把收音机调到两个电台之间的空档，会听到沙沙声。这些噪声大多来自大气、闪电和人造设备，但在几十兆赫到两百兆赫这一段，理论上还混着一种极微弱的天体信号：被宇宙膨胀拉长了十几倍的中性氢 21 厘米线。它要告诉我们的是，第一代恒星点亮之前和之后，气体是什么状态。
中性氢的 21 厘米线静止频率是 1420.41 MHz，对应波长 21.11 cm，来自电子与质子自旋方向翻转。红移 20 时它落到约 68 MHz，红移 10 时落到约 129 MHz。2018 年 EDGES 团队报告了红移约 17 处约 0.5 K 的吸收槽，但后续实验未能复现，这个信号是否来自宇宙黎明仍未有定论。
这条线来自一次自旋翻转，概率低到离谱
氢原子基态有两个超精细能级，取决于电子与质子的自旋是平行还是反平行。平行态能量略高，翻转过来会发出一个 1420 MHz 的光子。
这个跃迁的 Einstein A 系数极小，对应的自发辐射寿命约 1100 万年。单个原子几乎不会发光，这也是它难以探测的原因。
概率低反而是优点，整团气体都变成透明的
正因为跃迁概率低，21 厘米线在大多数情况下是光学薄的：光子一旦产生，几乎不会再被同一批原子吸收。
这意味着观测到的强度直接正比于中性氢的总量，不依赖复杂的辐射转移，是一条难得的可以直接称量气体的谱线。
银河系的旋臂结构、星系的旋转曲线、以及星系之间的中性气体，最早都是靠它测出来的。
红移把它推到米波，正好落在干扰最凶的波段
宇宙黎明发生在红移 10 到 30 之间。把 1420 MHz 除以 1+z，信号就落到 45 到 130 MHz。
这一段属于米波，波长达两到七米。电离层会反射它，调频广播、电视、航空通信都在附近，地面上的干扰比信号强好几个量级。
因此这类观测必须找射电宁静的地方，比如澳大利亚西部或南非的偏远台址，还要用极长的积分时间把随机噪声压下去。
2018 年那个吸收槽，现在还没有定论
EDGES 团队在 2018 年报告，在约 78 MHz 处看到一个宽而深的吸收槽，中心对应红移约 17，深度约 0.5 K。若成立，它意味着那时的气体比模型预期更冷，需要一种额外的冷却机制来解释，例如暗物质与重子之间的相互作用。
问题在于，这个信号太靠近仪器与前景的边界。此后 SARAS 3 等实验在同一频段没有看到对应的吸收。
目前的共识是：21 厘米线的物理是确定的，宇宙黎明的信号理论上应该存在，但第一个探测还没有被确认。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 静止频率 | 1420.41 MHz | 中性氢超精细跃迁 |
| 静止波长 | 21.11 cm | 同上 |
| 自发辐射寿命 | 约 1.1×10⁷ 年 | 由 Einstein A 系数换算 |
| 红移 20 对应频率 | 约 68 MHz | 红移换算 |
| 红移 10 对应频率 | 约 129 MHz | 同上 |
| EDGES 报告的吸收槽 | 约 0.5 K，红移约 17 | Bowman 等 2018 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
因为它来自宇宙中最丰富的元素，且光薄可加。中性氢占了复合之后普通物质的大部分，用它追踪气体最直接。
能，但只能在极安静的台址。电离层会反射米波，调频广播也在这个频段，因此台址选择和干扰扣除往往比望远镜本身更关键。
互补。韦布看的是已经形成的星系发出的光，21 厘米线看的是星系周围和星系之间的中性气体，两者拼起来才是完整的宇宙黎明图景。
延伸阅读
- Bowman, J. D. et al. 2018, Nature 555, 67
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P. & Briggs, F. H. 2006, Physics Reports 433, 181
- SKA 天文台官方页面（skao.int）