張雪瑩 郭銓 鄭倩 陜歡源 黃滟 顧俊驊

(1 中國科學院上海天文臺 上海 200030)

(2 中國科學院射電天文重點實驗室 南京 210023)

(3 中國科學院國家天文臺 北京 100101)

1 引言

隨著宇宙的膨脹,宇宙從原初高溫高密的等離子體狀態(tài)進入到一個漫長的“黑暗時期” (Dark Ages,紅移z約為30-200),這時宇宙中沒有發(fā)光的天體而只有充斥宇宙的中性氣體.較高密度區(qū)域逐漸聚集更多的暗物質(zhì)而形成暗暈,暗暈吸引并聚集氣體,最終孕育了第1代恒星和類星體,它們被統(tǒng)稱為“第一代發(fā)光天體”,而它們形成的這個時期被稱為“宇宙黎明” (Cosmic Dawn,CD,z約為15-30)[1-2].

第1代發(fā)光天體發(fā)出的紫外光子和X射線光子大多被星系內(nèi)部的星際介質(zhì)吸收,但仍會有部分光子逃逸出來,進入星系際介質(zhì)(InterGalactic Medium,IGM).這些光子能量高于氫原子基態(tài)電離能13.6 eV,它們逐漸將星系之間的中性氫氣體電離,在紅移z=6左右,星系際氣體基本都被高度電離.這個過程被稱為“宇宙再電離” (Epoch of Reionization,EoR,z約為6-15)[3].Robertson等[3]通過普朗克和哈勃太空望遠鏡的聯(lián)合分析,對宇宙再電離和早期恒星形成星系模型給出了進一步限制,檢驗了大多數(shù)電離光子來自高紅移恒星形成星系的假設(shè),強化了恒星形成星系主導(dǎo)再電離過程的結(jié)論.宇宙黎明標志了第1代發(fā)光天體形成的時期,而宇宙再電離則標志了宇宙結(jié)構(gòu)形成過程中最后一個主要的物質(zhì)形態(tài)轉(zhuǎn)變過程.

探索宇宙黎明和再電離時期的重要手段之一,是觀測來自早期宇宙氫原子紅移后的21 cm譜線.中性氫21 cm譜線是由氫原子基態(tài)兩個超精細結(jié)構(gòu)子能級間的躍遷產(chǎn)生的,輻射波長為21 cm.隨著宇宙膨脹,來自宇宙黎明和再電離時期的21 cm輻射在現(xiàn)如今接收時的波長在1.4-6.5 m范圍(對應(yīng)頻率范圍約50-200 MHz).這個時期的中性氫彌散在IGM中,所以通過對這個波段紅移后的21 cm輻射進行巡天觀測,可以直接獲取宇宙早期中性氫的分布,從而揭示宇宙早期復(fù)雜結(jié)構(gòu)形成的物理過程和機制(從早期宇宙處于等離子體態(tài),充斥著光子、重子,到之后的恒星、星系形成).

這一時期正是宇宙從高度均勻各向同性發(fā)展為具有豐富成團結(jié)構(gòu)的重要時期,對研究恒星形成歷史,宇宙介質(zhì)的熱演化以及大尺度結(jié)構(gòu)形成都具有著極其重要的意義.對這一時期的研究有助于驗證現(xiàn)有物理定律,測得的中性氫頻譜將會重新定義標準宇宙學模型并有望揭示新的物理規(guī)律,從根本上理解宇宙是如何運作的.

利用中性氫21 cm譜線直接探測宇宙黎明和再電離時期的方法主要有3種: (1) 21 cm信號全天總功率測量,例如地面射電望遠鏡實驗BIGHORNS、EDGES、LACE、LEDA、MIST、REACH、SARAS 3、SCI-HI、PRIZM以及空間低頻總功率相關(guān)實驗如DARE、DAPPER、FARSIDE、鴻蒙計劃; (2) 21 cm信號的功率譜統(tǒng)計測量,例如LOFAR(Low Frequency Array)[4],MWA(Murchison Widefield Array)[5],LWA (Long Wavelength Array)[6],PAPER (Precision Array for Probing the Epoch of Reionization)[7],HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array)[8]; (3)對再電離時期大尺度電離氫區(qū)直接成像觀測,平方公里陣列射電望遠鏡(Square Kilometre Array,SKA)[9]不但具有對宇宙黎明和再電離信號進行統(tǒng)計測量的能力,同時其高分辨率和高靈敏度也使其具備了對宇宙再電離結(jié)構(gòu)進行直接成像觀測的能力.3種研究方法在觀測方式及后續(xù)的數(shù)據(jù)處理和分析上不盡相同.對于未來SKA而言,統(tǒng)計測量將基于未來SKA的巡天觀測模式,而成像觀測將基于定點觀測模式,這兩種測量方法是基于射電干涉陣實現(xiàn)的.而全天總功率測量則主要由單天線實現(xiàn).

趙碧軒等[10]論述了目前上述3種探測方法相關(guān)實驗的進展,而本文著重評述第1種方法-低頻全天總功率測量方面目前的實驗及進展.第2節(jié)對低頻全天總功率探測的理論基礎(chǔ)進行概述; 第3節(jié)對現(xiàn)有的地面射電望遠鏡以及空間低頻總功率相關(guān)實驗進行了介紹; 第4節(jié)為總結(jié)與展望.

2 總功率探測理論基礎(chǔ)

2.1 中性氫21 cm信號

隨著宇宙膨脹,宇宙黎明(z約為15-30)和再電離(z約為6-15)時期的中性氫21 cm信號,傳播至今其波長被拉伸到米波波段,對應(yīng)的頻率落在50-200 MHz范圍內(nèi),屬于低頻射電頻段.早期宇宙的氫21 cm信號主要源自于IGM中,具有各向同性的特點,因此可以通過對天空進行全天測量的方式捕捉信號.

黑暗時期較高密度區(qū)域在引力的作用下,物質(zhì)聚集成團孕育了第1代恒星和類星體.這些恒星或類星體在黑暗之中劃出第1縷曙光,它們被統(tǒng)稱為“第1代發(fā)光天體”,這段時期稱為宇宙黎明.此時,宇宙處于完全中性的狀態(tài),質(zhì)子和電子復(fù)合形成了中性氫原子.隨著宇宙中的第1代發(fā)光天體[11]產(chǎn)生的高能光子開始電離其周圍氣體,大量中性氫開始被電離,宇宙進入了再電離時期.電離區(qū)域隨著第1代發(fā)光天體的形成和增大而逐漸擴大.這些不斷擴大的電離區(qū)域漸漸地相互連接起來,直至彌漫于整個IGM時,宇宙再電離時期結(jié)束.整個宇宙經(jīng)歷了從中性到電離的過程,也完成了從黑暗到光亮的演化歷程.宇宙黎明和再電離過程,是宇宙演化歷史中的關(guān)鍵時期,更是一段充滿了未知的時期.

