国际大科学工程 - 平方公里阵列射电望远镜 (Square Kilometer Array, SKA) 是由全球超过十个国家计划合资建造的、世界最大综合孔径射电望远镜阵。它比目前最大射电望远镜阵 (JVLA) 灵敏度提高约 50 倍，巡天速度提高约 10000 倍。其科学研究目标包括宇宙黑暗时期探测，星系演化、宇宙学与暗能量研究，孕育生命的摇篮，利用脉冲星和黑洞进行引力的强场检验，宇宙磁场的起源和演化等诸多方面，将为人类认识宇宙提供重大机遇。根据国际 SKA 组织确定的时间表，2012-2018 年是 SKA 的建设准备阶段，SKA 第一阶段 （SKA1) 将跨越 2018-2024年，将建设约 10% 的SKA。2020年后 SKA1 部分单元将产生最早的科学成果。SKA 全部建成和投入使用预计在 2030 年前后。
我国是 SKA 首倡国之一，全程参与了 SKA 二十年的发展历程。
我国 SKA 科学研究的 2+1 战略布局：两个优先突破方向（中性氢和脉冲星）加其他优势领域。
平方公里级接收面积，将建设在澳大利亚、南非及非洲南部八个国家的无线电宁静区域，分布在 3000 km 范围，频率覆盖 50 MHz ~ 20 GHz.
建造费用在 2017.08 预计约 80 亿欧元。
SKA 由三种类型的天线阵列组成:
SKA 第一阶段，即 SKA1, 将建设反射面天线和低频孔径阵列。相位阵馈源 PAF、宽带单波束馈源 WBSPF 和中频孔径阵列 MFAA 现属于 SKA 先进仪器项目 AIP (Advanced Instrumentation Programme), SKA1 阶段对这些关键技术进行功关，旨在获得与传统技术相匹敌的性能；为降低 SKA 整体造价，提升运行和维护的可靠性等提供优化方案。这些技术将用于 SKA2.
2017.02 SKA反射面天线详细设计方案顺利通过国际评审
2018.02 聚焦|世界最庞大天文设备SKA首台天线在华诞生
2018.07 平方公里阵列射电望远镜：下一代超级射电望远镜
SKA 主要指标表：
基于上述指标，SKA具有四大技术特点，处于国际领先：
SKA 将致力于回答宇宙最基本的重大科学问题，特别是关于第一代天体如何形成、星系形成与演化、暗能量性质、宇宙磁场、引力本质、生命分子和地外文明等。经过 20 多年来的探讨和积淀，SKA 在起源和宇宙间基本力两大方面形成了五大科学目标，进而分为16个方向：
2014.07 国际天文界论证遴选了 SKA 建设第一阶段 SKA1 的 13 个优先科学目标 （优先 与 有限 同音~）
2018.04 SKA 探路者 MeerKAT 的 64 面 13.5 m 反射面天线阵建设竣工
2018年底，启动 SKA1 建设
2015.03, SKA1 包含位于南非的约 200 面反射面天线阵 SKA1-mid (接收面积 33000m^2, 2TB/s) 和 位于澳大利亚的约 13 万个对数周期天线低频孔径阵列 SKA1-low (0.4 km^2 157TB/s) 。
SKA1 基线重订的具体设计方案：
SKA1-mid 在 1.4 GHz 频段的具体性能指标为： 灵敏度达 1330 m^2/K, 分辨率为 0.28 arcsec, 巡天速度为 8.3 x 10^5 deg^2 m4/K2. SKA1-mid 与目前国际同类型最大射电望远镜阵 JVLA 相比，灵敏度/分辨率/巡天速度 分别是 JVLA 的8/4/170 倍
SKA1-low 在 140 MHz 频段的具体性能指标为： 灵敏度达 520 m^2/K, 分辨率为 6.7 arcsec, 巡天速度为 1.9 x 10^6 deg^2 m4/K2. SKA1-low 与目前国际同类型最大低频阵 LOFAR 相比，灵敏度/分辨率/巡天速度 分别是 JVLA 的 6.1/1.3/28 倍
SKA1 阶段的 13 个优先科学目标，优先级靠前的包括利用中性氢 21 厘米辐射进行宇宙再电离成像及功率谱测量，利用脉冲星高精度计时、脉冲星星族和毫秒脉冲星进行引力波检验和引力波探测
| 科学工作组 | 科学目标 | SKA1 阵列 |
|---|---|---|
| 宇宙再电离 | 早期宇宙星系际介质物理 I. 成像 | SKA1-low |
| 脉冲星 | 高精度计时 - 引力波检验和探测 | SKA1-low, SKA1-mid |
| 脉冲星 | 脉冲星星族和毫秒脉冲星 - 引力波检验和探测 | SKA1-low, SKA1-mid |
| 宇宙再电离 | 早期宇宙星系际介质物理 II. 功率谱 | SKA1-low |
| 中性氢 | 红移 0.8 的 10^10 太阳质量星系可分辨中性氢运动学和形态学 | SKA1-mid |
| 宇宙磁场 | 可分辨所的全天星际和星系际磁场特征 | SKA1-mid |
