宇宙大爆炸之后，当宇宙年龄为38万年的时候，质子俘获电子形成中性氢原子，从此光子不再与电子频繁碰撞从而可以在宇宙中自由穿行了。这些光子在漫长的岁月中传播了很远的距离，如今已主要集中在微波频段（温度约为2.7 K，每立方厘米约有410个这种原初光子），被称为“宇宙微波背景”（Cosmic Microwave Background, CMB）。

近三十年来，人们通过一系列卫星实验（COBE、WMAP和Planck）对CMB上微小的温度涨落进行了精确测量，绘制出CMB温度随空间变化的天图，并由此对CMB功率谱进行了精确测量（参见文献[1]；CMB温度涨落天图及温度角功率谱，见图1）。宇宙学的发展从CMB天图中获益良多。正是对CMB的精确测量将宇宙学的发展推进到了一个精确宇宙学时代[2,3]。

CMB温度和极化功率谱的测量为宇宙学参数提供了强有力的限制。Planck卫星的观测结果明确支持一个仅包含6个基本宇宙学参数的宇宙学模型，即所谓的宇宙学常数冷暗物质（Λ Cold Dark Matter, ΛCDM）模型，该模型的预言与几乎所有的宇宙学观测都符合得很好，因此如今已被普遍视为一个宇宙学的标准模型[4]。

宇宙的演化历史（图片来源：ESA）

宇宙学中的一个非常重要的问题是，宇宙是如何从黑暗走向光明的。即，这样一片均匀的气体是如何演化成恒星、星系和行星的？这一谜团关乎到我们自身是如何起源的[5]。

解开这一谜团的钥匙在于中性氢原子的一种极其微弱的辐射。氢原子中仅有一个电子，它在基态上有两种可能的自旋方向，这两种状态的能量差极小。当电子在这两种自旋方向对应的状态之间变化时，就会放出或吸收一个频率极低的光子，其波长为21厘米（频率为1420 MHz）。探测到这条谱线就能了解中性氢在宇宙的极早期是如何分布以及如何演化的。

氢原子的21厘米辐射。由于核自旋的影响，氢原子的基态发生超精细能级劈裂，基态能级分裂为两条。电子自旋与核自旋之间可以处于平行或者反平行的状态，处于反平行时的能级会稍微低一点点。当电子的状态在这二者之间改变时（自旋翻转），发射或吸收的光子的波长为21厘米，对应的频率为1420 MHz。（图片来源：arXiv: 0711.3463）

在黑暗时代之后，还有两个重要的阶段，分别被称为“宇宙黎明”（Cosmic Dawn, CD）和“再电离时期”（Epoch of Reionization, EoR）。宇宙黎明是指第一代恒星与星系开始形成并重新照亮宇宙的时期，再电离时期是指大量星系形成并把星系际介质中的氢原子再次电离的时期。在这些时期中性氢21厘米信号有非常显著的变化[6]。

由于宇宙膨胀，光子的波长会被拉长，来自宇宙黑暗时代的21厘米光子的波长到今天已经被拉伸到6.5米以上（频率45 MHz以下）；来自宇宙黎明与再电离时期的21厘米光子的波长大约在1.5–6.5米之间（对应频率45–200 MHz）。

在黑暗时代，氢原子随宇宙膨胀而冷却，其温度逐渐低于CMB的亮温度，它们吸收的背景辐射光子比放出的多，因此在21厘米亮温度谱上呈现出一个吸收谷。从宇宙年龄约为1亿年开始，物质聚集在一起已开始形成第一代恒星和星系，宇宙进入黎明时期，此时恒星和星系向星系际空间释放紫外辐射，其中莱曼阿尔法频率的光子使得星系际介质中的氢原子变得更容易吸收21厘米光子，因此在21厘米亮温度谱上呈现出另一个吸收谷（比黑暗时代的吸收谷更深）。此后，星系产生更多的紫外与X射线光子，使得气体被加热。当气体温度高于CMB温度时，中性氢气体开始发亮（辐射21厘米光子）。随着星系的大量形成，它们逐渐把星系际介质中的氢原子电离，产生没有21厘米信号的电离泡泡，这些电离泡泡逐渐变大、融合，因此星系之间发亮的氢原子气体越来越少，这一再电离过程在21厘米亮温度谱上呈现出一个低矮平滑的发射鼓包。

