宇宙中的第一批恒星

大约138亿年前，就在宇宙大爆炸后约40万年，宇宙突然陷入黑暗。在那之前，整个可见宇宙都是一个炽热、沸腾、翻滚的等离子体——由质子、中子和电子组成的稠密云。如果当时有人在那里看到它，宇宙看起来会像豌豆汤雾，但却耀眼夺目。然而，在大约40万年的标记点，膨胀的宇宙冷却到足以最终形成氢原子——这一事件被称为复合。雾气消散，宇宙继续冷却，一切很快都褪色成黑色。在宇宙大爆炸及其直接后果难以想象的光辉之后，宇宙进入了天文学家所称的宇宙黑暗时代。

它们确实是黑暗的。因为即使第一批恒星开始点燃，它们的光芒也主要在光谱的紫外线部分闪耀——而这恰恰是新形成的氢气倾向于吸收的光。宇宙将其原始的炽热、明亮的雾气换成了凉爽而黑暗的雾气。

最终，这层雾气会消散，但它是如何消散的这个问题长期以来一直困扰着天文学家。也许是第一批恒星完成了这项工作，它们强烈的光线逐渐但持续不断地将氢原子分解，这个过程称为再电离。也许再电离的能量来自热气体螺旋进入巨型黑洞时产生的辐射。

支持科学新闻报道

如果您喜欢这篇文章，请考虑通过以下方式支持我们屡获殊荣的新闻报道： 订阅。通过购买订阅，您正在帮助确保关于塑造我们今天世界的发现和想法的具有影响力的故事能够拥有未来。

弄清楚再电离如何以及何时发生，关键在于找到宇宙中最古老的天体，并试图梳理出它们的性质和起源。第一批恒星是什么时候开始发光的，它们是什么样的？单个恒星是如何组装成星系的，这些星系又是如何形成几乎所有星系核心都存在的超大质量黑洞的？从恒星到星系再到黑洞的这个演变过程中，再电离发生在哪个时间点？这个过程是渐进的还是突然的？

自20世纪60年代以来，天体物理学家一直在提出许多这些问题。然而，直到最近，望远镜和计算机模型才变得足够强大，能够提供一些答案。计算机现在已经模拟了宇宙中第一批恒星的出现和演化。望远镜正在收集来自宇宙大爆炸后不到5亿年的微弱光芒——那时第一批星系还处于婴儿期。

超级恒星

大约十年前，天文学家认为他们已经很好地掌握了第一代恒星是如何形成的。复合之后，充满宇宙的氢原子均匀地分布在空间中。相比之下，物理学家认为由尚未被识别的不可见粒子组成的暗物质已经开始在被称为晕的云团中聚集在一起，平均质量在10万到100万个太阳质量之间。来自这些晕的引力吸入了氢气。随着气体变得越来越集中并升温，它闪耀出光芒，创造了宇宙中的第一批恒星。

原则上，最初一代的巨型恒星，天文学家称之为第三星族恒星，可能已经打破了氢原子的气体面纱，并使宇宙再电离。但这在很大程度上取决于这些恒星的确切特征。如果它们不够明亮或寿命不够长，它们将无法完成这项工作。

这些恒星的特征在很大程度上取决于它们的大小。大约十年前，天文学家认为它们将是均匀巨大的，每颗恒星大约是太阳质量的100倍[参见上图]。原因是：当一团气体试图在引力作用下坍缩时，它会升温。热量产生所谓的辐射压力，与引力对抗；除非恒星能够散发掉一些热量，否则坍缩将停滞。

第一批恒星主要由氢组成，氢散发热量的能力相对较差。（像太阳这样的恒星也含有少量但至关重要的元素，如氧和碳，这些元素有助于它们冷却。）因此，早期宇宙中的原恒星将继续积累氢气，但高压将阻止它形成致密的核心，从而爆发核聚变反应——这种反应会将周围的大部分气体推回太空。恒星只会贪婪地吞噬越来越多的气体，直到它形成一个巨大的、弥散的核心。

