當談到我們宇宙的歷史時，令人難以置信的是，最早的時刻在創造條件方面的影響有多大，這些條件將使我們從現在起數十億年後能夠生存下來。 我們可以說，任何有意義的階段的最早階段實際上都發生在熱大**開始之前。 宇宙暴脹發生後結束，在宇宙中播下量子漲落的種子，進而產生熾熱的大**。 宇宙從最熱、最密集的階段冷卻和膨脹，產生比反物質更多的物質，然後是穩定的質子和中子，然後是原子核，最後甚至是中性原子，所有這些都在輻射和中微子的背景海洋中。
你可能會認為，一旦乙個中性原子形成，下一步就是由引力驅動的：恆星形成。 然而，與之前的一切相比，形成它們所需的時間尺度是巨大的。 僅僅過了五十萬年，宇宙就被物質所支配，輻射的海洋足夠涼爽，原子無法電離，引力開始認真地工作。 即使有這些成分，即使是宇宙中的第一顆恆星也需要5000萬到1億年才能形成。 在這兩者之間的所有時間裡，宇宙經歷了這個時代最黑暗的部分，被稱為宇宙黑暗時代。 這就是當時的樣子。
乙個電子和質子自由並與光子碰撞的宇宙，隨著宇宙的膨脹和冷卻，過渡到對光子透明的中性宇宙。 這裡顯示的是CMB發射前的電離等離子體（左），然後是向對光子透明的中性宇宙的過渡（右）。 這是氫原子中乙個壯觀的雙光子躍遷，它使宇宙在我們觀察時變得中性。 **amanda yoho for starts with a bang
中性原子的形成不僅對於建立所有複雜化學結構的構建塊很重要，這些化學結構可能由分子、離子和任何結合在一起的原子組合產生。 這對於“釋放熱**留下的光子或光粒子”也非常重要。 當中性原子首次形成時，這標誌著光子停止從自由電子散射的時間，因為只有當原子以等離子體的形式電離時，自由電子才會存在。 一旦所有中性原子形成，輻射就會沿直線傳播;沒有什麼可以散落的，它只是以光速移動。
就存在的光子數量而言，這種光的數量遠遠超過了宇宙中的原子數量。 現在，光線似乎均勻地從各個方向和各個位置射來。 在宇宙黑暗時代開始時，這個光子浴的溫度是從2024年開始的從 8 k 開始，那一刻它將呈現黃橙色。 有些地區比其他地區略熱，溫度高達 29710 k，而世界其他地區略低，約為 29706 k。這些微小的差異可能看起來並不多，但它是我們宇宙從現在開始如何進化和成長的最重要因素。
宇宙微波背景最全面的檢視是宇宙中最古老的可觀測光，它向我們展示了在熱恐懼症發作後僅380,000年的宇宙快照。 雖然藍色區域看起來比平均水平更冷，紅色區域看起來比平均水平更熱，但現實情況是，來自所有這些區域的光子在它們之間分配相同的能量。 只有它們所處的引力勢深度的差異才導致觀察到的溫差。 **歐空局蒲朗克合作。
為什麼這些微小的溫差很重要？因為在空間的每個區域，所有這些光子或光粒子實際上都具有相同數量的內在能量，並且該能量以相同的方式分布在所有光子上。 從本質上講，輻射在炎熱地區實際上攜帶的能量與在寒冷地區攜帶的能量相同，但輻射所在的環境因地點而異。 一些區域的平均密度與整個宇宙的平均密度完全相同，但其他區域的物質比平均值略多（或少）。
密度不足的區域，由於其中的材料較少，重力較小。 當光子離開該區域時，它的引力較小，這意味著它因引力紅移而損失的能量更少，導致光子溫度看起來比平均水平高。
另一方面，過密的區域含有更多的物質，因此，它們有更多的引力來對抗。 當光子爬出來時，它們會比平均水平損失更多的能量，因此從這些區域出現的光子總體上會變得更冷或能量更低。
密度略高於平均水平的空間區域將產生更大的引力勢阱，這意味著這些區域產生的光在到達我們的眼睛時會顯得更冷。 反之亦然，低密度的區域看起來像熱點，而全平均密度的區域將具有完美的平均溫度。 **e. siegel/beyond the galaxy
如果你的宇宙包含以下區域：
平均密度，密度大於平均水平，密度低於平均水平，你可能會認為剩下要做的就是把這些過於密集的區域聚集在一起，吸引越來越多的物質，正如引力所表明的那樣，直到我們形成恆星。 這是故事的一部分，但事實證明這不是唯一的因素。 光子是宇宙的一部分，在它們消失在宇宙背景中之前，還有很多東西可以新增到故事中。
重力的工作方式類似於你頭腦中的直覺：所有質量都會相互吸引，只要你有最大的質量，它就會優先考慮它周圍的所有其他質量。 即使在膨脹的宇宙中，這些密度過大的區域也會從附近密度較低的區域吸引質量，特別是來自密度較低的區域，這些區域充其量只能保持較弱的物質。
