撰文 | 陈学雷（中国科学院国家天文台）

责编 | 吕浩然

在最近一期的《自然》杂志上，刊登了一篇题目平淡且低调的论文：《天空平均谱中一个中心位于78兆赫的吸收轮廓》[1]。然而对于宇宙学家而言，这却不啻是一声惊雷：因为这可能正是宇宙黑暗时代结束、第一代恒星形成的宇宙黎明所产生的信号。

按照现在已被广泛接受的宇宙学理论，宇宙在大爆炸（Big Bang）结束后进入了黑暗时代，这时的宇宙中还没有恒星、星系等，物质几乎是均匀分布的，只有一些微小的不均匀密度扰动。随后，在万有引力的作用下，这些扰动逐渐增长，变得越来越不均匀。最终，其中密度特别高的地方会坍缩下去，形成第一代恒星，这也标志着黑暗时代的结束，宇宙黎明开始。

天文学家们早已看到了今天宇宙中的大量恒星和星系，也看到了宇宙大爆炸留下的遗迹——宇宙微波背景辐射，但是宇宙黑暗时代和黎明时代则一直处于理论假说阶段：黑暗时代没有发光的天体，宇宙黎明虽有发光的第一代恒星，但距离极为遥远又非常稀少，要观测也非常困难。

大约二十年前，一些宇宙学家开始构想如何才能观测宇宙的黑暗时代与黎明，他们想到的办法是借助21cm辐射。在黎明前的宇宙中，普通物质几乎完全由大爆炸中产生的氢、氦原子组成，这两种原子都处在它们的基态能级上。不过，氢原子的基态能级其实被“超精细结构”分裂成两个：由于电子与氢原子核都有沿自旋方向的磁矩，因此取决于电子与原子核的自旋是平行还是反平行，它们的能量也稍有不同。

如果电子自旋翻转，可以发射或吸收一个相应的光子，其波长是21cm，因此天文上习惯称为21cm辐射，这是射电天文史上第一个被预言和探测到的谱线。如果从高能级跃迁到低能级，就会发射一个21cm光子，反之低能级的原子吸收一个21cm波长的光子，就会跃迁到高能级。

宇宙中处处弥漫着宇宙微波背景辐射的光子，其中有许多光子的波长是21cm，因此这两个方向（由高向低、由低向高）的跃迁都在不断发生。宇宙黑暗时代和黎明时代的大量氢原子可以发射或者吸收21cm辐射形成谱线，当然经过宇宙红移（遥远的星系发出的光谱线的波长会向长波长方向偏移），今天它们的波长已变长而不再是21cm，但根据其来源仍称之为21cm辐射。不同的波长（或者说频率）对应的是不同的红移，也就是离今天的我们不同距离、不同时间的宇宙。比如，如果我们观测的频率是78MHz，它的波长是21cm的18.2倍，这就对应红移17.2的宇宙。

但是，虽然理论上21cm辐射能提供宇宙的大量信息，但实验中观测是十分困难的。这里的主要挑战是，有许多其它天体会产生比它强得多的辐射，这些被称为前景辐射。例如，银河系中的宇宙线电子会产生强烈的同步辐射，这种辐射强度比宇宙21cm信号强几十万倍，所以宇宙21cm辐射被淹没在前景辐射中，要分辨出它就如同要在白天的强烈阳光中看到星星一样困难。

但是，天文学家还是提出了探测这些微弱21cm信号的思路，主要是利用宇宙21cm信号与前景辐射在频谱上的差异。前景信号随着频率的改变会光滑的变化，而21cm信号每个频率都对应不同的红移，其信号会随机变化。因此，原则上只要把频谱上光滑的信号减掉，就可以得到21cm信号。但是，由于前景辐射强度远远大于21cm信号，只要减错一点点，就无法看到21cm信号了，所以这种实验难度非常大。

本世纪初开始到现在，世界各国陆续建造了多个由许多天线构成的射电阵列望远镜进行宇宙21cm信号的探测，包括荷兰的LOFAR、澳大利亚的MWA、美国的LWA、美国与南非联合的PAPER和HERA、加拿大的CHIME等，我国也建造了21CMA阵和天籁阵分别进行高红移和中红移的21cm观测实验。此外，包括我国在内的多个国家也准备联合研制超级巨大的平方千米阵（SKA）望远镜。

以上这些天线阵每个都包括几十到几百个干涉单元，每个单元又可能包括多个天线。这些天线阵试图观测宇宙三维空间中不同方向、不同红移的21cm辐射强度变化，称之为21cm层析观测。这些实验难度都很大，数据处理也非常复杂，迄今为止虽取得了一些初步进展，但都还尚未探测到21cm信号。当然，研究者们仍在不懈努力。目前看来，今后几年内有希望取得21cm信号探测的突破。

