尊敬的读者,感谢您在百忙之中阅读我的文章,这是对我努力的肯定,也是持续创作的动力,向您致以我最诚挚的敬意,希望能得到您的一个"关注",在此感谢!

就我们的宇宙历史而言,令人惊奇的是,我们认识到最初的时刻对于创造我们数十亿年后存在的条件有多么重要。我们可以说的最早阶段实际上发生在热大爆炸之前。宇宙膨胀发生了,然后结束了,为宇宙播下了量子涨落的种子,并导致了热大爆炸。宇宙从最热、最稠密的阶段冷却并膨胀,产生的物质多于反物质,然后是稳定的质子和中子,然后是原子核,最终甚至是中性原子,所有这些都在辐射和中微子的海洋中。

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欧空局赫歇尔太空天文台拍摄的金牛座气体分子云图像显示了新恒星形成之前发生的超密度类型。在早期宇宙中,在中性原子形成之后但在第一批恒星出现之前,生长最快的最致密的物质团块为我们提供了最有科学意义的探索领域。

你可能认为中性原子形成后,下一步就是引力:恒星的形成。但与之前的任何事件相比,它们的形成所需的时间规模是巨大的。仅仅五十万年过去了,宇宙已由物质主导,辐射海已经冷却到原子无法电离的程度,引力开始真正发挥作用。即使有这些成分,即使是宇宙中第一颗恒星的形成也需要 50 到 1 亿年的时间。在此期间,宇宙一直在经历一个被称为宇宙黑暗时代的时代最黑暗的部分。那时就是这样。

电子和质子可以自由与光子碰撞的宇宙会转变为中性状态,随着宇宙的膨胀和冷却,这种状态对光子来说是透明的。这里显示的是宇宙微波背景 (CMB) 发射之前的电离等离子体状态(左),然后过渡到对光子透明的中性宇宙(右)。氢原子中壮观的双光子跃迁使宇宙完全像我们观察到的那样变成中性。

中性原子的形成不仅对于创建由分子、离子和键合在一起的原子的任意组合产生的所有复杂化学结构的构建块很重要。它对于热大爆炸留下的光子或光粒子的“释放”也非常重要。当中性原子首次形成时,它标志着光子停止被自由电子散射的时间,因为自由电子仅在原子电离为等离子体时才存在。一旦所有中性原子形成,辐射就开始沿直线传播。没有任何东西可以驱散,它只是以光速移动。

就存在的光子数量而言,这种光大大超过了宇宙中原子的数量。现在,光线似乎从各个方向、各个地方均匀地射来。在宇宙黑暗时代开始时,这个光子浴的温度从 2970.8 K 开始,此时颜色将呈现黄橙色。有些地区稍热,温度高达 2971.0 K,而另一些地区则稍冷,约为 2970.6 K。这些细微的差异可能看起来不是什么大问题,但它们是影响其如何发展和发展的最重要因素。我们的宇宙从现在开始成长。

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宇宙微波背景辐射 (CMB) 是宇宙中观测到的最古老的光,迄今为止最全面的研究向我们展示了热大爆炸开始 38 万年后宇宙的快照。尽管蓝色区域看起来比平均温度低,红色区域看起来比平均温度高,但来自所有这些区域的光子实际上在它们之间分布着相同的能量。只是它们所处的引力势深度的差异导致了观测到的温度差异。

为什么这些微小的温度差异很重要?因为在空间的每个区域中,所有这些光子或光粒子实际上都具有相同数量的内部能量,并且也以相同的方式在所有存在的光子中分配该能量。从本质上讲,辐射实际上在炎热地区和寒冷地区携带的能量是相同的,但这种辐射所处的环境因地而异。一些区域的平均密度与整个宇宙的平均密度完全相同,但其他区域的物质密度略高于(或更少)平均水平。

密度不足的区域,因为含有较少的物质,所以重力也较小。当光子离开该区域时,它必须应对较小的引力势,这意味着它由于引力红移而损失较少的能量,从而产生比平均温度更高的光子温度。

另一方面,过度拥挤的区域有更多的物质,因此光子需要应对更大的引力。随着光子的上升,它们损失的能量比平均水平更多,因此离开这些区域的光子总体上变得更冷或能量更低。

比平均密度稍大的空间区域将产生更大的重力井以供逃离,这意味着从这些区域发出的光在到达我们的眼睛时显得更冷。相反,密度较低的区域将显示为热点,而具有理想平均密度的区域将具有理想的平均温度。

如果宇宙有区域:

  • 中等密度,
  • 高于平均密度,
  • 且低于平均密度,

你可能会认为剩下要做的就是让这些人口过多的区域聚集在一起,并在重力的作用下吸引越来越多的物质,直到我们形成恒星。这是故事的一部分,但事实证明这并不是唯一起作用的因素。光子作为宇宙的一部分,在它们消失在宇宙背景中之前,为这个故事增添了更多的内容。

