陳學雷：出人意料的宇宙黎明之冷

03-07

?宇宙演化歷史

撰文 | 陳學雷（中國科學院國家天文台）

責編 | 呂浩然

知識分子為更好的智趣生活 ID：The-Intellectual

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在最近一期的《自然》雜誌上，刊登了一篇題目平淡且低調的論文：《天空平均譜中一個中心位於78兆赫的吸收輪廓》[1]。然而對於宇宙學家而言，這卻不啻是一聲驚雷：因為這可能正是宇宙黑暗時代結束、第一代恆星形成的宇宙黎明所產生的信號。

按照現在已被廣泛接受的宇宙學理論，宇宙在大爆炸（Big Bang）結束後進入了黑暗時代，這時的宇宙中還沒有恆星、星系等，物質幾乎是均勻分布的，只有一些微小的不均勻密度擾動。隨後，在萬有引力的作用下，這些擾動逐漸增長，變得越來越不均勻。最終，其中密度特別高的地方會坍縮下去，形成第一代恆星，這也標誌著黑暗時代的結束，宇宙黎明開始。

天文學家們早已看到了今天宇宙中的大量恆星和星系，也看到了宇宙大爆炸留下的遺迹——宇宙微波背景輻射，但是宇宙黑暗時代和黎明時代則一直處於理論假說階段：黑暗時代沒有發光的天體，宇宙黎明雖有發光的第一代恆星，但距離極為遙遠又非常稀少，要觀測也非常困難。

大約二十年前，一些宇宙學家開始構想如何才能觀測宇宙的黑暗時代與黎明，他們想到的辦法是藉助21cm輻射。在黎明前的宇宙中，普通物質幾乎完全由大爆炸中產生的氫、氦原子組成，這兩種原子都處在它們的基態能級上。不過，氫原子的基態能級其實被「超精細結構」分裂成兩個：由於電子與氫原子核都有沿自旋方向的磁矩，因此取決於電子與原子核的自旋是平行還是反平行，它們的能量也稍有不同。

如果電子自旋翻轉，可以發射或吸收一個相應的光子，其波長是21cm，因此天文上習慣稱為21cm輻射，這是射電天文史上第一個被預言和探測到的譜線。如果從高能級躍遷到低能級，就會發射一個21cm光子，反之低能級的原子吸收一個21cm波長的光子，就會躍遷到高能級。

宇宙中處處瀰漫著宇宙微波背景輻射的光子，其中有許多光子的波長是21cm，因此這兩個方向（由高向低、由低向高）的躍遷都在不斷發生。宇宙黑暗時代和黎明時代的大量氫原子可以發射或者吸收21cm輻射形成譜線，當然經過宇宙紅移（遙遠的星系發出的光譜線的波長會向長波長方向偏移），今天它們的波長已變長而不再是21cm，但根據其來源仍稱之為21cm輻射。不同的波長（或者說頻率）對應的是不同的紅移，也就是離今天的我們不同距離、不同時間的宇宙。比如，如果我們觀測的頻率是78MHz，它的波長是21cm的18.2倍，這就對應紅移17.2的宇宙。

?圖2. 前景減除示意圖（Wang et. al. 2006）

但是，雖然理論上21cm輻射能提供宇宙的大量信息，但實驗中觀測是十分困難的。這裡的主要挑戰是，有許多其它天體會產生比它強得多的輻射，這些被稱為前景輻射。例如，銀河系中的宇宙線電子會產生強烈的同步輻射，這種輻射強度比宇宙21cm信號強幾十萬倍，所以宇宙21cm輻射被淹沒在前景輻射中，要分辨出它就如同要在白天的強烈陽光中看到星星一樣困難。

但是，天文學家還是提出了探測這些微弱21cm信號的思路，主要是利用宇宙21cm信號與前景輻射在頻譜上的差異。前景信號隨著頻率的改變會光滑的變化，而21cm信號每個頻率都對應不同的紅移，其信號會隨機變化。因此，原則上只要把頻譜上光滑的信號減掉，就可以得到21cm信號。但是，由於前景輻射強度遠遠大於21cm信號，只要減錯一點點，就無法看到21cm信號了，所以這種實驗難度非常大。

