是哪颗星星最先点的灯？
宁静的夜晚，坐在窗前，静静地望着星空，轻轻地闭上眼睛，便拥有了可以飞翔的翅膀。高高地飞向宇宙深处，去寻找点亮整个宇宙的那颗星……
138亿年以前，宇宙发生了一次大爆炸。大爆炸之后，原来热情奔放的宇宙陷入了无边无际的黑暗之中。然而，无尽的黑暗掩盖不了宇宙那颗不安分的心。终于有一个时刻，宇宙中诞生了第一颗光亮的星。
你是否想要问：宇宙中诞生的第一颗星在哪里？它诞生于何时？它有没有兄弟姐妹？想要解答这些问题，还得从宇宙大爆炸说起。
宇宙这锅粥，开始有味道
1927年，比利时天文学家勒梅特首次提出了宇宙大爆炸的假说。1929年，美国天文学家哈勃提出了著名的哈勃定律，即远处的星系都在离我们而去，宇宙如同一个被慢慢吹起的气球一样，正处于一个膨胀的状态，这实际上经历了一个从热到冷的演化过程。在这一过程中，物质密度慢慢由大变小，宛若经历了一次大爆炸。1946年，美国一位名叫伽莫夫的科学家提出了大爆炸宇宙论，认为宇宙是由138亿年前发生的一次大爆炸形成的。（点击此处，了解有关宇宙大爆炸的有用知识）
热大爆炸宇宙学模型的创立者乔治·伽莫夫
（图片来源：Wikepedia）
大爆炸之后的几十万年，宇宙是由微观粒子组成的均匀的高温高密的气体，处于等离子态。此时的宇宙中没有原子形成。直到宇宙38万岁的时候，这团等离子气体以非常大的速率膨胀。
随着膨胀，气体的温度开始下降，开始形成原子核和原子，电子和原子核结合在一起，形成了氢和氦。这一时刻，光子终于可以逃脱电子的散射自由地四处飞翔，形成了微波背景辐射，这也形成了目前观测上可以捕获到的宇宙的第一张照片。然而至今，“宇宙大爆炸的起源是什么”依然是个谜，许许多多的问题还无法得到解决。
宇宙的演化历史 （图片来源：k.sina.com.cn）
大爆炸之后的百万年时间里，宇宙是均匀、各向同性的，仿佛一锅被搅拌得很均匀的粥一样，有些平淡无味。后来，这锅热乎乎的粥慢慢变凉了，随着宇宙的膨胀和冷却，小的结构开始形成，并开始默默生长，宇宙这锅均匀的粥也开始变得不均匀了。此时，密度高的地方开始有了更大引力，吸引了周围更多的物质，并最终形成了第一代恒星和星系。黑暗的宇宙由此被点亮，这锅平淡无味的粥也开始有了丰富的味道。
宇宙黎明和再电离时期
大爆炸之后，宇宙也曾陷入了漫长的黑夜，直到第一代发光天体的出现，它们产生的高能光子开始电离其周围气体，宇宙终于迎来了黑暗开始慢慢散去的黎明。
在宇宙微波背景产生后与黎明到来前的间隙，宇宙处在一个完全中性的状态，质子和电子复合形成了中性的氢原子。而今天的宇宙中，例如恒星、星云，还有星系际介质等，里面的气体都是处于等离子态的，宇宙中的大部分质量因此都处在等离子态中，即是原子核没有被电子完美地包围。这一从完全中性状态到电离的过程，即是宇宙的再电离过程。
进入再电离时期后，电离区域随着第一代发光天体的形成和增大而逐渐扩大。当这些不断扩大的电离区域渐渐地相互连结起来，直到弥漫了整个星系际介质时，宇宙的再电离时期便结束了，整个宇宙也完成了从黑暗到光亮的演化历程。
宇宙的黎明和宇宙再电离的过程，是宇宙演化历史中的关键时期，更是一个充满了未知的时期。宇宙的再电离时期不是瞬间，而是一个充满了未知的过程。
第一代恒星和宇宙再电离时期
（图片来源：NASA/WMAP Science Team）
是谁电离了全宇宙？
为了探索宇宙的黎明时期，科学家们开始了对第一代发光天体的探索。我们不禁要问，电离宇宙中所有中性氢的第一代发光天体究竟是谁？它们需要产生足够的电离辐射来电离宇宙中的氢，把电子从原子核的身边剥离。这也成为目前观测宇宙学中的最重要的问题之一。
要使得中性氢电离需要13.6电子伏特的能量，对应的便是波长短于91纳米长度的光子（即紫外线部分）。因此，电离中性氢的候选者必须具备紫外线或者更高能量的光子，可能是第一代恒星，或者是类星体。
