宇宙盡頭的餐桌

出品：科普中國

不久前，天文學家宣布發現了宇宙」第一縷曙光「——確切的說是」第一縷曙光「照耀時留下的痕迹。

這次探測到了宇宙那一頭第一縷微弱星光的，是在宇宙這一頭安置的一張一米見方的「餐桌」。而這張「餐桌」剛好就被命名為「盡頭」——EDGES（Experiment to Detect the Global EoR Signature），「探測再電離時期全局特徵實驗」。

所以我叫它「宇宙盡頭的餐桌」。

要理解這個由一張」餐桌「帶來的重大發現，我想從以下幾個方面展開解釋：

1、宇宙的「第一縷曙光」是什麼？

2、要怎樣才能探測到宇宙的「第一縷曙光」？

3、憑什麼一張「餐桌」可以做出這樣重要的發現？

4、天文學家還有怎樣的野心？

開始咯~

「第一縷曙光」

現代宇宙學關於宇宙起源的標準理論是「大爆炸」理論。它認為，我們現在所知的宇宙起源於138億年前一場「大爆炸」，我們的宇宙空間從那時起從一個極小的點出發膨脹至今，而宇宙中包含的物質與輻射也隨著空間的膨脹，從極高溫的狀態逐漸冷卻，並在冷卻過程中發生一系列變遷與演化，最終形成了我們現今所處的宇宙。

這一複雜的演化過程中與本文密切相關的，有這樣幾個重要的節點：

從宇宙誕生後第10秒開始的大約20分鐘內，宇宙中第一批原子核形成，其中佔據主體的是最簡單的氫原子核——質子。這讓我們的宇宙中至今仍以氫元素為含量最豐富的元素。

但當時的宇宙太熱，質子要想捕獲一個電子、形成一個氫原子，幾乎是不可能完成的任務。高能的光子從四面八方襲來，阻止質子和電子穩定的束縛在一起。

而光子在跟自由電子頻繁的相互作用中，也很難獨善其身，它們被電子反覆散射，連直線傳播都做不到，因此那時的宇宙看起來，是「不透明」的。

此後宇宙的溫度逐漸下降，到宇宙年齡大約38萬年時（紅移~1100），光子的能量終於降到了不足以有效阻撓電子被原子核俘獲的程度，這個時候，自由電子和自由質子普遍的結合，氫原子終於產生了。

自由電子的減少讓光子獲得了自由，從此輻射和物質分道揚鑣。這個時候，雖然宇宙中尚有大量的光子在四下逃竄，但它們皆是明日黃花：這些光子繼續隨著宇宙膨脹而損失能量（波長隨宇宙膨脹而變長，也即輻射溫度隨宇宙膨脹而線性地下降），到我們現在已經到了微波波段，這就是所謂「微波背景輻射」（CMB）的由來。

太陽的表面溫度是5000多K（開爾文），對應的輻射峰值剛好在人眼可見光範圍內；而宇宙背景輻射剛形成時，就只有大約4000K了，在此後1億多年中，又越來越涼、越來越黯淡，所以這段時間裡對人眼來說，宇宙是一片漆黑的。因此這被稱為宇宙的「黑暗時代」。

在黑暗時代的前半截（一直到紅移~200），光子仍然得以通過與殘存的自由電子的相互作用（康普頓散射）來維持輻射溫度與物質溫度的一致（所以有人把這段之後才開始叫」黑暗時代「，這裡取前面一種定義）。之後物質與輻射就更加徹底的退耦了。而因為物質與輻射的性質差別，氫原子氣體冷卻的比光子更快。溫度降下來之後，氣體就能凝聚成比較高密度的雲團，雲團再繼續塌縮，就會產生第一代恆星——第一代恆星的出現，就是我們所說的「第一縷曙光」的誕生。

怎麼才能看到？

我們用來探測「第一縷曙光」的辦法，比直接去看那一點點微弱的星光，要更迂迴一些。實際上我們是通過這「第一縷曙光」照在那時的氫原子氣體上產生的效應來對其進行間接的探測的。

先說我們是怎麼探測氫原子氣體的：

氫原子核和電子各自有其自旋方向，而它們的自旋方向相比，只有兩種可能，平行和反平行。這兩種狀態下電子的能量會有微小的差別（後者更低），如果電子在這個微小的能級差之間發生躍遷，就會放出一個非常低能量的光子——它的波長長達21厘米。這樣產生的譜線就是我們常說的21厘米線——雖然在宇宙學中，21厘米線的實際波長還可以因為宇宙膨脹導致的紅移而再變長很多。