然而，现在，托马斯·格雷夫说，他在哈佛大学担任博士后研究员期间创建了一些最复杂的早期恒星形成模拟，“情况看起来有点复杂。” 这些最新的模拟不仅包括引力，还包括描述随着气体坍缩，不断增加压力的氢气产生的反馈的方程。事实证明，氢云的坍缩可以以多种不同的方式进行。在某些情况下，第一批恒星的质量可能高达太阳质量的100万倍。在其他情况下，坍缩的云团会分裂，产生几颗只有几十个太阳质量的恒星。

这些巨大的尺寸差异意味着第一批恒星的可能寿命存在相应的巨大差异——因此也意味着再电离时期的开始和持续时间存在巨大差异。质量为太阳质量100倍或更大的巨型恒星是天文学界的摇滚明星：它们生命短暂，死得也早。较小的恒星会更缓慢地消耗核燃料，这意味着如果恒星是再电离的原因，那么这个过程将在数亿年的时间里展开[参见上图]。

黑光

无论这些恒星有多大，它们都将在剧烈的超新星爆发中结束生命，然后坍缩成黑洞。而这些黑洞——也许比它们来源的恒星更重要——可能随后推动了再电离的引擎。

黑洞贪婪地吞噬附近的气体，随着气体落入，引力压缩并将其加热到数百万度的高温。气体如此之热，以至于虽然大部分最终消失在黑洞中，但有些会以喷流的形式喷射回太空，这些喷流非常明亮，以至于光芒可以在半个宇宙之外被看到。我们称这些信标为类星体。

从20世纪60年代到90年代，类星体实际上是探测早期宇宙的唯一途径。起初，天文学家不知道它们是什么。类星体看起来像附近的恒星，但具有巨大的红移——它们的红移是由于宇宙膨胀造成的。令人印象深刻的红移表明，类星体比任何独立的恒星都遥远得多，因此也更明亮。第一个被发现的类星体3C 273的红移为0.16，表明它的光在约20亿年前就开始传播。

普林斯顿大学天体物理学家迈克尔·A·斯特劳斯说：“然后，很快，人们就发现了红移高达2的类星体”——回溯时间超过100亿年。到1991年，马丁·施密特、詹姆斯·E·冈恩和唐纳德·P·施耐德在加利福尼亚州帕洛玛天文台一起工作，发现了一个红移为4.9的类星体，其年代可以追溯到125亿年前，也就是宇宙大爆炸后仅十亿多年。

然而，对红移4.9类星体的分析发现，没有证据表明它的光被中性氢吸收。显然，在来自这个类星体的光开始其前往地球的旅程时，宇宙已经再电离。

在20世纪90年代的大部分时间里，没有人能够找到比这个更遥远的类星体。失败不是因为缺乏强大的仪器——哈勃太空望远镜和位于夏威夷莫纳克亚山的凯克望远镜都在20世纪90年代初上线，大大提高了天文学家深入观察宇宙的能力——而是因为类星体本身就很稀有。它们只从最巨大的超大质量黑洞中爆发出来。而且只有当它们的喷气流恰好对准我们时，我们才能探测到它们。

此外，只有当黑洞积极吞噬气体时，这些喷气流才会爆发出来。对于大多数黑洞来说，这种活动在红移2到3之间达到顶峰，那时星系平均比今天更富含气体。如果你看得比宇宙时间的最佳点更远，类星体的数量就会迅速下降。

直到2000年，斯隆数字巡天开始系统地搜索天空中广阔的区域，使用了当时建造的最大的数字探测器，记录才真正被打破。“斯隆在寻找遥远的类星体方面非常成功，”伦敦大学学院天体物理学教授理查德·埃利斯说。“他们发现了大约40或50个红移超过5.5的类星体。” 但是，巡天无法追溯到更远的地方，只发现了少数几个红移在6到6.4之间的类星体，即使在那个距离上，也没有中性氢的迹象。

直到英国红外望远镜深空巡天在莫纳克亚山发现红移为7.085的类星体时，天文学家才发现少量但显著的吸收紫外线的氢气遮蔽了该天体的光。这个被称为ULAS J1120+0641的类星体，在大爆炸后约7.7亿年时发光。它最终让天体物理学家将脚趾伸入了宇宙再电离时代——但只是一根脚趾，因为即使如此接近宇宙大爆炸，大部分中性氢也已经被摧毁。

