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[科教] 宇宙第一缕曙光的探测

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发表于 2-12-2017 01:01 AM | 显示全部楼层 |阅读模式

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追溯宇宙演化的长河,随着137亿年前大爆炸的余晖逐渐散去,宇宙曾经经历过一段漫长的黑暗时期。忽然有一天,在宇宙的深处,诞生了第一代发光天体,这些天体的光芒逐步照亮了整个宇宙,从此给我们的宇宙带来了蓬勃的生机。能否让人们亲眼目睹宇宙从黑暗走向光明的整个过程?能否让人们看到宇宙中诞生的第一缕曙光?今天,天文学家们正在努力实现人类的这一梦想。?黑暗时期与宇宙再电离宇宙大爆炸发生400,000年后(红移z=1100左右),大爆炸的余晖慢慢散去,物质由高温高密的等离子体状态不断冷却,逐步进入了一个平静而特殊的时期——宇宙的“黑暗时期”(Dark Ages)。在宇宙的漫长“黑暗时期”中,它的主要物质成份是暗物质、中性的氢和氦。此时,宇宙中没有发光天体形成,逐渐降温的微波背景辐射是整个宇宙中的唯一“光源”,大爆炸的余晖是今天所能观测到的最遥远宇宙边界的信息。

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宇宙演化简史(图片Science Team, Subaru Telescope/NAO)?

在宇宙的黑暗时期,随着它的演化,由于引力不稳定性,暗物质晕逐步形成。暗物质的引力势加速了重子物质的汇聚,从而诞生了宇宙中的第一代发光天体,即第一代恒星或类星体。恒星和类星体发出的UV光子或X射线开始电离其周围区域内的中性氢,这一过程被称为再电离过程。 随着电离区域的扩大,第一代发光天体的光芒逐渐照亮了整个宇宙,直到再电离过程完成,形成我们今天看到的高度电离的宇宙。

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宇宙早期中性氢辐射亮温度的演化历史;下图:中性氢21 cm辐射相对于宇宙微波背景辐射的起伏。??(图片来源: Jonathan Pritchard & Abraham Loeb, 2010, Nature 468, 772-773 )

宇宙的再电离过程发生在红移大约6到20之间(对应宇宙年龄约9.5至1.8亿年), 其主要观测证据是宇宙微波背景辐射的偏振和高红移类星体中光谱的中性氢吸收。宇宙微波背景辐射的光子被电离气体中的自由电子散射,即汤姆森散射,这种电子散射过程导致了宇宙微波背景辐射的光子在不同方向上呈各向异性,从而可以依据对宇宙微波背景辐射偏振的观测得出宇宙再电离发生的时期。除此以外,当高红移类星体的光线穿越中性氢区域时,类星体光谱在频率高于Lya (氢原子中电子在n=2和n=1两个壳层之间跃迁时所辐射或者吸收的光子,波长121.6 nm)端出现完整的吸收槽,即Gunn-Peterson trough,由此可以估计出再电离的结束时期。?宇宙再电离的探测认识宇宙的再电离过程可以帮助我们了解第一代发光天体的形成与演化,具有深刻的宇宙学意义。

然而,如何才能目睹宇宙由黑暗走向光明的全部历程?如何才能见证第一代发光天体的诞生过程?幸运的是,宇宙中存在着大量的氢,氢的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),当中性氢的电子自旋在平行与反平行之间发生转换时,形成了波长为21厘米的辐射,对应于光子的频率为1420兆赫兹(MHz)。

人们曾认为通过对中性氢21厘米波段辐射的观测可以获取宇宙黑暗时期的信息,然而极其微弱的21厘米辐射(亮度相当于~10mK左右的光源)被淹没在了宇宙大爆炸的余晖中,直到第一代发光天体的诞生破坏了中性氢21厘米辐射与微波背景辐射之间的平衡,源于宇宙黑暗时期的中性氢的辐射才可以被真正地观测到。?

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氢原子精细能级跃迁?研究中性氢的21厘米辐射,首先要了解一个重要的特征温度——氢原子的自旋温度。当中性氢的21厘米辐射与宇宙微波背景之间的平衡被破坏时,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温度的涨落,从而形成可观测的21厘米吸收或发射信号。当氢原子自旋温度高于背景的亮温度时,我们可以观测到21厘米发射信号;反之,当氢原子自旋温度低于背景温度时,我们可以观测到21厘米吸收信号。21厘米发射或吸收信号的强度取决于气体热运动的温度、电离源的辐射性质以及局部区域内中性氢原子的密度。

中性氢的21厘米辐射为我们提供了宇宙再电离时期探测的有效途径。由于宇宙的膨胀,源于宇宙黑暗时期及再电离时期中性氢21厘米辐射的波长被拉伸到了米波的波段,大约在10MHz-200MHz的频率范围。如何从强大的背景中提取仅有10mK左右的宇宙再电离信号对目前的观测设备和技术都是一个巨大的挑战:比如设法避开调频广播和电视的信号、去除比宇宙信号亮5个量级的银河系信号、以及扣除许多亮的和暗的河外射电源等。?寻找宇宙第一缕曙光的探路者:21CMA为了获取宇宙再电离的微弱光线,望远镜必须具备大的接收面积和很高的角分辨率。例如,要探测在天空中延展仅几个角分、红移10左右的再电离结构,那么射电望远镜的口径至少应当在公里量级才能达到理想的分辨率。满足大接收面积和高分辨率两个要求的唯一选择方案是综合孔径技术。近年间,为实现观测目的,催生了由许多小天线集成的庞大综合孔径射电干涉望远镜阵列。目前,世界上已经建成和正在建设中的用于宇宙再电离探测的专属射电望远镜阵列包括21CMA (21 CentiMetre Array),LOFAR (LOw Frequency ARray),MWA (Murchison Widefield Array),PAPER (Precision Array to Probe the Epoch of Reionization)等。筹划中的平方公里级射电望远镜阵列SKA也是未来探测宇宙再电离的强大设备。??