| 瞬变现象 | 在红移 2 解决重子丢失问题和决定暗能量状态方程 | SKA1-mid |
| 宇宙学 | 限制初期非高斯性和超视距尺度引力检验 | SKA1-mid |
| 中性氢 | 近邻宇宙星系介质高空间分辨率研究 | SKA1-mid |
| 地外生命 | 100 pc 距离类地行星形成区里微小尘粒长成图 | SKA1-mid |
| 连续谱 | 测量宇宙的恒星形成历史 I+II 非热+热过程 | SKA1-mid |
| 中性氢 | 银河系星际介质的多分辨成图研究 | SKA1-mid |
| 宇宙学 | 角相关函数 - 探测非高斯性和物质偶极 | SKA1-mid |
以上方向写综述？
中国 FAST 的由来，SKA 台址的无线电环境等综合评估
国内射电天文界多轮讨论后，结合我国射电天文大科学装置的现状，确定了中国 SKA 科学研究的 2+1 战略；2 指两大优先突破方向，即中性氢和脉冲星，1 指其他潜在研究方向
中性氢 21 厘米辐射是揭示宇宙黑暗时代 (宇宙微波背景辐射到第一代恒星形成之前的宇宙) 和宇宙黎明的唯一手段。通过不同红移处的中性氢 21 厘米辐射观测，可揭示不同时期宇宙中的氢原子分布，从而描绘出第一代恒星 (第一缕曙光) 和星系形成及气体再电离的复杂过程，精确测量宇宙大尺度结构，为解决宇宙起源等重大问题提供重要信息和线索。我国自主建成的低频射电望远镜阵列 21 CMA，采用的对数周期天线与 SKA1 低频阵列最终的方案相同，相当于 10% 的 SKA1 低频阵列。自2006年 21CMA 运行以来，研究人员掌握了低频孔径阵列基本数据处理方法，解决了诸多依赖长期经验积累的细节问题，并在低频射电天空的前景去除和成像观测等技术领域取得重要进展。
利用脉冲星进行引力检验及引力波探测可对爱因斯坦广义相对论进行直接验证，为人类认识宇宙提供新窗口。理论估计 SKA1 将发现 2 万颗脉冲星，比目前已知数量提高一个数量级。相比于目前普遍使用的百米级望远镜，SKA1 的测时精度可以提高 4-6 倍，达到几十纳秒水平，在此基础上引力波直接探测非常有希望。
另一方面，中性氢和脉冲星两个方向也是 FAST 的核心科学目标。FAST 已于2016年底建成，早于 SKA1 七年投入观测，其超越现有观测设备的接收面积和探测灵敏度可为我国在中性氢和脉冲星研究方面奠定基础。
未来 SKA 望远镜的使用，将在望远镜时间与投资比例挂钩原则的同时，引入科学优先原则。因此如何最大限度地争取望远镜时间，是确保我国未来 SKA 科学回报的关键，而这其中最根本的，是提升我国科学家的科学竞争力。
2009-2013 天文学科五年SCI论文总数：
德国，英国，意大利，中国，加拿大，荷兰，澳大利亚，印度，瑞典，南非，新西兰
但总引用和单篇引用不如人意，不过在快速进步
对不同红移的 21 厘米辐射的观测可以揭示宇宙不同时期的氢原子的分布，通过这些观测，可以勾绘出宇宙中第一代恒星和星系形成及气体再电离的复杂过程，揭示其中各种天体物理效应，并能精确测量宇宙大尺度结构的分布，从而为解决暗能量、暗物质、宇宙起源等宇宙学中的重大问题提供重要的信息和线索。
在大爆炸以后到第一代恒星和类星体形成之前，宇宙处于”黑暗时期“ (dark age)，恒星和星系尚未形成，这时宇宙中的气体处在未电离的状态。21厘米辐射观测是观测宇宙黑暗时期的仅有的少数几种方法中最重要的一种。
什么是宇宙黑暗时代（Dark Ages）？ (里面交大[张鹏杰]老师的回答挺好)
通过观测 21cm 辐射的信号，天文学家们可以了解寒冷的宇宙’黑暗时代”，以及之后的宇宙再电离过程。近日美国亚利桑那州立大学的 Judd Bowman 和麻省理工的 Alan Rogers 等人合作首次探测到了宇宙早期的 21 厘米氢原子辐射信号，相关论文 28 February 2018 - http://nature.com/articles/doi:10.1038/nature25791 发表在最新一期的《自然》（Nature）上。
探索黑暗时代和宇宙黎明, 中科院之声 - 2018-03-16
Revealing the Universe’s Mysterious Dark Age, methods: 1. optical band, Hubble Space Telescope/ James Webb … –> galaxies—large populations of small galaxies, in particular—did seem to have enough ultraviolet light to ionize the universe; 2. 21 cm line
Arxiv /Science 2003 - The Dark Age of the Universe - Jordi Miralda-Escude
