大爆炸产生的热光在几百万年后消退，宇宙变得一片黑暗，直到第一批恒星形成。天翻地覆的变化开始了！

质子和中子只需不到一秒钟的时间形成，原子核只需几分钟，中性原子则需要数十万年的时间形成，而恒星的形成甚至可能需要数千万年甚至上亿年的时间。与今天形成的所有恒星不同，宇宙中的第一批恒星完全由氢和氦组成，并且它们的质量比今天几乎所有恒星都大得多，寿命也更短。当第一批恒星开始闪耀时，它们也以一系列深刻的方式开始改变宇宙。以下就是我们尚未直接探测到时期的宇宙情况。

在大爆炸后的前 1 亿年里，宇宙中可能没有恒星。宇宙中的物质只需五十万年就能形成中性原子，但由于各种原因，恒星的形成需要更长的时间。首先，宇宙尺度的引力是一个缓慢的过程，而宇宙诞生时的辐射的高能量让引力作用变得更加困难。其次，最初的引力不均匀性(指质量分布密度浮动)很小，平均仅 30,000 分之一。再者，引力只能以光速传播，这意味着当宇宙非常年轻时，其他质量只能在非常小的距离范围内“感受到”任何特定初始质量的引力。

随着宇宙冷却，引力开始将物质拉到一起形成小疙瘩，并最终形成团块，随着更多物质被吸引到一起，团块生长得越来越快。最终，我们达到了致密气体云可以坍缩的点，形成了密度和质量足以在其核心点燃核聚变的天体。当那些将氢转化为氦的第一个链式反应开始发生时，我们终于可以说第一批恒星诞生了：这个过程至少需要 5000 万年，甚至可能是 1 亿年或更长时间，才能让第一批恒星点燃。以下是当时的宇宙情况。

自大爆炸发生以来，已经过去了 5000 万到 1 亿年，宇宙不再完全均匀，而是开始形成类似于巨大宇宙网的结构，这一切都在引力的宇宙影响下发生。密度最初过大的区域已经越来越大，随着时间推移，吸引了越来越多的物质。与此同时，物质密度初始低于平均水平的区域很难保持物质，并将其让给了周围密度更大的区域。

从这个意义上说，引力是我们所知的一股“失控”力量，物质丰富的区域变得越来越富有，而物质最初贫乏的区域则随着时间的推移变得越来越贫乏。随着过密区域的增长，它们吸引了越来越多的物质，主要包括中性原子和气流。这些非常密集的区域积累了越来越多的质量，但存在一个问题：当它们发生引力坍塌时，原子会发生碰撞并产生热量。氢和氦在辐射热量一事上简直糟透了。结果，气流的质量越来越大，导致密度最高区域的质量、温度和压力不断增加。

在宇宙中第一个分子(一种称为氦合氢离子)的驱动下，冷却确实会发生，但速度很慢。密度最高区域可以采取两种途径之一：它们可以要么直接坍塌形成黑洞，刚开始可能拥有数万甚至数十万个太阳质量，要么这些密集区域可以分裂开始形成恒星。这些巨大团块的初始质量必须非常大：是如今恒星形成区域典型质量的数百倍甚至数千倍。当冷却效率低时，气体仍然分散，除非在一个地方聚集了天文数量的质量，否则无法坍塌形成恒星。

密度最初稍低一些的区域最终也会达到同样的位置，但要晚几十到数亿年，因为引力增长既取决于过密种子最初的大小，也取决于周围区域的质量分布。比平均密度稍高的区域首次形成恒星需要花大约五亿年(不是五十亿)或更长，而密度仅为平均水平的区域要晚得多，几十亿年过去后才开始形成恒星。

第一批恒星在点燃时，发生在分子云的深处。它们几乎完全由氢和氦组成；除了宇宙中约十亿分之一的锂之外，根本没有更重的元素。当引力坍塌发生时，能量被困在这个气体中，导致仍处于形成中的原始恒星内部深处的温度升高。只有在高密度条件下，温度超过 400 万 K 的临界阈值时，氢聚变成氦的核反应才会以连锁反应的方式发生。当这种情况发生时，事情变得有趣起来。

首先，将在宇宙的所有未来恒星形成区域发生的伟大宇宙竞赛，首次在宇宙中真正开始。当聚变开始发生在第一个原始恒星的核心时，持续增加恒星质量的引力坍塌突然被来自内部的辐射压力抵消。在亚原子水平上，质子以连锁反应聚变成氘，然后是氚或氦-3，然后是氦-4，在每个步骤中释放能量。随着核心温度升高，释放的能量增加，最终对抗引力导致的质量内流。