宇宙再电离时期发射的中性氢21 厘米信号亮温度仅仅10 mK左右,比著名的宇宙3K微波背景辐射弱两个量级,而在低频射电波段又存在着大量的干扰,因此避开强大的人为干扰,寻找一片电波环境宁静的“净土”成为了探测宇宙21厘米讯号的首要条件。在中国西部存在大片远离人类活动的区域,应该是开展宇宙再电离信号探测的理想场所。所以自2003年起,21CMA的选址工作在青海和新疆展开。为搜集真实详尽的选址资料,项目组先后在西部各地进行各种试验达上百次,克服了难以想象的各种困难。经过历时一年的无线电环境及地形的测量,最终选定新疆巴音郭楞蒙古族自治州和静县阿拉沟乡乌拉斯台地区为21CMA射电天线阵列的台址。?

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2005年8月,项目首席科学家住在乌拉斯台的帐篷里,开始指挥21CMA的建设工程乌拉斯台位于天山深处海拔2700米的峡谷地带,距离乌鲁木齐150公里。从乌鲁木齐出发至乌拉斯台需进入天山山脉并翻越海拔4280米的“胜利达坂”,行程4小时。乌拉斯台地处南北疆之间,四周环绕的海拔3000米以上的群山形成了天然屏障阻挡了来自周边的电磁辐射,是理想的低频观测台址。而且,山间东西、南北走向的两条平坦山谷正好适合布设望远镜的两个正交基线。当然,当地自然条件也极其艰苦,2005年以来的极端最低气温是零下49摄氏度,即使盛夏的八月也会大雪纷飞,春季瞬时风力可以达到12级。

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从乌鲁木齐前往21CMA基地需要翻过天山,图为海拔4280米的胜利达坂

21CMA的基本接收单元是由16对阵子组成的对数周期天线,这种天线价格低廉、易于制造安装。基于其具备宽波段的特点,天线可以有效覆盖的波段为50-300MHz,其最佳的工作波段是70-200MHz,满足宇宙21厘米信号观测波段的要求。每127只周期对数天线组成一个天线阵,沿北天极俯视,每个天线阵呈正六边形。考虑到乌拉斯台的地理纬度修正,实际布设的天线阵呈沿南北方向拉伸的六边形。各天线间采用低噪声电缆连接,并且通过修正各段电缆长度使得来自北天极方向讯号的相位相同。在150MHz时,每一个天线阵等效接收面积相当于一部16.7米口径的射电望远镜。所有天线永久地指向北天极,因此可以通过对同一天区的不间断观测来探测暗弱天体及其结构。另外,每个天线都可以围绕指向北极的轴旋转90度,从而可以进行极化测量,对研究宇宙再电离特别是扣除前景银河系影响时非常重要。?

基于再电离探测的科学目标,同时受限于乌拉斯台的地形,21CMA由成偏心“T”形结构的两条正交基线组成:东西基线全长约6公里,南北基线全长约4公里。在东西和南北两条基线上分别分布着41和40个天线阵,共计布设天线10287只。整个天线阵列的排布采用冗余基线的设计,即东、西、南、北四条子基线的天线分布方式完全相同,这种设计为数据处理过程中的自校准和测量21厘米天空角功率谱提供了便利。?21CMA与其说是庞大的天线系统倒不如说是一部IT望远镜,所有信号都实现了数字化运算,由81组天线阵节点数据两两相关形成的3240组基线在8192个频率通道上实时处理,因而每天数据量达到2T以上。相关计算后各基线和频率累加的数据每间隔3秒写入硬盘,这些硬盘最后运至北京进行后续的数据处理。

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21CMA望远镜的东-西天线阵列?

自2006年起,21CMA已经开始了常规数据采集,并且随着设备的更新和升级,数据的质量在逐步提高。为提取微弱的宇宙再电离信号,后期的数据处理工作是一个非常复杂的过程,不仅需要对大批高质量数据长时间的积累,而且需要寻找有效的前景去除方法。目前,经过长时间的观测及后期的数据处理,21CMA已经获得了高质量的天图,期待通过3-5年时间的数据积累发现宇宙中的第一代发光天体,揭开宇宙再电离历史的神秘面纱。?

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21CMA获得的围绕北极天空的低频射电图像作者:顾俊骅、郑倩

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发表于 2-12-2017 01:32 AM 来自美国米群网手机版 | 显示全部楼层
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发表于 2-12-2017 05:10 AM | 显示全部楼层
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