第一代恒星、星系和类星体在黑暗时期末期开始形成，此后恒星和类星体发出的光导致宇宙再电离 reionization ，黑暗时期至此结束。
目前，类星体 Lyman alpha 吸收线的观测证实，到红移 z = 6 时，星系际介质的氢已完全电离，而宇宙微波背景辐射极化的观测数据则显示宇宙再电离可能在红移 10 左右 (Fan, Carilli, Keating, 2006). 第一代发光天体的形成和宇宙再电离是当前研究热点之一，对于第一代发光天体在什么红移开始形成，在什么样的环境中形成，其反馈作用如何影响后续的星系形成等问题，目前还存在许多不确定性而没有定论。
为了解决这个问题，急需更多这一时期的观测数据，而 21 厘米辐射观测是其最直接的观测手段之一 (Madau, Meiksin, Rees, 1997). 在第一代发光天体直接和间接产生的 Lyman alpha 光子导致气体自旋温度偏离当时的宇宙微波背景辐射 (CMB) 温度时，会形成可以用 21 厘米层析 (tomography) 方法观测的吸收或发射信号 (Chen and Miralda-Escude, 2004, 2008)。随着大量恒星和星系形成，其周围的气体电离，形成电离区，这些电离区逐渐增大、并合，最终融会而导致整个宇宙的再电离。此过程可以通过 21 厘米层析观测而完全、直接地呈现出来，但由于不同尺度结构的氢电离度、密度和自旋温度都会对 21 厘米辐射产生影响，因此 21 厘米辐射信号可能受到较多因素的影响 (Yue, et al. 2009). 无论如何，这些观测将提供丰富的信息，可以使我们了解第一代恒星和星系形成的特点及其中的一些天体重要机制 (Furlanetto, et al., 2009a, 2009b). 另外，除了 21 厘米层析观测外，利用高红移的强射电源，例如射电类星体和伽马暴射电余辉，也可以进行 21 厘米吸收线丛观测 (Xu, et al., 2009, 2011). 通过将 21 厘米观测与星系形成的半解析模型比对，可以使我们更好地理解星系形成的过程和物理机制 (Kim, et al., 2013, Zhou, et al., 2013).
再电离时期以后 (z<6), 中性氢主要存在于星系中。对中性氢大尺度结构分布的观测，可以勾绘出物质大尺度结构的分布。宇宙学理论预言，在引力作用下，微小的原初密度涨落将逐渐增强，暗物质逐渐聚集形成暗物质晕，而星系在暗物质晕中形成，因此星系和中性氢的分布反映了大尺度的不均匀性。在大尺度结构功率谱中，有宇宙早期重子声波振荡形成的振荡峰，可以作为宇宙学观测中的标准尺。通过对振荡峰尺度的精确测量，可以重建宇宙膨胀历史，测量暗能量的状态方程 (Peterson, et al., 2009).
大尺度结构的引力可产生星系相对于宇宙膨胀共动坐标系的本动速度，通过测量不同红移的 21 厘米功率谱和相关函数在红移空间的各向异性，即所谓红移畸变 (redshift distortion), 可以重建宇宙的结构增长过程。这使我们可以检验在宇宙尺度上的引力是否符合广义相对论的预言 (Masui, et al., 2010). 此外，通过对 21 厘米分布等密度面拓扑结构 (亏格曲线) 的精细测量，也可以检验修改引力模型 (Wang, et al., 2012). 对于中性氢分布所反映的大尺度结构，还可以检测其是否符合高斯分布。标准的单场慢滚暴胀模型预言，宇宙的原初扰动符合高斯分布，因此如果发现原初非高斯性，将为揭示宇宙的起源提供非常重要的线索 (Pillepich, et al., 2007; Mao, et al., 2013)
茅弈老师：Primordial non-Gaussianity estimation using 21 cm tomography from the epoch of reionization, arxiv version
综上所述，21 厘米观测有可能成为宇宙学和天体物理研究的一种重要手段。但迄今为止，对 21 厘米谱线的观测大多限于较低红移的单个星系，由于来自银河系的前景辐射强度是宇宙 21 厘米信号的 10^5 - 10^6 倍，高红移 21 厘米谱线观测是一个世界难题。近年来，对高红移 21 厘米线的研究已日益成为研究热点。21CMA，LOFAR，MWA，PAPER 等一系列针对再电离时期的 21 厘米实验已在进行中；ASKAP，CHIME，天籁，BINGO等针对中等红移大尺度结构的实验也即将开始；利用 GBT 等现有望远镜的中红移观测，也得到了一些统计上显著的信号 (Masui, et al., 2013). 可以预期，到 SKA1 建成之时，人们很可能已经实现了高红移 21 厘米信号的首次探测，但观测的精度、范围、分辨率等还有很大局限性。因此，利用 SKA 进行 21 厘米观测，将具有重要的意义，这也是 SKA 的主要科学目标之一。