就在这许多阵列开始筹建的同时，美国MIT（麻省理工学院）的Alan Rogers教授和他的博士后Judd Bowman （后来成为Arizona State Univerisity的教授）则决定另辟蹊径，尝试用单天线进行21cm探测。这种设备非常简单，我们熟悉的收音机其实就是一个单天线加接收机。你可能会有疑问：由成千上万个天线组成的阵列尚且未能探测到宇宙21cm信号，单天线又怎么可能呢？

实际上，这两者观测的对象是不同的。单天线不能象阵列一样进行21cm层析观测，测出天空不同方向的辐射强度变化，但却可以进行全天平均的频谱观测。如果宇宙各个方向的演化大历史是一样的，那么虽然每个方向、每个频率的21cm信号都不完全相同，但如果把一小块三维空间的21cm信号平均一下，我们就会发现：各个方向、同一个红移的信号还是相同的，这就是宇宙21cm信号平均谱。

打个比方，北京每一天的气温都是不同的，2月里有比较暖的天，3月里也有比较冷的天，但“平均”之后就会发现：3月还是比2月暖和。

单天线就是尝试进行这种平均测量。Bowman和Rogers认识到，由于测量的是全天总流量，单天线小并不要紧，仍足以收到信号。因为只有一个天线，与天线阵比起来，可以花很多功夫对单天线和接收机进行更精密的设计和调试，因为实验规模小，进度也更快。他们在澳大利亚西部电磁干扰很少的沙漠中树立了自己的小实验天线，并将实验名为EDGES。

那么，宇宙平均21cm信号是什么样的呢？为了描述处在两个能级上的氢原子的相对比例，可以引入“自旋温度”的概念：自旋温度越高，在高能级上的氢原子的比例就越大。当自旋温度高于当时的宇宙微波背景辐射温度时（随着宇宙膨胀，宇宙微波背景的温度也在不断变化），总的发射就会超过吸收，产生发射谱；反之，当自旋温度低于当时的宇宙微波背景辐射温度时就产生吸收谱。

自旋温度过着一种“冰火两重天”的生活。一方面，原子自旋跃迁和宇宙微波背景辐射的相互作用会使自旋温度趋近宇宙微波背景辐射温度；另一方面，原子的碰撞、赖曼（Lyman）光子的散射又会使这一温度趋近于原子运动的温度（也就是我们一般所说的气体温度），实际的自旋温度是二者的某种平均，夹在二者之间。

笔者和Jordi Miralda-Escude教授提出了第一代恒星形成时可能存在平均的21cm吸收谱信号[2]：宇宙黎明之前，自旋温度比较接近宇宙微波背景温度，因此这时既没有发射也没有吸收21cm信号（注：在更早的宇宙黑暗时代，也有一个21cm吸收谱，当时宇宙气体的密度还比较高，原子频繁碰撞，因此自旋温度接近气体温度，而宇宙气体的温度低于宇宙微波背景，因此产生21cm吸收谱。但是，随着宇宙膨胀，气体密度降低，原子碰撞不再频繁，这时气体自旋温度接近宇宙微波背景温度，因此在宇宙黎明前21cm信号就消失了。）；而一旦第一代恒星开始形成，这些恒星会产生大量的Lyman alpha光子，氢原子与Lyman alpha光子的散射会使它的自旋温度迅速趋近原子运动温度。

在黑暗时代，原子运动温度低于当时的宇宙微波背景温度，这样就会产生吸收信号。在我们之前，人们曾认为Lyman alpha光子散射会同时加热气体，使气体温度迅速升到宇宙微波背景辐射温度之上，因此21cm吸收信号存在的时间很短且很弱，主要产生21cm发射信号。而我们更仔细的分析表明，这种Lyman alpha光子散射对气体加热量非常小，不会使其升温。当然，第一代恒星等发光天体还可能产生X-射线等辐射加热气体，但综合考虑，在大多数模型中还是会有一段时间气体温度较低，从而产生明显的21cm吸收谱。因此，这是宇宙黎明的一个信号。

但是要测量这一发射信号，前景辐射的问题依然存在，需要减除频谱上的光滑成分，得到21cm辐射的变化信号。但实际上，天线和接收机对各个频率的响应程度是不一样的，而且是不光滑的。比如，由天线接收的信号并不会100%进入接收机，而是有一小部分会在电路接口处被反射回来，形成驻波；而不同频率的信号形成的驻波也不一样。最后，随着温度变化，电路元件的性能也会改变，这些反射信号也相应变化。

我们通常的应用（比如收音机）需要的精度不高，因此这些细小的变化并不重要。但如果要测量21cm信号，所需的精度极高，这些不光滑的响应就会影响测量结果。为此，Bowman和Rogers精心设计了一套校准系统，不断在天线和内置校准源之间进行切换，并实时测量反射系数，计算机则自动进行电路方程解算，精确地算出系统响应的变化，扣除其影响。

