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宇宙中的第一代发光天体诞生在红移z～30。这些天体发出的紫外和X射线辐射能有效地电离和加热它们附近的星系际介质（Intergalactic Medium，简称IGM）。随着发光天体逐渐增多，宇宙中IGM的平均电离度和温度逐渐升高。在z～6，几乎所有的IGM都被电离。宇宙的这一阶段历程被称为宇宙再电离时期(Epoch ofReionization，简称EoR)。宇宙再电离涉及到很多宇宙学的基本问题，例如第一代恒星的物理性质、星系和大尺度结构的形成、与类星体有关的物理过程等等。探测再电离时期将能增进对早期宇宙的了解。 中性氢的21厘米谱线被认为是最具前景的再电离时期探测手段之一。这条谱线产生自基态氢原子的超精细跃迁。它对IGM的物理状态，例如温度、密度和电离度等十分敏感。再加上它自身携带的红移信息，可以用这条谱线研究IGM在再电离时期的演化过程，限制第一代发光天体的物理性质。另一方面，由于宇宙对能量＞1keV的光子透明，高红移X射线源发射的硬X射线光子，理论上会出现在今天的软X射线背景辐射（Cosmic X-ray Background，简称CXB）中。因为来自再电离时期的21厘米信号和SXB成分服从同一个密度场，所以预期它们具有相关性。估算了21厘米背景和软X射线背景的互相关功率谱，并结合平方公里阵列（Square Kilometre Array，简称SKA）和大视场X射线望远镜(Wide FieldX-ray Telescope，简称WFXT)的参数讨论了该互相关信号的可探测性。 本文的第一章将简单介绍宇宙再电离，以及与再电离有关的一些观测限制，并阐述本课题的研究动机。第二章将介绍所使用的半数值模拟程序21CMFAST，并详细说明如何生成高红移的21厘米背景，以及如何改进该模拟程序以产生来自再电离时期的软X射线背景成分。还在该章节中阐明21-SXB互相关角功率谱以及功率谱测量误差的计算方法。的计算结果将展示于第三章中。 研究表明21-SXB互相关功率谱的轮廓和强度对IGM的热历史和电离历史敏感。在～15％的IGM被电离前，21厘米背景和软X射线背景呈现正相关，之后变为反相关。反相关功率将在中性氢比例下降至0.2-0.5时达到最大值。在宇宙再电离的中期和晚期，可以利用功率谱中的负功率“谷”来追踪电离泡的增长。但发现X射线观测中的仪器噪声过高，使得这一互相关信号目前很难被探测到。计算结果显示，要获取再电离时期的21-SXB互相关功率谱，X射线望远镜的像素噪声要至少比WFXT的低4个数量级以上。