處于基態(tài)的中性氫原子,其電子自旋所產(chǎn)生的磁矩相對氫核(質(zhì)子)自旋所產(chǎn)生的核磁矩有兩種可能的取向: 平行或反平行.前者的能量高于后者,當處于上能級(兩個磁矩平行)的中性氫原子躍遷到下能級(兩個磁矩反平行)時,發(fā)出一個頻率為1420.406 MHz的光子,這就是氫21 cm譜線輻射.且21 cm譜線一旦發(fā)出,就不易被前景星系或者星際物質(zhì)再次散射,所以氫21 cm譜線成為了探測不同時期宇宙的有力工具.

第1代發(fā)光天體的形成使周圍的中性氫原子發(fā)生電離,電離區(qū)的結(jié)構(gòu)使得21 cm輻射與宇宙微波背景輻射(Cosmic Microwave Background,CMB)脫耦,因此21 cm輻射信號相對于宇宙微波背景的起伏是進行宇宙黎明和再電離時期探測的最直接而有效的工具[12].它的溫度漲落直接取決于發(fā)光天體的分布和性質(zhì)以及宇宙介質(zhì)的熱歷史.根據(jù)哈勃定律,氫21 cm譜線的頻率隨紅移會發(fā)生變化ν=1420.406/(1+z) MHz,其中紅移代表了宇宙的年齡信息.通過不同紅移時期中性氫21 cm譜線的觀測,可以揭示宇宙不同時期(例如宇宙黎明和再電離時期)的中性氫分布,從而描繪出第1代恒星和星系的形成及氣體再電離的復(fù)雜過程,精確測量宇宙大尺度結(jié)構(gòu)的初期演化.

文獻[13-17]詳細描述了21 cm譜線的物理原理和對全天信號的預(yù)期.全天信號的主要預(yù)期特征是除去宇宙微波背景輻射信號后,在70 MHz左右處深度約100 mK的吸收谷以及在100 MHz左右處高度約30 mK的發(fā)射峰.

z處的中性氫發(fā)射線被觀測到的波長是21(1+z)cm,則中性氫區(qū)域的光深為

其中,c為光速,hp為普朗克常數(shù),h為無量綱的哈勃常數(shù),kB為玻爾茲曼常數(shù),ν0=1420.406 MHz為靜止參考系下中性氫超精細躍遷頻率,A10=2.85×10-15s-1為躍遷的自發(fā)衰變率,TS為IGM的自旋溫度,TCMB(z)=2.73(1+z)K為紅移z時的CMB溫度,nHI為局部中性氫密度,H(z)為紅移z時的哈勃常數(shù),δ為重子超密度比例,xHI為中性氫的電離度,Ωb為重子密度,ΩM為物質(zhì)密度.

根據(jù)Rayleigh-Jeans極限中的輻射轉(zhuǎn)移方程,考慮靜止參考系下天空在特定頻率下的強度Iν和表面亮溫度Tν,結(jié)合光深τ公式(2)式,則21 cm亮溫度可以具體展開為(單位mK):

由上式可得出,T21為正值還是負值,取決于(TS-TCMB)的符號.當TS高于TCMB時,T21為正值,產(chǎn)生21 cm發(fā)射信號; 當TS低于TCMB時,T21為負值,產(chǎn)生21 cm吸收信號.因此,相對于CMB,通過探測亮溫度上的起伏可以檢測中性氫的發(fā)射和吸收信號.同時,由于吸收信號幅值(TS＜TCMB)大于發(fā)射信號,相對而言更容易探測到中性氫21 cm的吸收信號.

在(3)式中,自旋溫度TS控制著相對于CMB中性氫信號吸收或發(fā)射大小,這是由周圍的Lyα或CMB光子之間的粒子碰撞決定的,可通過玻爾茲曼方程定義自旋溫度TS:

其中,n1和n0分別為氫原子處于激發(fā)態(tài)和基態(tài)的粒子數(shù)密度,因此氫原子總密度nH=(n0+n1),g1/g0=3為自旋簡并因子的比值,T*=hν/kB=0.068 K為超精細能級之間能量差所相對應(yīng)的溫度,ν此時的取值為21 cm信號躍遷的頻率.在僅有CMB輻射的情況下,自旋態(tài)經(jīng)過幾十萬年的時間即可與CMB達到熱平衡.此時,中性氫既不會產(chǎn)生吸收信號,也不會產(chǎn)生發(fā)射信號.

然而,宇宙氣體和CMB光子氣體遵循不同的熱演化歷史,即

其中,TCMB(0)和Tgas(0)分別為z=0處的宇宙微波背景輻射和宇宙氣體的亮溫度,Tgas(z)為紅移z處的宇宙氣體亮溫度.由于宇宙氣體和CMB光子的不同冷卻歷史,仍然有可能在結(jié)構(gòu)形成紀元之前檢測到CMB的共振21 cm吸收信號[18].

在存在Lyα光子的情況下,TS和氣體的動力學溫度TK之間的強耦合是由Lyα光子的共振散射引入的,稱為Wouthuysen-Field效應(yīng),即

其中,Tα為Lyα光子的碰撞溫度,xα和xc分別為Lyα光子散射和粒子碰撞的耦合系數(shù).當xtot≡xα+xc■1時,自旋溫度與氣體溫度產(chǎn)生強耦合,當xtot?1時,TS接近TCMB.

圖1描述了全天平均21 cm信號在相關(guān)宇宙時間、頻率、紅移范圍內(nèi)的主要特征,從紅移200左右的“黑暗時期”到紅移6之前的某個時間再電離結(jié)束,其中紅實線為21cmFAST數(shù)據(jù),藍實線為EDGES觀測結(jié)果的擬合數(shù)據(jù),虛線表示亮溫度T21=0.該紅移范圍內(nèi)的頻率結(jié)構(gòu)是由幾個物理過程驅(qū)動的,包括第1代星系的形成和中性氫的加熱和電離.由于尚不明確第1代星系的性質(zhì),中性氫21 cm信號的確切形式存在相當大的不確定性.

