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　　PG电子游戏官方网站宇宙黑暗时代的探索与月基天文宇宙黑暗时代是指宇宙大爆炸刚刚结束，第一代恒星和星系尚未形成的时期，这时的宇宙“鸿蒙未开”，蕴藏着宇宙起源阶段所遗留的大量宝贵信息。这一时期宇宙中性氢气体产生的21 cm信号为观测宇宙黑暗时代提供了探针，但这一信号现已红移到米波、十米波甚至百米波频段，在这一频段有其他天体特别是银河系产生的巨大前景辐射，在地球上的观测还受到地球电离层的吸收、折射以及多种电磁干扰，因此其观测具有极大的挑战性。利用月球背面或月球轨道进行观测具有优越的条件，可以避免电离层和电磁干扰对低频射电观测的影响。随着重返月球热潮的兴起，美国、欧洲、印度等国和中国都在积极酝酿月基天文特别是低频射电天文研究，打开低频电磁观测的新窗口，实现对宇宙黑暗时代和宇宙起源的探测。文章将介绍关于宇宙黑暗时代、宇宙黎明的研究进展以及利用月球开展低频射电天文观测的动向，并简要介绍中国提出的鸿蒙绕月卫星阵列计划。

　　现代宇宙学理论认为，我们所处的宇宙起源于大爆炸。在这一时期，宇宙中充斥着大量的电离辐射光子，普通物质则处于等离子体状态。随着宇宙膨胀，物质和辐射的温度不断降低。在宇宙年龄大约38万年时，离子体中的氢原子核与自由电子复合(recombination)为中性气体，而这也导致气体变得透明，光子开始自由传播，经过不断红移最终成为今天我们观测到的宇宙微波背景辐射(CMB)。到此宇宙大爆炸结束，进入黑暗时代。

　　这时的宇宙中尚没有恒星和星系，而普通的重子物质几乎完全由在大爆炸核合成中产生的氢和氦组成。物质分布基本是均匀的，不过也有一些起源于极早期宇宙的微小密度涨落。在流行的暴胀理论中，这些原初扰动是微观尺度的量子涨落被暴胀过程拉抻到大尺度后产生的。其他的宇宙起源理论也给出了不同的原初扰动起源机制。这些原初扰动产生于极早期宇宙，是我们探索宇宙起源的极其宝贵的信息来源。

　　在万有引力作用下，这些密度扰动逐渐增长，在宇宙黑暗时始形成最初的非线性结构。暗物质首先塌缩形成暗物质晕。随着越来越大的暗物质晕形成，它们产生的引力开始能够汇聚普通物质组成的气体，而这些气体进一步辐射冷却后可以形成恒星。当暗晕质量增加到10 6—10 8太阳质量时，依靠氢分子或氢原子的辐射冷却，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，在恒星内部核反应中形成的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，从而促使新的恒星形成，至此黑暗时代进入尾声，我们迎来宇宙黎明，直到最后整个宇宙被再电离(图1)。

　　现代宇宙学的这些理论，原则上都可以用观测进行检验。由于光速有限，当我们观测遥远的天体时，看到的是它在很久之前的样子，因此只要能观测到足够远的天体，就可以直接看到早期的宇宙。当然，由于宇宙的膨胀，我们观测到的天体辐射的光子均为经过红移的，其波长为原波长的(1+ z)倍，这里 z就是红移量， z=0对应当前的宇宙，红移越大，则对应的天体也越远，我们看到的也是更早的宇宙时刻，因此也可以用天体的红移z来表示其在宇宙中所处的时刻。