SKA本身的设计经过多次修改. 目前设想的SKA将主要包括一个建在南非的中/高频的碟形天线阵和一个建在澳大利亚的低频孔径阵(陈学雷,施活立,2013). 此外,也有方案讨论在澳大利亚再建一个用于巡天的中低频阵列, SKA碟形天线阵将包括三千多面15m口径的碟形天线,其中第一期(SKA1)将先建250个,观测频率为300MHz10GHz,将包括0.451GHz和1~2GHz两个单像素双极化馈源/接收机系统, 但以后也有可能采用PAF多像素馈源. 第一期中大约一半的天线分布在半径0.5km内,构成一个高覆盖率的核心,约1/5的天线分布在0.5~2.5km的内圈, 其余则5个一组, 分布在2.5100km内,以提供较长的基线.SKA低频孔径阵工作频率为70450MHz，总共将包括250个基站,其中第一期将包括50个基站,每个基站将包括11200个双极化振子天线,这些天线接收的信号将在每个基站合成为480个波束. 与中频阵类似，其中一半天线将分布在半径0.5km的核心内,约1/5分布在1~2.5km的内圈, 其余则分布在2.5~180km的范围内.这一方案还有可能根据科学和工程的需要进一步修改。
根据这一设计,并考虑到SKA站址具有很好的射电环境,与LOFAR等目前的低频阵相比, 即使是第一期的SKA, 其低频阵观测能力也将有大幅度的提高. 因此,可以期待SKA低频阵将为宇宙再电离研究提供大量观测数据, 从而大大推动这一领域的研究，使我们对第一代恒星和星系的形成过程以及其中的夭体物理过程的认识有大幅度的提高。这将是SKA第一阶段最主要的科学目标之一。
另一方面，SKA1的中频阵规模虽然比现有阵列有所增加,但其短距离基线数量不算太多,这将影响其大尺度结构观测的灵敏度。由于经费的限制,其阵列的规模是有限的，要增加短基线, 就必须减少长基线, 这将影响SKA的角分辨率. 另一方面, SKA是一个综合性的射电望远镜, 需要兼顾多种科学目标, 角分辨率是其重要性能指标之一, 许多科学目标需要较高的角分辨率. 因此,SKA中频阵的布局设计虽然尚未最后确定, 但大量增加短基线的可能性不大. 因此,它与加拿大的CHIME以及我们的天籁计划(陈学雷,2011)等针对大尺度结构巡天设计的专用阵列相比,在这方面不具有优势. 但是, SKA2的观测能力将有大幅度的提升, 将在大尺度结构研究方面发挥重要作用.
不过, SKA1所具有的良好角分辨率,可以为我们研究高红移的星系提供一个强有力的工具, 这样的观测将使我们更准确地了解中性氢的分布特征以及星系演化, 从而减少和消解大尺度结构观测中存在的理论不确定性和系统误差, 并在研究原初非高斯性, 修改引力等问题中发挥重要的作用, 与CHIME, 天籁等也具有很好的互补性, 特别是, 冷暗物质模型预言了在星系暗晕中存在大量的子结构, 而这目前并未在观测中发现. 这是否说明冷暗物质模型是错误的(例如暗物质可能是温暗物质) 还是仅仅由于恒星形成过程中的反馈机制导致这些子结构失去了气体而无法形成恒星, 目前尚无定论(Kravtsov,2010). 对小尺度中性氢分布结构及引力透镜的观测将为解开暗物质之谜提供线索。
(2)第一代恒星和星系的形成与再电离，包括使用21厘米层析观测和点源吸收线从观测与理论进行比较, 建立星系形成与再电离模型
(3)字宙大尺度结构, 包括
a. 重子声波振荡与暗能量
b. 利用红移畸变检验引力理论
c. 原初非高斯性的测量
d. 对小尺度结构和暗物质的性质的研究
拓扑分析方法是一种十分有用的统计方法。高红移中性氢的拓扑结构可以帮助我们区分不同的再电离模型，以及不同的电离阶段。低红移的拓扑结构可以给出原初非高斯的限制，从而检验标准宇宙学模型。SKA 将会为我们提供大量大天区的中性氢巡天数据，这为研究中性氢的拓扑结构提供了机遇。
拓扑方法最早的时候是用来描述大尺度结构的性质，以及检验原初密度扰动的非高斯性(Gott, et al., 1986; Hamilton, 1986). 后来, 拓扑分析方法被推广到测量宇宙学参数, 以及限制星系形成的机制(Park, et al., 2005; Choi, et al., 2010, 2013)中. 在数学上, 一块超过临界密度的区域的几何可以用闵可夫斯基函数来描述, 用来描述拓扑结构的亏格和闵可夫斯基函数相关。在等密度轮廓下，亏格定义为洞的数目减去孤立区域的数目。目前，高斯分布的各种闵可夫斯基函数的解析式都是已知的： $$ g(\nu)=A(1-\nu^2)exp(-\nu^2/2), \space A=(<k^2>/3)^{3/2}/(2\pi)^2 $$ 其中 nu 为密度阈值。任何偏离高斯预研的分布都是非高斯信号，因此，我们可以通过拓扑结构来研究密度场的非高斯性。拓扑结构也可以用来描述不同红移处的中性氢的复杂结构。和两点关联函数方法相比，拓扑测量不受非线性引力演化、星系和暗物质之间的偏差，以及红移畸变的影响。