第一代恒星，或者称为第三星族恒星，它们与现在宇宙中的年轻恒星不同，它们由没有比氦更重的元素构成。第三星族恒星像是一团高热巨大的球，比之后形成的第二星族恒星能够辐射出更多的光子，这些光子可以使宇宙中的中性氢电离。虽然至今依然没有直接观测到第三星族恒星的存在，但是根据理论模型、数值模拟和间接观测证据，第三星族恒星被认为是宇宙再电离的可能能量来源。
类星体是一类离地球最遥远而能量最高的活动星系核。它们比10万亿个太阳还要明亮，是宇宙中最强的星体。类星体的体积比星系要小，然而，它们释放的能量却是星系的至少千倍以上。
目前科学家发现的最遥远的类星体距离我们130亿光年，其质量是太阳的16亿倍。类星体能够高效地完成由质量到能量的转变，其辐射出的能量可以成为宇宙中中性氢电离的能量来源。然而，至今我们尚未清楚，具体有多少类星体在宇宙再电离时期出现，来完成宇宙的再电离过程。
21厘米辐射：
揭秘宇宙黎明和再电离时期的钥匙
宇宙中的中性氢被电离之后，会发出波长为21厘米的辐射。对其进行探测，可以了解宇宙的黎明和再电离时期。
中性氢的21厘米辐射是由中性氢精细能级跃迁产生的。中性氢的电子存在着自旋平行和反平行两种状态，当这两种状态发生转换时，便发生了精细能级间的跃迁。
然而，中性氢发生自发精细能级跃迁的概率非常小，对于一个氢原子而言，发生一次自发跃迁需要的时间是大约一千万年。因此，需要提供很高能量来实现中性氢精细能级的跃迁。第一代发光天体辐射出的光子加热中性氢，使其周围的中性氢发生了精细能级跃迁。
随着宇宙的膨胀，宇宙黎明和再电离时期的中性氢21厘米信号传播到今天处在米波波段，也就是低频射电波段。因此，我们可以在低频射电波段通过不同的方法，探测中性氢21厘米信号来研究第一代发光天体的形成，从而了解宇宙的黎明和再电离时期。
第一种探测方法是以宇宙微波背景辐射为背景。星际介质中的氢原子通过发射和吸收21厘米光子，在微波背景的亮温度上产生起伏。当中性氢的自旋温度高于宇宙微波背景辐射的亮温度时，会产生21厘米发射信号；当中性氢原子的自旋温度低于宇宙微波背景辐射的亮温度时，则会产生21厘米吸收信号。因此，可以通过探测相对于宇宙微波背景辐射亮温度上的起伏来探测中性氢的发射和吸收信号。
第二种探测方法的观测对象是“21厘米森林”。所谓的“21厘米森林”是以高红移的类星体或者伽马射线爆这类射电点源的余晖作为背景，探测不同红移处其光谱上产生的21厘米吸收线，这些吸收线形成形状类似森林的结构，因此称作“21厘米森林”。
然而，中性氢的21厘米信号是非常微弱的信号。我们所处的银河系，还有银河系之外的星系产生的辐射都要比宇宙黎明时期的中性氢21厘米信号高十万倍左右。无论采用何种方法来探测，要想提取出中性氢的21厘米信号都是非常困难的。就好像是一根针沉入了茫茫大海之中，要想找到这根针，需要突破层层的阻碍。
中性氢精细能级跃迁 （图片来源：Wikipedia）
排除前景污染，在大海里捞针
来自宇宙黎明和再电离时期的中性氢21厘米信号非常微弱，而且被强大的前景淹没，因此能否准确地扣除前景辐射污染，是目前宇宙黎明和再电离探测的最大问题之一。前景辐射污染主要包括了来自银河系的辐射和河外射电源的辐射。
银河系内的射电辐射主要分为自由-自由辐射和同步辐射。自由-自由辐射属于热辐射，来自带电粒子的相互作用；同步辐射是非热辐射，来自相对论电子在磁场中的螺旋运动。在观测宇宙黎明和再电离信号的低频射电波段，银河系的辐射要比来自宇宙黎明和再电离时期的中性氢21厘米信号高几万到几十万倍。在频率空间，银河系的辐射谱呈现幂律形式。
除了银河系，包含星系、星系团的射电源也是宇宙黎明和再电离探测中主要的前景成分。这些射电源中包含了形态呈现高斯分布的点源，也包含了结构复杂的弥散源。根据弥散辐射产生的位置、形态、尺度等特征，可以将其分为射电晕、射电遗迹和微射电晕。