这些最早的恒星，与现代恒星非常相似，由于引力作用而迅速增长。但与现代恒星不同的是，它们不含有重元素，因此它们无法像现代恒星那样快速冷却；在没有重元素的情况下，辐射能量会更加困难。分子氢 (H2) 和氦化氢离子作为最有效的“冷却”机制被保留下来，但它们都远不如后来变得常见的含有元素(如氧和碳)的粒子有效，这些粒子将快速(但尚未)成为宇宙中第三和第四大最常见的元素。因为需要冷却才能坍塌，这意味着只有最大、最庞大的团块才会形成恒星。

由于这些团块需要增长到如此庞大的体积才能形成恒星，宇宙诞生之初形成的第一批恒星最终质量平均约为我们太阳的 10 倍。最早形成的最庞大恒星，虽然它们目前的质量上限约为 200-300 个太阳质量，但可能已经达到了数百甚至数千个太阳质量。相比之下，大爆炸发生 138 亿年后，今天形成的平均恒星质量仅为我们太阳质量的 40%，或第一批恒星的 1/25。

这些非常庞大的恒星发出的辐射，在所发出的各种波长的光方面，与我们的太阳不同。虽然我们的太阳主要发出可见光，但这些质量更大、更早的恒星主要发出紫外线光：比我们今天通常的光子能量更高。紫外线光子不仅会给人晒伤；它们还有足够的能量将电子从遇到的原子中撞出：它们会使物质电离。

由于宇宙大部分是由中性原子组成的，而这些第一批恒星出现在这些气体团块中，因此光的第一反应就是撞击周围的中性原子。而那些原子的第一反应就是电离：自从大爆炸后38万年的质子和电子结合成中性原子以来，这还是头一回中性原子重新被分解成原子核和自由电子，充斥整个宇宙。这个过程被称为“再电离”，因为它是宇宙历史上第二次(继大爆炸的初始等离子体阶段之后)原子发生电离。

然而，由于宇宙大部分区域需要很长时间才能形成恒星，因此目前还没有足够的紫外线光子使大部分物质电离。在数亿年的时间里，中性原子将主导再电离原子，而且，一些电离电子将回落到电离原子核上，再次使这些再电离原子变为中性。第一批恒星的星光无法传播得很远；它几乎到处都被中性原子吸收。其中一些中性原子会散射光线，而另一些原子则会再次电离。

第一批恒星的电离和强烈的辐射压力迫使恒星形成在开始后不久就停止；绝大多数导致恒星形成的气体云都会被这些辐射炸开，被这些辐射蒸发掉。恒星周围剩下的物质会坍塌成一个原行星盘，就像今天发生的那样，但由于还没有任何重元素，所以只能形成弥散的巨行星。所有最早的恒星根本不能留住小型岩石行星，因为辐射压力会完全摧毁它们。

辐射不仅会摧毁有抱负的行星，还会摧毁原子，因为它会将电子从原子核中充满能量地踢出并将其送入星际介质。但即使那样也会导致故事的另一个有趣部分：一个创造出有一天可被观测到的光特征的部分。

每当一个原子电离时，它就有可能遇到从另一个原子中被踢出的自由电子，从而导致形成一个新的中性原子。当形成中性原子时，它们的电子以级联方式下降能量水平，同时发射不同波长的光子。这些线中的最后一个是最强的：莱曼-阿尔法线，它包含最多的能量。宇宙中最早的光线之一就是这条莱曼-阿尔法线，它允许天文学家在任何存在光线的地方寻找这种特征。

第二强的线是从第三最低能量级跃迁到第二最低能量级的线：巴耳末-阿尔法线。对我们来说，这条线很令人感兴趣，因为它在颜色方面是红色，因此人眼可见。

如果一个人以某种方式神奇地被带到这个早期，我们会看到星光的弥漫光辉，透过中性原子的雾霭可以看到。但是在这些年轻星团周围的环境中，无论原子电离在哪里，都会出现粉红色的光芒：来自恒星的白光和来自巴耳末-阿尔法线的红光的混合。即使在今天，如银河系中的猎户座星云这样的环境中，这个信号仍然非常强烈。

在大爆炸之后，宇宙在数百万年里一直是黑暗的；在大爆炸的光芒消失之后，人眼就什么也看不见了。但是当第一波恒星形成发生时，在可见宇宙中以宇宙渐强的方式增长，星光很难显现出来。弥漫在整个空间中的中性原子雾气吸收了大部分星光，但在过程中被电离。其中一些再电离物质会在电离时再次变成中性，并在此过程中发出光，包括在约 1000 万年的时间尺度上发出的 21 厘米线。

但要真正照亮宇宙，需要的远不止第一批恒星。为此，我们需要的不只是第一批恒星；我们需要它们生存、燃烧燃料、死亡并产生更多。第一批恒星并不是终点；它们只是标志着宇宙故事中诞生我们的新篇章的曙光。

本文译自 Big Think，由 BALI 编辑发布。

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