这一实验已进行了十多年, 期间他们也不断改进设计，并多次发表论文，给出了当时最好的实验限制。然而他们此次发表的论文，却首次给出了轰动天文界的探测结果：他们在78MHz探测到了一个吸收谱信号，而这一频率对应红移17，这正是理论上预言的宇宙黎明时代。

但是，他们的观测结果也让人感到困惑：探测到的吸收信号的幅度比理论预期的最大信号都还要强！要产生如此强的吸收信号，必须要求宇宙黎明时代的气体比理论预期的更冷。

此前宇宙学理论家们除了标准宇宙模型外，也考虑过很多种非标准模型，比如暗物质如果可以衰变，或者如果黑暗时期的宇宙中潜伏着一些大爆炸时形成的原始黑洞，这些都可以比第一代恒星更早地释放Lyman alpha光子，从而改变21cm吸收谱出现的位置和强度。但问题是，现在观测到的吸收谱出现的位置正对应着标准模型中宇宙黎明的时刻，而且以前这些非标准模型也都不能使宇宙气体比标准模型更冷。实际上，理论上要使气体比标准模型更热一些不难，但要使其更冷则很不容易！

为了解释这一现象，以色列宇宙学家Rennen Barkana在同一期Nature上发表了一篇论文，精心构造了一种可能使宇宙黎明气体更冷一些的理论机制[3]。我们宇宙中除了普通物质外，还存在大量的暗物质。通常，我们假定除了万有引力之外，这些暗物质与普通物质的相互作用非常微弱。现在，Barkana假定这些暗物质与普通物质之间有一些不那么微弱的相互作用。

这些暗物质在大爆炸中退耦（注：在宇宙早期，由于密度很高，各种不同物质组分如暗物质、普通物质、光子、中微子等都频繁相互作用，交换能量，耦合在一起并具有相同的温度，但随着宇宙膨胀、密度降低，暗物质、中微子等与其它物质相互作用比较弱的组分就脱离了与重子、光子的耦合独立演化，这种过程称为退耦。到最后等离子体复合后，光子组分也与重子组分脱离耦合。为了形成我们观测到的大尺度结构，暗物质粒子在退耦时其运动速度必须远远小于光速，这种情况下随着宇宙膨胀，暗物质温度下降的速度比光子快得多，因此其退耦越早，温度就会越低）较早，因此比普通物质更冷一些。但由于它和普通物质之间存在一些相互作用，因此它会对普通物质气体产生冷却，从而使其温度降低。为了使普通气体能把热量传给暗物质，这要求暗物质粒子不能太重——我们如果用一个乒乓球去撞另一个乒乓球，它会把很大一部分能量传给另一个乒乓球，但如果用乒乓球去撞铅球，则传递的能量微乎其微，所以这种机制要求暗物质粒子不能比氢原子重太多。

但是，我们通过对宇宙微波背景辐射的观测已经知道，暗物质与普通物质之间的相互作用是非常微弱的，那么这个模型怎样才能避开这种观测限制呢？ Barkana设想，暗物质粒子与普通物质粒子之间的相互作用与它们之间的相对速度有关，相对速度越低，相互作用越强。

这样，宇宙大爆炸时期，气体温度高，原子运动速度快，相互作用就比较微弱。而到了宇宙黑暗时代，气体温度降低了，这种相互作用就强了，这样就可以冷却气体而又不违反之前的观测限制。但是，这种相互作用究竟是什么？这仍然是一个有待解决的理论问题。无论如何，如果这一机制是正确的话，黑暗时代也会有更强的吸收谱。因此这个理论在原则上是可证伪的，尽管观测黑暗时代更为困难。

有没有可能是EDGES实验测错了呢？这种可能性也是存在的。EDGES实验使用了多个不同实验装置、两种不同的数据处理流程、不同时间收到的数据，发现其中都有这一信号，增加了这一实验的可信度。但是如前所述，由于信号非常微弱，影响因素很多，仍然存在着实验出错的可能性，比如，加州伯克利大学的Aaron Parsons教授就指出，如果在实验数据处理中使用的天空模型和天线响应模型不准确，有可能会对测量结果产生影响。因此，这一结果也有待其它实验的检验。

目前，世界上也有一些其它的类似实验，主要包括美国-墨西哥-南非的SCI-HI实验（近来改名为PRIZM实验），印度的SARAS-2实验等。此外，地面的这些实验，尽管都选择了人迹罕至、电磁环境优良的实验地点，但在一定程度上仍受到人为电磁干扰的影响，并且也会受到地球电离层吸收、折射的影响。如果能在太空进行观测，特别是利用月球遮挡来自地球的电磁干扰，将大大提升实验的灵敏度和可靠性。美国为此提出了DARE实验。包括笔者在内的我国科学家团队也在研究利用绕月卫星进行这种实验。这些后续的实验将进一步检验这一观测的可信度，并使我们更好地了解宇宙黎明时代。也许宇宙为我们的理论家们准备了一个Big Surprise，谁知道呢？ 

参考文献：

[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