在低频波段，我们观测到具有弥散辐射的星系团的机率会越大。比起在射电波段呈现规则结构的射电源，弥散源的拟合更为复杂，是目前前景去除的难点之一。
在形态上，这些弥散源的尺度与最终希望探测到的再电离区域相似，如果不能被理想地去除的话，将会混淆探测到的信号。在观测宇宙黎明和再电离信号的低频射电波段，来自银河系外的辐射要比来自宇宙黎明和再电离时期的中性氢21厘米信号高几百到几千倍。
由于星系间介质产生弥散辐射的形态复杂，因此作为前景成分进行拟合和去除是非常困难的。目前，人们依然在寻找能够去除各种射电前景的方法，在强大的前景污染中挖掘微弱的宇宙黎明和再电离信号。
探测宇宙黎明和再电离时期的几种方式
1.总功率测量
总功率测量，就是在观测宇宙黎明和再电离信号的低频射电波段进行全天信号的测量。其可以通过例如薄板形、双锥形、圆锥形、芙蓉形、球形等不同形状的单天线来实现。天线本身的建造相对简单，一般具有可移动、低功耗的特性。通常放置天线的地面会铺设金属网来消除电磁反射，以保证天线接收到的信号是来自天空的射电辐射。天线的接收系统需要保持稳定，天线放置的地点也需要远离低频射电波段的噪声污染。
总功率探测的最终目的，是构造低频射电波段的全天功率谱，进行射电前景污染及仪器噪声的扣除后，提取出宇宙黎明和再电离信号的全天总功率，尤其是宇宙黎明时期在全天总功率谱上呈现出的吸收谷的结构。
目前国际上已经有许多宇宙黎明和再电离总功率测量的实验建成，如建在澳大利亚西部的EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature) 和BIGHORNS (Broadband Instrument for Global Hydrogen Reionization Signal)，在墨西哥偏僻小岛上的SCI-HI (Sonda Cosmologica de las Islas para la Deteccion de Hidrogeno Neutro），位于美国信墨西哥的LEDA (Large Aperture Experiment to Detect the Dark Ages)，坐落于印度班加罗尔以北的SARAS (Shaped Antenna measurement of the background Radio Spectrum)。在地球之外，美国国家航天局提出了DARE (Dark Ages Radio Explorer)，即探测宇宙黑暗时期的空间望远镜计划，该计划将探测器发射至月球约125公里的轨道，利用月球来阻挡来自地球和太阳的电磁干扰，在理想的电磁环境下进行宇宙黎明和再电离时期的全天总功率测量。
宇宙黎明时期全体总功率测量实验EDGES
(图片来源：loco.lab.asu.edu/edges/)
2.统计测量
除了全天总功率测量，统计测量也是宇宙黎明和再电离时期探测的主要手段之一。与全天总功率测量不同，统计测量不能通过一个单天线来实现，而是要通过射电天线阵列来完成，或者更准确地称为低频射电干涉阵列。
统计测量，也就是对信号的统计性质来进行研究。通常我们会使用一种叫做功率谱的测量方法来研究信号的统计性质。19世纪末期，德国学者舒斯特提出了一种将傅立叶级数幅度的平方作为函数中功率的度量方法。现在我们使用的功率谱通常就是使用傅立叶变换的幅度的平方来度量信号中的功率，在处理实际的观测数据中，我们一般使用的是快速傅立叶变换。（点击此处了解有关傅立叶变换的有用知识 ）
低频射电阵列与光学望远镜不同，观测到的并不是实际的天图，而是天图的傅立叶变换。也就是说，我们可以直接从低频射电阵列的观测数据提取出功率谱的信息。
如果所有的前景噪声和仪器影响都可以去除，那么我们就可以通过低频射电干涉阵列的观测数据直接构造出功率谱，从而获取宇宙黎明和再电离信号的统计信息。当然这在实际操作中面临着许多困难，如前景噪声的去除，仪器效应的去除等等。