宇宙微波背景（CMB）的密度波動為現代宇宙結構的形成提供了種子，包括恆星、星系、星系團、細絲和大尺度宇宙空隙。 然而，CMB本身是看不見的，這將需要數十萬年的時間，直到宇宙從它的離子和電子中形成中性原子，恆星不會形成更長的時間：50到1億年。 **e.m.Huff，SDSS-III南極望遠鏡，Zosia Rostomian
這告訴我們，從這個意義上說，重力是一種失控的力量。 在這個宇宙中，在吸引質量到乙個區域方面會有“贏家”和“輸家”，而領先優勢最大的區域是最終擁有最多物質的區域。 隨著越來越多的物質被吸引到乙個區域，引力在將更多額外物質帶入其中方面就越成功。
然而，這還不是全部。 雖然這是真的，但物質和引力並不是目前宇宙中唯一在起作用的主要生物。 還有輻射，它以光子剩餘背景的形式出現。 雖然物質（包括暗物質和原子物質）在引力作用下會吸引大質量粒子，但它會將包括輻射在內的所有形式的能量吸引到密度最高的區域。
當這種情況發生時，我們必須記住，輻射與物質不同，具有相當大的固有壓力。 例如，我們的太陽質量是地球的30萬倍，但由於太陽內部的光子向外施加的巨大壓力，密度低於我們自己的星球。 保持太陽等恆星抵抗引力坍縮的相同型別的壓力也可以在任何恆星形成之前阻止這些坍縮的氣體雲，從而減緩它們的生長。 即使在乙個由物質主導的宇宙中，只要輻射仍然很重要，物質的過剩密度也只能非常緩慢地增長。
隨著時間的流逝，引力相互作用將把乙個密度基本均勻的宇宙變成乙個物質高度集中和巨大空洞的宇宙。 只要輻射仍然很重要，即使宇宙成為物質主導，它也會向外施加壓力，物質缺陷的增長非常小。 **volker springel/mpe
數百萬年來，在引力的驅動下，所有這些型別的宇宙結構的生長速度都受到嚴重限制。 輻射壓力根本不允許物質密度以超過一定速率的速度增長。 因為數百萬年過去了，物質變得越來越密集，即使在最密集的區域，另乙個過程開始發生：宇宙中最常見的原子型別所固有的東西：氫。 自從我們用（大部分）質子和電子形成乙個中性原子以來，就出現了一種新的光形式：由氫原子內的自旋翻轉躍遷產生的光。
在這些黑暗時代，宇宙中92%的原子是純氫。 氫原子由質子和電子組成，質子和電子都有本稟自旋：+1 2 或 -1 2。 具有相同自旋（+1 2，+1 2或-1 2，-1 2）的質子和電子的系統之間的總能量略有不同，因此它們的能量略高於具有相反自旋的系統（+1 2，-1 2或-1 2，+1 2）。 在大約1000萬年的時間尺度上，它們具有相同自旋的構型會自發翻轉，當這種情況發生時，將發射出特定波長為21厘公尺的光子。
當形成氫原子時，電子和質子的自旋排列和反排列的概率相等。 如果它們是反對準的，則不會發生進一步的躍遷，但如果它們對齊，它們可以量子隧道進入低能態，在非常具體和相當長的時間尺度上發射非常特定波長（21厘公尺）的光子。 這種偏移的精度已被測量到超過萬億分之一，並且幾十年來一直沒有改變。 這是中性原子形成後宇宙中發出的第一束光：甚至在第一批恆星形成之前。 **tiltec/wikimedia commons
雖然宇宙中存在的輻射主要是由剩餘的大**光子驅動的，但今天可以觀察到宇宙微波背景輻射，但現在這個訊號中又增加了另乙個訊號：這個微弱的、微小的訊號來自一條21厘公尺的發射線。 如果宇宙中92%的原子是這些簡單的氫原子，而質子和電子在製造這些原子時有50 50的幾率最初排列或重新排列自旋，那麼這意味著大約46%的宇宙（按數量計算）應該有21厘公尺的發射訊號。
每個在質子和電子排列狀態下自發形成的氫原子都以這種方式發光，並且每次產生新的氫原子時，包括來自先前中性的氫原子，它都會再次電離。 雖然我們還沒有探測到宇宙中形成的第乙個原子的21厘公尺發射訊號，但這是乙個我們知道如何做的訊號，乙個足夠先進的射電望遠鏡應該能夠探測到是否有足夠的時間來觀察它。
在左邊，顯示了來自宇宙黑暗時代末期的紅外光，減去（前景）恆星。 21厘公尺的天文學將能夠探測到宇宙歷史上的時代，甚至比第一顆恆星的形成還要古老。 **nasa/jpl-caltech/gsfc