或者可能不是这样。这个类星体有可能位于一个异常稀疏的剩余中性氢区域，而这个距离上的大多数其他类星体可能被更完全地笼罩。同样有可能的是，ULAS J1120+0641位于一个特别密集的区域；也许再电离在几乎所有其他地方都已经完成。如果没有更多例子，天文学家无法确定，而且在这个距离上找到足够多的类星体进行可靠的统计研究的前景渺茫。

无论如何，ULAS J1120+0641有很多东西可以告诉天文学家。首先，埃利斯说，“类星体的数量随着距离的增加而急剧下降，以至于不可能认为大质量黑洞是使宇宙再电离的主要辐射源。” 其次，为这个特定类星体提供动力的黑洞必须具有十亿个太阳的质量，才能产生从如此遥远的地方可见的能量。“几乎不可能理解它如何在宇宙存在至今的有限时间内形成，”埃利斯说。

尽管如此，它确实形成了。哈佛大学天文系主任亚伯拉罕·勒布指出，如果一颗质量为100个太阳质量的第一代恒星在宇宙大爆炸后几亿年坍缩成黑洞，那么如果条件合适，它有可能在可用的时间内增长到类星体的规模。“但你需要不断地给黑洞喂食，”他说，而且很难想象你怎么能做到这一点。“它们发光如此明亮，产生如此多的能量，以至于它们将气体排出其附近。” 如果没有附近的气体供应，类星体就会暂时变暗，让气体再次积累，直到它可以再次爆发并吹走其燃料供应。随着这个周期性过程的重复，勒布说，“黑洞只能在很短的时间内增长。”

然而，黑洞也可以通过相互合并而变大，合并应该会加速它们的增长。此外，勒布和他的合作者在2003年的一篇论文中提出，第一批黑洞可能不是由质量为100个太阳质量的恒星形成的，而是由质量为100万个太阳质量的恒星形成的。“这已经成为一个流行的想法，”勒布说，这得到了近期关于恒星大小的研究以及格雷夫等人的模拟的支持。“而且由于这些恒星的光芒会像整个银河系一样明亮，原则上，你可以用詹姆斯·韦伯太空望远镜看到它们，”这是哈勃望远镜的巨型后继者，目前计划于2018年发射。

星系探索

即使对遥远类星体的搜寻或多或少已经停止，对越来越接近宇宙大爆炸的星系的搜寻已经兴起。也许最重要的触发事件是被称为哈勃深空场的图像。它是在1995年制作的，当时太空望远镜科学研究所当时的所长罗伯特·威廉姆斯利用办公室的一项特权，称为“所长酌情时间”，将哈勃望远镜对准天空中的一块明显的空白区域，让它凝视累计约30个小时，以拾取那里可能存在的任何微弱天体。“一些非常严肃的天文学家告诉他，这是浪费时间，”前所长马特·芒廷回忆说，“他什么也看不到。”

事实上，望远镜拾取了数千个小的、微弱的星系，其中许多是迄今为止看到的最遥远的星系。后来使用哈勃升级的红外敏感广角相机3拍摄的深空场图像，比其前身有效约35倍，发现了更多的星系。

亚利桑那大学天文系教授丹尼尔·斯塔克说：“我们已经从四五个红移为7或更高的星系增加到100多个。” 斯塔克、埃利斯和几位合作者在2012年的一篇论文中描述的这些超远星系之一，似乎红移不低于11.9，这可以追溯到宇宙大爆炸后不到4亿年。

与创纪录的类星体一样，这些年轻的星系可以告诉天文学家很多关于当时星系际氢的分布情况。当观测者观察它们的紫外线输出时，他们期望看到的大部分都消失了，被它们周围的中性氢吸收了。随着他们观察距离宇宙大爆炸更远的星系，这个比例逐渐下降——直到宇宙诞生后大约十亿年，宇宙变得完全透明。

简而言之，星系不仅存在，为电离辐射提供了来源，而且还揭示了宇宙如何从中性过渡到完全电离。天文侦探有了一把冒烟的枪，他们有了一个受害者。然而，有一个问题。当他们将迄今为止发现的100多个红移超过7的星系在外推到整个天空时，他们并没有得出足够的总紫外线辐射来电离所有中性氢。这把枪似乎不够强大，无法完成这项工作。所需的能量也不可能来自黑洞；根本没有足够的时间形成那么多超大质量黑洞。

