最近没有时间打理博客，为了不缺席太久，贴贴为别的事情写的东西吧。教育部、科技部、中科院和基金委组织了编写《10000个科学难题》的工作，我和本小组也承担了一些天文学卷条目的撰写任务。今天先贴一篇吧。

宇宙的黑暗时期 （Cosmic Dark Ages）

1。宇宙演化中的黑暗时期

宇宙的黑暗时期指的是从宇宙大爆炸结束的等离子体复合(recombination)到第一代恒星开始形成的时期。在此之前的宇宙中充斥着较高能量的光子，这些光子导致宇宙中的普通物质——主要是氢和氦——处在电离状态。大爆炸后约40万年的时候，这些光子随着宇宙的膨胀而逐渐红移到红外波段，能量不再足以电离氢或氦，于是自由电子与氢、氦原子核构成的等离子体复合为中性的原子。随着自由电子的消失，光子也可以自由传播而不再发生散射，宇宙变得透明——这些光子最终红移到微波波段，成为我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。这时的宇宙相当均匀，其中没有恒星，除了氢、氦以及少量的大爆炸核合成时期产生的轻核如氘、3He、锂外也没有其它元素, 因此称之为黑暗时期。 此后，在引力的作用下，微小的密度扰动逐渐增强，暗物质塌缩形成暗物质晕，其中质量较小的晕内不会形成恒星，但当这些晕质量增加到一定程度后（10⁶－10⁸太阳质量），晕中开始形成第一代恒星，这些恒星发出的光可以电离周围的气体。这些恒星在核反应中形成的一些重元素也可能在第一代恒星演化末期的超新星爆发中被散入宇宙，从而影响新的恒星形成，至此黑暗时期进入尾声，直到最后整个宇宙被再电离。如果我们用传播到今天的光子发生红移的倍数来表示时间，那么宇宙的等离子体复合发生在红移约1100左右，第一代恒星的形成则在红移20－30左右(极个别最早形成的红移可能达60)。不过，有时把第一代恒星形成后直到再电离之前也都算做黑暗时期。目前的观测已确定再电离至少在红移6之前发生了，对微波背景辐射偏振数据的拟合表明再电离可能发生在红移10左右。

我们现有的天文观测可以看到黑暗时期之前的宇宙（微波背景辐射）或黑暗时期之后的宇宙（高红移的恒星、星系、类星体等），但尚未能观测黑暗时期的宇宙。了解黑暗时期的发生的物理过程并进行观测是天文学中重要的科学问题。
 

2。黑暗时期的氢原子自旋温度演化与21厘米信号
中性氢原子能够吸收或发射波长21厘米的光子，因此有可能用红移到不同波长的21厘米辐射来观测黑暗时期。由于原子核磁矩的影响，中性氢原子中电子与原子核自旋是平行或反平行的状态其能量有微小的差异，这两个状态间的跃迁产生或吸收波长21厘米的光子。就宏观而言，究竟是吸收还是发射取决于出在这两种状态的中性氢原子的相对个数。我们可以定义所谓自旋温度：
 n₁/n₀ = 3 exp(-0.068K/Ts)
上式中n₁,n₀ 表示电子自旋与氢核自旋之和为1和0的原子的个数，因子3是由于二者不同的简并度，此式定义了自旋温度 Ts 。 气体的温度与自旋温度未必相等，因为氢原子与背景辐射的相互作用使自旋温度趋近背景辐射的温度。只有当存在物理机制如碰撞以及对Lyman alpha 光子的散射使自旋与原子运动强烈耦合起来的时候二者才相等（Lyman alpha 光子由于与氢原子反复散射，其色温度与气体温度相等，因此也导致自旋温度趋于气体温度）。一般来说自旋温度是气体温度与背景辐射温度的加权平均。

在刚刚结束氢原子复合时期之后，气体中还残存少量未复合的自由电子。这些电子与背景辐射光子的散射使气体温度基本保持与背景辐射温度T=2.73(1+z)相接近，自旋温度此时也差不多是同一数值，因此基本不产生21厘米信号。在红移200以下，气体的温度偏离背景辐射温度，这被称为运动学退耦(kinematic decoupling)，此后气体的温度下降较快。这一时期气体的密度还比较高，原子碰撞频繁，因此自旋温度接近气体温度而偏离背景辐射温度，产生21厘米信号。到红移40左右，气体变得比较稀薄，碰撞不再频繁，自旋温度趋于背景辐射温度，21厘米信号再次减弱。以上讨论的气体自旋温度的演化是针对基本均匀分布的气体。实际上，在黑暗时期还会形成一些暗晕。在这些暗晕内，气体的密度增加、温度升至暗晕的维里温度（几百开），也会产生一些21厘米信号，在红移40以下这些信号也不会消失。

