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宇宙第一縷曙光探測
2014-12-11| 【 【打印】【關閉】

  追溯宇宙演化的長河,隨著137億年前大爆炸的余晖逐漸散去,宇宙曾經經曆過一段漫長的黑暗時期。忽然有一天,在宇宙的深處,誕生了第一代發光天體,這些天體的光芒逐步照亮了整個宇宙,從此給我們的宇宙帶來了蓬勃的生機。能否讓人們親眼目睹宇宙從黑暗走向光明的整個過程?能否讓人們看到宇宙中誕生的第一縷曙光?今天,天文學家們正在努力實現人類的這一夢想。 

黑暗時期與宇宙再電離

  宇宙大爆炸發生400,000年後(紅移z=1100左右),大爆炸的余晖慢慢散去,物質由高溫高密的等離子體狀態不斷冷卻,逐步進入了一個平靜而特殊的時期——宇宙的“黑暗時期”(Dark Ages)。在宇宙的漫長“黑暗時期”中,它的主要物質成份是暗物質、中性的氫和氦。此時,宇宙中沒有發光天體形成,逐漸降溫的微波背景輻射是整個宇宙中的唯一“光源”,大爆炸的余晖是今天所能觀測到的最遙遠宇宙邊界的信息。 

宇宙演化簡史 

  (圖片來源:NASA/WMAP Science Team, Subaru Telescope/NAO)  

  在宇宙的黑暗時期,隨著它的演化,由于引力不穩定性,暗物質暈逐步形成。暗物質的引力勢加速了重子物質的彙聚,從而誕生了宇宙中的第一代發光天體,即第一代恒星或類星體。恒星和類星體發出的UV光子或X射線開始電離其周圍區域內的中性氫,這一過程被稱爲再電離過程。 隨著電離區域的擴大,第一代發光天體的光芒逐漸照亮了整個宇宙,直到再電離過程完成,形成我們今天看到的高度電離的宇宙。 

 宇宙早期中性氫輻射亮溫度的演化曆史;下圖:中性氫21 cm輻射相對于宇宙微波背景輻射的起伏。 

 (圖片來源: Jonathan Pritchard & Abraham Loeb, 2010, Nature 468, 772-773 ) 

  宇宙的再電離過程發生在紅移大約620之間(對應宇宙年齡約9.51.8億年) 其主要觀測證據是宇宙微波背景輻射的偏振和高紅移類星體中光譜的中性氫吸收。宇宙微波背景輻射的光子被電離氣體中的自由電子散射,即湯姆森散射,這種電子散射過程導致了宇宙微波背景輻射的光子在不同方向上呈各向異性,從而可以依據對宇宙微波背景輻射偏振的觀測得出宇宙再電離發生的時期。除此以外,當高紅移類星體的光線穿越中性氫區域時,類星體光譜在頻率高于Lya (氫原子中電子在n=2n=1两个壳层之間跃迁时所辐射或者吸收的光子,波长121.6 nm)端出現完整的吸收槽,即Gunn-Peterson trough,由此可以估計出再電離的結束時期。 

宇宙再電離的探測

  認識宇宙的再電離過程可以幫助我們了解第一代發光天體的形成與演化,具有深刻的宇宙學意義。然而,如何才能目睹宇宙由黑暗走向光明的全部曆程?如何才能見證第一代發光天體的誕生過程?幸運的是,宇宙中存在著大量的氫,氫的21厘米辐射是我们探测宇宙再电离过程及宇宙黑暗时期的重要依据:处于基态的中性氢由于自身电子自旋取向不同而形成了微小的能级差别(百万分之六电子伏特),当中性氫的电子自旋在平行与反平行之間发生转换时,形成了波长为21厘米的輻射,對應于光子的頻率爲1420兆赫茲(MHz)。人們曾認爲通過對中性氫21厘米波段輻射的觀測可以獲取宇宙黑暗時期的信息,然而極其微弱的21厘米輻射(亮度相當于~10mK左右的光源)被淹沒在了宇宙大爆炸的余晖中,直到第一代發光天體的誕生破壞了中性氫21厘米辐射与微波背景辐射之間的平衡,源于宇宙黑暗时期的中性氫的辐射才可以被真正地观测到。 