在真實的宇宙中，並不只有氫原子。前面提到，大爆炸留下了背景輻射，這是在計算氫原子氣體光譜時必須考慮的。實際上我們能否探測到某一紅移也即宇宙某一年齡處的氫原子氣體，取決於該處背景輻射與氫原子氣體的溫度的比較：只有當二者有差異時，氫原子氣體才可以被探測到。當氣體溫度低於輻射溫度時，探測到的譜線呈負值，叫做吸收線；反之為正值，叫做發射線。

需要說明的是，前一段中所謂的氫原子氣體「溫度」，行話叫「激發溫度」，實際上只是為衡量一團原子中，電子在不同能級上數量分布而定義出來的物理量；我們平時所說的溫度，則是用來衡量原子無規則熱運動的劇烈程度的物理量。下面我將分別稱其為「激發溫度」和「氣體溫度」。

（下文整個過程如上圖所示，可以配合享用。順著紅移減小的方向從右往左看~）

激發溫度不見得與氣體溫度相等，但也未見得一定與氣體溫度不相等。當氣體密度較高時，原子之間頻繁發生碰撞，激發溫度與氣體溫度就會由於碰撞耦合而非常接近。這正是「黑暗時代」剛開始時發生的事情。

結合前文可以知道，一直到紅移~200的這段時間內輻射溫度、激發溫度、氣體溫度三者都幾乎一致；此後激發溫度和氣體溫度走向大體一致，與輻射溫度相距越來越遠。這也是第一個能夠探測到吸收光譜的時期。

但激發溫度實在是牆頭草一枚：當宇宙年齡達到6500萬年左右（紅移~40）的時候，氣體密度已經降低到原子之間的碰撞耦合不足以維持激發溫度與氣體溫度的一致了，接下來激發溫度就會單獨被輻射溫度」拐跑「，到紅移~30時，激發溫度已經再度與輻射溫度幾乎一致了，它們此時都大於氣體溫度。這段時間前後，光譜上的吸收特徵消失了。

在紅移~30的某個時刻，沒有任何人說了一句」要有光「，宇宙的第一代恆星終於開始點亮。到宇宙年齡1.8億年（紅移~20）時，隨著點亮的恆星越來越多，最戲劇化的事情發生了：新形成的恆星放出的光芒中包含波長為121.6納米的一種光子（Lyman-α光子），它可以粗暴地對氫原子氣體的激發溫度施加干涉，在較短時間內就將其強行拉回與氣體溫度一致——注意這個時候氣體溫度是低於激發溫度的——由於激發溫度才是真正的可觀測量，因此從觀測上來講，這就彷彿「原子氣體被恆星發出的光冷卻了」一樣！

這一神奇的過程叫做WF耦合（Wouthuysen-Field coupling）。2003年，國家天文台陳學雷研究員最早指出，由於這一機制的存在，激發溫度會被Lyman-α光子拉下水，從而在紅移~20處會有一個吸收特徵的存在。

不過WF耦合能力有限，經過一段時間之後便會飽和。此後恆星的高能光子才真正施展出其老本行：加熱。氣體溫度得到快速的提升，直到在宇宙年齡2.7億年左右（紅移~15），一舉超過輻射溫度，從此吸收特徵消失，21cm光譜轉入發射特徵。

在這短暫的1億多年中，由於新生恆星的光對氫原子氣體溫度的影響導致的這個強吸收特徵，正是本次發現中「宇宙盡頭的餐桌」所發現的！

宇宙盡頭的餐桌

很多人看到做出本次發現的 EDGES 「望遠鏡」都會感到訝異——見過長得像炮筒的望遠鏡，見過長得像大鍋的望遠鏡，見過長得像晾衣架的望遠鏡，就是沒見過長得像餐桌的望遠鏡……

別的不說，這玩意真的能成像嗎？

好吧你贏了……還真不能……

這張金屬桌子硬要當望遠鏡使的話，它的角解析度大概是60°，比人眼差好幾百倍，大概跟你閉眼時候的解析度差不多——只能分清亮暗，啥細節也別指望看著。

不過，好在也不需要成像就是了。

因為我們關心的，實際上首先是整個宇宙在歷史上那一段時期的整體性質。解析度非常差的望遠鏡，反而可以幫助我們把銀河系前景的天體全都糊成一團，將其光譜特徵作為一個整體予以減除；而對於我們要研究的那段時期，它也可以把空間起伏細節全部抹勻，獲得一個平均的測量結果。在信號被平均的同時，雜訊也被平滑掉了一部分，這樣可以用較小的接收面積，對較弱信號實現比較高的靈敏度。