圖1 圖中紅線為通過復(fù)合期間的非均勻性及再電離過程中恒星形成的校準光加熱反饋模型[19]21cmFAST程序預(yù)測的全天平均21 cm亮溫度演化,其中宇宙學參數(shù)取自Planck 2016年數(shù)據(jù)[20]; 藍色為基于EDGES觀測結(jié)果[21]的擬合數(shù)據(jù)(Flatten Gaussian).Fig.1 The red line in the figure shows the global averaged 21 cm bright temperature evolution,21cmFAST,predicted by the calibrated light heating feedback model[19] of nonlinearlization of recombination and star formation during reionization.The cosmological parameters are taken from Planck 2016 data[20].Blue line is the fitting data (Flatten Gaussian) based on the observations of EDGES[21].

隨著宇宙的演化,起初(200＜z ＜1100)氣體與CMB光子耦合,TK=TCMB,又由于氣體密度高,使xc?1,TS=TK,則TS=TCMB,不產(chǎn)生21 cm信號T21.之后隨著宇宙膨脹,氣體絕熱冷卻,TK＜TCMB,氣體密度高xc?1,TS=TK,TK正比于(1+z)2,此時TS＜TCMB,產(chǎn)生吸收信號.之后隨著氣體密度降低,碰撞耦合減弱,TK＜TS＜TCMB,吸收信號減弱.隨著第1代恒星形成,輻射Lyα光子,xα ?1,TS接近更冷的TK,TS＜TCMB,產(chǎn)生更強的吸收信號.隨著早期星系的形成,氣體被由第1代發(fā)光天體發(fā)出的紫外和X射線光子加熱,TK升高,輻射Lyα光子,xα ?1,TS接近變熱的TK,TS＜TCMB,產(chǎn)生減弱的吸收信號.隨著氣體不斷被加熱,TK＞TCMB,由于xα ?1,TS接近TK,TS＞TCMB,產(chǎn)生發(fā)射信號,宇宙再電離時期開始.隨著氫的再電離,21 cm信號減弱直至消失.

2.2 全天總功率實驗的挑戰(zhàn)

產(chǎn)生自宇宙黎明和再電離時期的中性氫21 cm信號,由于早期宇宙中性氫分布較廣,具有全天性,這將有利于信號觀測.但是信號經(jīng)過紅移落入低頻波段,相對于明亮的星際低頻輻射前景,早期宇宙21 cm信號非常微弱.要獲得如此微弱的中性氫信號,對目前的射電觀測而言是一個巨大的挑戰(zhàn)!

中性氫21 cm信號,在到達天線之前,會先淹沒在比其高出約5個數(shù)量級的強大前景中,包括銀河系同步輻射(synchrotron emission)和自由-自由輻射(free-free emission),其次是宇宙射電源(包括射電星系、活動星系核、星系團等)的貢獻.雖然這些前景遠大于21 cm信號,但它們?yōu)檫B續(xù)譜輻射,在譜空間緩慢變化,而來自宇宙再電離區(qū)域的中性氫輻射是一條明顯的發(fā)射線或吸收線,在譜空間中變化快.因此,在譜空間移去一個光滑的冪律成分,基本可以消除前景對探測信號的影響.即便如此,我們依然面臨大動態(tài)范圍的挑戰(zhàn),即把去除前景后的殘差抑制到宇宙黎明和再電離信號的量級以下是極其困難的.經(jīng)過前景之后,信號會穿過地球大氣層.地球大氣層內(nèi)的電離層是隨時間變化的,電離層對信號的吸收和折射會顯著地影響來自早期宇宙信號的頻率結(jié)構(gòu)[22].即使是在“安靜”的夜間,電離層中電子含量的變化也可能會妨礙從地面探測全天EoR頻譜特征[23].經(jīng)過地球大氣層后,信號還會被處于低頻射電波段的射頻干擾(Radio-Frequency Interference,RFI)影響,RFI很難與中性氫信號區(qū)分.通常,在時間頻率和極化上,RFI都具有復(fù)雜的結(jié)構(gòu),并且在幅度上具有很大的動態(tài)范圍.普遍的射頻干擾源有: 調(diào)頻(Frequency Modulation,FM)廣播發(fā)出的頻率范圍為88-108 MHz的信號,影響范圍可長達數(shù)百公里; 廣播電視發(fā)出的,干擾頻段為165-223 MHz的信號.此外,高功率射頻干擾源還包括衛(wèi)星信號例如約137.5 MHz的低軌道移動衛(wèi)星數(shù)據(jù)通訊系統(tǒng)以及源于航空通訊的117-136 MHz頻段的干擾.這些RFI會對來自宇宙黎明和再電離時期50-200 MHz的21 cm信號觀測產(chǎn)生干擾.由于地面上的射電寧靜區(qū)域越來越少,給測量帶來了一定的困難,因此有建議到更少受到地球射頻干擾的月球背面進行探測.此外,要精確測量幅度為100 mK左右的再電離信號,要求我們完美理解測量系統(tǒng),精確地校準整個系統(tǒng)到mK量級,才能觀測到較為可信的目標信號.

3 低頻全天總功率實驗現(xiàn)狀

宇宙黎明和再電離時期的中性氫21 cm信號極其微弱,據(jù)預(yù)測其亮溫度幅值約為100 mK.在其對應(yīng)的觀測頻段內(nèi),還存在射頻干擾信號以及銀河系和河外星系前景信號,其中銀河系前景亮溫度普遍位于102～103K量級.因此,不論從硬件采集,還是通過后續(xù)數(shù)據(jù)處理,獲取這一時期的中性氫21 cm信號都是極為困難的.然而,中性氫是宇宙中最普遍的重子物質(zhì),來自宇宙黎明和再電離時期的氫21 cm信號普遍存在于星際介質(zhì)中.即使氫21 cm信號是由微弱的超精細躍遷產(chǎn)生,其普遍性意味著它可以通過全天平均總功率實驗被探測到.

3.1 地面射電望遠鏡

目前,美國、印度等國家的多個團隊正在開展低頻全天總功率測量實驗.