图 2 展示了 21 厘米中性氢信号的演化（上述全天平均21厘米整体谱信号的演化如图2(b)所示）。

图2  中性氢21厘米信号在黑暗时代、宇宙黎明和再电离时期的演化。(a) 21厘米亮温度涨落的演化，从黑暗时代一直到再电离时期结束。该演化是由一个个红移切片拼接所得，每个红移切片是宇宙学数值模拟在一个宇宙演化时刻的输出结果。不同颜色代表不同的21厘米亮温度。(b) 预期的21厘米亮温度全天平均值的演化，从黑暗时代开始一直到再电离时期结束。（图片来源：文献[6]）

对宇宙黎明和再电离过程的观测和探索，对于获取宇宙演化的完整图景、理解宇宙结构的起源，以及探索宇宙的基本物理规律都是非常重要的。一些正在进行或筹备之中的21厘米射电天文学实验正在试图探测EoR。

除了上述21厘米整体谱信号，还可以测量宇宙中不同位置处21厘米信号的涨落。通过对21厘米信号的断层扫描（在不同红移处，对应于不同的波长），可以绘制出中性氢随时间演化的三维图谱。此外，还可以借助再电离时期的射电点源（例如类星体，或伽马暴的射电余辉），探测视线方向上不同结构产生的21厘米吸收线（这被称为21厘米线丛或21厘米森林）。

利用这些手段，人们试图描绘出电离泡泡何时形成、形状如何、如何增长和渗透融合的种种细节，以及电离源的性质。

已经有一系列低频射电阵列实验（比如位于欧洲的LOFAR、澳大利亚的MWA、南非的HERA，以及中国的21CMA）开始开展EoR探测。最具雄心的射电天文学项目是“平方公里阵列射电望远镜”（Square Kilometre Array, SKA），它是由全球超过10个国家合资建造的世界上最大的综合孔径射电望远镜阵列，其等效接收面积达平方公里级。

SKA的概念在1993年即提出，由包括中国在内的10个国家的天文学家联合倡议筹划建造。经过近二十年的持续发展，在2011年由包括中国在内的7个创始成员国成立了独立法人机构——国际SKA组织（SKA Organization, SKAO）。目前SKAO有15个成员国（澳大利亚、加拿大、中国、印度、意大利、新西兰、南非、西班牙、瑞典、荷兰、英国、法国、德国、葡萄牙和瑞士）。

SKA最终将建设上千面反射面天线和一百多万个低频天线，天文学家将利用这一庞大的射电望远镜阵列监测天空中的各种细节。

SKA将分阶段建设。建设准备阶段（包括详细设计、技术实现、工程研发、合同准备等）从2012年开始并持续到2021年，为SKA一期阵列（SKA1）的建设做好准备。SKA1的建设将从2021年持续到2028年，第二阶段SKA2将在2028年以后开始建设。

SKA1的设计方案在2019年11月SKA上海大会暨第六届SKA工程大会之后就正式确定下来了。SKA1将由位于南非的中频阵列（SKA1-MID）、位于澳大利亚的低频阵列（SKA1-LOW）和位于英国的SKA总部组成。SKA1-MID将由150公里范围内的197面碟形天线组成，SKA1-LOW将由60公里范围内的13万个双极化的对数周期天线组成。整个SKA1射电阵列覆盖的频率范围为50 MHz–20 GHz。两个站址所采集的庞大数据经过本地预处理，将传递到分布于全球的五个区域数据中心进行科学数据处理，再提供给科学家进行科学研究。