本世紀初開始到現在，世界各國陸續建造了多個由許多天線構成的射電陣列望遠鏡進行宇宙21cm信號的探測，包括荷蘭的LOFAR、澳大利亞的MWA、美國的LWA、美國與南非聯合的PAPER和HERA、加拿大的CHIME等，我國也建造了21CMA陣和天籟陣分別進行高紅移和中紅移的21cm觀測實驗。此外，包括我國在內的多個國家也準備聯合研製超級巨大的平方千米陣（SKA）望遠鏡。

以上這些天線陣每個都包括幾十到幾百個干涉單元，每個單元又可能包括多個天線。這些天線陣試圖觀測宇宙三維空間中不同方向、不同紅移的21cm輻射強度變化，稱之為21cm層析觀測。這些實驗難度都很大，數據處理也非常複雜，迄今為止雖取得了一些初步進展，但都還尚未探測到21cm信號。當然，研究者們仍在不懈努力。目前看來，今後幾年內有希望取得21cm信號探測的突破。

就在這許多陣列開始籌建的同時，美國MIT（麻省理工學院）的Alan Rogers教授和他的博士後Judd Bowman （後來成為Arizona State Univerisity的教授）則決定另闢蹊徑，嘗試用單天線進行21cm探測。這種設備非常簡單，我們熟悉的收音機其實就是一個單天線加接收機。你可能會有疑問：由成千上萬個天線組成的陣列尚且未能探測到宇宙21cm信號，單天線又怎麼可能呢？

實際上，這兩者觀測的對象是不同的。單天線不能象陣列一樣進行21cm層析觀測，測出天空不同方向的輻射強度變化，但卻可以進行全天平均的頻譜觀測。如果宇宙各個方向的演化大歷史是一樣的，那麼雖然每個方向、每個頻率的21cm信號都不完全相同，但如果把一小塊三維空間的21cm信號平均一下，我們就會發現：各個方向、同一個紅移的信號還是相同的，這就是宇宙21cm信號平均譜。

打個比方，北京每一天的氣溫都是不同的，2月里有比較暖的天，3月里也有比較冷的天，但「平均」之後就會發現：3月還是比2月暖和。

單天線就是嘗試進行這種平均測量。Bowman和Rogers認識到，由於測量的是全天總流量，單天線小並不要緊，仍足以收到信號。因為只有一個天線，與天線陣比起來，可以花很多功夫對單天線和接收機進行更精密的設計和調試，因為實驗規模小，進度也更快。他們在澳大利亞西部電磁干擾很少的沙漠中樹立了自己的小實驗天線，並將實驗名為EDGES。

?圖3. EDGES 實驗。這個看上去像個小桌子的裝置，四個「桌腿」是絕緣體支架，上面的方形是天線，中間的管子里是電纜，將天線信號傳到埋在地下的接收機。周圍的地面鋪設了導電網，使地面對於電磁波來說更像一面鏡子，圖片來源：Nature

?圖4. 宇宙歷史示意圖（上）和21cm平均譜，可以看到黑暗時代和第一代星系形成後各有一個吸收譜輪廓，而再電離（reionization）時則呈現發射譜輪廓（下）

那麼，宇宙平均21cm信號是什麼樣的呢？為了描述處在兩個能級上的氫原子的相對比例，可以引入「自旋溫度」的概念：自旋溫度越高，在高能級上的氫原子的比例就越大。當自旋溫度高於當時的宇宙微波背景輻射溫度時（隨著宇宙膨脹，宇宙微波背景的溫度也在不斷變化），總的發射就會超過吸收，產生髮射譜；反之，當自旋溫度低於當時的宇宙微波背景輻射溫度時就產生吸收譜。

自旋溫度過著一種「冰火兩重天」的生活。一方面，原子自旋躍遷和宇宙微波背景輻射的相互作用會使自旋溫度趨近宇宙微波背景輻射溫度；另一方面，原子的碰撞、賴曼（Lyman）光子的散射又會使這一溫度趨近於原子運動的溫度（也就是我們一般所說的氣體溫度），實際的自旋溫度是二者的某種平均，夾在二者之間。