　　对宇宙微波背景辐射的观测已表明宇宙等离子体复合发生在红移1100左右。在此基础上建立的标准宇宙模型预测，第一代恒星大量形成是在红移20—30左右(宇宙大爆炸后几千万年到几亿年)，但这还有待进一步检验。最近，美国詹姆斯·韦布空间望远镜(JWST)投入使用，在红移 z10处观测到了一些星系 [1—7]，其质量远大于标准宇宙模型对高红移星系质量的预测 [8，9]。这一结果与宇宙大爆炸理论并无矛盾，一些报道使用的“韦布望远镜最新观测结果颠覆宇宙大爆炸理论”之类耸人听闻的标题是误导性的PG电子游戏官方网站，但如果这些观测正确的话，第一代星系的形成时间和过程可能与我们现在的标准模型不一样。随着我们对宇宙黎明和再电离的深入观测，有可能揭示新的现象，导致对现在理论的修改。

　　现有的天文观测可以看到黑暗时代之后的宇宙天体，如高红移的星系、类星体等，对黑暗时代之前则可以通过对宇宙微波背景辐射进行观测，但宇宙黑暗时代没有恒星和星系等发光天体，因此如何对其进行观测就是一个困难的问题。黑暗时代是宇宙结构开始形成的阶段，并且还保存着大量原初扰动，因此观测宇宙黑暗时代是天文学中重要的科学问题。

　　中性氢原子有波长21 cm的谱线，黑暗时代的中性氢气体可产生21 cm发射或吸收谱线，这些谱线现已红移到几十兆赫乃至更低的频段，这为探测黑暗时代提供了可能的工具。但是，这种观测非常困难，21 cm信号远小于银河系辐射等前景辐射，同时低频电磁波也受到地球电离层的影响，地面这一频段也有大量电磁干扰。迄今为止，30 MHz以下探测仍几乎是一片空白。因此，自20世纪60年始，天文学家们就提出了在月球背面开展低频射电观测的设想。当然，这对人类的航天技术有很高的要求，因此并未实现。但是，随着技术的不断进步，新的开发利用月球的热潮正在到来，月基天文再次进入人们的视野。

　　由于电子与原子核的磁矩相互作用，中性氢原子的基态能级有微小的，两个基态之间的跃迁产生或吸收波长约21 cm的光子。由于氢原子在宇宙中分布十分广泛，21 cm谱线在天文学研究中非常重要，也是射电天文学中最早探测的谱线]。

　　气体究竟吸收还是发射21 cm谱线，取决于背景辐射，处于这两种状态的中性氢原子的相对个数可以用二能级系统的自旋温度描述。自旋温度一般并不等于描述原子平动自由度的气体运动温度，只有当存在物理机制使气体原子的平动和自旋耦合时，这两个温度才根据热力学原理趋于相同(由于自旋自由度热容小，实际是自旋温度趋于气体运动温度)；而当二者各自独立时，氢原子与背景辐射光子的相互作用使自旋温度趋近于背景辐射的温度。一种平动—自旋耦合机制是原子之间的碰撞，可以同时改变自旋和原子运动，这在气体密度较高、碰撞频繁时比较重要。在天体物理条件下，气体比较稀薄，这时Wouthuysen—Field机制通常更为重要。

　　这一机制依靠氢原子的1s基态与np激发态间跃迁产生的莱曼系列光子，特别是1s与2p间的莱曼α(Lyα)光子散射发挥作用(图2)。处于1s的氢原子可以吸收一个Ly α光子跃迁到2p，然后在很短时间内再跃迁回1s基态，同时释放一个Ly α光子(我们也可以把这视为一个Ly α光子被氢原子散射了)，在这一过程中氢原子的自旋可以改变。Ly α光子被氢原子散射的截面很大，因此如果中性氢气体周围有Ly α光子背景的话，每个Ly α光子都会被氢原子反复散射，导致Ly α光子背景的频谱斜率对应的温度(色温度)与气体的运动温度相等，而在Wouthuysen—Field机制作用下自旋温度又趋于Ly α频谱色温度，因此这一散射也最终导致自旋温度趋于气体温度。