BIGHORNS實驗[24]基于輻射計系統(tǒng)的便攜性和可移動性,即便處于偏遠地區(qū)也能運作,具有低功耗、信號路徑簡單化等優(yōu)勢,由Sokolowski等[24]設(shè)計.2012年開始運行時,采用的是面向東西方向的寬帶雙錐形天線,2014年改用團隊自行設(shè)計的圓錐形對數(shù)螺旋天線,頻率范圍為40-300 MHz,感興趣的最高頻率為250 MHz.BIGHORNS坐落于西澳大利亞州的偏遠地區(qū),并選擇其中的3處射電寧靜區(qū)(Muresk、Eyre Bird天文臺、Wondinong觀測站)分別采集數(shù)據(jù)[24].然而,即使處于偏遠地區(qū),晚上采集到的數(shù)據(jù)質(zhì)量也還是會被來自遙遠海岸線附近發(fā)射基站的長距離射頻干擾源影響.因此即使僅在其中1處采集到的數(shù)據(jù)量是足夠的,BIGHORNS團隊仍選擇3處地點分別采集數(shù)據(jù),盡量減少射頻干擾的影響,提高數(shù)據(jù)質(zhì)量.利用BIGHORNS系統(tǒng)測得的數(shù)據(jù),Sokolowski等[24]對大氣波導(dǎo)產(chǎn)生的FM廣播的長距離射頻干擾對Murchison Radio-astronomy Observatory (MRO)站址的影響進行了統(tǒng)計研究[25].在長達500多天的監(jiān)測數(shù)據(jù)中,發(fā)現(xiàn)其中約有100 d時間里,MRO的站址受到了長距離FM射頻干擾的影響,其中干擾強度較高(＞10 dB)的天數(shù)為19 d.另外Sokolowski等[24]還利用BIGHORNS的觀測數(shù)據(jù)研究了電離層對地面全天總功率實驗的影響.他們發(fā)現(xiàn)在地面全天總功率的實驗中,雖然電離層在80 MHz上可以引入1-100 K額外干擾,但是經(jīng)過長時間的積分,這樣的干擾平均效果趨近于零,因此不致于完全阻礙地面實驗對來自地球外的全天總功率的測量.這與之前Datta等人的研究[26]結(jié)論相反.后者認為由于電離層導(dǎo)致的閃爍噪音(Flicker Noise)使得最后實驗測得的信號靈敏度很難達到檢測宇宙再電離信號所要求的～mK量級.

EDGES實驗坐落于西澳大利亞州的MRO站點,與澳大利亞SKA先導(dǎo)設(shè)備MWA處于同一射電寧靜區(qū)內(nèi).EDGES使用兩種不同波段的低頻天線:工作在50-100 MHz的低頻段天線和工作在100-200 MHz的高頻段天線.2008年,Bowman等[27]發(fā)表了100-200 MHz天線的觀測結(jié)果.8 h高質(zhì)量觀測數(shù)據(jù)顯示100-200 MHz頻率范圍內(nèi)的宇宙再電離全天總功率信號T21不高于450 mK.2010年Bowman等[28]利用3個月的觀測數(shù)據(jù),在95%的置信區(qū)間上,排除了紅移6到13之間再電離持續(xù)時間(Δz)短于0.6的可能性.2018年,Bowman等[21]報告了在全天總功率平均譜上觀測到了一個中心在78 MHz,寬度為19 MHz,幅度約為500 mK的吸收譜特征,有可能是早期恒星的形成歷史在21 cm全天平均譜上產(chǎn)生的特征結(jié)構(gòu),如圖1中藍線.但這個吸收結(jié)構(gòu)的幅度500 mK比標準宇宙學模型的預(yù)言要高很多[21].如果該實驗結(jié)果被證實,那么它將是人類第1次發(fā)現(xiàn)的宇宙黎明信號,具有劃時代意義.利用EDGES的觀測結(jié)果,Monsalve等人對宇宙再電離的模型[29]、宇宙早期星系[30]和早期宇宙[31]中與再電離過程相關(guān)的參數(shù)作出了限制.除了對宇宙再電離的研究,Rogers等[32]和Monsalve等[29,31]還利用EDGES設(shè)備研究了低頻彌散背景(50-200 MHz范圍)譜指數(shù)隨時間的變化.

LACE實驗提出了一項使用外部校準器的全新概念設(shè)計研究[33].在該設(shè)計中,天線將被放置在地下暗室中,整個暗室的內(nèi)壁、底部和穹頂都鋪設(shè)吸波材料,且可操控穹頂進行移動開合以最大限度地減少環(huán)境影響如RFI和地面輻射/反射.如果在短時間內(nèi)測量,使用外部校準器替代當前EoR實驗中常用的內(nèi)部校準器,可以消除儀器效應(yīng)如波束效應(yīng)、接收機增益和系統(tǒng)不穩(wěn)定性.而銀河系漫輻射的周日運動或?qū)⒊蔀橥獠啃势鞯淖羁赡軄碓?Huang等[33]討論了觀測策略、提取EoR信號的算法及科學預(yù)測.

LEDA實驗[34]最先在LWA1的設(shè)備基礎(chǔ)上開展驗證13memo: A Prototype Lower-VHF Radiometry System at the Long Wavelength Array,后來又在美國加州歐文斯谷射電天文臺(Owens Valley Radio Observatory,OVRA)開展進一步的實驗.驗證基于LWA1的核心天線陣(共64個偶極天線),而Schinzel等在LWA1核心天線的外圍另外安裝了5個額外的天線,并且對天線信號的鏈路、后端數(shù)字相關(guān)機以及功率的測量和校準系統(tǒng)上做了相應(yīng)的改進.在歐文斯谷射電天文臺開展的實驗OVRO-LWA,同樣使用64個天線的核心陣加上5個外圍天線.兩組天線工作的頻率范圍為40-85 MHz.LEDA的特點在于天線的設(shè)計由密集的干涉陣列加上數(shù)個外圍天線組成.增加外圍天線能減少耦合效應(yīng)對增益高階項的影響,可以提供長基線以更好地解析來自銀河系的彌散輻射,增加點源觀測的靈敏度.LEDA實驗在兩個站點都完成了觀測測試,OVRO-LWA站點的實驗還測量了銀河系40-80 MHz彌散輻射的譜指數(shù),并提出了一些對未來實驗改進的建議.使用LEDA觀測到的19 min數(shù)據(jù),通過構(gòu)建宇宙黎明時期21 cm信號的高斯模型,Bernardi等[35]基于貝葉斯分析對數(shù)據(jù)進行7階多項式擬合,以從更明亮的前景輻射中提取微弱的全天21 cm信號.結(jié)果顯示,21 cm信號幅值限制在-890-0 mK之間,寬度大于6.5 MHz,在50-100 MHz頻段內(nèi)能達到95%的置信區(qū)間.

MIST實驗是由Bustos等14http://www.physics.mcgill.ca/mist/開展的精確探測高紅移中性氫的實驗.實驗使用偶極刀片式天線,工作頻率50-120 MHz[36],將在McGill極地研究站和阿塔卡馬沙漠展開觀測.

