在未来，

对宇宙黎明和再电离探测的21厘米观测

能极大地推动宇宙学的发展，

并且我们也有理由相信，

能够产生更多诺贝尔级的成果。

茅 奕 · 清华大学天文系教授

格致论道 | 2020年9月5日 北京

大家好，我是茅奕，来自清华大学天文系。今天我给大家讲讲，填补宇宙空白的记忆。
我们知道，宇宙起源于138亿年前的一次大爆炸，大爆炸是一个形象的说法，准确地说在138亿年前，宇宙处在一个极度高温、高密度和高压强的状态。
在高温度下，宇宙中所有的物质都以电离态的基本粒子形式来存在，就是质子和电子。那么随着宇宙温度慢慢降低，这些物质就开始结合。
在宇宙38万年的时候，质子和电子就开始结合成为中性的氢原子和氦原子，还有数量非常少的，质量稍微大一点点的元素，比如说碳元素。但是宇宙中绝大部分都是以氢原子和氦原子形式存在，在宇宙38万年的时候，光和这些氢原子和氦原子就开始脱离开。
从那个时候开始，经过漫长的宇宙年龄就是我们今天看到的宇宙微波背景辐射。
 
它实际上是对宇宙在38万年时候的物质状态的一个惊鸿一暼。我们今天看宇宙微波背景辐射，各个方向上它的温度几乎是完全一样的。
但是，如果把精度提高5个数量级，就可以看到，在非常小的起伏状态下，实际上各个方向的温度还是有很小的差别的。
这些亮点就代表了温度稍微高一点的地方，它的物质密度也稍微高一点点。而蓝色的地方是它的温度稍微低一点的地方，密度也稍微低一点。就像温度起伏，它的差别只是在10的-5次方，密度起伏也是非常微小的，在10的-5次方的量级，但是这个极小的密度起伏孕育了今天我们各种各样的物质结构。
因为密的地方会由于引力的作用，吸引更多的物质，会变得越来越密，就慢慢地形成星系和星系团。这些密度低的地方，也会变得越来越低，就会形成一个一个很大的空洞。在这个空洞里边，几乎看不到任何一个星系。
那么这个就是通过星系巡天看到的近邻宇宙的样子。可以看到这些亮的地方，每一个黄点代表一个星系，这些星系是抱团的。密的地方，周围有密度比较高的星系。那么就形成一个一个的像网一样的结构，我们称之为宇宙网。
而密度低的地方，像黑的区域其实就是一个一个很大的空洞。那么我们今天可以通过微波背景辐射看到宇宙38万年时候的样子。也可以通过星系巡天看到在今天近邻宇宙的各种星系、各种非线性的结构，但是我们还缺乏观测手段。
宇宙演化进程

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宇宙是怎么演化的呢？我们现在仅仅有理论的推测，但是还没有观测的直接的证据。
这就好像我们在以前小的时候，还没有数码相机。我们就是过一段时间被大人拽到照相馆拍一张照片放在相册里。我们看一个人的相册，就像我们看爱因斯坦小时候，是一个小Baby的样子，但是如果直接看到最后一页，他已经成为一个伟人的样子。我们就会想知道，他是怎么从一个小Baby成长为一个伟人的。
对于宇宙来说也是这样子，我们现在只能看到它的婴儿期和现在的成熟的成人期，那么中间这么漫长的空白的记忆，我们也想去寻找它。在理论上，我们有一个很好的推测，这个过程是怎么发生的。
在宇宙38万年微波背景辐射形成之后，我们刚才说了宇宙中所有的物质都是以中性氢原子、氦原子来存在的。这个时候还没有星系形成，所以宇宙中是黑暗一片。这个时代就是黑暗时代，这个时候只有氢和氦。
大概在宇宙1亿年的时候，我们才出现了第一代的星系，就是这些蓝、黄色的亮点。
 
那么这些第一代星系发出的星光，会划过黑暗的宇宙。我们称之为：宇宙进入了宇宙黎明。
这些发出的星光其中有一部分能量很高，它能够把原本是中性的氢原子重新电离掉。也就是说把氢原子内部的电子给它打出去，这些氢原子又重新变成电离态的氢。在这些第一代星系周围，形成一个一个的泡状结构。
首先形成它的电离氢，是一个一个的泡状结构。那么这些随着第一代星系越来越多，这些泡就开始变大。电离的区域也会越来越大，越来越多，这些泡就会碰到一起叫并合，就会形成一个更大的泡。但就是形状不太规则，这些更大的泡会越来越多地加入在一起，最后充斥了整个宇宙。
这时候宇宙这个电离过程就结束了，我们把这个过程叫做宇宙再电离。
一开始，宇宙在微波背景辐射形成之前，是电离态的氢和氦，就是质子和电子。
在黑暗时代，宇宙中的物质是呈中性态，等到把这些中性的原子再次电离，我们把这个过程叫再电离时代。
宇宙再电离观测