當然，這張「餐桌」能獲得想要的信號，我們還不得不注意到軟硬兩方面的條件：

硬條件方面，此處不得不吹一波望遠鏡所在的台址：位於西澳大利亞的默奇森射電天文台（MRO）。

西澳大利亞州是澳洲西部的一個大州，地廣人稀、氣候乾燥、地勢平坦。上圖中紅點標出的就是 MRO 所在地，距離州首府珀斯（市區人口不足200萬）約600公里，距離最近的中等城市傑拉爾頓（市區人口不足4萬）約300公里。而 MRO 周圍的幾萬平方公里內，除了一兩百人的原住民社區以外，就只剩灌木和袋鼠了。這樣少的人類存在，加上妥帖的電磁環境保護規劃，使得這裡的射電干擾極低——比我國新疆的一些射電天文台址好一個數量級、比貴州FAST望遠鏡台址好兩個數量級。得天獨厚的條件，使這裡成為未來世界上最大的射電望遠鏡——平方公里陣列望遠鏡（SKA）低頻陣列核心區將會落戶的地方。（筆者求學於珀斯的國際射電天文研究中心，該中心亦是為因應SKA的建設和發展而設立。）

MRO 所在的這篇荒野，基本上可以算是地球上最接近「世界盡頭」的幾個地方之一了——稱 EDGES 望遠鏡為「宇宙盡頭的餐桌」，真是毫不為過。

軟條件方面，EDGES 團隊對獲得的原始數據做了比較妥適的處理。

前面提到，在我們想要觀測的50~100 MHz這個頻段內，銀河系也是會發出輻射造成干擾的。實際上這個干擾不是一般的強——銀河系內的同步輻射造成的冪律譜的亮溫度在幾千K這個數量級，高於我們想要探測信號的幾萬倍。透過銀河系的強光搜尋宇宙「第一縷曙光」，就如同隔著路燈想要看到燈光背後的星星一樣困難。（下圖 a 欄）

好在銀河在天上的運行有已知的規律，經過望遠鏡極低的解析度平均之後，銀河系同步輻射的冪律譜也非常光滑有規律，比較容易減除。（減完即為下圖 b 欄）

另一個弱很多但也不能忽視的「光污染」，來自地球的電離層。它會加強或減弱光譜的特定區域，而且其干擾效果隨電離層特性時時發生著變化。（下圖 b 欄中在60 MHz處的凹坑、90-100 MHz處的下沉）

在對電離層物理進行建模之後，這項影響也被團隊排除。剩下的，就是我們想要看到的第一批恆星對宇宙再電離時期的21cm吸收坑了。（下圖 d、e 欄，分別為模型擬合結果和包含雜訊的實測值）

更大的野心

EDGES 團隊在本次刊發的 Nature 快訊中給出的結果是，由於第一批恆星導致的21cm吸收坑產生於宇宙誕生後大約1.7億年、結束於大約2.8億年時，與理論預期基本一致。比較蹊蹺的是其吸收坑強度，高達0.5K，比理論預言最大值還要高一倍。這說明第一批恆星形成時氫原子氣體溫度比預期更低，或當時背景輻射的溫度更高。這會引出一些關於暗物質性質的討論，此處不想贅述。僅以一張文獻代表圖鎮樓：

天文學家當然不會滿足於一個毫無空間解析度的「望遠鏡」測得的一條全局平均譜線——這充其量只是一條必要而簡短的開場白。

我們還想要看到，在這些第一代恆星形成之前，誕生它們的星雲物質在空間中的分布情況；以及在它們形成之後，它們是怎樣將周圍氣體一點點電離，那一個個孤立的電離泡，是怎樣發展壯大、最終連成一片的。

不出意外，那將是類似這樣的一部小電影：

要看到這些，都需要具有更高角解析度、更高靈敏度的望遠鏡。

這就是興建平方公里陣列想要做到的事情。

事實上在建成 SKA 之前，同樣在 MRO 已經建成了一個 SKA 的先導陣——默奇森大視場陣列（MWA）。它雖然沒有 SKA 建成後的無敵解析度與靈敏度，但也期待能為解答上述問題做出一定的成績。

實際上同樣的思路非獨西方所有。中科院國家天文台武向平院士耗費十多年時間，在新疆烏拉斯台建成並維護的「21厘米陣列」（21CMA），也致力於同樣的科學目標。建成於2007年的21CMA比MWA更早投入使用，建設耗資也僅為MWA的四分之一。但根據《中國科學報》的報道《中國宇宙探測項目因資金短缺面臨關閉》，由於無法籌措到足額的運行經費，該望遠鏡建成後有效運行時間遠不足預期，很遺憾地暫未發揮出全部威力。

總結一下：

這次天文學家用「宇宙盡頭的餐桌」看到的，嚴格說來不能稱為宇宙中的「第一縷曙光」，作比喻的話或應稱之為「第一縷曙光照耀而投下的雲影」。在可見的未來，我們期待著不僅能進一步看清楚這雲影的輪廓與深淺，更能看清楚雲團脈絡舒捲投出的雲影細節，乃至記錄下日移而影斜的婀娜景緻。

參考文獻：

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

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