REACH實驗15https://www.astro.phy.cam.ac.uk/research/research-projects/reach是由英國劍橋大學REACH實驗小組最新提出的全天平均21 cm總功率測量實驗,相較于其他總功率實驗,REACH實驗在以下幾個方面做出了改進[37]: (1)使用了一個響應(yīng)較為平滑的寬帶低頻(50-200 MHz)背腔(cavity-backed)天線; (2)實驗將針對21 cm信號、前景和儀器效應(yīng)分別建立物理模型,用于后續(xù)數(shù)據(jù)處理; (3)實驗將使用貝葉斯分析的方法來提取信號; (4)實驗一開始使用單個寬帶天線開展實驗,后續(xù)將使用多個天線進行更多實驗和驗證.REACH實驗站址選在了南非的Karoo射電保護區(qū),與HERA實驗站址相同,將來也可以與HERA天線協(xié)同觀測.模擬結(jié)果顯示,使用貝葉斯分析校準測量系統(tǒng)的REACH實驗,其測量結(jié)果有望取得較高的精度[38].另外Cumner等[39]對REACH實驗所用天線的設(shè)計理念做了詳細的說明,描述了天線設(shè)計如何在光滑的頻率響應(yīng)和較低阻抗匹配之間取得平衡.Cumner等[39]已經(jīng)制作完成一個2.5:1的天線原型,模擬測量顯示天線可以探測中心頻率80-130 MHz之間幅度為155 mK的信號,實際天線預(yù)計將部署到REACH實驗站址并投入觀測.

SARAS實驗由Patra等[40]于2013年提出.實驗坐落于印度班加羅爾以北80 km處的Gauribidanur天文臺,使用改進后的胖偶極子天線[41]工作頻率范圍87.5-175 MHz.SARAS實驗的特點在于它利用相關(guān)頻率儀(correlation spectrometer)加上功率分配器和交叉開關(guān)(Cross-over switch)組成測量差分輻射計(radiometer)用以測量天線接收溫度和內(nèi)部參考源的噪聲溫度之差.通過交叉開關(guān)的選擇得到不同狀態(tài)系統(tǒng)的觀測.比較系統(tǒng)在不同狀態(tài)的觀測,可以抵消大部分來自信號鏈路和數(shù)字接收機產(chǎn)生的額外噪音.Patra等[42]在2015年發(fā)布了24 h實際觀測數(shù)據(jù)的分析結(jié)果,由于FM廣播的干擾,只有在110-170 MHz范圍內(nèi)的數(shù)據(jù)被用于實際分析.Patra等[42]將SARAS實驗在150 MHz觀測到的全天溫度與Landecker和Wielebinkski[43]于1970年的觀測結(jié)果做了比較,發(fā)現(xiàn)兩者結(jié)果大約相差8 K(～0.8%).第2代實驗SARAS 2改變了天線的設(shè)計,使用球形單極子天線,工作頻率擴展到40-200 MHz[44-45],但由于其球形天線總效率在低頻段相對較差以及FM廣播的干擾,Singh和其同事[44-45]多年來關(guān)注工作頻率中略高頻段(110-200 MHz),并在該頻段內(nèi)進行數(shù)據(jù)處理和系統(tǒng)性能測試.經(jīng)過模擬和現(xiàn)場測試,球形天線具有與頻率無關(guān)的波束以及頻譜平滑的反射和輻射效率.使用GMOSS模型[46]和SARAS 2接收機,獲取球形天線的總效率.相比于第1代實驗SARAS,第2代實驗SARAS 2優(yōu)化了對Landecker和Wielebinski[43]150 MHz全天天圖的校準.2018年,Singh等人發(fā)布了63 h實驗觀測數(shù)據(jù)的分析結(jié)果: 平均每晚上SARAS 2大約能觀測5 h,扣除前景后信號的殘差大約是33 mK,通過這些數(shù)據(jù)可以排除掉264個再電離模型中的20個,其中15個模型可以在5σ的置信水平上被排除[47].2021年,Nambissan等[48]提出了第3代SARAS實驗的設(shè)計方案.新的方案進行了包括引入了dicke切換開關(guān)在內(nèi)的一系列改進,工作頻率范圍也增大到40-230 MHz,最終21 cm信號探測的精度有可能達到1 mK.

SCI-HI[49]是一個旨在測量21 cm再電離信號的全天平均亮溫度的單天線實驗,實驗使用HIBiscus天線[50],頻率范圍40-130 MHz.整個實驗設(shè)備能直接使用電池驅(qū)動,具有非常好的可移動性.2013年6月,SCI-HI實驗在墨西哥的偏僻小島Isla Guadalupe上開展為期兩周的觀測,除了5個較強的廣播信號外,其他的干擾(0.1 dB)只略強于銀河系前景,實驗數(shù)據(jù)經(jīng)過處理后的殘差仍高出21 cm信號1-2個數(shù)量級.

PRIZM實驗[51]于2017年4月最先在Marion島嶼上進行.該島位于南非和南極洲中間的亞南極地區(qū),距離最近的永久居民區(qū)2000 km,是地球上最偏遠的射電寧靜區(qū)之一.PRIZM實驗采用的是之前為SCI-HI實驗設(shè)計的HIBiscus四方形天線設(shè)計方案.兩個雙極化天線中心頻率分別為70 MHz和100 MHz,兩個輻射計的組合頻率范圍為30-200 MHz.70 MHz、100 MHz天線組件邊長分別為3 m、2 m,這是為了使70 MHz天線在頻率50-90 MHz范圍以及100 MHz天線在頻率70-130 MHz范圍內(nèi)能有最優(yōu)的天線波束圖.初步實驗結(jié)果顯示,Marion島是一個低頻射電環(huán)境非常安靜,有助于開展低頻射電實驗的極佳場所.表1為地面射電望遠鏡各實驗參數(shù)對比.

表1 地面射電望遠鏡各實驗參數(shù)對比Table 1 Comparison of experimental parameters of ground radio telescope

在使用單天線進行全天總功率信號的測量中,儀器的校準和系統(tǒng)的影響都是實驗中的巨大挑戰(zhàn),并且要測量到微弱的信號,接收系統(tǒng)噪聲要達到mK的精度.相對于單天線而言,陣列可以解決接收系統(tǒng)的噪聲問題.Singh等人在2015年的文章[52]中就提出了使用干涉陣列進行全天總功率信號測量的方法.其工作指出,使用干涉陣列進行全天總功率信號測量是可行的,并且建議使用全向天線作為干涉陣列的接收單元,在基線長度為幾個波長時能捕獲高達20% 的全天信號.由直徑為6-12λ的小孔徑天線制成的干涉儀,其對孔徑場的感應(yīng)中具有均勻的加權(quán),響應(yīng)比全天EoR信號小3個數(shù)量級.如果孔徑天線在其孔徑感應(yīng)中具有真實的高斯變化,則該響應(yīng)甚至下降到10-7以下.此外,干涉單元間分束器的使用也有利于信號的測量.圖2為平行分布(1維天線垂直于基線向量)陣列對不同基線長度的響應(yīng),在該圖中還顯示了對各向同性天線的響應(yīng)以供參考.

