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在过去的几十年间，人类对于宇宙的研究在各个方面都已经取得了长足进展，比如利用CMB对宇宙极早期的探测，以及利用大尺度结构，引力透镜，甚至是引力波探测等对宇宙低红移时期探测，但是对于宇宙大爆炸后的四十万年到15亿年之间的这段历史，大约对应红移1100到3，仍然一无所知，这一阶段对应宇宙黑暗，以及宇宙黎明和再电离时期。
在宇宙大爆炸之后，大约40万年左右，随着宇宙持续膨胀冷却，自由电子得以和质子结合大量形成中性原子，主要是氢原子、还有氦和微量的锂，并释放宇宙微波背景CMB光子。之后宇宙暂时没有新的发光源，因此进入了所谓宇宙黑暗时期，此时中性氢在引力的作用下开始坍缩形成第一代恒星和星系他们发出的光再次开始点亮宇宙，这些天体辐射出能量使得他们周围气体发生电离，随着恒星、星系等天体的不断产生，宇宙中大部分区域的中性氢都被电离了，之后整个宇宙对于光子来说变的透明。
宇宙再电离探测的研究内容是第一代恒星或黑洞的形成，以及它们如何使周围气体再电离的复杂过程，试图重现宇宙从黑暗走向光明的重要历史，这也是现代宇宙学最重要的目标之一。
目前基于低频射电望远镜的宇宙黎明和再电离时期探测主要分三个方向：
全天总功率探测
宇宙黎明和再电离信号的全天总功率探测可以通过单天线实验来进行测量，目 前国际上已经建成的实验包括：EDGES，BIGHORNS, SCI-HI, LEDA, SARAS等。除了地面上的实验，还包括空间实验，如美国国家航空航天局提出的探测宇宙黑暗时期的空间望远镜计划DARE。
宇宙再电离信号统计测量（二维或者三维功率谱）
宇宙再电离信号的统计测量可以通过低频射电阵列进行探测。目前已建成的以宇宙再电离信号统计测量为科学目标之一的低频射电望远镜阵列包括中国的21CMA，荷兰的LOFAR， 澳大利亚的MWA， 美国的LWA等，由于受到灵敏度和分辨率的限制，目前这些低频射电望远镜阵列不能对再电离区域进行成像观测，成为平方公里阵列望远镜SKA的探路者阵列。
直接对再电离区域进行成像观测
由于灵敏度和分辨率的优势，平方公里阵列射电望远镜SKA低频阵列将宇宙再电离时期探测的统计测量和成像研究确定为首要科学目标之一。统计测量通过大天区的巡天观测来完成，成像研究通过对特定区域进行定点深度观测完成。
前景去除
宇宙21厘米发射信号的起伏只有约10mK，比宇宙前景信号低五个数量级，因此淹没在了由银河系及河外射电源组成的前景污染中。 目前存在这许多前景的拟合方法（de Oliveira-Costa et al. 2008; Shaw et al. 2014; Paciga et al. 2011; Chapman et al. 2012; Bonaldi & Brown 2015; Ghosh et al. 2015; Harker et al. 2009等），然而若将拟合残差控制在至少五个数量级以下还是非常困难的。 有效的前景扣除方法，建立理想的射电源天空模型，减少扣除残差是提取微弱的宇宙21厘米信号所面临的主要问题之一。
射电点源的识别与去除
弥散结构的识别与去除
