“黑暗时代”天文学的黎明

在过去的一个世纪里，科学界对宇宙的理解达到了前所未有的深刻和精确程度。

爱因斯坦的广义相对论提供了一个框架，描述了时空结构在最大可观测尺度上的状态，以及黑洞等致密天体的存在和行为，以及引力波等新奇现象。量子力学和粒子物理学帮助解释了恒星的形成、它们如何发光、它们作为超新星的死亡以及它们如何在宇宙时间尺度上用化学元素丰富宇宙。物理学家和天文学家已经确定了宇宙的膨胀率、其主要成分的相对丰度以及许多其他关键宇宙参数，精度优于几个百分点。他们还利用这些知识解释了大约138亿年的历史，测量了宇宙大爆炸后最初十亿分之一秒的宇宙条件。

许多谜团仍然未知，例如星系内部引力的主导因素暗物质的真实性质，以及驱动宇宙加速膨胀的暗能量。然而，即使对于这些巨大的谜团，我们也可以以非凡的清晰度观察和评估它们的大规模效应。

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这个高精度现代时代部分源于对我们可及的最古老光——宇宙微波背景 (CMB) 的研究。CMB 是宇宙大爆炸后约 38 万年的余辉。那时，太空充满了炽热、稠密、不透明的电离粒子雾。然而，随着宇宙的膨胀和冷却，电子和质子结合形成氢原子，在宇宙瞬间清除了雾，释放出光芒。经过漫长的时间和空间的衰减，今天的光对我们来说就像从整个天空发出的微弱的微波，形成了宇宙在远古时代的二维快照。CMB 中的观测模式——以及星系的大规模分布——在很大程度上诊断了大量的宇宙属性，并构成了我们最珍视的理论的基石。

但在 CMB 无边光芒闪耀之后，一片巨大的黑暗降临，因为当时还没有恒星存在发光。这就是宇宙黑暗时代，我们最强大的望远镜尚未穿透其深处。宇宙黑暗时代最终被宇宙黎明所终结，当时弥漫在整个太空中的大部分氢气逐渐在引力作用下聚结，点燃了第一批恒星并组装了第一批星系。计算机模拟强化的理论模型表明，恒星可能在数千万年至 1 亿年之间才出现。在那之前，唯一合理的发光物体可能是一群假设的原初黑洞，虽然它们本身不发光，但会被下落物质的白炽漩涡所环绕。

这些事件的确切性质和时间尚未确定，但我们确实确切知道，第一批恒星和星系的出现在接下来大约十亿年的宇宙历史中引发了另一次划时代的转变。

虽然光线现在已经重返宇宙，但大量的残留原始氢仍然阻碍了其大部分传播。但是，当第一批发光物体发光时，它们强烈的紫外线和 X 射线辐射加热了气体，并将氢原子分解回组成它们的电子和质子。这个再电离时代使所有普通的、电中性的物质恢复到电离的等离子态，这种状态在很久以前，即宇宙大爆炸后不到五十万年，当它又热又稠密时就占据了。然而，经过数亿年的宇宙膨胀，宇宙现在已经变得如此巨大，以至于这种电离物质被稀释了。它被拉伸到整个空间，对大多数形式的光基本上保持透明，构成了星系际介质，并确保星光将永远自由地穿过宇宙。

超越极限

负责再电离的第一批恒星、星系和黑洞的属性仍然未知，因为这些物体距离太远，而且对于我们目前的望远镜来说太暗而无法看到——但也许不会太久了。新的天文台，例如詹姆斯·韦伯太空望远镜 (JWST)，可以a几乎深不可测地深入太空——而且由于光需要时间才能到达我们这里，就像所有远视望远镜一样，JWST 的图像显示的是光源在更年轻的时候——远更年轻的时候。事实上，JWST 使我们能够看到星系，一直追溯到宇宙还是 3.3 亿年婴儿的时候，仅仅是其当前 138 亿年年龄的几个百分点。

观测和理论计算揭示的年轻宇宙与我们现在居住的成熟和演化的版本非常不同。宇宙更稠密，但恒星形成区域在空间中分布得更加稀疏。与今天的星系相比，早期的星系缩小了，因为它们是分层形成的，从较小的、更稠密的构建块开始。恒星本身也不同，它们的第一代几乎完全由原始的氢和氦组成。更重的元素只会在稍后出现，从第一批恒星的热核火焰中融合而成。人们认为，缺乏重元素使得第一批恒星比今天的恒星质量大得多——如此之大，以至于它们中的一些会在灾难性的爆炸中结束生命，这些爆炸远大于现代超新星，将其重元素灰烬散播开来，以丰富未来的恒星世代。