　　一般来说，氢原子与背景辐射的相互作用、原子碰撞和Ly α光子散射同时发生，因此自旋温度是气体温度与背景辐射温度的加权平均[10]。

　　在氢原子复合后，宇宙微波背景辐射开始自由传播。光子与非相对论气体在宇宙膨胀时，分别按T~a-1和T~a-2变化，这里a是宇宙膨胀的标度因子。因此，气体温度低于光子。在红移500—1000的时期，21 cm信号约在毫开量级[11]；在红移200以下，气体的温度开始变得显著低于当时的CMB温度。这一时期气体密度比较高，原子碰撞频繁，因此自旋温度接近于气体温度而偏离背景辐射温度，产生21 cm吸收信号。但随着宇宙膨胀，气体变得更稀薄，碰撞不再频繁，于是自旋温度趋于CMB温度，21 cm信号再次减弱。以上讨论的气体自旋温度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)，也会产生一些不同的21 cm信号。

　　在黑暗时代的后期第一代恒星开始形成，它们产生的电离光子使周边气体电离，这些电离原子复合时首先落到激发态上，再跃迁到基态，在此过程中产生大量莱曼系列光子特别是Ly α光子，通过Wouthuysen—Field机制使自旋温度再次偏离背景温度产生21 cm信号。由于气体的平均温度较低，这时可能首先产生一种21 cm吸收信号[12，13]。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 cm发射信号。但随着越来越多的恒星、星系和类星体形成，附近的区域被电离，这些区域由于没有中性氢原子，21 cm信号也随之消失，最终完成宇宙再电离。整个过程中的21 cm平均亮温度和功率谱的演化如图3所示[14]。

　　图3 宇宙早期演化历史中，21 cm信号平均亮温度(a)和涨落功率谱(b)的演化[12]。图(b)上部是21 cm信号平均亮温度，下部是波数k=0.1 Mpc-1和k=0.5 Mpc-1的21 cm涨落信号功率幅度随红移的变化

　　不同的宇宙演化历史，将导致不同的21 cm频谱，因此如果有了精密测量的21 cm频谱，也可以反推宇宙历史。

　　原初扰动来自宇宙极早期的物理过程，例如在暴胀模型中它们来自量子扰动。因此，原初扰动的性质、功率谱、非高斯性、特征振荡等可以反映暴胀的历史与暴胀场的相互作用。如果能够观测黑暗时代的21 cm辐射，我们将获得大量宇宙学信息。

　　目前人们主要通过光学巡天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，而在黑暗时代的这些小尺度信息尚未被非线性演化所破坏。而且，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。尽管黑暗时代持续的时间不长，但它却对应相当大的共动体积(图4)，因此如果能够观测黑暗时代，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个独立的傅里叶模，而相比之下CMB仅可观测107个独立的傅里叶模[15]。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。此外，暗物质和中微子等的扩散与相互作用会对不同尺度的原初扰动产生影响，因此这些观测也为研究暗物质性质和中微子质量提供了重要的观测数据[16]。

　　高红移21 cm观测具有相当大的难度。这是因为除了21 cm信号外，还有来自银河系和河外射电源产生的辐射，产生这些辐射的天体位于21 cm信号产生区和观测者之间，因此被称为前景辐射。前景辐射往往比21 cm辐射强得多，例如银河系中的宇宙线电子在磁场中运动产生的同步辐射，即使在银道面之外，也有相当的强度[17]：

　　这比再电离时的典型中性氢信号强105倍，比起黑暗时代可能强107倍甚至更多。原则上，这些谱比较平滑，而21 cm谱则随频率有明显的变化，因此可以将二者区分开来。不过，实际观测的时候，仪器的频率响应并不一定平滑，而且仪器响应本身也需要通过定标观测才能确定，因此区分前景和21 cm信号是一个艰巨的挑战。

