この章は、宇宙の夜明け（Cosmic Dawn）と再電離時代（Epoch of Reionization）に由来すると期待される赤方偏移した21cm線の観測で、SKAO（Square Kilometre Array Observatory）に向けて前段階の観測装置から得られた実務的な教訓をまとめたものです。過去二十年にわたるパスファインダーや前駆観測器（アップグレードGiant Metrewave Radio Telescope＝uGMRT、Hydrogen Epoch of Reionization Array＝HERA、Low Frequency Array＝LOFAR、Murchison Widefield Array＝MWA）での経験が主な情報源です。赤方偏移21cm線は銀河や銀河以外の強い電波（フォアグラウンド）に比べてはるかに弱く、検出には非常に精密なノイズ分離と器機応答の理解が必要です。

研究者たちは、実際の観測を模した「エンドツーエンド」のシミュレーションとパイプライン検証に力を入れてきました。やり方は、まず既知の21cm信号モデルと空の電波モデル（フォアグラウンド）を合成し、それをできるだけ現実に近い望遠鏡のモデルに通して「可視化データ（visibilities）」を作ります。そのモックデータを実際の解析パイプラインに通して、入力した21cm信号が偏りなく回復されるかを確かめます。これは、観測データに人工信号を注入する従来手法と比べて、誤差の共分散が既知で統計的検証がしやすい利点があります。

ただしこの方法にも限界があります。最大の欠点は、シミュレーションに入れていない未知の系統誤差は検出できないことです。さらに高精度シミュレーションは計算コストが非常に大きくなります。高忠実度の可視化シミュレータとしてDP3、WODEN、pyuvsimなどが挙げられますが、これらは時間や計算資源を多く要します。より近似を使って高速化したmatvis、RIMEz、fftvis、BayesLIMのようなツールは、大量の基線（望遠鏡間の測定ペア）を扱う現行実験でのスケーリングを可能にしますが、器機応答の細部を落とす場合があります。

器機的な問題としては、各アンテナの利得変動やアンテナ間の相互結合（mutual coupling）が大きな課題です。これらを時間、周波数、視野の各点で正確に入れると演算量はさらに増えます。SKAOのような密に配置されたアンテナ群では、フォアグラウンドと器機応答の結びつきに特に注意が必要だと章は指摘します。21cm信号自体のシミュレーションでも、ガウス的ランダム場を用いる簡便法は計算上よく使われますが、再電離期の変動は本来ガウス的ではなく、簡易モデルは解析上の偏りを隠す可能性があります。最も現実的な全天スケールのEoRシミュレーションは非常に高コストで、現時点では50平方度程度のモデル実装例が紹介されています。

最後に、フォアグラウンドモデルを作るために実際の電波カタログ（例：GLEAMやLoTSS）が広く使われていますが、広視野・低角分解能の望遠鏡では未解決源が多く、拡散放射（diffuse emission）が短い基線で支配的になることもあります。要点としては、現行のパスファインダー群は検出に必要な熱雑音の床には達している場合があるが、決定的な21cm検出がまだ出ていない背景には、器機系統誤差、フォアグラウンド、解析パイプラインの相互作用という複雑な問題があることです。これらの経験は、今後のSKAO設計とデータ解析に重要な影響を与えると結論づけられています。