落于印度班加羅爾以北的SARAS (Shaped Antenna measurement of the background Radio Spectrum)。在地球之外，美國國家航天局提出了DARE (Dark Ages Radio Explorer)，即探測宇宙黑暗時期的空間望遠鏡計劃，該計劃將探測器發(fā)射至月球約125公里的軌道，利用月球來阻擋來自地球和太陽的電磁干擾，在理想的電磁環(huán)境下進行宇宙黎明和再電離時期的全天總功率測量。

　　宇宙黎明時期全體總功率測量實驗EDGES

　　(圖片來源：loco.lab.asu.edu/edges/)

　　2、統(tǒng)計測量

　　除了全天總功率測量，統(tǒng)計測量也是宇宙黎明和再電離時期探測的主要手段之一。與全天總功率測量不同，統(tǒng)計測量不能通過一個單天線來實現(xiàn)，而是要通過射電天線陣列來完成，或者更準確地稱為低頻射電干涉陣列。

　　統(tǒng)計測量，也就是對信號的統(tǒng)計性質來進行研究。通常我們會使用一種叫做功率譜的測量方法來研究信號的統(tǒng)計性質。19世紀末期，德國學者舒斯特提出了一種將傅立葉級數(shù)幅度的平方作為函數(shù)中功率的度量方法?，F(xiàn)在我們使用的功率譜通常就是使用傅立葉變換的幅度的平方來度量信號中的功率，在處理實際的觀測數(shù)據中，我們一般使用的是快速傅立葉變換。（點擊此處了解有關傅立葉變換的有用知識 https://mp.weixin.qq.com/s/6F0cFHsHRasxNVlKty8GDQ）

　　低頻射電陣列與光學望遠鏡不同，觀測到的并不是實際的天圖，而是天圖的傅立葉變換。也就是說，我們可以直接從低頻射電陣列的觀測數(shù)據提取出功率譜的信息。

　　如果所有的前景噪聲和儀器影響都可以去除，那么我們就可以通過低頻射電干涉陣列的觀測數(shù)據直接構造出功率譜，從而獲取宇宙黎明和再電離信號的統(tǒng)計信息。當然這在實際操作中面臨著許多困難，如前景噪聲的去除，儀器效應的去除等等。

　　宇宙黎明和再電離信號的統(tǒng)計測量可以告訴我們第一代發(fā)光天體是在哪個紅移時期形成的，在哪個紅移時期宇宙再電離信號達到峰值，宇宙黎明和再電離時期何時開始以及何時結束等等。

　　目前國際上也有許多低頻射電陣列建成，宇宙黎明和再電離時期中性氫21厘米信號的統(tǒng)計測量是這些低頻射電陣列的首要科學目標之一。目前的低頻射電陣列包括：中國的21CMA (21 Centimeter Array)，荷蘭的 LOFAR (Low-Frequency Array)，澳大利亞的MWA (Murchison Widefield Array)，美國的LWA (Long Wavelength Array)以及曾經位于南非的Paper (Precision Array for Probing the Epoch of Reionization)等等。建設中和即將開始建設的低頻射電陣列包括：技術更為成熟的宇宙黎明和再電離時期探測第二代射電望遠鏡陣列——美國正在南非開始建設的HEAR (Hydrogen Epoch of Reionization Array)，以及未來多國合作即將開始建設的具有高分辨率和靈敏度的大型射電望遠鏡陣列平方公里陣SKA (Square Kilometer Array)。（點擊此處了解有關SKA的知識 https://mp.weixin.qq.com/s/VUZ7MZ7yB330D5xfu1eKLQ）

　　3、成像觀測

　　我們已經知道，宇宙從黑暗到光亮的演化歷程，實際上就是電離氫區(qū)域不斷擴大的過程。有關電離區(qū)域如何擴大，目前被認可的模型是“泡泡”模型。這一觀點認為，電離氫的區(qū)域就像是不斷長大的泡泡一樣，在碰到相鄰泡泡后會相互融合，形成更大的泡泡。

　　與功率譜測量相比，對再電離時期的大尺度電離氫區(qū)進行直接成像觀測，可以更為直接地提取電離區(qū)域的大小和特征，也就是可以讓我們更為直觀地看到這些電離“泡泡”的大小和形態(tài)。成像觀測主要基于低頻射電陣列來實現(xiàn)，并且對望遠鏡的分辨率和靈敏度都有較高的要求。

　　成像觀測分為兩種，一種是對特定天區(qū)的深度成像，另一種是大天區(qū)的成像，一般采用巡天的模式。深度成像就是長時間對同一個天區(qū)進行觀測，也就是采用望遠鏡對特定天區(qū)的定點觀測模式，最終實現(xiàn)對宇宙再電離結構的成像。巡天模式的大視場成像則是希望通過大天區(qū)的觀測，經過前景射電污染的去除，最終實現(xiàn)對宇宙黎明和再電離時期信號的統(tǒng)計測量。

　　對宇宙黎明和再電離信號進行直接成像研究是未來具有高分辨率和靈敏度的射電望遠鏡陣列 (如SKA)的研究目標之一。由于受到靈敏度和分辨率的限制，目前各國已經在運行的射電望遠鏡陣列如21CMA，LOFAR， MWA等，不具備對宇宙黎明和再電離結構進行直接成像研究的能力，只能進行信號的統(tǒng)計測量。

　　找星星的“眼睛”

　　1、低頻射電干涉陣列

　　如果我們在今天探測第一代發(fā)光天體電離中性氫產生的波長為21厘米的信號，由于宇宙的膨脹，那么信號隨著紅移波長變長到米波波段，對應的觀測頻率則是真空中的光速除以波長。