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大概在宇宙10亿年的时候结束，在这之后，宇宙中几乎所有的氢都是以电离态的形式存在于宇宙，而只有很少很少的中性氢，还能够存在于星系内部。再往后，这个星系就开始继续形成。一直到今天，我们看到今天的宇宙。
因此，宇宙黎明和宇宙再电离，这个时刻是宇宙演化过程非常重要的一个阶段，也是今天我们要讲的一个主题。我们想认识这个阶段，但是观测上我们怎么去看到它呢？这个非常非常难。原因是第一代星系它不是那么亮，又离我们很远。
所以，通过传统的这些光学，或者红外望远镜，很难直接看到这些第一代星系。那我们怎么办？别忘了那个时候，宇宙中充斥的是中性氢。这个图就示意了当时的中性氢分布。
有一种食品叫做瑞士奶酪，瑞士奶酪中间空洞的地方，就是这些电离氢。它已经被电离了，呈一个泡状结构，那周围的黄色的区域就是中性氢。如果我们能够通过某种手段，看到中性氢的话，我们就能直观地看到宇宙再电离的过程。
但是中性氢是很难被探测到的，原因是那个时候的温度已经很低了。所以大部分的氢原子中的电子都是处在能量最低的状态，它没有被激发。因此我们往常的那些谱线都没有，那怎么办呢？别怕，大自然给我们创造了一个非常奇妙的宇宙，那就一定会给我们留下一个办法去看到它。
这个办法就是我们人类想到的中性氢21厘米谱线，这个谱线是怎么形成的呢？
▲ 中性氢21厘米谱线
打个比方，我们知道中性氢，就是一个电子围绕着氢原子核，也就是一个质子来旋转。这就好像月亮围绕地球在公转一样，那么同时就好像月亮和地球都还有自转。
电子和质子也都有自转，我们叫它自旋。电子的自旋和质子的自旋之间其实有微弱的相互作用，当电子转动的时候，如果它的自旋方向发生了反转，在这个过程中它会发出一种能量很低的光。
▲ 通过21厘米谱线看到的宇宙
它的波长在21厘米，这个光，我们叫它21厘米谱线。这个图是我们用数值模拟合成得到的，通过21厘米看到的宇宙的样子，因此你可以看到这个蓝色的地方，就是没有21厘米信号的地方，就代表了这个区域。
宇宙已经被电离了，成了一个泡状结构。而黄色的区域是代表这个宇宙还没有被电离，就是还是中性的地方。它有21厘米，我们可以通过21厘米谱线看到它的样子，原则上我们能够重现出宇宙。
一开始中性到慢慢出现了第一代星系，形成了这些泡状的电离氢的区域。再到后来，宇宙慢慢全部被电离的这个整个的过程。因此21厘米谱线对于宇宙再电离，将是非常重要的一个手段。但是21厘米谱线还是非常难被探测到的。
 