　　对于21 cm信号的观测，有几个不同的模式。在21 cm层析观测中，既观测21 cm信号沿天空不同方向的变化，也观测其随频率的变化，这种观测可以获得21 cm信号的三维图像，或者功率谱等其他可观测量。为了进行这种观测，需要望远镜具有一定的分辨率。由于单个望远镜的大小有限，受衍射极限的限制，分辨率往往不足，因此需要由许多单元组成的望远镜干涉阵列，采用综合成像方法进行观测。此外，还可以进行21 cm森林(21 cm forest)观测。这种观测对准一个高红移的连续谱亮源，例如类星体，观测它被沿途不同红移的中性氢吸收所产生的谱线。但是要进行这种观测，需要找到高红移的强射电源，它所需要的设备则与21 cm层析观测类似。

　　其中Dmax为阵列的最大基线长度，Aeff为单个天线的有效面积，Δν和texp分别是观测带宽和积分时间，N为阵列中的天线个数，Tsys为系统温度，对于低频射电观测由天空亮温度主导，f为阵列的填充因子：

　　由于在低频天空亮温度很高，系统噪声大，因此需要非常大的总接收面积(对阵列来说，这正比于天线数量)才能将这种噪声压到低于21 cm信号的量级。因此，要进行黑暗时代观测难度是非常大的。

　　目前已有许多地面实验尝试进行21 cm探测。例如针对宇宙黎明和再电离时期的21 cm实验，有我国的21CMA阵列、荷兰的LOFAR阵列、澳大利亚的MWA阵列等，针对再电离之后，有加拿大的CHIME、我国的天籁、南非的HIRAX、巴西的BINGO等。此外还有利用已有望远镜的实验，如印度GMRT、美国GBT、澳大利亚Parkes和ASKAP、南非的MeerKAT、我国的FAST等。另外，正在研制中的还有HERA(针对再电离)，SKA-low(针对再电离时期)和SKA-mid(针对再电离后)等[18]。目前，宇宙21cm信号的探测还未能真正取得突破，但已可见到一丝曙光(例如，最近MeerKAT在深场观测中成功测到了21 cm自相关功率谱)[19]，很可能在未来的十年内取得突破，获得宇宙不同红移的21 cm功率谱测量结果。不过，由于地球电离层对低频观测的影响，这些实验主要针对再电离时期及再电离之后时期的观测。

　　在21 cm全天平均谱观测中，忽略信号沿天空不同方向的变化，测量的是全天各方向的平均频谱。这种观测模式对角分辨率没有要求，可以用单个小天线完成。由于宇宙不同红移处的中性氢自旋温度不同，会形成具有一定特征的21 cm频谱，21 cm全天平均谱实验可以测出这种21 cm温度随红移的演化，从而了解宇宙的演化历史。由于一般只用一个或少数几个的天线进行这种观测，可以精心设计天线和接收机，并配置内部校准系统，以实现较高的测量精度。

　　2018年，美国的再电离时期整体信号探测实验(EDGES)在78 MHz左右(对应红移17)探测到了疑似来自宇宙黎明的强吸收信号，如图5所示[20]。这个吸收谱的幅度远高于标准宇宙学模型的预期，以至于需要某种非标准的模型(例如与重子有某种相互作用的暗物质[21]，或宇宙早期的射电背景[22，23]等)才能解释。

　　不过，EDGES实验的结果颇具争议，例如印度的实验(造型天线测量射电背景谱实验，SARAS-3，图6)就未在这一频段发现吸收信号[24]PG电子游戏官方网站，这与EDGES的结果是直接矛盾的。现在亟需从仪器设计到测量环境均完全独立且精度更高的实验进行新的测量。几个重要的来自环境的系统误差有可能影响全天平均频谱的测量，例如电离层对低频电磁波的吸收和折射、地下导电层的反射等[25]。

　　除了前述前景辐射外，在地面上对宇宙黑暗时代的21 cm信号进行探测还面临一个巨大困难，即地球电离层对低频电磁波的强烈折射、反射和吸收。地球上还有大量自然和人工产生的射频干扰。迄今为止，30 MHz以下还没有清晰的全天天图。即使是在频率较高(约100 MHz)的频段，由于电离层折射和调频广播的干扰，也很难实现探测宇宙21 cm信号频谱所需的高精度全天频谱测量。