 氫原子精細能級躍遷 

  研究中性氫的21厘米輻射,首先要了解一個重要的特征溫度——氫原子的自旋溫度。當中性氫的21厘米辐射与宇宙微波背景之間的平衡被破坏时,氢原子自旋温度与宇宙微波背景辐射的亮温度脱耦,氢原子自旋温度相对于宇宙微波背景辐射亮温度的高低,导致星际介质中的氢原子吸收或发射21厘米光子,形成在宇宙微波背景上亮溫度的漲落,從而形成可觀測的21厘米吸收或發射信號。當氫原子自旋溫度高于背景的亮溫度時,我們可以觀測到21厘米發射信號;反之,當氫原子自旋溫度低于背景溫度時,我們可以觀測到21厘米吸收信號。21厘米發射或吸收信號的強度取決于氣體熱運動的溫度、電離源的輻射性質以及局部區域內中性氫原子的密度。 

  中性氫的21厘米輻射爲我們提供了宇宙再電離時期探測的有效途徑。由于宇宙的膨脹,源于宇宙黑暗時期及再電離時期中性氫21厘米輻射的波長被拉伸到了米波的波段,大約在10MHz-200MHz的頻率範圍。如何從強大的背景中提取僅有10mK左右的宇宙再電離信號對目前的觀測設備和技術都是一個巨大的挑戰:比如設法避開調頻廣播和電視的信號、去除比宇宙信號亮5個量級的銀河系信號、以及扣除許多亮的和暗的河外射電源等。 

尋找宇宙第一縷曙光的探路者:21CMA

  爲了獲取宇宙再電離的微弱光線,望遠鏡必須具備大的接收面積和很高的角分辨率。例如,要探測在天空中延展僅幾個角分、紅移10左右的再電離結構,那麽射電望遠鏡的口徑至少應當在公裏量級才能達到理想的分辨率。滿足大接收面積和高分辨率兩個要求的唯一選擇方案是綜合孔徑技術。近年間,爲實現觀測目的,催生了由許多小天線集成的龐大綜合孔徑射電幹涉望遠鏡陣列。目前,世界上已經建成和正在建設中的用于宇宙再電離探測的專屬射電望遠鏡陣列包括21CMA (21 CentiMetre Array)LOFAR (LOw Frequency ARray)MWA (Murchison Widefield Array)PAPER (Precision Array to Probe the Epoch of Reionization)等。籌劃中的平方公裏級射電望遠鏡陣列SKA也是未來探測宇宙再電離的強大設備。 

    

  宇宙再電離時期發射的中性氫21 厘米信號亮溫度僅僅10 mK左右,比著名的宇宙3K微波背景輻射弱兩個量級,而在低頻射電波段又存在著大量的幹擾,因此避開強大的人爲幹擾,尋找一片電波環境甯靜的“淨土”成爲了探測宇宙21厘米訊號的首要條件。在中國西部存在大片遠離人類活動的區域,應該是開展宇宙再電離信號探測的理想場所。所以自2003年起,21CMA的選址工作在青海和新疆展開。爲搜集真實詳盡的選址資料,項目組先後在西部各地進行各種試驗達上百次,克服了難以想象的各種困難。經過曆時一年的無線電環境及地形的測量,最終選定新疆巴音郭楞蒙古族自治州和靜縣阿拉溝鄉烏拉斯台地區爲21CMA射電天線陣列的台址。 

  20058月,項目首席科學家住在烏拉斯台的帳篷裏,開始指揮21CMA的建設工程。 

  烏拉斯台位于天山深處海拔2700米的峽谷地帶,距離烏魯木齊150公裏。從烏魯木齊出發至烏拉斯台需進入天山山脈並翻越海拔4280米的“勝利達坂”,行程4小时。乌拉斯台地处南北疆之間,四周环绕的海拔3000米以上的群山形成了天然屏障阻擋了來自周邊的電磁輻射,是理想的低頻觀測台址。而且,山間東西、南北走向的兩條平坦山谷正好適合布設望遠鏡的兩個正交基線。當然,當地自然條件也極其艱苦,2005年以來的極端最低氣溫是零下49攝氏度,即使盛夏的八月也會大雪紛飛,春季瞬時風力可以達到12級。 