21厘米谱线

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我们讲讲这个历史吧，21厘米谱线是怎么看到的？
其他谱线是在上个世纪早期先在实验室里边被探测到，然后再通过对它理论解释的过程中发展了量子力学。慢慢别人理解了，为什么氢的这些谱线是这样子的。
到1945年的时候，量子力学大厦已经基本形成了。这时候荷兰科学家H. van de Hulst，他当时的老师给他提出了这么一个问题。
他们想寻找射电波段，有没有一个谱线？因为在当时射电波段只看到连续谱，没有一个特殊的谱线。而谱线对于物理学家是非常重要的。因为它包含了很多重要的信息。因此，老师问能不能从理论上去寻找出这么一个谱线？
那他还真的去寻找了有哪些效应是我们当时没有考虑到的。他就想到了这个原子核，质子和这个电子自旋之间的相互作用，能够引发这个21厘米谱线。因此，1945年他做的这个理论预言，大家都很兴奋。他们的这个课题组就开始去实验中寻找它。
这个跃迁的可能性是非常非常小的，因此在实验室是看不到这个21厘米谱线的。那我们去哪里看呢？没关系，我们去天上看。
因为宇宙中最不缺的就是氢原子。所以即使你看很小很小的一片天区，也包含了足够多，数量足够巨大的氢原子。其中能够发射出21厘米谱线，因此他们就往天上看，但是他们这个理论做得很好，技术好像稍微差一点。后来他们实验室据说发生了一次火灾，这些很多因素都造成他们最后无功而返。
时间到了1951年，美国哈佛大学的物理学家Purcell，他带着他的学生Ewen，开始去寻找21厘米谱线。他们是做实验出身的，所以他们这方面很强。Ewen发明了一个号角状的一个接收天线，很大，一层楼高。
然后他们使用了当时非常先进的数据收集以及处理办法，结果他们不到三个月就找到了，看到了来自银河系的21厘米谱线。
▲ H. Ewen(左)，号角状接收天线(右)现存于美国国家射电天文台
第一次看到的这个21厘米谱线号角状的接收天线，现在还保存在美国国家射电天文台。
幸福来得太快了，有时候经常让人不知所措，Ewen就怀疑自己是不是哪儿做错了。这时候H. van de Hulst，正好来访问哈佛天文台。Purcell说，你们两个去讨论讨论吧，对对作业。Ewen和H. van de Hulst就一起对了对笔记，结果发现不是Ewen做错了，是H. van de Hulst发现他们哪里没有做对。
这时候在Ewen的同意下，H. van de Hulst就给他老师打了个越洋电话，很贵的越洋电话，把这个技术告诉了荷兰的团队。结果在一个星期之内，这个荷兰的团队就重复出了21厘米谱线的观测实验。
看到21厘米谱线，然后他们这两个团队非常高兴地手拉着手，背靠背地在《自然》杂志上发表了第一次看到21厘米谱线的这个论文。这个也是21厘米谱线的这个发现的历史。很不幸的是，在这之后Ewen和Purcell就没有在射电这个方向继续发展。
Purcell他本身是一个物理学家，在这个方向其实只是他的业余爱好。那么在1952年因为其他方向的发现他就获得了诺贝尔奖。Ewen毕业以后就去了美国军方。
但是荷兰科学家在这个方向上是继续发展，第二年他们组就首次利用21厘米谱线，做出了一个重大发现，发现了银河系的旋臂结构。
▲ 1952年, Jan Oort Group首次利用21厘米谱线发现银河系旋臂结构
通过21厘米谱线，能看到信号强的地方是呈旋臂状的。因此我们就推断出银河系它的外围是呈一个旋臂结构的。这是21厘米谱线在射电天文学的第一次大发神威。那之后荷兰科学家在射电天文学就一发不可收拾。
在今天，荷兰是射电天文学的一个重镇，顺便说一句，在当时还有一个澳大利亚的天文学家也去访问哈佛天文台。他通过间接的手段也知道了这个技术，但是他回国以后稍微慢一点，用了三个月时间去重复出他们的技术。再之后他也继续发展了这个射电天文，所以今天澳大利亚也是射电天文的一个重镇。
观测宇宙的困境