在黑暗时期的后期第一代恒星开始形成后产生Lyman alpha 光子，使自旋温度再次偏离背景温度产生21厘米信号。由于气体的平均温度较低，这时可能首先产生21厘米吸收信号。随后，气体逐渐被恒星和类星体产生的X-射线加热，其温度上升，产生21厘米发射信号。同时，恒星、星系和类星体附近的区域被电离，这些区域由于没有中性氢原子21厘米信号也随之消失，因此通过观测21厘米可以了解再电离的历史过程。再电离之后，星系间的气体是电离的，没有21厘米信号，但星系内密度较高，有中性氢存在，可以通过21厘米信号观测。

3。黑暗时期蕴藏的宇宙信息与21厘米观测

如果能够观测黑暗时期的21厘米辐射，我们将获得大量宇宙学信息。目前人们可以通过观测星系分布来了解宇宙的密度分布，但是在结构形成过程中，小尺度结构演化较快，首先进入非线性阶段，非线性演化将破坏原始的密度分布信息，因此对于较小尺度的密度分布我们的了解非常有限，而在黑暗时期这些小尺度信息尚未被非线性演化所破坏。另外，宇宙的密度分布是随机的，我们主要关注的是其统计特性如密度功率谱等，由于观测的体积有限，也造成了一定的统计误差。如果能够观测黑暗时期，可以大大减小观测的统计误差。据估计，黑暗时期可观测约10¹⁶个独立的傅立叶模，而相比之下CMB仅可观测10⁷个独立的傅立叶模。宇宙的原初密度涨落反映了宇宙极早期暴胀时的物理过程，因此这样的观测将为我们提供宇宙起源的大量信息。

目前，人们已经建造或计划建造一些低频射电望远镜观测21厘米信号，如中国的21CMA, 印度的GMRT, 欧洲的LOFAR, 澳大利亚的MWA, 美国的PAPER 等，此外平方千米级的射电阵 SKA 也在计划中，但这些计划主要是针对再电离时期。观测黑暗时期面临的困难很大，这一时期的21厘米信号今天被红移到8－40米波长（35MHz-7MHz)，地球电离层对这样低频的射电信号产生强烈的折射和吸收。 为此，需要把射电望远镜建在极地或者空间。 此外，这一波段存在大量的人工电磁干扰，也必须想办法避免。目前美国已提出未来在月球背面建立低频射电天线阵列。同时，宇宙线电子在银河系磁场中运动产生同步辐射，造成在低频时很强的背景噪声，尽管这一噪声是光滑的，原则上可以扣除，但这需要极高的灵敏度，因此所需的天线面积也非常大，也造成了观测的困难。

4。暗物质衰变和湮灭对黑暗时期的影响

通常在研究黑暗时期的时候假定暗物质只通过引力起作用。但是，暗物质也有可能发生湮灭或衰变，这样它有可能释放出能量影响电离历史。例如，只要暗物质中的极少一部分衰变了，也足以提供能量在黑暗时期再次电离宇宙，这是因为这时的宇宙变稀薄了，因此较复合时期更容易被电离。同时，气体也会被加热到较高的温度。利用这一效应可以限制暗物质的衰变。

暗物质的湮灭速率正比于暗物质密度的平方，因此在高红移处湮灭率大大高于现在。对于通常的热产生WIMP暗物质来说，这一效应仍然可以忽略，但对其它的暗物质模型比如轻暗物质，用现有观测数据就可以利用这一效应给出很强的限制。此外，在暗晕中的湮灭也可能影响宇宙的再电离历史，可能有部分再电离能量由暗物质提供。
暗物质在黑暗时期的衰变和湮灭目前可以通过微波背景辐射加以限制，未来则可以通过21厘米进行观测。

参考文献

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[7] L. Zhang, X. Chen, Y. Lei, Z. Si, The impacts of dark matter particle annihilation on recombination and the anisotropies of the cosmic microwave background， Phys. Rev. D74, 103519(2006), arxiv:astro-ph/0603425

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