可以说，SKA是一个典型的在宏伟科学目标驱动下实施的国际大科学工程，它由世界诸多国家的科学和技术人员共同参与建造，共同运行和管理，是一个超越国界的全球大科学装置（图3）。

图3  在夜间运行的SKA（艺术效果图）（图片来源：SKA网站）

SKA的首要科学目标就是利用中性氢21厘米辐射进行CD和EoR成像观测，以及进行功率谱测量。

利用SKA1低频阵列，可在50–200 MHz进行成像观测，直接展示红移6–27的EoR图像（对应角尺度5–300角分）。EoR成像观测可揭示宇宙第一代恒星或黑洞的形成以及气体再电离的复杂过程，重现宇宙从黑暗走向光明的历史。与前述的目前正在运行的SKA探路者项目相比，SKA1低频阵列是唯一可实现EoR成像观测的实验装置。利用SKA低频阵列的大面积天区巡天观测还可以统计探测红移6–27的21厘米信号功率谱，描绘出三维中性氢气体的分布或断层扫描图像。

从地球的视角看早期宇宙。当我们看向深邃的夜空时，我们看得越深，在时间上我们就往回看得越久远。我们能够看到的最古老的光来自于宇宙微波背景（CMB），它们是宇宙年龄为38万岁时形成的大爆炸余晖。在形成CMB的同时，宇宙中产生了大量的中性氢原子，它们的21厘米发射和吸收信号可被用于追踪其在早期宇宙中的活动。随着宇宙的膨胀，21厘米光子的波长会被拉长，其拉长的程度对应于宇宙演化的不同时期，因此可以通过对应波长的断层扫描来研究不同时期宇宙的状况。21厘米信号描绘了宇宙从第一颗恒星出现之前的黑暗时代到我们今天看到的布满星系的宇宙的演化过程。（图片来源：文献[5]）

未来，SKA2将大大提高阵列的角分辨率和灵敏度，其目标是在更大的尺度范围内对黎明时期和再电离时期的宇宙进行更为精确的测量。

EoR成像观测只是SKA诸多科学目标中的一个，它将在许多重要领域孕育重大的科学发现。经各国科学家共同进行科学目标凝练，目前已形成了SKA项目的五大科学目标：（1）宇宙黎明和再电离时期探测；（2）星系演化、宇宙学与暗能量研究；（3）孕育生命的摇篮；（4）利用脉冲星进行基础物理检验；（5）宇宙磁场的起源和演化。这五大科学目标又进一步被细化为16个研究方向。

利用SKA这一大科学装置，在未来我们将能够从根本层面上回答宇宙学中的一些最基本的问题，而随着这些基本问题的解答，人类对宇宙的认识也将进入一个新时代。

中国参与SKA的最大驱动和终极目标是获得丰硕的科学回报。近年来，在科技部的领导和组织下，中国射电天文学界已成立了中国SKA科学团队。由10个科学研究课题组组成, 已确立了清晰的科学目标和发展路线图, 即在SKA1的实施阶段, 确保两个优先突破领域（宇宙黎明与再电离探测; 脉冲星搜寻、测时和引力检验）和若干具有中国特色的研究方向, 概括为“2+1”推进战略。此发展战略与国际SKA1遴选的优先科学目标高度契合。

开展中性氢21厘米宇宙学研究也是中国SKA科学团队致力于取得重要突破的方向之一。利用SKA中频阵列可以研究晚期宇宙的演化，特别是可以探索暗能量的性质。

暗能量是宇宙学家假想的一种弥漫在宇宙所有空间中均匀的能量成分，它最奇特的性质在于它所产生的万有引力并不是吸引性的，而是排斥性的[7–9]。根据当前宇宙学的观测，暗能量正在主导宇宙的演化，它占据宇宙总能量的约68%（暗物质占比约27%，而普通原子物质只占宇宙总能量的5%左右），因此暗能量的排斥力正在驱动宇宙加速膨胀。