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在今天这个射电天文利用21厘米谱线是一个非常重要也是非常常规的办法，但是用21厘米谱线去看更早期的宇宙还是非常困难的。
第一个因素是我们人类自己的影响，就是我们人类生活中用到的这些手机、电视信号、收音机信号、对讲机，这些我们叫它无线电波段，其实就是射电波段。它会对射电天文的观测造成极大的干扰，所以我们今天很多射电的大望远镜都是在人烟稀少的地方。
比如说西澳大利亚的沙漠和南非的沙漠，我们中国新疆或者贵州。当然还有一些比如说人很多，但是经济不太发达的地区。比如说印度，即使在这些人很少的地方，射电环境已经很好的地方。
射电地面的无线电干扰仍然是非常非常头疼的问题。因此我们想，怎么去逃离这些人类的干扰呢？那我们就到月球上去。
▲ DAPPAR(左)，超长波天文观测阵列(右)
其实你在月球面对地球的一方，你会发现这个干扰还是很强，这是因为射电它的穿透力是很强的。所以最好的射电安静的地方是在月球背面。
中国和美国都不约而同地去发展了这个在月球的背地点或者是绕月轨道的背地点，去做21厘米观测的这么一个实验的计划。中国这个计划叫做超长波天文观测阵列，中国科学院国家天文台陈学雷研究员领导的这么一个团队，并且还有中国科学院空间科学中心，它的很多技术人员做支持的。
这么一个大的实验计划，即使我们能够逃离出地球有一个东西仍然是逃离不了，就是银河系。很多科普说我们逃出银河系到其他星系去很难，那么银河系它的影响是逃避不了的。
来自银河系中心，会有一个很强的同步辐射还有韧致辐射。它的强度大概是在几千mK到一万mK左右。银河系之外有很多射电星系和射电星系团它也会在这个波段造成影响，它的强度大概在800到1000mK的样子。来自于更远的宇宙再电离时代21厘米信号也就是我们想看到的信号仅仅只有几mK。
因此你可以想象，我们想看到这个来自宇宙再电离时代的21厘米信号需要克服大概3到5个数量级更强的一些，我们叫它前景污染。
那么这个探测难度，又好像安徒生童话里面那个豌豆公主。她睡在十层天鹅绒的被子上和褥子上还能够被它底下放的一颗豌豆给硌疼了。当然这个童话是想讽刺那个公主太娇气了，但是我们的21厘米观测其实就是要这么娇气的。
这么灵敏的观测手段、观测仪器还有数据分析办法，这样才能我们通过3到5个数级，那么强的前景污染，才能够看到在它底下放的那一颗豌豆大小的信号，21厘米信号。所以它的观测也是非常难的。但是我们要有信心，这是全球所有科学家面临的挑战，我们未来是能够解决这个问题的。那么21厘米信号如何观测呢？它的观测办法一般分为两种，一种是用很简单的单天线去探测21厘米信号，它的好处是非常小，非常便于移动。它的坏处一个就是它的分辨率很低，不知道这个光是从哪里来的。所以只能看到这个全天平均的这个21厘米信号随着频率变化的这个曲线。另外一个呢，就是如果我想提高它的分辨率，那就得增加这个天线的大小。但这个天线大小是不太容易增加的，它是有极限的。
所以人们想到的办法就是，把两个天线之间两两做干涉，那么这样就形成这种射电干涉阵列，通过这种很大型的射电干涉阵列，我们能够提高分辨率。
但是它的缺点是，它的灵敏度降低了。所以这种第一代的射电干涉阵列原则上它的灵敏度只能测量这些信号的统计起伏，就是在统计上它的大小。
▲ 第一代射电干涉阵列（试图）测量信号的统计起伏
这些实验包括我们中国的21CMA是放在中国新疆，是由中国科学院国家天文台的武向平院士领导的，和其他实验一样很不幸。第一代观测实验，它的灵敏度都不够高。所以还没有看到来自宇宙再电离时代的21厘米信号的统计起伏。
所以怎么办？那就造更大的望远镜。这样子的话就需要国际合作。未来的第二代射电干涉阵列计划有两个，一个是中国参与的由14个国家一起合作的一个叫做平方公里阵列望远镜SKA，这个耗资也是极其巨大的，大概有157亿欧元的样子。
另外一个实验是美国主导的一个实验，叫做HERA（英文），原则上这两个实验它的灵敏度都能够在未来5到10年后，看到来自宇宙再电离时代的21厘米信号，它的统计起伏。
同时，SKA就是中国参与的这个实验，它的灵敏度更高，它能够看到来自再电离时代的图像信息，那么这个图就总结了一下。
▲ 第二代射电干涉阵列将测量信号的统计起伏和图像
我们需要探测的21厘米信号原则上有平均信号，有统计起伏信号还有图像信号。这些信号，它各自有各自的特征，那么放在一起我们就能够对宇宙从第一代星系的形成进入到宇宙的黎明，再到宇宙开始加热，再到最后开始电离整个过程，有一个非常清晰的图像。也就是说，我们能直接看到而不是猜测宇宙演化的整个历史。
下面我想做一个展望，虽然我们还没有看到来自宇宙黎明和再电离时代的21厘米信号，但是这将是未来5年、10年甚至20年宇宙学发展的一个最重要的一个前沿。这就好像上世纪七十年代到九十年代，宇宙微波背景辐射的发展极大地推动了宇宙学的发展，从中诞生了两次诺贝尔奖一样。
那么在未来，对宇宙黎明和再电离探测的21厘米观测也将能极大地推动宇宙学的发展，并且我们也有理由相信，能够产生更多诺贝尔级的成果。

▲ 宇宙黎明/再电离的21厘米观测，

将是下一个能和宇宙微波背景辐射媲美的宇宙学探针

最后是我的一些个人想法。经常有人问我，你做这个研究的意义是什么？我想这个最大的意义就是去回答一个重要的哲学问题：我们人类从哪里来？我们是谁？我们到哪里去？
那么作为宇宙学家，我们要回答的重要问题就是，我们要去了解宇宙，是怎么起源、怎么发展到今天的。
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