筆者和Jordi Miralda-Escude教授提出了第一代恆星形成時可能存在平均的21cm吸收譜信號[2]：宇宙黎明之前，自旋溫度比較接近宇宙微波背景溫度，因此這時既沒有發射也沒有吸收21cm信號（註：在更早的宇宙黑暗時代，也有一個21cm吸收譜，當時宇宙氣體的密度還比較高，原子頻繁碰撞，因此自旋溫度接近氣體溫度，而宇宙氣體的溫度低於宇宙微波背景，因此產生21cm吸收譜。但是，隨著宇宙膨脹，氣體密度降低，原子碰撞不再頻繁，這時氣體自旋溫度接近宇宙微波背景溫度，因此在宇宙黎明前21cm信號就消失了。）；而一旦第一代恆星開始形成，這些恆星會產生大量的Lyman alpha光子，氫原子與Lyman alpha光子的散射會使它的自旋溫度迅速趨近原子運動溫度。

在黑暗時代，原子運動溫度低於當時的宇宙微波背景溫度，這樣就會產生吸收信號。在我們之前，人們曾認為Lyman alpha光子散射會同時加熱氣體，使氣體溫度迅速升到宇宙微波背景輻射溫度之上，因此21cm吸收信號存在的時間很短且很弱，主要產生21cm發射信號。而我們更仔細的分析表明，這種Lyman alpha光子散射對氣體加熱量非常小，不會使其升溫。當然，第一代恆星等發光天體還可能產生X-射線等輻射加熱氣體，但綜合考慮，在大多數模型中還是會有一段時間氣體溫度較低，從而產生明顯的21cm吸收譜。因此，這是宇宙黎明的一個信號。

?圖5. EDGES實驗的接收機和校準系統框圖

但是要測量這一發射信號，前景輻射的問題依然存在，需要減除頻譜上的光滑成分，得到21cm輻射的變化信號。但實際上，天線和接收機對各個頻率的響應程度是不一樣的，而且是不光滑的。比如，由天線接收的信號並不會100%進入接收機，而是有一小部分會在電路介面處被反射回來，形成駐波；而不同頻率的信號形成的駐波也不一樣。最後，隨著溫度變化，電路元件的性能也會改變，這些反射信號也相應變化。

我們通常的應用（比如收音機）需要的精度不高，因此這些細小的變化並不重要。但如果要測量21cm信號，所需的精度極高，這些不光滑的響應就會影響測量結果。為此，Bowman和Rogers精心設計了一套校準系統，不斷在天線和內置校準源之間進行切換，並實時測量反射係數，計算機則自動進行電路方程解算，精確地算出系統響應的變化，扣除其影響。

這一實驗已進行了十多年, 期間他們也不斷改進設計，並多次發表論文，給出了當時最好的實驗限制。然而他們此次發表的論文，卻首次給出了轟動天文界的探測結果：他們在78MHz探測到了一個吸收譜信號，而這一頻率對應紅移17，這正是理論上預言的宇宙黎明時代。

?圖6. 測量結果，不同顏色的線是不同的實驗裝置或處理方案，粗黑線（H2）是信噪比最高的一個。

但是，他們的觀測結果也讓人感到困惑：探測到的吸收信號的幅度比理論預期的最大信號都還要強！要產生如此強的吸收信號，必須要求宇宙黎明時代的氣體比理論預期的更冷。

此前宇宙學理論家們除了標準宇宙模型外，也考慮過很多種非標準模型，比如暗物質如果可以衰變，或者如果黑暗時期的宇宙中潛伏著一些大爆炸時形成的原始黑洞，這些都可以比第一代恆星更早地釋放Lyman alpha光子，從而改變21cm吸收譜出現的位置和強度。但問題是，現在觀測到的吸收譜出現的位置正對應著標準模型中宇宙黎明的時刻，而且以前這些非標準模型也都不能使宇宙氣體比標準模型更冷。實際上，理論上要使氣體比標準模型更熱一些不難，但要使其更冷則很不容易！

為了解釋這一現象，以色列宇宙學家Rennen Barkana在同一期Nature上發表了一篇論文，精心構造了一種可能使宇宙黎明氣體更冷一些的理論機制[3]。我們宇宙中除了普通物質外，還存在大量的暗物質。通常，我們假定除了萬有引力之外，這些暗物質與普通物質的相互作用非常微弱。現在，Barkana假定這些暗物質與普通物質之間有一些不那麼微弱的相互作用。