　　人类进入太空时代后，从太空进行天文观测成为可能，这样可以避免电离层的影响。美国于1968年发射了射电天文探索者1号(RAE-1)卫星，但因地球有强烈的天然和人工辐射，使其观测变得相当困难。1973年发射的RAE-2则进入月球轨道。RAE-2的观测表明，利用月球可以遮挡地球的干扰，获得极好的观测环境。然而限于当时的技术，RAE-2获得的天图分辨率还是很低，如图7所示[26]。此后，一些进行太阳、行星或空间物理观测的航天器，如IMP-6、WIND/Waves、Cas‐sini、Parker等携带了低频射电载荷，对太阳、地球和行星的低频射电进行一些观测。几十年来，人们提出了多种空间和月基低频射电天文观测设施的设想[27]，但直到2018年我国嫦娥-4号任务之前，这些均未能付诸实施[28]。

　　2018年，我国开展了嫦娥-4号任务，人类首次在月球背面着陆，也为进行月基低频射电天文提供了实验条件。由于月球的自转和绕地球的公转同步，始终以一面向着地球，因此为了对月球背面进行探索，还专门发射了鹊桥中继卫星，在月球光晕轨道运行，以便将数据传回地球。

　　图8 龙江-2号卫星在从地球被月球遮挡区域进入未遮挡区域(a)或反之(b)时接收频谱的变化[32]

　　嫦娥-4号着陆器[29]和鹊桥中继卫星均搭载了低频射电探测载荷(鹊桥上搭载的是中国—荷兰联合研制的设备NCLE[30])，此外发射鹊桥中继卫星时还搭载发射了龙江小卫星，在月球轨道上开展低频射电探测[31]。但遗憾的是，由于这些航天器继承了之前的设计且限于时间未做改动，而此前设计时并未考虑进行射电天文探测，卫星和载荷的自身电磁干扰较为严重，因此观测效果并不理想。而龙江-1号微卫星也因故障未能进入月球轨道，使得原定的干涉观测实验未能进行。龙江-2号卫星受限于一些条件，实际的观测时间比较短，但其观测还是证实了月球对地球干扰的遮蔽效果，如图8所示[32]。当卫星从被月球遮蔽的区域运动到不被遮蔽的区域时，暴露在地球的辐射下，可以明显地看到在一些频段上出现了干扰辐射，如图8(a)所示。反之，当其从暴露区域进入被月球遮蔽的区域时，一些干扰就消失了，如图8(b)所示。

　　近年来，随着航天科技的进步，出现了开发利用月球资源的热潮。美国提出了载人登月的Artemis计划，同时还启动了商业月球载荷服务(CLPS)计划。我国也提出了在月球建立国际月球科研站以及实现载人登月的计划。在这一背景下，也出现了许多不同的月基射电天文实验构想。

　　月基射电可以分为月球轨道和月球表面两种。在月球轨道方案中，一个或多个射电望远镜被部署在环绕月球的轨道上，成为月球卫星。在轨道的一部分地方，地球会被月球遮挡，可以利用这时良好的电磁环境开展观测。而当地球未被遮挡时，则可以将收集的数据传回地球。

　　在月球表面实验中，由于月球的同步转动，一般考虑是在月球背面部署射电望远镜，这样就可以永久地遮蔽地球。不过，为了进行初步实验，也可先在月球正面开展实验。此外，也有人提出在月球极区进行实验，月球的赤道和黄道、白道夹角都很小，因此在极区，地球和太阳都悬浮在地平线上方不高的位置，此时可以借助局部地形遮蔽来自地球的干扰[33]。不过，低频电磁波绕射能力很强，要完全屏蔽地球辐射还是比较困难的，同时仍需设法解决与地球通讯的问题。

