不久前，天文学家宣布发现了宇宙“第一缕曙光”——确切的说是“第一缕曙光”照耀时留下的痕迹。 

　　这次探测到了宇宙那一头第一缕微弱星光的，是在宇宙这一头安置的一张一米见方的“餐桌”。而这张“餐桌”刚好就被命名为“尽头”——EDGES（Experiment to Detect the Global EoR Signature），“探测再电离时期全局特征实验”。 

　　所以我叫它“宇宙尽头的餐桌”。 

　　要理解这个由一张“餐桌”带来的重大发现，我想从以下几个方面展开解释： 

　　1、宇宙的“第一缕曙光”是什么？ 

　　2、要怎样才能探测到宇宙的“第一缕曙光”？ 

　　3、凭什么一张“餐桌”可以做出这样重要的发现？ 

　　4、天文学家还有怎样的野心？ 

　　开始咯~ 

　　 

　　“第一缕曙光” 

　　现代宇宙学关于宇宙起源的标准理论是“大爆炸”理论。它认为，我们现在所知的宇宙起源于138亿年前一场“大爆炸”，我们的宇宙空间从那时起从一个极小的点出发膨胀至今，而宇宙中包含的物质与辐射也随着空间的膨胀，从极高温的状态逐渐冷却，并在冷却过程中发生一系列变迁与演化，最终形成了我们现今所处的宇宙。 

　　这一复杂的演化过程中与本文密切相关的，有这样几个重要的节点： 

　　从宇宙诞生后第10秒开始的大约20分钟内,宇宙中第一批原子核形成，其中占据主体的是最简单的氢原子核——质子。这让我们的宇宙中至今仍以氢元素为含量最丰富的元素。 

　　但当时的宇宙太热，质子要想捕获一个电子、形成一个氢原子，几乎是不可能完成的任务。高能的光子从四面八方袭来，阻止质子和电子稳定的束缚在一起。 

　　而光子在跟自由电子频繁的相互作用中，也很难独善其身，它们被电子反复散射，连直线传播都做不到，因此,那时的宇宙看起来是“不透明”的。 

　　此后宇宙的温度逐渐下降，到宇宙年龄大约38万年时（红移~1100），光子的能量终于降到了不足以有效阻挠电子被原子核俘获的程度，这个时候，自由电子和自由质子普遍的结合，氢原子终于产生了。 

　　自由电子的减少让光子获得了自由，从此辐射和物质分道扬镳。这个时候，虽然宇宙中尚有大量的光子在四下逃窜，但它们皆是明日黄花：这些光子继续随着宇宙膨胀而损失能量（波长随宇宙膨胀而变长，也即辐射温度随宇宙膨胀而线性地下降），到我们现在已经到了微波波段，这就是所谓“微波背景辐射”（CMB）的由来。 

　　太阳的表面温度是5000多K（开尔文），对应的辐射峰值刚好在人眼可见光范围内；而宇宙背景辐射刚形成时，就只有大约4000K了，在此后1亿多年中，又越来越凉、越来越黯淡，所以这段时间里对人眼来说，宇宙是一片漆黑的。因此这被称为宇宙的“黑暗时代”。 

　　在黑暗时代的前半截（一直到红移~200），光子仍然得以通过与残存的自由电子的相互作用（康普顿散射）来维持辐射温度与物质温度的一致（所以有人把这段之后才开始叫“黑暗时代”，这里取前面一种定义）。之后物质与辐射就更加彻底的退耦了。而因为物质与辐射的性质差别，氢原子气体冷却的比光子更快。温度降下来之后，气体就能凝聚成比较高密度的云团，云团再继续塌缩，就会产生第一代恒星——第一代恒星的出现，就是我们所说的“第一缕曙光”的诞生。 

　　  

　　怎么才能看到？ 

　　我们用来探测“第一缕曙光”的办法，比直接去看那一点点微弱的星光，要更迂回一些。实际上我们是通过这“第一缕曙光”照在那时的氢原子气体上产生的效应来对其进行间接的探测的。 

　　先说我们是怎么探测氢原子气体的： 

　　氢原子核和电子各自有其自旋方向，而它们的自旋方向相比，只有两种可能，平行和反平行。这两种状态下电子的能量会有微小的差别（后者更低），如果电子在这个微小的能级差之间发生跃迁，就会放出一个非常低能量的光子——它的波长长达21厘米。这样产生的谱线就是我们常说的21厘米线——虽然在宇宙学中，21厘米线的实际波长还可以因为宇宙膨胀导致的红移而再变长很多。 

　　在真实的宇宙中，并不只有氢原子。前面提到，大爆炸留下了背景辐射，这是在计算氢原子气体光谱时必须考虑的。实际上我们能否探测到某一红移也即宇宙某一年龄处的氢原子气体，取决于该处背景辐射与氢原子气体的温度的比较：只有当二者有差异时，氢原子气体才可以被探测到。当气体温度低于辐射温度时，探测到的谱线呈负值，叫做吸收线；反之为正值，叫做发射线。 