可见，正是由于暗能量的存在，宇宙当前并不是在减速膨胀，而是在加速膨胀。宇宙加速膨胀的事实是在1998年由超新星观测发现的，这一发现已被授予2011年度的诺贝尔物理学奖。

Saul Perlmutter、Brian P. Schmidt和Adam G. Riess，他们因发现宇宙加速膨胀而获得2011年诺贝尔物理学奖。（图片来源：见图片注释）

暗能量的性质决定了宇宙的最终命运。在目前的宇宙学标准模型（即ΛCDM模型）中，暗能量被认为是宇宙学常数（它等效于真空能密度），它的能量密度在不断膨胀的宇宙中一直保持不变。关于暗能量的另一种观点认为它的密度还是应该随着宇宙的膨胀而缓慢变化的，其中一种可能的情况是其密度随宇宙膨胀而缓慢稀释，而另一种看起来十分匪夷所思的可能情况是它的密度不仅不被稀释，反而随着宇宙的膨胀而缓慢增大。这些不同情况所导致的宇宙命运也十分不同。

暗能量的性质决定了宇宙的最终命运（图片来源：NASA）

总的来说，理解暗能量的本质属性是现代宇宙学的核心课题之一。暗能量的性质主要由它的状态方程（Equation of State, EoS）来刻画，因此精确测量暗能量的EoS就成为了破解暗能量之谜的必由之路。

利用Planck卫星的CMB功率谱观测可以很精确地测量一些宇宙学参数，但是由于CMB观测是对早期宇宙的观测，并不能很有效地限制晚期宇宙的物理，比如暗能量的EoS。对于包含一般动力学暗能量的宇宙学模型，CMB限制通常会产生较强的参数简并（即只能测量一些参数的组合），因此一般需要用晚期宇宙的（低红移）观测来打破参数简并。“重子声波振荡”（Baryon Acoustic Oscillations, BAO）是一种重要的破除CMB参数简并和测量暗能量的宇宙学探针。关于BAO的介绍，参见文献[10]。BAO为宇宙膨胀历史的探索提供了一把“标准尺”，可以量出不同红移处所对应的角直径距离和宇宙膨胀率。

利用SKA中频阵列可以开展中性氢巡天观测，研究中性氢的大尺度结构。一种有效的巡天方式是所谓的强度映射（Intensity Mapping）巡天，它采用低角分辨率的方式，在每个像素中包含许多星系，可以以极高的效率获得中性氢在大尺度上的分布。SKA中性氢21厘米巡天观测可以精确测量中性氢功率谱以及相关的BAO和红移空间畸变等效应，从而测量宇宙的膨胀历史，为暗能量EoS（以及修改引力模型参数）提供有效的限制。

SKA1中频阵列的频率覆盖范围为350 MHz–14 GHz，在中性氢和连续谱巡天观测中主要使用的馈源和接收机将覆盖频带1（350–1050 MHz，对应红移0.35–3）和频带2（950–1750 MHz，对应红移0–0.5）。

我国在中性氢巡天和宇宙学研究方面已有较好的基础，已自主建成国内的SKA探路者“天籁”阵列和世界上最大的单天线射电望远镜“天眼”（FAST）。利用这两个实验装置（分别为干涉阵和单口径望远镜），我们已经积累了丰富的经验，并在相关领域培养了一些人才，而且对SKA的中性氢巡天和21厘米宇宙学也开展了大量的预先研究[11–21]。

近期出版的《中国SKA科学报告》

SKA建成后会成为世界上最大的射电望远镜, 在未来的几十年内, SKA将推动21厘米宇宙学迈入一个新时代, 并孕育出一系列重大的科学发现。中国科学家也将有机会在SKA的相关研究中发挥关键性作用并取得重要的科学成果。