圖2 平行分布的1維天線干涉陣對不同數(shù)量偶極子天線的響應(yīng)[52]Fig.2 Response of one-dimensional antenna interference array with parallel distribution to different number of dipole antennas[52]

ASSASSIN (The All-Sky SignAl Short-Spacing INterferometer)是McKinley等[53]基于Singh等人的工作[47]開展的基于工程開發(fā)陣列-2 (Engineering Development Array-2,EDA-2,為類SKA原型陣)實測數(shù)據(jù)的全天總功率信號測量的研究.McKinley等人在文獻[53]中闡述了使用近距離偶極子天線組成的陣列進行21 cm全天總功率信號測量和提取的方法.通過繪制可見度函數(shù)的振幅與預(yù)期全天響應(yīng)的對比圖,并使用最小二乘法(ordinary least squares,OLS)擬合,獲取全天信號亮溫度.為了評估全天紅移后的21 cm信號在仿真和真實數(shù)據(jù)中的可檢測性,使用兩種方式之一評估擬合后的RMS (Root Mean Square)殘差: (1)在對數(shù)空間對數(shù)據(jù)進行多項式擬合和扣除; (2)對數(shù)據(jù)聯(lián)合擬合全天21 cm模型和對數(shù)多項式前景模型.仿真結(jié)果表明,基于理想儀器設(shè)計的陣列測量紅移后的21 cm信號在理論上是可行的.同時,基于EDA-2的實測數(shù)據(jù)也驗證了其信號提取方式在提取全天銀河系前景信號的可行性.

以上是針對各地面全天總功率實驗的介紹,現(xiàn)小結(jié)如下:

由于中性氫氣體的絕熱冷卻速度比宇宙微波背景輻射快,這將導(dǎo)致在中性氫21 cm譜線中出現(xiàn)寬吸收線特征,稱為“宇宙黎明吸收谷”,預(yù)測該結(jié)構(gòu)的中心位于70 MHz左右處,深度約100 mK.這個結(jié)構(gòu)是整個全天總功率譜上最明顯的結(jié)構(gòu),但是在這個頻率范圍內(nèi),FM廣播是一個重要干擾源,這使得SARAS實驗不得不舍棄110 MHz以下的實驗數(shù)據(jù).盡管低頻全天總功率測量實驗通常會選在遠離射頻干擾源的射電寧靜區(qū)內(nèi)進行,但還是不可避免地在實驗過程中采集到干擾信號.BIGHORNS實驗發(fā)現(xiàn)由于大氣波導(dǎo)的效應(yīng),實驗站址會接到遙遠城市發(fā)出的FM廣播和數(shù)字電視信號,因此遠離人類居住區(qū)的實驗站址仍然需要考慮暫現(xiàn)的FM廣播產(chǎn)生的射頻干擾.PRIZM的站址選在位于南非與南極洲之間的Marion島上,實驗結(jié)果顯示Marion島的低頻射電環(huán)境非常寧靜,冬季夜晚電離層較為平靜,如果不考慮交通的便利性,它將是一個理想的低頻實驗的站址.

雖然銀河系的輻射比宇宙黎明和再電離時期的21 cm信號要高出4-5個量級,但銀河系輻射在頻譜上是平滑的,即在射電頻段內(nèi)表現(xiàn)為冪律譜.Pritchard等人于2010年[16]提出了去除前景的基本理念,將全天空模型[54]與簡單偶極子天線的解析模型進行卷積以形成模擬測量值.該方法隨后被多個探測宇宙黎明的實驗[21,44,49]使用,包括EDGES、LEDA、SCI-HI、SARAS 2等.從各實驗結(jié)果來看,移除前景后實驗測得信號的殘差大約在幾十到幾百mK之間,離精確限制再電離模型所要求的mK量級的精度還有一定距離.

BIGHORNS實驗表明,若是在最佳條件下(銀河系中心高度≤-20°,且不考慮由于RFI或其他因素進行的切除)采集數(shù)據(jù),在不到兩個晚上的時間內(nèi)就可以達到約10 mK的精度.而在一年中觀測條件最差的時候,則至少需要6個晚上才能使積分降到約10 mK的量級[24].積分時間越短越好,因為在連續(xù)兩晚的時間段能獲取更相似的環(huán)境條件(如天氣、電離層等).EDGES實驗表明,同時擬合前景和21 cm信號模型會使殘差隨積分時間t的增加而下降(具有接近的趨勢)至約10 mK量級[21],然而僅擬合前景模型產(chǎn)生的殘差相比于同時擬合兩個模型下降得稍緩.LEDA實驗展示了在現(xiàn)場測試中校準數(shù)據(jù)扣除1、3、5和7階多項式擬合后的殘差.鑒于周圍地形和竣工時天線幾何形狀的差異,LEDA團隊將天線響應(yīng)之間的差異主要歸因于天線的響應(yīng)隨頻率有變化.天線252A的性能最好(扣除7階多項式后殘差介于-5至5 K之間)[34],而其他天線的殘差則明顯較高.MIST實驗假設(shè)Tsys系統(tǒng)噪聲主要由銀河系主導(dǎo),并在其感興趣的頻率范圍內(nèi)約為1000 K.若采用帶寬Δν=1 MHz,信噪比SNR=10,積分時間t=2.78 h,MIST期望能達到方差σ=10 mK以探測宇宙黎明谷.REACH實驗表明,基于更新過的DSDS Haslam天空模型[55],進行6階多項式擬合后的平均天空亮溫度殘差降到8 mK[39],這是REACH研究中所有實際評估天線模型的最低值.SARAS 3實驗表明,在更新天線后系統(tǒng)已經(jīng)沒有超過1 mK的剩余額外系統(tǒng)誤差[48].因此,由SARAS 3天線接收并由接收機處理的宇宙信號將出現(xiàn)在測量數(shù)據(jù)中,并且在1 mK以上不會出現(xiàn)信號的混淆.SCI-HI實驗表明,實驗數(shù)據(jù)經(jīng)過處理后的殘差仍高出21 cm信號1-2個數(shù)量級,通過在對數(shù)空間進行2階多項式扣除前景后給出了1 K殘差均方根的限值[49].只有將殘差降至21 cm信號以下,做到精準測量,才有望探測到宇宙黎明和再電離時期信號,見表1的均方根列,可衡量各實驗的穩(wěn)定性.