　　月球表面实验所面临的一个难题是能源问题。月夜长达约14个地球日，在此期间无法使用太阳能电池。核反应堆或同位素电池(RTG)可以保持连续供电，但需使用放射性元素，在发射时具有一定风险。燃料电池能够使用的时间有限，普通的太阳能加蓄电池方案则需要较大质量的蓄电池。此外，在月球上将天线部署到不同地点也需要解决许多技术问题。

　　在设计月球低频射电实验时，一个首要的问题就是科学目标的选取。对宇宙黑暗时代进行探测是一个具有重大科学意义的目标，尤其是如果能对其21 cm扰动进行探测的话，就可以获得大量原初扰动的信息，从而探索宇宙的起源。不过，黑暗时代的21 cm信号已红移到70 MHz以下，天空中的银河系同步辐射十分明亮，这将导致系统具有较高的系统噪声。即使我们假定接收机噪声可以忽略，系统温度也将至少等于天空平均温度。因此，测量微弱的21 cm信号需要很大的接收面积。表1给出了对一些不同黑暗时代21 cm涨落观测实验接收面积的最低要求(其中S/N为信噪比，k为所考虑的扰动傅里叶模的波数，单位为共动Mpc-1）。可以看到，即使是最低要求的黑暗时代21 cm涨落观测(测量z=30功率谱)，且信噪比仅勉强达到阈值的情况下，也已要求接收面积达1 km2。目前即使在地球上，人们所建造的最大的射电望远镜阵列SKA，其接收面积也还未达到1 km2(SKA-low预计接收面积约0.5 km2)，而要真正进行黑暗时代观测，所需的接收面积需达到10—100 km2。虽然在低频可以使用轻便简单的天线，月球没有大气的环境和低重力也有助于减去天线结构重量，但显然要在月球背面建造如此规模的射电望远镜仍是难以在短期内实现的。

　　表1 黑暗时代/宇宙黎明实验在不同接收面积和实验方式下5年任务周期中21 cm信号的预期信噪比[12]

　　所以，目前人们设想的月基低频射电望远镜的科学目标，一方面是采用少量单天线 cm全天平均谱的高精度测量，以实现对宇宙黑暗时代和宇宙黎明的初步探测；另一方面则是进行一些成像观测，力求打开新的低频电磁波观测窗口，在低频射电天文中取得进展，也逐渐发展技术，为未来探测宇宙黑暗时代的原初扰动做好准备。

　　美国的Burns等人提出了在月球背面的FARSIDE实验(图9)。这一实验设想在月球背面选择比较平坦的地点，由无人驾驶的月球车布设用电缆相连的128个双极化偶极子天线 km的四叶草形状的干涉阵列进行观测。其主要科学目标包括探测系外行星、测量宇宙黑暗时代全天平均谱，并着手进行黑暗时代前景观测等[34]。

　　美国还提出了更长远的FARVIEW计划[35]，拟在月球上采集矿物原料，采用原位制造技术，直接在月球上制造天线，以便部署更大规模的阵列，最终实现宇宙黑暗时代21 cm涨落信号的探测。当然，这在目前看来还比较遥远。

　　除了采用偶极子单元组成阵列的方案外，美国有研究者也提出了一种陨击坑反射面天线(LCRT)的方案，如图10所示[36]。这种方案类似于Arecibo望远镜、FAST望远镜等地面望远镜，选择合适的天然地形构成反射面。建设这样的望远镜需要在月面上部署功能相当复杂的施工设备，因此在技术上构成了巨大的挑战，目前也还在概念研究阶段。