這些暗物質在大爆炸中退耦（註：在宇宙早期，由於密度很高，各種不同物質組分如暗物質、普通物質、光子、中微子等都頻繁相互作用，交換能量，耦合在一起並具有相同的溫度，但隨著宇宙膨脹、密度降低，暗物質、中微子等與其它物質相互作用比較弱的組分就脫離了與重子、光子的耦合獨立演化，這種過程稱為退耦。到最後等離子體複合後，光子組分也與重子組分脫離耦合。為了形成我們觀測到的大尺度結構，暗物質粒子在退耦時其運動速度必須遠遠小於光速，這種情況下隨著宇宙膨脹，暗物質溫度下降的速度比光子快得多，因此其退耦越早，溫度就會越低）較早，因此比普通物質更冷一些。但由於它和普通物質之間存在一些相互作用，因此它會對普通物質氣體產生冷卻，從而使其溫度降低。為了使普通氣體能把熱量傳給暗物質，這要求暗物質粒子不能太重——我們如果用一個乒乓球去撞另一個乒乓球，它會把很大一部分能量傳給另一個乒乓球，但如果用乒乓球去撞鉛球，則傳遞的能量微乎其微，所以這種機制要求暗物質粒子不能比氫原子重太多。

但是，我們通過對宇宙微波背景輻射的觀測已經知道，暗物質與普通物質之間的相互作用是非常微弱的，那麼這個模型怎樣才能避開這種觀測限制呢？ Barkana設想，暗物質粒子與普通物質粒子之間的相互作用與它們之間的相對速度有關，相對速度越低，相互作用越強。

這樣，宇宙大爆炸時期，氣體溫度高，原子運動速度快，相互作用就比較微弱。而到了宇宙黑暗時代，氣體溫度降低了，這種相互作用就強了，這樣就可以冷卻氣體而又不違反之前的觀測限制。但是，這種相互作用究竟是什麼？這仍然是一個有待解決的理論問題。無論如何，如果這一機制是正確的話，黑暗時代也會有更強的吸收譜。因此這個理論在原則上是可證偽的，儘管觀測黑暗時代更為困難。

有沒有可能是EDGES實驗測錯了呢？這種可能性也是存在的。EDGES實驗使用了多個不同實驗裝置、兩種不同的數據處理流程、不同時間收到的數據，發現其中都有這一信號，增加了這一實驗的可信度。但是如前所述，由於信號非常微弱，影響因素很多，仍然存在著實驗出錯的可能性，比如，加州伯克利大學的Aaron Parsons教授就指出，如果在實驗數據處理中使用的天空模型和天線響應模型不準確，有可能會對測量結果產生影響。因此，這一結果也有待其它實驗的檢驗。

目前，世界上也有一些其它的類似實驗，主要包括美國-墨西哥-南非的SCI-HI實驗（近來改名為PRIZM實驗），印度的SARAS-2實驗等。此外，地面的這些實驗，儘管都選擇了人跡罕至、電磁環境優良的實驗地點，但在一定程度上仍受到人為電磁干擾的影響，並且也會受到地球電離層吸收、折射的影響。如果能在太空進行觀測，特別是利用月球遮擋來自地球的電磁干擾，將大大提升實驗的靈敏度和可靠性。美國為此提出了DARE實驗。包括筆者在內的我國科學家團隊也在研究利用繞月衛星進行這種實驗。這些後續的實驗將進一步檢驗這一觀測的可信度，並使我們更好地了解宇宙黎明時代。也許宇宙為我們的理論家們準備了一個Big Surprise，誰知道呢？

參考文獻：

[1] An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum, Judd D. Bowman, etc., Nature, doi:10.1038/nature25792

[2] The Spin-Kinetic Temperature Coupling and the Heating Rate due to Lyman Alpha Scattering before Reionization: Predictions for 21cm Emission and Absorption, Xuelei Chen & Jordi Miralda-Escude, 2004, ApJ 602,1.

[3] Possible interaction between baryons and dark-matter particles revealed by the first stars, Rennan Barkana, Nature, doi:10.1038/nature25791

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