　　根據理論模型估計，第一代發(fā)光天體產生的紅移在6-27左右，這一時期的中性氫21厘米信號的觀測頻率大約是50-200MHz，也就是低頻射電波段。因此我們可以使用低頻射電望遠鏡對宇宙黎明和再電離時期的中性氫21厘米信號進行觀測，這些低頻射電望遠鏡則是我們用來看第一代發(fā)光天體的“眼睛”。

　　日常生活中，當我們用不同的相機拍照時，其中一些很清晰，而有一些卻顯得模糊，決定照片是否清晰的一個重要的因素就是相機的像素。我們可以理解為照片是由很多小方格組成的，每個位置的小方格里面是特定的顏色，組成在一起呈現(xiàn)出整個照片。同樣的圖像，被分割成的小方格越多，呈現(xiàn)出的圖像就越接近真實圖像，也就越清晰。我們也可以用分辨率來描述，同樣的圖像，像素越多，分辨率也就越高。（有關天文觀測中拍照的好技術，可點擊此處了解 https://mp.weixin.qq.com/s/6c4lknFc0tm-Yp7zyjBPOw ）

　　要想清晰的看到天上的星星，我們需要高分辨率、高靈敏度并且大視場的望遠鏡。高分辨率可以讓望遠鏡看得更清楚，高靈敏度可以讓望遠鏡接收到更多的光子，大視場可以讓望遠鏡看到更大的天區(qū)。在特定觀測頻率時，分辨率是由望遠鏡的口徑來決定的。也就是越大的望遠鏡，分辨率也就越高。在我國貴州建有目前世界上最大的單口徑射電望遠鏡500米口徑球面望遠鏡FAST，面積相當于30個足球場。然而，如果500米的口徑依舊不能滿足我們對高分辨率的需求，那么我們該怎么辦呢？把望遠鏡建得更大嗎？

　　500米口徑球面望遠鏡FAST （圖片來源：搜狐）

　　實際上，建設大口徑單口徑射電望遠鏡是非常困難而復雜的。目前人類眼睛的分辨率是1角分左右，而FAST目前所能達到的最佳分辨率是大約3角分。為突破建設大口徑望遠鏡的限制，在1946年，Martin Ryle提出了射電干涉的概念，即把很多結構簡單的小天線放在一起組成陣列，再把每個陣列的小天線接收到的光子疊加起來，或者可以理解成是一個巨大的望遠鏡被分割成了很多小的單元。

　　相比單口徑望遠鏡，干涉陣列想要形成長基線相對容易，而基線的長度就對應于由小天線組成的陣列之間的長度，基線越長，對應的分辨率也就越高。而且所有小天線接收到的光子疊加到一起，可以讓干涉陣列獲得很高的靈敏度。

　　低頻射電陣列21CMA

　　(圖片來源：Zheng et al. 2016, The Astrophysical Journal, 832, 190)

　　目前，國際上已經有許許多多的低頻射電干涉陣列建成或者在籌建中，這些低頻射電干涉陣列承載著非常宏偉的科學目標，可以幫助人們看到更加深遠更為廣闊的宇宙。

　　平方公里陣SKA效果模擬圖

　?。▓D片來源：https://news.ji-qi.com/discovery/space/201803/63-1021514.html）

　　2、低頻射電數(shù)據處理

　　射電望遠鏡觀測到的數(shù)據并不是直接可以形成天圖的，而是天圖的傅立葉變換形式。如果想要通過觀測數(shù)據得到天圖，我們需要對數(shù)據進行逆傅立葉變換。

　　考慮到計算資源的限制，在實際處理中，我們采用的快速傅立葉變換，即先對數(shù)據進行格點化，再進行傅立葉變換，這樣可以大大提高計算效率，當然也會造成分辨率上的損失。以二維傅立葉變換為例，要進行快速傅立葉變換，格點化是要將數(shù)據形成N乘以N個格點的二維數(shù)據陣列，其中N滿足2的指數(shù)形式。N越大，傅立葉變換后形成圖像的分辨率也就越高，計算消耗的資源也就越大。當然圖像分辨率也受到望遠鏡本身的限制，如果格點數(shù)目過多，形成的圖像分辨率超過了望遠鏡本身的分辨率，那么就是超分辨率的情況。除非特殊需要，一般格點化的格點數(shù)目還是會考慮望遠鏡實際分辨率。

　　隨著人類科技的發(fā)展，電子產品的廣泛使用造成了低頻射電波段的電子干擾，目前能夠進行低頻觀測的射電寧靜的區(qū)域越來越少。在低頻射電數(shù)據處理的過程中，我們首先要對干擾信號進行時間上或者頻率上的去除。

　　在去除掉干擾存在的觀測時間和頻率的數(shù)據之后，我們校準剩下“干凈”的數(shù)據。數(shù)據的校準是為了對儀器本身的效應進行去除，同時對電離層的影響進行改正。數(shù)據校準分為兩個部分：相位校準和幅度校準，對應的就是對圖像中觀測到的射電源位置和亮度進行改正。

　　校準之后我們就可以對數(shù)據進行統(tǒng)計分析，或者成像。低頻射電陣列是由許多小天線組成，在陣列所覆蓋的有效面積內，并不是所有的地方都會有小天線，也就是并不是所有尺度上的信號都可以被觀測到。就好像一個不完整的很大的單口徑天線，缺失掉了一部分觀測信號。因此在成像的過程中，會通過天線的分布信息等來進行修正，使得圖像看上去更為完整。

　　在實際的數(shù)據處理中，我們會面臨很多困難，這些困難包括計算機硬件上的限制，也包括算法方面的軟件上的限制。隨著科技的發(fā)展，困難會慢慢被克服，我們也會慢慢接近理想中的結果。最終，會找到那顆第一次照亮宇宙的星。