　　需要说明的是，前一段中所谓的氢原子气体“温度”，行话叫“激发温度”，实际上只是为衡量一团原子中，电子在不同能级上数量分布而定义出来的物理量；我们平时所说的温度，则是用来衡量原子无规则热运动的剧烈程度的物理量。下面我将分别称其为“激发温度”和“气体温度”。 

　　 

　　横轴：红移（底部）或21cm线红移后的频率（顶部）；上栏：点虚线为背景辐射温度，长虚线为气体温度，实线为激发温度；下栏：计算预言的吸收、发射特征在红移上的分布。Pritchard & Loeb 2008 

　　（下文整个过程如上图所示，可以配合享用。顺着红移减小的方向从右往左看~） 

　　激发温度不见得与气体温度相等，但也未见得一定与气体温度不相等。当气体密度较高时，原子之间频繁发生碰撞，激发温度与气体温度就会由于碰撞耦合而非常接近。这正是“黑暗时代”刚开始时发生的事情。 

　　结合前文可以知道，一直到红移~200的这段时间内，辐射温度、激发温度、气体温度三者都几乎一致；此后激发温度和气体温度走向大体一致，与辐射温度相距越来越远。这也是第一个能够探测到吸收光谱的时期。 

　　但激发温度实在是墙头草一枚：当宇宙年龄达到6500万年左右（红移~40）的时候，气体密度已经降低到原子之间的碰撞耦合不足以维持激发温度与气体温度的一致了，接下来激发温度就会单独被辐射温度“拐跑”，到红移~30时，激发温度已经再度与辐射温度几乎一致了，它们此时都大于气体温度。这段时间前后，光谱上的吸收特征消失了。 

　　在红移~30的某个时刻，没有任何人说了一句“要有光”，宇宙的第一代恒星终于开始点亮。到宇宙年龄1.8亿年（红移~20）时，随着点亮的恒星越来越多，最戏剧化的事情发生了：新形成的恒星放出的光芒中包含波长为121.6纳米的一种光子（Lyman- 光子），它可以粗暴地对氢原子气体的激发温度施加干涉，在较短时间内就将其强行拉回与气体温度一致——注意这个时候气体温度是低于激发温度的——由于激发温度才是真正的可观测量，因此从观测上来讲，这就仿佛“原子气体被恒星发出的光冷却了”一样！ 

　　这一神奇的过程叫做WF耦合（Wouthuysen-Field coupling）。2003年，国家天文台陈学雷研究员最早指出，由于这一机制的存在，激发温度会被Lyman- 光子拉下水，从而在红移~20处会有一个吸收特征的存在。 

　　不过WF耦合能力有限，经过一段时间之后便会饱和。此后恒星的高能光子才真正施展出其老本行：加热。气体温度得到快速的提升，直到在宇宙年龄2.7亿年左右（红移~15），一举超过辐射温度，从此吸收特征消失，21cm光谱转入发射特征。 

　　在这短暂的1亿多年中，由于新生恒星的光对氢原子气体温度的影响导致的这个强吸收特征，正是本次发现中“宇宙尽头的餐桌”所发现的！ 

　　 

　　同前图下栏，一种科普一点的画法。 

　　宇宙尽头的餐桌 

　　很多人看到做出本次发现的EDGES “望远镜”都会感到讶异——见过长得像炮筒的望远镜，见过长得像大锅的望远镜，见过长得像晾衣架的望远镜，就是没见过长得像餐桌的望远镜…… 

　　别的不说，这玩意真的能成像吗？ 

　　 

　　第一代 EDGES 望远镜（下面的“麻将桌”）和第二代 EDGES 望远镜（上面的“餐桌”）LoCo Lab ？ 2018 

　　  

　　好吧你赢了……还真不能…… 

　　这张金属桌子硬要当望远镜使的话，它的角分辨率大概是60 ，比人眼差好几百倍，大概跟你闭眼时候的分辨率差不多——只能分清亮暗，啥细节也别指望看着。 

　　不过，好在也不需要成像就是了。 

　　因为我们关心的，实际上首先是整个宇宙在历史上那一段时期的整体性质。分辨率非常差的望远镜，反而可以帮助我们把银河系前景的天体全都糊成一团，将其光谱特征作为一个整体予以减除；而对于我们要研究的那段时期，它也可以把空间起伏细节全部抹匀，获得一个平均的测量结果。在信号被平均的同时，噪声也被平滑掉了一部分，这样可以用较小的接收面积，对较弱信号实现比较高的灵敏度。 

　　当然，这张“餐桌”能获得想要的信号，我们还不得不注意到软硬两方面的条件： 

　　硬条件方面，此处不得不吹一波望远镜所在的台址：位于西澳大利亚的默奇森射电天文台（MRO）。 

　　 

　　  

　　西澳大利亚州是澳洲西部的一个大州，地广人稀、气候干燥、地势平坦。上图中红点标出的就是 MRO 所在地，距离州首府珀斯（市区人口不足200万）约600公里，距离最近的中等城市杰拉尔顿（市区人口不足4万）约300公里。而 MRO 周围的几万平方公里内，除了一两百人的原住民社区以外，就只剩灌木和袋鼠了。 