目前諸多實驗中,EDGES是唯一聲稱觀測到宇宙黎明信號結(jié)構(gòu)的實驗.通過使用相對簡單但經(jīng)過精密校準的偶極子天線和輻射計系統(tǒng)[56-57],EDGES實驗[21]探測到中心頻率位于78.1 MHz (紅移z ≈17,對應(yīng)宇宙黎明時期內(nèi)),寬約18.7 MHz,深度約530 mK的宇宙黎明吸收谷.其紅移與早期宇宙恒星發(fā)出的21 cm信號預(yù)測基本一致.

然而,這一吸收特征的幅值明顯比最樂觀模型的預(yù)期值[14,16,58]還要高2-3倍.此外,與現(xiàn)有模型不同的是,該EDGES結(jié)果特征是平底的,而不是類似高斯形的.對于這一幅值差異結(jié)果一種解釋是,宇宙黎明時期的氣體溫度遠低于此前的預(yù)測,并且在現(xiàn)有的宇宙學和粒子物理學標準模型的擴展中,考慮暗物質(zhì)和重子相互作用導(dǎo)致的氣體冷卻可以解釋觀測到的幅值[59],還有另一種解釋是存在比預(yù)期更多的輻射,例如宇宙黎明時期可能存在額外的宇宙射電背景,其來源不太可能是普通的恒星形成星系[60-61].如果EDGES實驗的結(jié)果被證實,這種強吸收可能需要遠超先前模型的新物理機制.

此外,SRARS 3團隊分析其2020年1月至3月獲取的55-85 MHz天圖數(shù)據(jù)[62],若每次只考慮一種由天線總效率、水的熱輻射、接收機噪聲引起的系統(tǒng)誤差,則經(jīng)過6階多項式擬合后的殘差RMS均低于1 mK.與2018年EDGES發(fā)表的數(shù)據(jù)[21]對比顯示,SARAS 3未能發(fā)現(xiàn)如EDGES探測到的宇宙黎明吸收信號,并認為EDGES結(jié)果還不能作為需要引入新天體物理機制或非標準宇宙學模型的充分證據(jù).

3.2 空間低頻總功率相關(guān)實驗

EDGES實驗探測到了疑似宇宙黎明信號,但該實驗結(jié)果與標準宇宙學模型預(yù)言有不符之處.因此,其他地面射電望遠鏡如BIGHORNS、SARAS,在探測宇宙黎明和再電離信號的同時,也在嘗試驗證EDGES實驗的結(jié)果.然而受限于觀測頻段范圍(50-200 MHz)內(nèi)的射頻干擾以及地球大氣層內(nèi)電離層的吸收等因素的影響,地面上實際的觀測結(jié)果不盡如人意,很難探測到更高紅移特別是來自黑暗時期的中性氫21 cm信號.

因此,為了探索大爆炸和宇宙演化的歷程,美國國家航空航天局(National Aeronautics and Space Administration,NASA)早前就提出在遠離地球的月球背面建設(shè)射電天文望遠鏡的想法,以減少來自地球射頻干擾源的污染.另一方面,美國、歐洲空間局之前已經(jīng)成功發(fā)射了太空望遠鏡如普朗克(Planck)衛(wèi)星、威爾金森微波各向異性探測器

(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe,WMAP)、宇宙背景探測者(Cosmic Background Explorer,COBE),用以探測早期宇宙的微波背景輻射,并實現(xiàn)了CMB的繪制.因此只要能解決諸多硬件、軟件的技術(shù)挑戰(zhàn)以及高昂的經(jīng)費支持,月球背面將是一個探測宇宙早期中性氫21 cm信號的理想場所.

地球空氣和土壤中濕度的變化(改變介電常數(shù))、植被的季節(jié)性變化以及溫度的變化(天線的伸縮)等都會影響射電天線的波束圖,從而使得提取21 cm信號變得更加復(fù)雜.與位于地球表面或近地軌道的射電望遠鏡相比,在月球背面建設(shè)超長波長的射電望遠鏡有巨大的優(yōu)勢.月球作為天然的物理屏障層,可以隔離從地球來的射頻干擾、地球軌道衛(wèi)星及月夜期間太陽發(fā)出的無線電干擾等影響.相對于地面射電望遠鏡,月球上的射電望遠鏡預(yù)計能獲得高兩個數(shù)量級、靈敏度更高的頻譜.另外,受限于天空噪聲,月球是內(nèi)太陽系內(nèi)唯一可以在低于MHz頻率下進行觀測的位置.月球具有天然的地形優(yōu)勢,月球干燥不變的地形以及月球坑有利于建設(shè)類拋物面的射電望遠鏡.當然,即使在月球背面采集數(shù)據(jù),也會不可避免地受到少許由地球產(chǎn)生的射頻干擾的影響.

目前,已有多個實驗計劃在月球背面建設(shè)射電望遠鏡.

DARE[63-64]是由美國NASA提出的探測宇宙黑暗時期的空間望遠鏡計劃,通過測量全天平均21 cm信號頻譜,以揭示第1代恒星、黑洞和星系形成的過程,約束宇宙再電離時期模型.該計劃將探測器發(fā)射至月球低空軌道(軌道高度約125 km),利用月球阻擋來自地球和太陽的電磁干擾,擁有絕佳的電磁環(huán)境,使得探測靈敏度達到約1 mK,頻率范圍40-120 MHz,頻率分辨率10 kHz.DARE實驗將搭載兩個雙錐天線和兩個數(shù)字接收機,以便測量全天平均21 cm信號的極化分量.DARE實驗的校準和前景去除的方法繼承自EDGES實驗,數(shù)據(jù)分析與信號擬合部分將使用馬爾可夫鏈蒙特卡洛(Markov Chain Monte Carlo,MCMC)最大似然估計方法,類似于CMB衛(wèi)星實驗的數(shù)據(jù)分析方法.DARE探測器預(yù)計將具有良好的頻譜響應(yīng)以及穩(wěn)定可控的系統(tǒng)校準.DARE實驗將21 cm信號、不同觀測區(qū)域的銀河系前景太陽低頻輻射的干擾和儀器影響等不同的因素用總共73個參數(shù)來表征,最后將使用MCMC方法對這73個參數(shù)進行擬合,最終獲得全天平均21 cm中性氫信號.按計劃DARE將于2023年左右發(fā)射升空.