在电离结束后，星际之间的中性氢基本上都被电离，剩余的中性氢主要存在于星系中。因此，这时的中性氢应该追随大尺度的物质分布。我们可以利用中性氢的拓扑结构限制原初非高斯性。
图1显示了从亏格曲线估算的非高斯性参量 fNL 的测量误差,在这里,我们将SDSS,BOSS,DES,SKA的巡天进行了比较,我们假设SKA可以观测到红移到3的星系,巡天面积为20000平方度,我们得到的 fNL 的测量误差是20, 这个数值可以和CMB给出的极限数值相比拟, 因此,中性氢的拓扑结构在限制原初非高斯性方面有很大的潜力。
亏格曲线也可以很好地区分不同的电离状态,在图2中,我们展示了再电离数值模拟(Trac, et al., 2008)中在四个不同红移处的中性氧的亏格曲线.在高红移的时候(z=19.7, x_i=0),亏格曲线的形状符合高斯分布,这和理论预研是一致的.在再电离的早期,亏格曲线基本上还保留着高斯分布,但是幅度已经增加了很多,这是因为这个时期一些中性氢已经被电离,使得洞的数目增加. 在再电离的中期,好多电离泡重叠在一起(z=6.97, x_i=0.65),使得亏格的幅度凑小. 在电离的晚期(z=5.99, x_i=0.99), 由于整个宇宙基本上都被电离, 残余的极少的中性氢又重新追随物质分布, 因此, 亏格曲线又符合高斯分布了. 从公式 (1) 我们知道,亏格的幅度正比于k^3, 随着电离气泡的增加, k 也跟着增加，随着再电离的继续进行，电离气泡开始并合、重叠，k 的值将减少。因此，我们可以通过亏格幅度来测量 k, 从而给出气泡尺寸的信息。
图2中的亏格曲线是采用 1 Mpc/h 的平滑尺度得到的, 同时, 我们给出了亏格误差的估计. 这些误差是根据 100 Mpc/h 大小的数值模（拟？）给出的。尽管 SKA_low 的设计目前还不确定 (Dewdeney, et al., 2013; Braun, 2013), 但可以肯定的是在 1km 之内有一个致密的核，这样的阵列具有很高的灵敏度, 可以观测红移为10处几角分的尺寸。SKA-low 的深巡天的区域可以和我们目前所采用的数值模拟相比拟。
拓扑是一种很好的描述随机场的工具。它对探测非高斯性十分敏感，而且不受非线性、星系和暗物质之间的偏差, 以及红移畴变的影响. SKA具有很高的灵敏度,可以突破目前的观测限制。
我们可以用拓扑的分析方法对 SKA 中性氢的巡天数据行分析. 这样的研究可以限制原初的非高斯性。在电离时期，中性氢的拓扑分析可以区分不同的电离状态以及刻画再电离的模型，帮助我们真正了解再电离的过程。
宇宙早期的小尺度结构具有哪些性质? 它们的数量演化、质量分布、气体组成、电离状态是怎样的? 宇宙中星系际介质的温度是如何演化的? 宇宙早期的X射线背景的起源及强度演化。再电离时期的主要电离源的本质是什么?其光谱能量分布如何?
中性氢的21厘米线是氢原子基态的超精细能级之间自旋反转跃迁产生的谱线. 氢原子对宇宙微波背景光子的吸收或发射会造成微波背景亮温度的涨落, 从而可以进行21厘米层析观测或21厘米功率谱测量(Madau, et al., 1997; Tozzi, et al., 2000; Ilive, et al., 2002). 而已高红移的强射电源作为背景，不同结构里的中性氢就会在射电源光谱上产生不同深度的吸收线, 各个红移处的中性氢原子的吸收对应于光谱上各个频率上的谱线, 于是形成了森林状的谱线结构(Carilli, et al., 2002; Furlanetto and Loeb, 200; Furlanetto, 2006; Carilli, et al., 2007; Xu, et al, 2009; Xu, et al., 2011; Mack and Wyithe, 2012; Ciardi, et al., 2013; Ewall-Wice, et al., 2014)
在宇宙再电离的早期, 可能存在的强射电源主要包括高红移类星体和高红移伽马暴的射电余辉. 21厘米森林互补于21厘米发射的亮温度观测，是对视线方向上各种结构在宇宙早期不同演化阶段的特征的有效探针, 21厘米吸收的光学深度敏感地依赖于视线方向上的小暗晕 (minihalos), 矮星系(dwarf galaxies) 等非线性结构的性质 (Xu, et al., 2011), 以及宇宙再电离时期星系际介质中气体的温度(Xu, et al., 2009; Xu et al., 2011; Mack and Wyithe, 2012; Ciardi, et al, 2013). 因此, 21厘米森林的观测是探测宇宙早期小尺度结构以及星系际介质的热演化历史的有效手段. 不仅如此，星系际介质的热历史直接反映了宇宙早期的 X 射线背景强度及其加热过程，我们由此可以研究再电离时期的发光源的性质.