    從烏魯木齊前往21CMA基地需要翻過天山,圖爲海拔4280米的勝利達坂。 

  21CMA的基本接收單元是由16對陣子組成的對數周期天線,這種天線價格低廉、易于制造安裝。基于其具備寬波段的特點,天線可以有效覆蓋的波段爲50-300MHz,其最佳的工作波段是70-200MHz,滿足宇宙21厘米信號觀測波段的要求。每127只周期對數天線組成一個天線陣,沿北天極俯視,每個天線陣呈正六邊形。考慮到烏拉斯台的地理緯度修正,實際布設的天線陣呈沿南北方向拉伸的六邊形。各天線間采用低噪聲電纜連接,並且通過修正各段電纜長度使得來自北天極方向訊號的相位相同。在150MHz時,每一個天線陣等效接收面積相當于一部16.7米口徑的射電望遠鏡。所有天線永久地指向北天極,因此可以通過對同一天區的不間斷觀測來探測暗弱天體及其結構。另外,每個天線都可以圍繞指向北極的軸旋轉90度,從而可以進行極化測量,對研究宇宙再電離特別是扣除前景銀河系影響時非常重要。 

  基于再電離探測的科學目標,同時受限于烏拉斯台的地形,21CMA由成偏心“T”形結構的兩條正交基線組成:東西基線全長約6公裏,南北基線全長約4公裏。在東西和南北兩條基線上分別分布著4140個天線陣,共計布設天線10287只。整個天線陣列的排布采用冗余基線的設計,即東、西、南、北四條子基線的天線分布方式完全相同,這種設計爲數據處理過程中的自校准和測量21厘米天空角功率譜提供了便利。 

  21CMA與其說是龐大的天線系統倒不如說是一部IT望遠鏡,所有信號都實現了數字化運算,由81組天線陣節點數據兩兩相關形成的3240組基線在8192個頻率通道上實時處理,因而每天數據量達到2T以上。相關計算後各基線和頻率累加的數據每間隔3秒寫入硬盤,這些硬盤最後運至北京進行後續的數據處理。 

  21CMA望遠鏡的東-西天線陣列 

  2006年起,21CMA已經開始了常規數據采集,並且隨著設備的更新和升級,數據的質量在逐步提高。爲提取微弱的宇宙再電離信號,後期的數據處理工作是一個非常複雜的過程,不僅需要對大批高質量數據長時間的積累,而且需要尋找有效的前景去除方法。目前,經過長時間的觀測及後期的數據處理,21CMA已經獲得了高質量的天圖,期待通過3-5年時間的數據積累發現宇宙中的第一代發光天體,揭開宇宙再電離曆史的神秘面紗。 

  21CMA獲得的圍繞北極天空的低頻射電圖像    

展望

  微波背景輻射觀測帶來了觀測宇宙學的鼎盛時代。不過,在未來十年它必將被探測宇宙黑暗時期和宇宙再電離所取代。和國際上的同類設備一道,21CMA將爲此做出自己獨特的貢獻,並在觀測宇宙學的曆史上寫下自己輝煌的一頁。國際天文界已經達成共識的下一代射電望遠鏡陣列是SKA,它是由數十個國家共同合作建設的大型射電陣列,以多個單天線組成龐大的望遠鏡陣列,計劃于2020年左右建成。屆時,它將巨大地提高人類在射電波段認識宇宙的能力,揭示許多人們目前尚無法認知的天文現象的本質。此外,爲了避開地面強大、複雜的低頻電波環境和不必要的電離層影響,科學家們也已經計劃在月球背面建設人類第一個射電望遠鏡陣列。屆時,宇宙的黑暗時代將變得不再黑暗,人類探測宇宙的能力將得到巨大地提升。 

(文章来源:《天文爱好者》2012年 第4期 作者:顾俊骅 郑倩)    

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