重力的工作方式与您脑海中想象的类似:所有质量都相互吸引,并且在质量最大的地方,它会优先吸引周围的所有其他质量。即使在膨胀的宇宙中,这些人口过多的区域也会吸引来自附近密度较低区域的质量,尤其是几乎无法保留其物质的密度较小的区域。

宇宙微波背景(CMB)中的密度涨落为现代宇宙结构的形成提供了种子,包括恒星、星系、星系团、细丝和大尺度宇宙空洞。但 CMF 本身是无法被观测到的,直到宇宙从离子和电子形成中性原子为止,这需要数十万年的时间,而恒星的形成甚至更长:50 至 1 亿年。

这告诉我们,从这个意义上说,引力是一种自加速力。就吸引质量到一个区域而言,这个宇宙中将会有“赢家”和“输家”,而开始最多的区域最终会拥有最多的物质。随着越来越多的物质被拉入一个区域,引力会更加成功地吸引更多的物质进入该区域。

然而,这并不是故事的全部。虽然这是事实,但物质和引力并不是目前宇宙中唯一重要的存在。还存在以光子残余背景形式存在的辐射。虽然物质(暗物质和原子物质)对大质量粒子具有引力,但它会将包括辐射在内的所有形式的能量吸引到人口最稠密的区域。

当这种情况发生时,我们必须记住,辐射与物质不同,具有很大的内部压力。例如,我们的太阳的质量是地球的 300,000 倍,但密度却低于我们的星球,其原因是太阳内部的光子施加的巨大外部压力。支撑太阳这样的恒星免受引力塌缩的压力,也可以在任何恒星形成之前支撑这些塌缩的气体云,从而减慢它们的生长速度。即使在以物质为主的宇宙中,尽管辐射仍然很重要,但物质密度的增加也只能非常缓慢。

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随着时间的推移,引力相互作用会将一个几乎均匀、密度相等的宇宙转变为一个物质高度集中且物质之间存在巨大空隙的宇宙。只要辐射仍然很重要,即使在宇宙变得由物质主导之后施加外部压力,物质缺陷的增加也很小。

数百万年来,由于重力的原因,所有这些类型的宇宙结构的增长速度都受到极大限制。辐射只是阻止物质密度的增加速度超过某个特定速率。由于我们需要数百万年的时间来使物质的密度不断增加,即使是在最密集的区域,另一个过程开始发生:宇宙中最常见的原子类型:氢所固有的东西。自从我们(主要)由质子和电子形成中性原子以来,一种新的光出现了:氢原子自旋跃迁产生的光。

在这些黑暗时代,宇宙中 92% 的原子都是简单的氢。氢原子由一个质子和一个电子组成,质子和电子都具有固有自旋:+1/2或-1/2。质子和电子具有相同自旋(+1/2、+1/2 或 -1/2、-1/2)的系统之间的总能量存在微小差异,使其能量高于它们具有相反自旋(+1/2)时的能量。 ,-1/2 或 -1/2,+1/2)。在大约 1000 万年的时间尺度上,当这种情况发生时,具有相同自旋的结构会自发地切换,发射出特定波长 21 厘米的光子。

当形成氢原子时,电子和质子自旋同样可能对齐或反对齐。如果它们是反排列的,则不会再发生跃迁,但如果它们是排列的,它们可以通过以非常特定且相当长的时间间隔发射非常特定波长(21厘米)的光子来量子隧道进入这种较低能态。据测量,这种转变的精度优于万亿分之一,并且众所周知,几十年来一直保持不变。这是自中性原子形成以来宇宙中发出的第一道光:甚至在第一批恒星形成之前。

尽管宇宙中的辐射主要是大爆炸产生的剩余光子(今天观察到的宇宙微波背景辐射),但现在在这个信号上叠加了另一个信号:来自 21 厘米辐射的微弱而微妙的信号。宇宙中 92% 的原子是简单原子氢,并且当这些原子形成时,质子和电子最初具有对齐或反对齐自旋的可能性为 50/50,这意味着 21 cm 发射信号必须来自约占宇宙中所有原子的 46%(按数量计)。

在质子和电子排列的状态下自发形成的每个氢原子都会以这种方式发光,每次形成新的氢原子时都会发生这种情况,包括以前中性的氢原子,然后再次电离。尽管我们尚未检测到宇宙中最早形成的原子发出的 21 厘米发射信号,但我们可以预测该信号,并且如果有足够的观测时间,足够先进的射电望远镜将能够检测到。

