宇宙第一缕曙光:一张餐桌的发现
发布时间:2018-03-07
出品:科普中国
制作:中国科学院国家天文台 刘博洋
监制:中国科学院计算机网络信息中心

  不久前,天文学家宣布发现了宇宙“第一曙光”——确切的是“第一曙光”照耀留下的痕迹。 

  次探到了宇宙那一第一微弱星光的,是在宇宙安置的一一米方的“餐桌”。而这张“餐桌”好就被命名“尽”——EDGESExperiment to Detect the Global EoR Signature),“探期全局特征实验”。 

  所以我叫它“宇宙尽的餐桌”。 

  要理解个由一“餐桌”来的重大发现,我想从以下几个方面展开解 

  1、宇宙的“第一曙光”是什么? 

  2、要怎才能探到宇宙的“第一曙光”? 

  3、凭什么一“餐桌”可以做出这样重要的发现 

  4、天文学家有怎的野心? 

  开始咯~ 

   

  第一缕曙光 

  代宇宙学关于宇宙起源的准理是“大爆炸”理。它认为,我们现在所知的宇宙起源于138亿年前一“大爆炸”,我的宇宙空从那起从一个极小的点出至今,而宇宙中包含的物射也随着空的膨,从极高温的状冷却,并在冷却程中生一系列迁与演化,最形成了我们现今所的宇宙。 

  一复的演化程中与本文密切相关的,有这样几个重要的点: 

  从宇宙生后第10秒开始的大20,宇宙中第一批原子核形成,其中占据主体的是最简单原子核——子。这让的宇宙中至今仍以元素含量最丰富的元素。 

  但当的宇宙太子要想捕一个子、形成一个原子,几乎是不可能完成的任。高能的光子从四面八方来,阻止子和定的束在一起。 

  而光子在跟自由繁的相互作用中,也很独善其身,它子反复散射,线传播都做不到,因此,的宇宙看起来是“不透明”的。 

  此后宇宙的温度逐下降,到宇宙年38万年~1100),光子的能量于降到了不足以有效阻挠电子被原子核俘的程度,候,自由子和自由子普遍的合,原子生了。 

  自由子的减少光子得了自由,从此射和物分道扬镳候,然宇宙中尚有大量的光子在四下逃,但它皆是明日黄花:些光子继续随着宇宙膨失能量(波随宇宙膨变长,也即射温度随宇宙膨线性地下降),到我们现在已到了微波波段,就是所“微波背景射”CMB)的由来。 

  太阳的表面温度是5000K(开文),对应射峰值刚好在人眼可光范内;而宇宙背景形成,就只有大4000K了,在此后1亿多年中,又越来越凉、越来越黯淡,所以时间人眼来,宇宙是一片漆黑的。因此被称宇宙的“黑暗代” 

  在黑暗代的前半截(一直到~200),光子仍然得以通与残存的自由子的相互作用(康普散射)来射温度与物温度的一致(所以有人把段之后才开始叫“黑暗代”,里取前面一种定)。之后物射就更加底的退耦了。而因射的性原子气体冷却的比光子更快。温度降下来之后,气体就能凝聚成比高密度的云,云继续,就会第一代恒星——第一代恒星的出,就是我的“第一曙光”的生。 

    

  怎么才能看到? 

  用来探“第一曙光”的法,比直接去看那一点点微弱的星光,要更迂回一些。实际上我是通过这“第一曙光”照在那原子气体上生的效接的探的。 

  是怎么探测氢原子气体的: 

  原子核和子各自有其自旋方向,而它的自旋方向相比,只有两种可能,平行和反平行。两种状子的能量会有微小的差(后者更低),如果子在个微小的能差之间发迁,就会放出一个非常低能量的光子——它的波长长21厘米。这样产生的谱线就是我21厘米线——然在宇宙学中,21厘米线实际长还可以因宇宙膨胀导致的移而再变长很多。 

  在真的宇宙中,并不只有原子。前面提到,大爆炸留下了背景射,是在原子气体光谱时的。实际上我能否探到某一移也即宇宙某一年龄处原子气体,取决于该处背景射与原子气体的温度的比:只有当二者有差异原子气体才可以被探到。当气体温度低于射温度,探到的谱线负值,叫做吸收线;反之,叫做线 