宇宙黎明和再电离信号的统计测量可以告诉我们第一代发光天体是在哪个红移时期形成的，在哪个红移时期宇宙再电离信号达到峰值，宇宙黎明和再电离时期何时开始以及何时结束等等。
目前国际上也有许多低频射电阵列建成，宇宙黎明和再电离时期中性氢21厘米信号的统计测量是这些低频射电阵列的首要科学目标之一。目前的低频射电阵列包括：中国的21CMA (21 Centimeter Array)，荷兰的 LOFAR (Low-Frequency Array)，澳大利亚的MWA (Murchison Widefield Array)，美国的LWA (Long Wavelength Array)以及曾经位于南非的Paper (Precision Array for Probing the Epoch of Reionization)等等。建设中和即将开始建设的低频射电阵列包括：技术更为成熟的宇宙黎明和再电离时期探测第二代射电望远镜阵列——美国正在南非开始建设的HEAR (Hydrogen Epoch of Reionization Array)，以及未来多国合作即将开始建设的具有高分辨率和灵敏度的大型射电望远镜阵列平方公里阵SKA (Square Kilometer Array)。（点击此处了解有关SKA的知识 ）
3.成像观测
我们已经知道，宇宙从黑暗到光亮的演化历程，实际上就是电离氢区域不断扩大的过程。有关电离区域如何扩大，目前被认可的模型是“泡泡”模型。这一观点认为，电离氢的区域就像是不断长大的泡泡一样，在碰到相邻泡泡后会相互融合，形成更大的泡泡。
与功率谱测量相比，对再电离时期的大尺度电离氢区进行直接成像观测，可以更为直接地提取电离区域的大小和特征，也就是可以让我们更为直观地看到这些电离“泡泡”的大小和形态。成像观测主要基于低频射电阵列来实现，并且对望远镜的分辨率和灵敏度都有较高的要求。
成像观测分为两种，一种是对特定天区的深度成像，另一种是大天区的成像，一般采用巡天的模式。深度成像就是长时间对同一个天区进行观测，也就是采用望远镜对特定天区的定点观测模式，最终实现对宇宙再电离结构的成像。巡天模式的大视场成像则是希望通过大天区的观测，经过前景射电污染的去除，最终实现对宇宙黎明和再电离时期信号的统计测量。
对宇宙黎明和再电离信号进行直接成像研究是未来具有高分辨率和灵敏度的射电望远镜阵列 (如SKA)的研究目标之一。由于受到灵敏度和分辨率的限制，目前各国已经在运行的射电望远镜阵列如21CMA，LOFAR， MWA等，不具备对宇宙黎明和再电离结构进行直接成像研究的能力，只能进行信号的统计测量。
找星星的“眼睛”
1.低频射电干涉阵列
如果我们在今天探测第一代发光天体电离中性氢产生的波长为21厘米的信号，由于宇宙的膨胀，那么信号随着红移波长变长到米波波段，对应的观测频率则是真空中的光速除以波长。
根据理论模型估计，第一代发光天体产生在红移在6-27左右，这一时期的中性氢21厘米信号的观测频率是大约50-200MHz，也就是低频射电波段。因此我们可以使用低频射电望远镜对宇宙黎明和再电离时期的中性氢21厘米信号进行观测，这些低频射电望远镜则是我们用来看第一代发光天体的“眼睛”。
日常生活中，当我们用不同的相机拍照时，其中一些很清晰，而有一些却显得模糊，决定照片是否清晰的一个重要的因素就是相机的像素。我们可以理解为照片是由很多小方格组成的，每个位置的小方格里面是特定的颜色，组成在一起呈现出整个照片。同样的图像，被分割成的小方格越多，呈现出的图像就越接近真实图像，也就越清晰。我们也可以用分辨率来描述，同样的图像，像素越多，分辨率也就越高。（有关天文观测中拍照的好技术，可点击此处了解 ）