然而，尽管 JWST 可以看到这一切，但仍有很多东西被隐藏起来。它尚未明确地瞥见来自第一批恒星的光。它只能探测到最早星系中最亮的一些，而预测为最典型的早期光源的远更暗的第一批恒星形成区和超新星仍然是不可见的，远低于其探测阈值。即使是即将到来的新一代超大型地面望远镜，其聚光镜直径接近 40 米，也无法更深入地凝视太空和时间，以观察恒星形成的开始。

值得注意的是，人类的智慧找到了一种比这种巨型传统望远镜能够达到的更深入太空和时间的新方法。

该技术不依赖于直接记录第一批恒星的光，而是使用极其灵敏的射电望远镜来寻找它们在当时填充星系际空间的周围原始氢气上留下的印记。再一次，来自 CMB 的光对于解开这些深层奥秘至关重要，但新的技术不是提供宇宙大爆炸后 38 万年的宇宙二维快照，而是使用原始氢和 CMB 之间的复杂对比来创建早期宇宙在其最初十亿年大部分时间里的动态三维地图。这可以使天文学家能够一直回溯到宇宙黎明，一睹第一批恒星、星系和黑洞从宇宙黑暗时代中出现的景象。

21 厘米宇宙挂毯

当宇宙微波背景光子穿过时，氢原子的光谱跃迁会在 21 厘米的波长处与它们共振，从而扭曲宇宙微波背景黑体光谱，并提供了一种探测在宇宙黎明和再电离时代填充星系际空间的原始气体的方法。

这种非常规的宇宙绘图方法基于氢原子的一种原子跃迁，该跃迁与构成原子的质子和电子的自旋相对排列发生变化有关。这种所谓的自旋翻转跃迁涉及 1.4 吉赫兹射频的光子，这对应于 21 厘米的波长，因此也称为“21 厘米信号”。自旋翻转跃迁以两种方式表现出来：比 CMB 冷的氢原子吸收 21 厘米的光子并部分阻挡 CMB 的传播，而比 CMB 热的氢原子发射 21 厘米的光子并将其亮度添加到背景中。射电望远镜可以探测和绘制来自中性氢的这些信号，作为对 CMB 黑体光谱的扭曲。

此外，氢原子嵌入的环境增加了信号的信息含量。吸收或发射发生的速率很大程度上取决于气体密度，以及恒星和黑洞产生的背景紫外线和 X 射线。这些以及各种其他因素都会影响 21 厘米信号的强度，并在整个宇宙历史中在其上留下图案。因此，21 厘米信号不仅提供了第一批发光物体的视图，而且还提供了一种追踪宇宙在宇宙时间尺度上的膨胀和演化的方法。

21 厘米信号对这些物理过程的复杂依赖性使其成为一种极好的天体物理探测器。例如，来自第一批恒星的紫外线辐射与氢相互作用，在 21 厘米信号中留下半径约为 1 亿光年的气泡。这种相互作用发生的原因是星光影响自旋翻转跃迁的速率，将其耦合到氢原子的运动，而氢原子的运动又由氢气体的温度决定。第一批黑洞也会影响信号，因为它们会从围绕它们周围积聚的物质发光盘中产生 X 射线。这些高能光子会加热每个源周围的气体，从而在气体温度中留下大规模的波动，这些波动反映在 21 厘米信号的强度中。

总的来说，这些效应形成了一个丰富的 21 厘米辐射挂毯，提供了早期宇宙的详细图像——但信号最终会消失，被星系的电离辐射冲刷掉。随着星系变得越来越大和越来越庞大，它们释放出的紫外线光子洪流会煮沸大部分剩余的原始中性氢，将其分解回带电粒子的等离子体。这些带电粒子无法表现出自旋翻转跃迁，因此随着宇宙重新电离，宇宙学的 21 厘米信号丢失了。然而，较小和更局部的 21 厘米发射可以持续存在，它们来自星系内被屏蔽免受电离辐射的致密中性气体岛屿。

信号的低语

但是，这种有希望的 21 厘米信号真的在我们触手可及的范围内吗，我们是否有技术来探测它？

如果我们将宇宙密度下的稀薄氢气云放在地球上的实验室中，则 21 厘米信号将无法观测到，因为单个氢原子自旋翻转大约需要 1000 万年。幸运的是，宇宙已经存在了更长的时间。宇宙中数量庞大的氢原子进一步增加了这种微弱跃迁的印记。例如，加拿大氢强度测绘实验 (CHIME) 射电天文台和南非的 MeerKAT 阵列已经证明，宇宙氢信号可以从附近宇宙的中性气体岛屿中探测到。