　　欧洲的研究者们也在设计自己的月基低频射电阵列方案。他们提出了月基天文台(ALO)方案[37]，如图11所示。这一方案主要针对宇宙黑暗时代和黎明的观测，不仅通过若干天线进行全天平均频谱的观测，而且也希望尝试对21 cm涨落信号的测量，以最终实现探测原初扰动的目的。为此，所设计的方案选择在一个月球背面中纬度地区部署低频射电望远镜。望远镜为一个比较紧密的规则方形偶极子阵列，用光缆相连接。为了进行21 cm涨落信号探测，这一方案提出的理想阵列为128×128=16384个天线组成的方阵，但考虑到当前的技术和工程能力，ALO设想首先进行较小规模的实验，可通过一次火箭发射部署16个天线进行基础性质的实验。而具有科学观测能力的最小阵列由1024个天线组成，可通过若干次火箭发射在同一地点进行部署。欧洲科学家也对阵列的中心基站、能源供给、数据通讯等的不同方案进行了设计和比较分析。

　　上述设想的规模比较宏大，但在月球表面建造低频射电望远镜并非易事。月球温差极大，白昼时温度可高达170 ℃，夜间可低至-190 ℃，此外月球表面还有月尘，这些都可能影响设备的工作。因此，很有必要对月面射电设备进行初步的实验，以检验其工作性能和特点。美国已启动了商业探月服务项目CLPS，该项目由美国航天局NASA资助商业公司，每年多次利用商业火箭飞往月球一些不同地点着陆，并搭载一些小型载荷。商业火箭发射成本低廉，适合开展这种工作。

　　美国的LuSEE项目即拟利用这种商业火箭运载提供的大量机会，将较为简单的实验装置放到月球表面，包括测试月面环境的LuSEE-lite、进行射电观测的LuSEE-night(图12)、尝试干涉仪工作的FIORE等[38]。预计2024年发射LuSEE-lite，着陆在月球南极地区的薛定谔陨击坑，然后在2025年发射LuSEE-night。

　　除了在月球表面的着陆计划外，美国还提出了用一颗环绕月球的卫星进行宇宙黑暗时代探测的DAPPER计划[39]。印度提出了绕月单星的PARTUSH计划[28]。由于美国CLPS商业航天项目启动后，每年都将有多次飞往月球的机会，因此美国也非常可能再安排其他小型计划，搭载射电载荷飞入月球轨道进行探测。

　　进入21世纪以来，我国学者也提出了月基低频射电探测的设想[40]。限于篇幅，这里主要介绍一项由我国学者提出的月球轨道阵列的方案，称为“鸿蒙计划”(Discovering Sky at the Longest wavelength，DSL)[41，42]。

　　该方案的基本设想是，由一发火箭将若干微卫星发射到月球轨道上，形成干涉阵列，在月球遮住地球等干扰源时进行观测(图13)。这些卫星包括一个较大的主星以及9颗子星，主星和子星沿同一绕月轨道运行，排成线性阵列。位于队列一端的主星与子星之间通过微波链路进行联系，子星负责实际观测，主星负责收集数据，并在阵列运行到可见地球的时候将数据传回地球。微波链路除了通讯外，还可完成各星之间的时间同步和测距，辅以星空相机测量卫星之间的方向，即可给出干涉测量所需的每颗子星相对于主星的位置。子星中的8颗为低频子星，配有天线 MHz频段，既可以独立进行全天平均频谱的测量，又可以彼此进行干涉测量。1颗子星为高频子星，主要进行30—120 MHz的全天平均频谱测量。对于30 MHz以上的频率，地面也有一些阵列可以观测，但受到电离层和地面反射影响，测量精度不易提高，这一高频子星力求给出比地面更为精确的测量。

　　与月面阵列相比，月球轨道的观测有一些优势。首先无需在月球着陆，因此大大减少了所需的结构和推进剂质量，以同样的成本可以完成更多工作，并且降低了风险。其次，该星的绕月轨道周期为2个多小时，卫星的能源供给和热控都相对容易解决。其三，天线部署和通讯等也更为方便易行。而在科学方面，在轨道上测量全天平均谱，基本不受月球表面稀薄电离层的影响，月球反射的影响也比较小，精度会更高。线性阵列也便于完成所需的通讯定位等工作，具有较强的工程可行性。