要想清晰的看到天上的星星，我们需要高分辨率、高灵敏度并且大视场的望远镜。高分辨率可以让望远镜看得更清楚，高灵敏度可以让望远镜接收到更多的光子，大视场可以让望远镜看到更大的天区。在特定观测频率时，分辨率是由望远镜的口径来决定的。也就是越大的望远镜，分辨率也就越高。在我国贵州建有目前世界上最大的单口径射电望远镜500米口径球面望远镜FAST，面积相当于30个足球场。然而，如果500米的口径依旧不能满足我们对高分辨率的需求，那么我们该怎么办呢？把望远镜建得更大吗？
500米口径球面望远镜FAST （图片来源：搜狐）
实际上，建设大口径单口径射电望远镜是非常困难而复杂的。目前人类眼睛的分辨率是1角分左右，而FAST目前所能达到的最佳分辨率是大约3角分。为突破建设大口径望远镜的限制，在1946年，Martin Ryle提出了射电干涉的概念，即把很多结构简单的小天线放在一起组成阵列，再把每个阵列的小天线接收到的光子叠加起来，或者可以理解成是一个巨大的望远镜被分割成了很多小的单元。
相比单口径望远镜，干涉阵列想要形成长基线相对容易，而基线的长度就对应于由小天线组成的阵列之间的长度，基线越长，对应的分辨率也就越高。而且所有小天线接收到的光子叠加到一起，可以让干涉阵列获得很高的灵敏度。
低频射电阵列21CMA (图片来源：Zheng et al. 2016, The Astrophysical Journal, 832, 190)
目前，国际上已经有许许多多的低频射电干涉阵列建成或者在筹建中，这些低频射电干涉阵列承载着非常宏伟的科学目标，可以帮助人们看到更加深远更为广阔的宇宙。
平方公里阵SKA效果模拟图 （图片来源：https://news.ji-qi.com/discovery/space/201803/63-1021514.html）
2.低频射电数据处理
射电望远镜观测到的数据并不是直接可以形成天图的，而是天图的傅立叶变换形式。如果想要通过观测数据得到天图，我们需要对数据进行逆傅立叶变换。
考虑到计算资源的限制，在实际处理中，我们采用的快速傅立叶变换，即先对数据进行格点化，再进行傅立叶变换，这样可以大大提高计算效率，当然也会造成分辨率上的损失。以二维傅立叶变换为例，要进行快速傅立叶变换，格点化是要将数据形成N乘以N个格点的二维数据阵列，其中N满足2的指数形式。N越大，傅立叶变换后形成图像的分辨率也就越高，计算消耗的资源也就越大。当然图像分辨率也受到望远镜本身的限制，如果格点数目过多，形成的图像分辨率超过了望远镜本身的分辨率，那么就是超分辨率的情况。除非特殊需要，一般格点化的格点数目还是会考虑望远镜实际分辨率。
随着人类科技的发展，电子产品的广泛使用造成了低频射电波段的电子干扰，目前能够进行低频观测的射电宁静的区域越来越少。在低频射电数据处理的过程中，我们首先要对干扰信号进行时间上或者频率上的去除。
在去除掉干扰存在的观测时间和频率的数据之后，我们校准剩下“干净”的数据。数据的校准是为了对仪器本身的效应进行去除，同时对电离层的影响进行改正。数据校准分为两个部分：相位校准和幅度校准，对应的就是对图像中观测到的射电源位置和亮度进行改正。
校准之后我们就可以对数据进行统计分析，或者成像。低频射电阵列是由许多小天线组成，在阵列所覆盖的有效面积内，并不是所有的地方都会有小天线，也就是并不是所有尺度上的信号都可以被观测到。就好像一个不完整的很大的单口径天线，缺失掉了一部分观测信号。因此在成像的过程中，会通过天线的分布信息等来进行修正，使得图像看上去更为完整。
在实际的数据处理中，我们会面临很多困难，这些困难包括计算机硬件上的限制，也包括算法方面的软件上的限制。随着科技的发展，困难会慢慢被克服，我们也会慢慢接近理想中的结果。最终，会找到那颗第一次照亮宇宙的星。
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