携带第一批恒星、黑洞和早期星系特征的 21 厘米光子的波长因宇宙膨胀而拉伸，这种现象被称为宇宙红移。因此，观测第一批恒星的这种宇宙拉伸信号需要探测波长为几米的无线电波。不幸的是，这种波长与流行的 FM 无线电波段部分重叠。换句话说，您对在收音机上收听响亮音乐的热爱也有助于淹没宇宙第一批恒星的古老低语。

即使没有人为发射，观测相对较弱的 21 厘米宇宙学信号也非常具有挑战性，因为它被强度高出几个数量级的发射所淹没。这些发射来自在强大的磁场中旋转的电子，这些磁场蜿蜒穿过银河系和其他星系并环绕它们。测量信号就像在警报器大声鸣叫的房间里听到某人微弱的呼吸声。但是，基于机器学习方法的复杂数据分析算法应该能够穿透这种覆盖的天体物理噪声面纱，从而在早期宇宙时间中提取来自原始氢的微弱信号。

研究人员设计了两种主要方法来寻找这种微弱信号。第一种方法使用单个紧凑型天线，它可以测量来自整个天空的总 21 厘米信号。据说此类实验测量的是“全局”信号，它们探测宇宙历史中的里程碑事件，例如恒星形成的开始、加热和再电离。2018 年，令科学界兴奋和惊讶的是，澳大利亚内陆地区的一架名为探测再电离时期全局信号实验 (EDGES) 的单台射电望远镜从这种方法中获得了第一个初步结果，即宇宙大爆炸后 2 亿年的 21 厘米信号的全天测量值。

EDGES 报告的吸收信号出乎意料地深，这表明要么气体比预测的要冷得多——可能是普通物质与较冷的暗物质之间意外相互作用的迹象——要么背景辐射比 CMB 强得多。后一种可能性需要在宇宙黎明时期出现异常明亮的射电源——或者可能是某种奇异的粒子物理机制产生波长为 21 厘米的多余光子。另一项全球 21 厘米实验（一个名为背景无线电频谱 3 (SARAS 3) 形状天线测量射电望远镜，部署在印度南部的一个大型湖泊上）最近的后续研究未能验证 EDGES 低频段结果。但是，正如这些测量的艰巨难度所证明的那样，关于哪个结果是正确的，仍然存在不确定性。EDGES 和 SARAS 团队以及其他团队正在继续努力限制来自再电离时期和宇宙黎明的全天空平均 21 厘米信号，其他几个合作项目也是如此，例如由剑桥大学和南非斯泰伦博斯大学共同领导的宇宙氢分析射电实验 (REACH) 合作项目。

第二种方法使用称为干涉仪的大型天线阵列来寻找 21 厘米信号中的空间波动，而不是仅仅寻找其全天空存在和强度。干涉仪记录天空各处功率的差异，从而测量信号在宇宙历史中任何给定时刻的基于位置的方差。与全局信号相比，该信号包含更多的空间信息，并且可以揭示有关早期宇宙的其他无法获得的细节，例如第一批恒星形成区在天空中的分布。低频干涉仪——例如低频阵列 (LOFAR)、氢再电离时期阵列 (HERA)、默奇森宽视场阵列 (MWA) 和大型孔径探测黑暗时代实验 (LEDA)——已经报告了宇宙黎明和再电离时期 21 厘米信号波动功率谱的上限，并且正在收集更多数据。21 厘米宇宙学界正在等待平方公里阵列 (SKA)，该阵列目前正在澳大利亚和南非建造。预计 SKA 将超越现有望远镜，创建大范围红移的图像，从而提供早期宇宙中中性氢的断层三维扫描。

在揭示宇宙黑暗时代的宏伟征程中，全球和空间宇宙学 21 厘米信号测量的最终前沿很可能是地球月球的背面，我们天然卫星的庞大体积在那里阻挡了地球的干扰。已经存在多项关于月球背面射电阵列的提案，并且作为本世纪晚些时候将人类送回月球的国际竞赛的一部分，可以追求——或排除——此类项目。但是，无论是在地球上还是在地球外，我们都发现自己正处于又一次变革性突破的风口浪尖，看着不确定性的阴影在最后时刻消退，然后我们最终看到宇宙黎明的破晓。