DAPPER實驗衛(wèi)星16https://www.colorado.edu/project/dark-ages-polarimeter-pathfinder/,計劃工作頻率范圍約為10-110 MHz,只在射電寧靜的月球背面上方采集數(shù)據(jù)[65].相對于氫21 cm信號,DAPPER基于前景的3個明顯特點進行前景去除,包括: (1) 21 cm信號變化較快,而前景主要由同步輻射產(chǎn)生,其功率譜是緩慢變化的低階冪律多項式; (2)銀河系前景在天空中具有顯著的空間結(jié)構(gòu),而宇宙黎明21 cm信號在大尺度(＞10°)上是各向同性的; (3)除了固有的天空極化外,前景的空間結(jié)構(gòu)在偶極子天線中引起極化響應(yīng),而均勻的、未極化的21 cm信號僅在斯托克斯I參量中產(chǎn)生響應(yīng),4個斯托克斯參數(shù)的測量使得21 cm信號與前景清晰分離,類似CMB分離前景的方法.DAPPER實驗衛(wèi)星設(shè)計搭載兩種天線,其中低頻天線(約10-45 MHz)為4條可以伸縮的鞭狀天線,最終伸展長度為5-7 m.高頻天線(40-110 MHz)使用一對片狀的矩形天線,模擬結(jié)果顯示片狀天線在40-110 MHz之間的響應(yīng)隨頻率的變化較為光滑.DAPPER實驗數(shù)據(jù)分析的一個重要特點是將利用極化信息來分離前景和21 cm中性氫信號,它同樣會使用MCMC方法來擬合觀測數(shù)據(jù)得到21 cm中性氫信號.

FARSIDE[66]是同樣由NASA資助、計劃在月球背面開展的實驗,由128對偶極子天線組成,覆蓋月球表面10 km×10 km的區(qū)域,計劃頻率范圍為0.1-40 MHz,頻譜分辨率約為28.5 kHz.計劃天線節(jié)點與基站或著陸器相連,基站用于中央數(shù)據(jù)處理、供電和向中繼衛(wèi)星傳輸數(shù)據(jù).FARSIDE將采用兩種方式觀測黑暗時期紅移后的中性氫21 cm信號: (1)通過連接到單獨偶極子天線的分光儀觀測全天總功率信號,這與通過COBE望遠鏡精確測量CMB黑體輻射譜的方法類似; (2)觀測21 cm中性氫信號的的功率譜,類似于普朗克衛(wèi)星和其他觀測CMB功率譜的方式.DARE、DAPPER、FARSIDE實驗將為建設(shè)月球背面的下一代大型射電望遠鏡鋪路.

除了上述提到的空間衛(wèi)星實驗計劃,中國也有自己的空間全天平均總功率實驗的設(shè)想,陳學雷等在2005年提出繞月軌道衛(wèi)星干涉陣的觀測計劃[67],后續(xù)基于Boonstra等[68]于2016年提出DSL(Discovering Sky at Longest wavelength)項目概念,將觀測計劃發(fā)展為鴻蒙計劃[69],實驗計劃采用一顆母星和若干子星沿同一繞月軌道排成陣列開展觀測.實驗將對30 MHz以下超長波天空進行高分辨率成像,對30-120 MHz范圍進行高精度的全天譜測量.

4 總結(jié)與展望

宇宙黑暗時期、宇宙黎明和再電離時期標志了宇宙復(fù)雜結(jié)構(gòu)的誕生.然而,它們目前仍然是一個未被觀測到的時期.黑暗時期沒有恒星形成和天體物理機制,沒有高度非線性重子效應(yīng)的復(fù)雜性.因此,通過探索宇宙黑暗時期和宇宙黎明時期,可以用來研究高能粒子產(chǎn)生機制,探索潛在的新物理理論(例如暗物質(zhì)衰變、早期暗能量、暗物質(zhì)重子非引力相互作用等),對第1代發(fā)光天體在早期宇宙中形成的模型參數(shù)進行限制,是對標準宇宙學模型強有力的測試.它將能夠精確測量基礎(chǔ)物理學和宇宙學,包括宇宙的時空曲率以及中微子質(zhì)量.探測早期宇宙的黑暗時期、宇宙黎明和再電離時期,能為宇宙學目前存在的諸多科學問題如“測得的中性氫光譜是否會重新定義標準宇宙學模型并揭示新的物理學”、“從根本上宇宙是如何運作的”等答疑解惑,開辟人類認識宇宙的新紀元.

本文主要介紹了目前已有或正在計劃中的探測宇宙黎明和再電離時期的低頻全天總功率測量實驗,地面射電望遠鏡如BIGHORNS、EDGES、LACE、LEDA、MIST、REACH、SARAS 3、SCI-HI、PRIZM以及空間低頻總功率相關(guān)實驗如DARE、DAPPER、FARSIDE、鴻蒙計劃.

EDGES實驗是目前唯一觀測到疑似宇宙黎明信號的實驗,但由于其實驗結(jié)果與標準宇宙學模型有不符之處,其結(jié)果有待證實.另一方面,來自宇宙黎明和再電離時期(z約為6-30)的中性氫21 cm信號,紅移后的頻率落在50-200 MHz范圍內(nèi).在這一低頻射電波段內(nèi),源于地球的射頻干擾源如調(diào)頻廣播、航空通訊、低軌道移動衛(wèi)星數(shù)據(jù)通訊系統(tǒng)等產(chǎn)生的信號,很難與氫21 cm信號區(qū)分.鑒于地球上的射電寧靜區(qū)域越來越少,EDGES等實驗指出對21 cm信號的最佳測量可能最終在太空中進行,例如月球背面或近月軌道上.這樣可以利用月球作為屏蔽層來阻擋調(diào)頻射電信號和其他地面射頻干擾源.此外,還可以避免地球大氣層和電離層對氫21 cm信號傳播的影響.SKA作為目前最大的綜合孔徑射電望遠鏡陣列,宇宙黎明和再電離時期探測被SKA1列為首要科學目標之一[70].SKA大視場、高分辨率、高靈敏度的優(yōu)勢,將有望獲得宇宙黎明和再電離時期中性氫功率譜并對再電離區(qū)域直接成像,揭示宇宙從黑暗走向光明的奧秘.全天總功率實驗的觀測結(jié)果一方面可以與測量功率譜和直接成像的再電離時期觀測實驗的結(jié)果進行互相驗證,另一方面全天總功率實驗對銀河系前景的詳細觀測將有助于后者更好地扣除銀河系前景的影響.期望未來在50-200 MHz波段的觀測實驗中,能盡早獲得宇宙黎明和再電離時期中性氫信號,揭示宇宙從黑暗走向光明的奧秘.