  需要明的是,前一段中所原子气体“温度”,行叫“激温度”,实际上只是衡量一原子中,子在不同能上数量分布而定出来的物理量;我的温度,是用来衡量原子无规则热烈程度的物理量。下面我将分称其“激温度”和“气体温度”。 

   

  横轴:红移(底部)或21cm线红移后的频率(顶部);上栏:点虚线为背景辐射温度,长虚线为气体温度,实线为激发温度;下栏:计算预言的吸收、发射特征在红移上的分布。Pritchard & Loeb 2008 

  (下文整个程如上所示,可以配合享用。移减小的方向从右往左看~ 

  温度不得与气体温度相等,但也未得一定与气体温度不相等。当气体密度,原子之间频生碰撞,激温度与气体温度就会由于碰撞耦合而非常接近。正是“黑暗代”开始时发生的事情。 

  合前文可以知道,一直到~200时间内,射温度、激温度、气体温度三者都几乎一致;此后激温度和气体温度走向大体一致,与射温度相距越来越也是第一个能到吸收光期。 

  但激温度在是墙头草一枚:当宇宙年达到6500万年左右(~40)的候,气体密度已降低到原子之的碰撞耦合不足以持激温度与气体温度的一致了,接下来激温度就会独被射温度“拐跑”,到~30,激温度已再度与射温度几乎一致了,它都大于气体温度。时间前后,光上的吸收特征消失了。 

  ~30的某个刻,没有任何人了一句“要有光”,宇宙的第一代恒星于开始点亮。到宇宙年1.8亿年(~20,随着点亮的恒星越来越多,最戏剧化的事情生了:新形成的恒星放出的光芒中包含波长为121.6米的一种光子(Lyman-α光子),它可以粗暴地对氢原子气体的激温度施加干涉,在时间内就将其行拉回与气体温度一致——注意候气体温度是低于激温度的——由于激温度才是真正的可观测量,因此从观测上来就仿佛“原子气体被恒星出的光冷却了” 

  一神奇的程叫做WF耦合(Wouthuysen-Field coupling)。2003年,国家天文台学雷研究最早指出,由于一机制的存在,激温度会被Lyman-α光子拉下水,从而在~20会有一个吸收特征的存在。 

  WF耦合能力有限,经过一段时间之后便会和。此后恒星的高能光子才真正施展出其老本行:。气体温度得到快速的提升,直到在宇宙年2.7亿年左右(~15),一过辐射温度,从此吸收特征消失,21cm谱转射特征。 

  1亿多年中,由于新生恒星的光对氢原子气体温度的影响致的吸收特征,正是本次发现中“宇宙尽的餐桌”所发现的! 

   

  同前图下栏,一种科普一点的画法。 

  宙尽头的餐桌 

  很多人看到做出本次发现EDGES “望远镜”都会感到异——见过长得像炮筒的望远镜见过长得像大的望远镜见过长得像晾衣架的望远镜,就是没见过长得像餐桌的望远镜…… 

  的不玩意真的能成像 

   

  第一代 EDGES 望远镜(下面的麻将桌)和第二代 EDGES 望远镜(上面的餐桌LoCo Lab © 2018 

    

  好吧你了……真不能…… 

  这张金属桌子硬要当望远镜使的,它的角分辨率大概是60°,比人眼差好几百倍,大概跟你候的分辨率差不多——只能分清亮暗,啥细节指望看着。 

  ,好在也不需要成像就是了。 

  关心的,实际上首先是整个宇宙在史上那一段期的整体性。分辨率非常差的望远镜,反而可以帮助我河系前景的天体全都糊成一,将其光特征作一个整体予以减除;而于我要研究的那段期,它也可以把空起伏细节全部抹匀,得一个平均的果。在信号被平均的同,噪声也被平滑掉了一部分,这样可以用小的接收面对较弱信号实现高的灵敏度。 

  当然,这张“餐桌”能得想要的信号,我们还不得不注意到硬两方面的条件: 

  硬条件方面,此不得不吹一波望远镜所在的台址:位于西澳大利的默奇森射天文台(MRO)。 

   

    

  西澳大利州是澳洲西部的一个大州,地广人稀、气候干燥、地平坦。上出的就是 MRO 所在地,距离州首府珀斯(市区人口不足200万)600公里,距离最近的中等城市杰拉尔顿(市区人口不足4万)300公里。而 MRO 的几万平方公里内,除了一两百人的原住民社区以外,就只剩灌木和袋鼠了。 