　　这样少的人类存在，加上妥帖的电磁环境保护规划，使得这里的射电干扰极低——比我国新疆的一些射电天文台址好一个数量级、比贵州FAST望远镜台址好两个数量级。得天独厚的条件，使这里成为未来世界上最大的射电望远镜——平方公里阵列望远镜（SKA）低频阵列核心区将会落户的地方。（笔者求学于珀斯的国际射电天文研究中心，该中心亦是为因应SKA的建设和发展而设立。） 

　　MRO 所在的这篇荒野，基本上可以算是地球上最接近“世界尽头”的几个地方之一了——称 EDGES 望远镜为“宇宙尽头的餐桌”，真是毫不为过。 

　　软条件方面，EDGES 团队对获得的原始数据做了比较妥适的处理。 

　　前面提到，在我们想要观测的50~100 MHz这个频段内，银河系也是会发出辐射造成干扰的。实际上这个干扰不是一般的强——银河系内的同步辐射造成的幂律谱的亮温度在几千K这个数量级，高于我们想要探测信号的几万倍。透过银河系的强光搜寻宇宙“第一缕曙光”，就如同隔着路灯想要看到灯光背后的星星一样困难。（下图 a 栏） 

　　好在银河在天上的运行有已知的规律，经过望远镜极低的分辨率平均之后，银河系同步辐射的幂律谱也非常光滑有规律，比较容易减除。（减完即为下图 b 栏） 

　　另一个弱很多但也不能忽视的“光污染”，来自地球的电离层。它会加强或减弱光谱的特定区域，而且其干扰效果随电离层特性时时发生着变化。（下图 b 栏中在60 MHz处的凹坑、90-100 MHz处的下沉） 

　　在对电离层物理进行建模之后，这项影响也被团队排除。剩下的，就是我们想要看到的第一批恒星对宇宙再电离时期的21cm吸收坑了。（下图 d、e 栏，分别为模型拟合结果和包含噪声的实测值） 

　　Bowman et al. 2018 Nature Letter 

　　  

　　更大的野心 

　　EDGES 团队在本次刊发的 Nature 快讯中给出的结果是，由于第一批恒星导致的21cm吸收坑产生于宇宙诞生后大约1.7亿年、结束于大约2.8亿年时，与理论预期基本一致。 

　　比较蹊跷的是其吸收坑强度，高达0.5K，比理论预言最大值还要高一倍。这说明第一批恒星形成时氢原子气体温度比预期更低，或当时背景辐射的温度更高。这会引出一些关于暗物质性质的讨论，此处不想赘述。仅以一张文献代表图镇楼： 

　　 

　　宇宙年龄2亿年前后由第一批恒星Lyman- 光子造成的21cm吸收坑。Bowman et al. 2018 Nature Letter 

　　  

　　天文学家当然不会满足于一个毫无空间分辨率的“望远镜”测得的一条全局平均谱线——这充其量只是一条必要而简短的开场白。 

　　我们还想要看到，在这些第一代恒星形成之前，诞生它们的星云物质在空间中的分布情况；以及在它们形成之后，它们是怎样将周围气体一点点电离，那一个个孤立的电离泡，是怎样发展壮大、最终连成一片的。 

　　不出意外，那将是类似这样的一部小电影： 

　　插入视频 

　　要看到这些，都需要具有更高角分辨率、更高灵敏度的望远镜。 

　　这就是兴建平方公里阵列想要做到的事情。 

　　事实上在建成 SKA 之前，同样在 MRO 已经建成了一个 SKA 的先导阵——默奇森大视场阵列（MWA）。它虽然没有 SKA 建成后的无敌分辨率与灵敏度，但也期待能为解答上述问题做出一定的成绩。 

　　 

　　MWA 局部。图中每个“蜘蛛”叫做一对偶极子，每4x4个蜘蛛叫做一个区块（tile），整个阵列一共有128个区块。 

　　实际上，同样的思路非独西方所有。中科院国家天文台武向平院士耗费十多年时间，在新疆乌拉斯台建成并维护的“21厘米阵列”（21CMA），也致力于同样的科学目标。建成于2007年的21CMA比MWA更早投入使用，建设耗资也仅为MWA的四分之一。但根据《中国科学报》的报道《中国宇宙探测项目因资金短缺面临关闭》，由于无法筹措到足额的运行经费，该望远镜建成后有效运行时间远不足预期，很遗憾地暂未发挥出全部威力。 

　　 

　　武向平院士和21CMA 

　　  

　　总结一下： 

　　这次天文学家用“宇宙尽头的餐桌”看到的，严格说来不能称为宇宙中的“第一缕曙光”，作比喻的话或应称之为“第一缕曙光照耀而投下的树影”。在可见的未来，我们期待着不仅能进一步看清楚这树影的轮廓与深浅，更能看清楚树干枝杈脉络在地上投出的细节，乃至记录下日移而影斜的婀娜景致。 

　　参考文献： 

　　21 cm cosmology in the 21st century 

　　An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum 

　　Antenna Design and Foreground Characterization for Improved Detection of the Redshifted 21 cm Global Signature During the Epoch of Reionization