21厘米森林观测的主要挑战在于高红移强射电源的搜寻和高灵敏的流量密度测量. SKA 具有巨大的巡天面积和空前的射电观测灵敏度，将十分有利于实现 21 厘米森林的观测。
[ocr output: 守宙, —> 实际是宇宙，那么能否将神经网络的输出与先验信息”宇宙“很常见而”守宙“不常见结合起来？也就是让预测等于神经网络+贝叶斯（或者别的方法）的加权？—> jointocr]
在高红移亮源的射电光谱上, 弥散星系际介质中的中性氢原子的21厘米吸收使得光谱流量密度产生整体性压低、其吸收深度直接与星系际介质的中性度、局部密度扰动, 以及气体温度相关. 在星系际介质整体吸收的基础上, 宇宙中的小尺度非线性结构, 如小暗晕、矮星系等, 会在光谱上产生窄而密的吸收线, 而大尺度的电离氢区则会在光谱上产生一段较宽的突起.
对于小尺度结构, 其吸收线的深度及轮廓直接取决于该非线性结构内部气体的密度轮廓、温度分布、电离状态, 以及附近气体的下落速度 (Xu et al, 2011), 这使我们可以通过21厘米森林的探测研究宇宙早期非线性结构内部的状态, 尤其是小暗晕, 其形成过程受到多种再电离反馈效应的影响. 而在再电离过程中, 它们是星系际介质的平均聚集度的主要来源, 能够延缓局部再电离的进程. 21厘米森林为研究宇宙早期的小暗晕提供了独一无二的观测手段. 另一方面,包含恒星形成的矮星系相对于没有恒星形成的小暗晕, 具有截然不同的谱线特征 (Xu, et al, 2011), 这也为研究宇宙第一代恒星形成的物理条件打开了一个观测窗口.
一段包含星系际介质整体吸收以及小暗晕和矮星系产生的吸收线的理论21厘米森林光谱如图1左图所示, 不同的子图对应于不同的X射线背景的强度. 图1的右图显示了不同等值宽度的吸收线的数目分布. 可以看出, 21厘米森林信号的强弱非常敏感地依赖于星系际介质的温度, 以及决定温度演化的字宙早期X射线背景强度及其加热过程. 因此,我们能够通过21厘米森林的观测限制星系际介质的热历史, 并由此推断再电离时期电离源的光谱能量分布, 从而研究电离源的性质.
21厘米森林探测的可行性取决于高红移射电亮源是否存在以及观测灵敏度. 为了测量光谐上的暗弱的吸收信号, 我们需要对背景源的光谱进行高精度的测量. 这需要背景源足够亮, 并且仪器灵敏度足够高, SKA1 的低频阵列将具有灵敏度参量 Aeff/Tsys~559 m2K{-1}, 我们期待 SKA-2 的低频阵列将达到 Aeff/Tsys~2500 m2K{-1}.
至今观测到的最遥远的类星体存在于红移7.085 (Mortlock, et al., 2011), 但它是射电宁静的 (Momijian, et al., 2014). 更高红移的类星体是否存在还不确定. 通过把现有的红移 z=4 的射电源数密度的观测数据 (Jarvis, et al, 2001) 往高红移、低光度外推, 根据 SKA 的灵敏度设计参数, 全天足够亮以用于 21 厘米森林探测的类星体数密度的演化如图 2 所示, 其中左图是平坦演化模型给出的可用类星体数密度, 右图是快速演化模型预言的结果。模型预言的全天足够亮的类星体数目具有相当的不确定性 (参见如 Carilli, et al., 2002; Xu, et al, 2009), 使得基于类星体的21厘米森林探测面临着极大挑战.
如果我们在再电离完成的红移以上找到了一个足够亮的类星体, 那么由早期非线性结构产生的 21 厘米吸收信号将很容易被探测到. 由于 SKA1_low 的光谱分辩率可达 1kHz, 而 21 厘米吸收线的宽度及谱线间距均普遍大于 1kHz, 因此谱线计数是可行的. 特别是如果我们能够把多条谱线进行叠加,将有希望得到谱线的平均轮廓特征,从而揭示宇宙早期非线性结构的物理状态.