  这样少的人存在,加上妥帖的境保护规划,使得里的射极低——比我国新疆的一些射天文台址好一个数量、比FAST远镜台址好两个数量。得天独厚的条件,使里成未来世界上最大的射远镜——平方公里列望远镜SKA频阵列核心区将会落的地方。(笔者求学于珀斯的国天文研究中心,中心亦是SKA的建展而立。) 

  MRO 所在的篇荒野,基本上可以算是地球上最接近“世界尽”的几个地方之一了——称 EDGES 远镜为“宇宙尽的餐桌”,真是毫不为过 

  条件方面,EDGES 团队对获得的原始数据做了比妥适的理。 

  前面提到,在我想要观测50~100 MHz段内,河系也是会射造成干的。实际个干不是一般的——河系内的同步射造成的的亮温度在几千K个数量,高于我想要探信号的几万倍。透过银河系的光搜宇宙“第一曙光”,就如同隔着路灯想要看到灯光背后的星星一。(下 a  

  好在河在天上的运行有已知的律,经过远镜极低的分辨率平均之后,河系同步射的也非常光滑有律,比容易减除。(减完即 b  

  另一个弱很多但也不能忽的“光染”,来自地球的。它会加或减弱光的特定区域,而且其干效果随特性时时发生着化。(下 b 中在60 MHz的凹坑、90-100 MHz的下沉) 

  对电物理行建模之后,这项影响也被团队排除。剩下的,就是我想要看到的第一批恒星宇宙再期的21cm吸收坑了。(下 de ,分别为模型果和包含噪声的实测值 

  Bowman et al. 2018 Nature Letter 

    

  更大的野心 

  EDGES 团队在本次刊 Nature 出的果是,由于第一批恒星致的21cm吸收坑生于宇宙生后大1.7亿年、束于大2.8亿,与理论预期基本一致。 

  的是其吸收坑度,高达0.5K,比理论预言最大值还要高一倍。这说明第一批恒星形成时氢原子气体温度比期更低,或当背景射的温度更高。会引出一些关于暗物讨论,此不想述。以一文献代表图镇楼: 

   

  宙年龄2亿年前后由第一批恒星Lyman-α光子造成的21cm吸收坑。Bowman et al. 2018 Nature Letter 

    

  天文学家当然不会足于一个毫无空分辨率的“望远镜得的一条全局平均谱线——充其量只是一条必要而短的开白。 

  们还想要看到,在些第一代恒星形成之前,生它的星云物在空中的分布情况;以及在它形成之后,它是怎将周气体一点点离,那一个个孤立的离泡,是怎样发展壮大、最终连成一片的。 

  不出意外,那将是这样的一部小影: 

  插入视频 

  要看到些,都需要具有更高角分辨率、更高灵敏度的望远镜 

  就是平方公里想要做到的事情。 

  上在建成 SKA 之前,同 MRO 建成了一个 SKA 的先导阵——默奇森大视场阵列(MWA)。它然没有 SKA 建成后的无分辨率与灵敏度,但也期待能解答上述问题做出一定的成 

   

  MWA 局部。图中每个蜘蛛叫做一对偶极子,每4x4个蜘蛛叫做一个区块(tile),整个阵列一共有128个区块。 

  实际上,同的思路非独西方所有。中科院国家天文台武向平院士耗十多年时间,在新疆拉斯台建成并维护的“21厘米列”(21CMA),也致力于同的科学目。建成于2007年的21CMAMWA更早投入使用,建仅为MWA的四分之一。但根据《中国科学》的道《中国宇宙探测项目因金短缺面》,由于无法筹措到足的运行经费远镜建成后有效运行时间远不足期,很憾地发挥出全部威力。 

   

  武向平院士和21CMA 

    

  总结一下: 

  次天文学家用“宇宙尽的餐桌”看到的,来不能称宇宙中的“第一曙光”,作比称之“第一曙光照耀而投下的影”。在可的未来,我期待着不一步看清楚这树影的廓与深浅,更能看清楚干枝杈脉在地上投出的细节,乃至记录下日移而影斜的婀娜景致。 

  参考文献: 

  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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