左边是宇宙黑暗时代末期的红外光,减去了星星(前景)。21厘米天文学将能够探索宇宙历史上的时代,甚至早于第一批恒星的形成。

但同时发生的其他过程对于刚刚开始展开的宇宙故事来说甚至更为重要。确实,我们宇宙中的正常物质——构成每颗恒星、行星以及将要发生的每一个化学反应的物质——可以说,从人类的角度来看,是我们现实世界中最重要的组成部分我们知道的不仅仅是这种普通物质。创造这些物体的第一步将是第一批恒星的形成,但我们距离形成中性原子还有很长的路要走。

我们需要帮助才能实现这一目标:光子变红的帮助,重力将物质拉入过度拥挤的团块的帮助,以及这两种力量不时累积足够的影响以产生重大影响的帮助。在中性原子形成后的前 300 万年里,温度从约 3000 K 冷却到 800 K,从黄橙色到橙色再到红色,之后它最终冷却到人眼看不见的程度。辐射压力的下降使得物质团块生长,但尺寸只能达到 CMF 发射时的四倍左右。

超密度区域随着时间的推移不断增长,但它们的增长受到超密度最初的小尺寸和仍然存在的高能辐射的限制,这不允许结构更快地增长。

当宇宙年龄达到 15 至 2000 万年时,它已经冷却到我们在地球上经历的温度:真空的温度大致为室温。物质簇的密度仅比平均密度稍高(可能是三万分之一),但其幅度已显着增加,现在比宇宙平均密度高出约三万分之一到十五分之一。最密集的星团已经开始以稍快的速度增长,并且可以达到每 30,000 个星团中 60-90 个,比平均密度高:比典型的空间区域高约 0.2% 或 0.3%。

追踪这些人口过剩区域的密度非常重要,因为物质可以达到临界密度,而对这些团块如何生长的最简单解释不再适用。到目前为止,在所谓的线性结构形成模式中,人口过多的区域的增长就好像它们遵循一个简单的规律一样:当宇宙温度是其一半时,物质团块的人口数量会使其原始人口过多的数量增加一倍。一旦超过某个关键阈值,簇就会开始以我们所说的非线性方式增长得更快。

当该区域的密度比平均值高约 68% 时,就会发生这种关键转变。在这一刻之后,失控的崩溃是不可避免的。

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宇宙中的第一批恒星和星系将被(主要是)氢气的中性原子包围,这些原子吸收星光。如果没有金属来冷却它们或辐射能量,只有质量最重区域的高质量团块才能形成恒星。根据我们最好的结构形成理论,第一颗恒星可能会在 50 到 1 亿年前形成。

那么这第一次发生在什么时候呢?在某个时刻,当宇宙大约有 5000 万年(也许更久一点)时,最密集的团块进入这个后临界阶段,并开始以极快的速度收缩并吸引额外的物质。这将很快导致第一批恒星在绝对最密集的空间区域形成,但宇宙的其余大部分将继续缓慢增长,需要更多的时间让物质团块增长到恒星形成所需的密度。可能的。

宇宙尺度上第一波大规模的恒星形成要到宇宙年龄大约 200-2.5 亿年前才会开始。然而,在密度最高的区域,其中的物质在短短 50 至 1 亿年内就被压缩到高密度。在某个时刻,由于冷却,第一颗恒星将会出现——定义为通过质子-质子聚变链式反应,氢到氦的第一次反应。在充满暗物质和正常物质的宇宙中,宇宙必须冷却到大约 100 K,才能真正形成第一颗真正的恒星。

宇宙历史示意图,突出显示再电离。在恒星或星系形成之前,宇宙中充满了阻挡光线的中性原子。尽管宇宙的大部分要到5.5亿年之后才会被再电离,而第一次主波发生在大约2.5亿年之后,但一些幸运的恒星可能会在大爆炸后短短50到1亿年的时间内形成。

第一批恒星形成之前的条件与今天存在的条件有很大不同。这个空间并不透光,而是充满了阻挡光线的中性原子。大爆炸留下的余辉,即今天的 CMF,当时的温度大约是现在的 30-50 倍。在膨胀的宇宙中,这些情况发生得太久了,即使拥有强大的红外能力,即使是 JWST(詹姆斯·韦伯太空望远镜)也无法观察到它们。虽然许多人希望 JWST 能够让我们直接看到恒星形成的第一波主要浪潮,但即使对于它前所未有的强大眼睛来说,所有的第一批恒星仍然是隐藏的。

宇宙中所有正常物质形成中性原子的时间不到 50 万年,但中性物质塌缩到足以形成宇宙中第一颗恒星的时间要长 100 到 200 倍。到那时,唯一能看到的光是大爆炸留下的余辉,它的能量已经降至如此低的水平,以至于人眼看不见。在接下来的 47-9700 万年里,整个宇宙都陷入了真正的黑暗。

但一旦第一颗恒星点亮,“要有光”将最终再次成为我们宇宙历史的一部分。