另一类可能的高红移射电亮源是伽马暴的射电余辉。伽马暴的射电余辉的亮度不如类星体高, 但由于其与第一代恒星形成相关, 更可能在高红移被发现。通过宽波段观测, 利用 SKA2_low 更高的探测灵敏度. 我们可以测量宽波段内平均流量密度的减少量，从而利用较为暗弱的伽马暴余辉探测 21 厘米森林信号 (Xu, et al, 2011),揭示宇宙早期非线性结构的演化特征以及星系际介质的热历史.
(2)小暗晕的丰度与再电离反馈过程的影响
(3)宇宙早期的 X 射线背景的起源与强度演化及其导致的星系际介质的热历史.
宇宙是如何从黑暗走向光明的? 第一代发光天体是恒星还是类星体? 它们是何时形成的? 第一代超大质量黑洞是何时形成的? 它们在再电离过程中扮演了什么角色？再电离过程是瞬时的还是持续了相当长的一段时间? 再电离时期, 星系际介质是成团的还是保持了早期的平坦分布?
随着宇宙中第一代发光天体的诞生, 其辐射的 UV 光子逐步电离了周围的中性气体，最终使得整个宇宙从寒冷的中性状态转变为今我们所看到的温暖的电离状态, 这就是宇家的“再电离时期“. 追踪宇宙的再电离历史已经成为现代天文学研究中一个非常热门的前沿领域. 学术界普道认为, 最有希望的探测手段是中性氢的21厘米线辐射. 目前国际上正在建设和运行的相关探测设备包括欧洲的LOFAR、美国和澳大利亚合作的 MWA，美国的PAPER. 印度的GMRT 以及我国的 21CMA, 更长远的大型探测设备有 SKA 和月球低频阵列. 高红移中性氢 21 厘米线的观测将开辟了人类认识宇宙的一个崭新窗口并将揭示出前所未有的关于黑暗时代和宇宙早期物质结构形成和演化的重要信息。未来十年将是 21 厘米探测, 研究宇宙第一代发光天体以及再电离历史的辉煌时期。
截至目前, 在光学和近红外波段人们探测到的最遥远星系位于红移 8 附近. 同时, 观测结果显示在此之前星系的形成和演化过程已经进行了至少 108 年. 受当前望远镜灵敏度的限制, 人们捕获到的高红移星系的数目非常有限.仅凭这些星系的辐射远不能电离整个宇宙空间. 中性氢 21 厘米辐射的探测可以从一个完全不同的角度追踪第一代天体的形成过程. 这是因为, 中性氢的电离过程所反映的是所有发光天体的UV辐射之和，这其中包含了大量目前探测极限以下的暗弱的小质量源, 假设电离源的主体是恒星和星系, 我们由此可以获得所有星系的累积辐射并估算出再电离时期的宇宙恒星形成率。此外，我们可以用电离区域的形态来判断第一代发光天体的性质，即到底是星系还是类星体主导了宇宙的再电离过程? 由于不同质量的星系有不同的成团性质，可以进一步利用电离区域的分布来限制第一代星系的质量函数。
由于中心超大质量黑洞的吸积，类星体可以辐射出高能的 X 射线光子. 这种辐射过程将有效地加热星系际介质，进而改变气体温度并直接影响 21 厘米信号的强度. 因此，通过探测再电离时期的 21 厘米信号, 我们可以描绘出星系际介质的温度变化, 了解气体的加热过程, 限制第一代超大质量黑洞的形成历史，并在 z = 20 甚至更高的红移区间追踪早期结构的形成和演化 (Santos, et al., 2010).
即使在今天,绝大部分的重子物质都不是束缚在星系里的，而是散布在星系际空间。再电离时期, 只有不到 1% 的重子物质进行了塌缩。对再电离时期的 21 厘米信号进行成像可以直观反映出星系际介质的密度涨落和温度结构，了解第一代发光天体形成的初始环境,作为中性氢的一条特征谱线，原则上我们可以利用 21 厘米信号获得早期星系际介质的三维分布和演化图像, 进而提取更为清晰的重子密度功率谱和气体温度分布的信息. 需要强调的是, 中性氢的21厘米辐射是人们在大尺度上获得星系际介质信息的唯一途径, 结合密度扰动的起始测量(即宇宙微波背景辐射), 我们可以为目前的结构形成理论提供强有力的验证.此外, 星系际介质中电离区域的尺度和分布展示了再电离的进度, 由此我们可以了解再电离过程的不均匀性, 并确定其持续的时间(Hui and Haiman, 2003).