然而，還有其他過程同時發生，這些過程對於剛剛開始展開的宇宙故事來說將更加重要。 誠然，從人類中心主義的角度來看，我們宇宙中的正常物質——構成所有恆星、行星和所有將要發生的化學反應的物質——可以說是我們現實中最重要的組成部分，但我們所知道的宇宙不僅僅是這種正常物質。 創造這些實體的第一步將是第一批恆星的形成，但從我們形成中性原子的那一刻起，我們還有很長的路要走。
為了實現這一目標，我們需要幫助：光子紅移的幫助，物質被引力拉成乙個過於密集的團塊，以及時間的幫助，讓這兩種效應積累並產生實質性的影響。 在中性原子形成後的前300萬年中，溫度從3000 K冷卻到800 K，使輻射從黃橙色到橙色再到紅色，之後它最終冷卻到足以成為人眼看不見的程度。 降低的輻射壓力允許材料成團生長，但只有CMB發射時的四倍左右。
隨著時間的流逝，過密區域繼續增長，但由於過密區域的初始尺寸較小，並且存在仍具有能量的輻射，因此它們的生長受到限制，這阻止了結構的快速增長。 **aaron smith/tacc/ut-austin
當宇宙年齡在1500萬到2000萬年之間時，它已經冷卻到我們在地球上所經歷的溫度：空曠的空間大約是室溫。 物質質量的密度僅略高於振幅的平均水平（也許是1/30,000），現在已經顯著增加，現在比宇宙的平均水平密度高出約10-15。 最緻密的團塊已經開始以更快的速度生長，可能比平均密度高 30 到 90 分之一：大約 02% 或 03%。
跟蹤這些過密區域的密度很重要，因為物質可以達到臨界密度，在這個臨界密度下，對這些團塊如何生長的最簡單解釋不再適用。 在那之前，在所謂的結構形成的線性狀態下，過密區域的增長就好像它們遵循乙個簡單的定律：當宇宙的溫度達到一半時，物質的質量增長到原始過剩密度的兩倍。 一旦你超過了某個臨界閾值，團塊就會開始以我們所說的非線性方式增長得更快。
一旦乙個區域的密度比平均水平高出約 68%，就會發生這種關鍵轉變。 在那之後，失控的崩潰變得不可避免。
宇宙中的第一批恆星和星系將被（大部分）氫的中性原子包圍，氫吸收星光。 如果沒有金屬來冷卻它們或輻射能量，那麼只有在最重的區域才會形成大塊的恆星。 第一批恆星很可能在5000萬到1億年前形成，基於我們最好的結構形成理論。 **nicole rager fuller / nsf
那麼這是什麼時候開始發生的呢？在某個時候，當宇宙達到大約5000萬年（也許更長一點）的年齡時，最密集的團塊現在已經過渡到這個後臨界階段，並開始以驚人的速度收縮並吸引更多的物質。 這將很快導致第一批恆星在絕對最密集的空間區域形成，但宇宙其餘的大部分將繼續緩慢增長，需要更多的時間才能使物質團塊增長到恆星可能形成的密度。
在宇宙尺度上，第一波恆星形成大約需要2億到2億到2它要到5億年才會開始。 然而，在最密集的地區，其中的物質在短短5000萬到1億年內就會坍縮成大密度。 在某個時候，由於冷卻，第一顆恆星——由質子-質子聚變的第一次氫-氦鏈反應定義——將發生。 在乙個充滿暗物質和正常物質的宇宙中，宇宙必須冷卻到大約100k才能真正形成第一顆真正的恆星。
宇宙歷史示意圖，突出了再電離。 在恆星或星系形成之前，宇宙中充滿了遮蔽光線的中性原子。 雖然大部分宇宙直到 5它在 5 億年後被重新電離，但第一次發生在大約 2在5億年後，幾顆幸運星可能會在50到1億年後形成大**。 **s. g. djorgovski et al.， caltech;加州理工學院數字**中心。
在第一顆恆星形成之前，條件與今天大不相同。 空間對光不透明，但充滿了中性的、阻擋光的原子。 大**的殘餘輝光，即今天的CMB，比現在的溫度高出約30到50倍。 而這些條件，在膨脹的宇宙中，發生得太久遠了，即使有強大的紅外能力，即使是JWST也無法觀測到它們。 儘管許多人希望JWST能讓我們直接看到恆星形成的第一波浪潮，但所有恆星中的第一批恆星應該仍然模糊不清，即使是它從未見過的強大眼睛。
將宇宙中所有正常物質全部帶走並完成中性原子的形成需要不到五十萬年的時間，但中性物質坍縮到足以形成宇宙中第一顆恆星需要100到200倍的時間。 在那之前，唯一可見的光將是大**的剩餘光，其能量下降到足夠低的水平，以至於人眼在300萬年內都無法看到它。 在接下來的4700萬到9700萬年裡，整個宇宙將真正黑暗。
但是一旦第一顆恆星被點亮，“讓光”最終將再次成為我們宇宙歷史的一部分。