　　现在，经过前期研究，已突破了编队部署和自主协调控制、高精度测量与定标、高精度基线矢量确定、系统级EMI抑制、变基线阵列大视场成像等关键技术，有望在低频射电观测方面迈出重要的第一步，并通过全天平均21 cm谱的高精度测量，实现对宇宙黑暗时代与黎明的探测。

　　除了探测宇宙黑暗时代和黎明之外，鸿蒙计划也将首次获得30 MHz以下的全天高分辨率天图和星表[43—46]，从而实现对电磁频谱中这最后一个窗口的探测。这些观测在其他方面也可能具有重要价值，例如探测类星体和射电星系、银河系磁场和星际介质、宇宙线起源和加速机制、太阳和行星的射电活动等[41，42]。我们最近用多频率超长波观测和重建了太阳系周边的星际介质分布，发现可以探测本空泡等太阳系周边的环境，取得了很好的效果，如图14所示[47]。

　　图14 (a)太阳系周边电子密度模型 NE2001；(b)根据超长波观测重建的电子密度分布[47]

　　除了月球轨道的低频射电探测外，我国也在对月面的低频射电望远镜方案开展研究，这将结合我国的月球探测计划进行，还有几种月面低频射电探测方案正在酝酿中，限于篇幅这里不再赘述，以后将另文介绍。

　　虽然月面低频射电探测的工程难度高于月球轨道，但也有其优点：天线位置固定，因此数据处理更为简便，而且当天线数量很大时，也比较容易部署和管理。因此在开展月球轨道低频射电探测时，也仍应积极开展月面的低频射电实验。

　　对宇宙黑暗时代和黎明的研究是当前天文学、宇宙学研究的前沿。红移21 cm谱线观测是探索宇宙黑暗时代的主要手段。月球为开展低频射电观测、探索宇宙黑暗时代提供了比较理想的环境。我国的鸿蒙月球轨道阵列实验工程可实现性高，综合探测性能强，如果能够及时进行，有望在这一领域里取得领先。

　　目前，月球探测再次出现热潮，美、欧PG电子游戏官方网站、中等国都在积极推进月球探测和开发利用的项目，而商业航天也已展示出勃勃生机，未来有可能会大幅度降低月球探测的成本。在这种情况下，应该把月球视为人类所共同拥有的，在月基天文上相互合作。月球背面是目前所知的最优良的开展射电天文观测的地方，但如果不注意保护，也可能导致其破坏。月面虽大，但位于月球背面、地形平坦、适合建造低频射电望远镜的站址也并不很多。因此，需要各国共同制订这方面的协定或条约。为此，第一步可以考虑成立由各国科学家参加的工作组，相互协商。2023年2月，在英国皇家学会的月基天文会议上[48]，由荷兰天文学家提出的这一倡议得到了与会各国科学家的普遍赞同。

　　探寻宇宙的起源，是人类自古以来持续的追求。宇宙起源的信息有很多蕴藏在宇宙黑暗时代的原初扰动中。以目前人类的技术来看，探索宇宙黑暗时代仍有非常大的困难，但随着技术的发展，未来这些困难是可以克服的。

　　致 谢感谢鸿蒙团队成员，包括来自国家天文台、国家空间科学中心、上海微小卫星创新研究院的各位同事就项目所做的大量工作和与我的讨论。感谢Stuart Bale教授及LuSEE团队提供LuSEE相关图片。感谢Marc Klein-Woit教授及ALO团队提供ALO的相关图片。

　　[10] 陈学雷 . 关于 21 cm 信号的更详细讨论 . 见：陆埮 主编 . 现代天体物理(下). 北京：北京大学出版社，2014

　　[40] 陈学雷 . 关于发展我国空间低频射电天文学的一些设想 . 见：中国宇航学会深空探测技术专业委员会第 2届学术年会会议文集. 2005，p.49