中性氢的 21 厘米辐射信号与气体密度场的不均匀性直接相关, 而后者受引力束缚，遵循暗物质的分布. 因此，我们可以借助 21 厘米信号独立地恢复出物质密度场的三维功率谱, 进而为基本的宇宙学参数提供限制 (Tozzi et al., 2000; Zaldarriaga, et al., 2004). 与CMB不同. 21厘米辐射贯穿了整个再电离时期, 跨越了相当长的一段红移区间，这将极大地增加可探测的体积，便于对宇宙学参数做出更为严格的限制。举例来说，在红移 20 附近, 用1角分的空间分辨率和 10 MHz 的带宽进行全天巡天，我们可以测量的独立模数约是 CMB 测量的一千倍 (Loeb and Zaldarriaga, 2004)! 在精确宇宙学时代，即使 21 厘米信号在标准宇宙学模型方面的限制力不及其他实验 (如 Planck)，但它可以追踪宇宙的再电离历史，这是其他任何实验都不可能探测到的宇宙演化时期，将有助于打破与 Plank 测量的其他参数间的简并。已有的工作表明，在较低红移处 (z<9), 利用 SKA 的层析成像测量有望将空间曲率和中微子质量的灵敏度提高 6 倍 (Mao, et al., 2008)
Prof. Tegmark’s TECHNICAL UNIVERSE
SKA 望远镜拥有高达 1 km^2 的接收面积及接近 2π 的天空覆盖率，这使得构建星系际介质的三维立体图像变得可能。这是第一代再电离探测实验所不能实现的。利用星系际介质的层析成像，我们可以区分不同的电离源并同时追踪再电离过程的空间和时间演化。例如，SKA可以直接观测到高红移类星体周围的独立的电离泡，并获得其完备的时空信息。通过对电离泡的结构进行分析，我们可以限制第一代类星体的年龄和光度，收集高红移处超大质量黑洞的信息并了解此时中性氢的丰度 (Majumdar, et al., 2012).
层析成像要求在每个空间-频率解析元（即三维像素点）上具备高的信噪比。在高红移处，SKA 的灵敏度只能在大尺度上实现三维成像，此时小尺度结构的测量必须依赖统计方法。相较于直接成像，统计分析可以将独立的高噪声模进行叠加以提高信号的信噪比，便于以数值的方式用较少的参数提炼信号的特征性质。最主要的统计手段是功率谱 (McQuinn, et al., 2006; Pritchard and Loeb, 2008). 数值模型拟合理论计算表明，电离源的性质、中性氢的电离分数及气体温度等都影响着 21 厘米信号的功率谱的强度和形态。SKA 有足够的精度可以捕捉这种功率谱随红移和尺度的变化，从而为再电离模型提供限制 (McQuinn, et al., 2007).
电离泡的存在以及气体的加热过程都使得21厘米信号偏离了高斯分布, 我们需要使用高阶统计来研究信号的非高斯性, 揭示功率谱统计中遗漏的信息。已有的工作预言：亮温庭的可能性密度函数(PDE)在不同红移处是完全非高斯的. 此时, 高阶力矩, 如偏态系数. 成为从前景和噪声中提取信号的有效工具(Iiev, et al ., 2012). 人们发现, 21厘米信号的偏态系数随考红移呈现出非常特殊的演化图像，与密度场的起伏和电离泡的演化等密切相关。SKA的灵敏度足以量化这些高阶统计量, 特别是, 高红移处小尺度上的层析成像十分困难，此时的高阶统计尤其有意义。
来自高红移处明亮射电源的光子在传播过程中若遭遇中性的星系际介质或冷的塌缩结构就会发生 21 厘米吸收，其频谱上出现 21 厘米森林 (Furlanetto and Loeb, 2002). 由于最强的吸收特征起因于小尺度结构，21 厘米森林可以探测小尺度上的中性氢密度功率铺，为层析成像和功率谱统计提供重要的补充 (Xu, et al., 2011).
上面提及的层析成像, 功率谱统计以及 21 厘米森林都是测量 21 厘米辐射的涨落。与此同时, 利用SKA望运镜的自相关，我们可以测量21厘米信号的平均强度, 类似于 COBE 卫星对 CMB 的黑体谱测量, SKA的自相关可以实现 21 厘米亮度的绝对测量 (Furianetto, 2006). 理论模型预言，受结构形成和星系介质温度演化的影响, 21厘米信号的一维亮度谱在不同频率处会表现出吸收谱或发射谱特征。频谱中的这些转折点准确刻画了第一代发光天体和 X 射线源的形成时刻, 描述了再电离过程开始和结束的红移(Pritctard and Loeb, 2010).
将SKA探测到的21厘米信号与其他观测手段相结合, 如与星系红移巡天、近红外辐射背景和宇宙微波辐射背景进行互相关分析, 能为我们提供更为丰富的再电离信息. 考虑到21厘米信号的非高斯性, 互相关分析更是一种重要的补充研究手段。特别是 SKA 具有大的天空覆盖率、高的频率分辨率以及宽的观测波段,这使得多角度的相关分析成为可能。
宇宙中的中性氢的含量和分布是怎样的？中性氢的含量和分布怎样随着红移演化？星系怎样从星系际介质中吸积气体，这一过程又怎样影响星系的演化？