然而，答案可能相对简单。正如我们所看到的，在我们哈勃望远镜视野边缘看到的星系可能是它们那个时代最明亮的星系。在那个距离上一定有更多的星系，只是太暗了，无法用任何现有的望远镜看到。这个假设足够合理，“我认为现在大多数人认为星系在再电离宇宙方面做了大部分工作，”埃利斯说。

爱因斯坦卡

至于真正新生的星系是什么样子，以及它们何时首次亮起，“我们还没有到达那里，”斯塔克承认。“我们看到的星系相当小，而且它们看起来比[从]十亿到二十亿年后详细研究的星系年轻得多。” 但是，这些小的、年轻的星系已经拥有多达1亿颗恒星。它们的颜色组合（在校正了它们的光线被红移的事实之后）表明，它们的恒星平均比人们期望在婴儿星系中看到的恒星更红。

斯塔克说：“这些天体看起来已经形成了至少1亿年的恒星。哈勃已经把我们带到了悬崖边，在那里我们将看到第一代恒星。但这将需要詹姆斯·韦伯太空望远镜才能把我们带到那里。”

然而，哈勃并没有耗尽它的选择。望远镜本身只能看到一定的微弱极限，而不会进行荒谬的长时间曝光。然而，宇宙提供了它自己的自然透镜，可以增强哈勃的力量。这些所谓的引力透镜利用了这样一个事实，即大质量天体——在本例中是星系团——会扭曲它们周围的空间，扭曲有时会放大远处的天体。

特别是，太空望远镜科学研究所的观测员马克·波斯特曼说，“我们获得了位于这些星系团背后的任何非常遥远星系的巨大放大。它们可能比类似的未透镜星系亮10到20倍。” 波斯特曼是哈勃星系团透镜和超新星巡天计划的首席研究员，该计划使用这项技术识别出大约250个红移在6到8之间的额外星系，以及少数几个可能达到红移11的星系。从他们迄今为止看到的情况来看，结果与各种深空场巡天得出的结果一致。

最近，哈勃在一个名为“前沿场”的项目中更深入地探测，该项目于2013年启动。到2016年底，芒廷和其他天文学家发现了比以前看到的任何物体都暗100倍的遥远星系的图像。这些星系位于六个特别巨大和强大的星系团背后。每个星系团都被哈勃观测了140个轨道，总计超过100个小时。“这将使我们比以往任何时候都更深入地探测宇宙，”该项目的首席观测员詹妮弗·洛茨说。

爆发搜索

与此同时，另一种宇宙信标最终可能被证明是早期宇宙更好的探测器。伽马射线暴——随机方向弹出的高频辐射短脉冲——在20世纪60年代首次被发现时，完全是一个谜。如今，天文学家认为，其中许多来自非常大质量恒星的死亡。当恒星坍缩形成黑洞时，它们会将伽马射线喷流喷射到太空中。当喷流撞击周围的气体云时，它们会触发可见光和红外光的二次明亮余辉，传统望远镜可以看到这些余辉。

以下是观测的工作原理：当轨道运行的雨燕伽马射线暴天文台探测到伽马射线闪光时，它会旋转以将其机载望远镜指向该点。同时，它将位置的坐标发送到地面观测站。如果他们的望远镜在闪光消失之前到达那里，天文学家可以测量余辉的红移，从而测量爆发发生的星系的红移和年龄。

这项技术如此有价值的原因在于，伽马射线暴使其他宇宙物体看起来非常微弱。专门研究爆发的哈佛大学天体物理学家江户·伯杰说：“在最初几个小时内，它们的光芒可能会超过星系一百万倍，并且比类星体亮10到100倍。” 你不需要用哈勃进行长时间曝光才能看到它们。2009年，位于莫纳克亚山的一架望远镜可靠地测量了一个红移为8.2的爆发，将其置于宇宙大爆炸后6亿年。

伯杰说，闪光非常明亮，以至于可以在红移15甚至20处看到，这将是宇宙大爆炸后不到2亿年，接近第一批恒星可能开始发光的时间。他说，完全有可能的是，那些非常大质量的恒星正是死亡时产生伽马射线暴的那种恒星。事实上，伯杰说，有理由认为，这些第一代恒星会产生如此高能量的伽马射线暴，以至于它们会比迄今为止发现的伽马射线暴更亮，即使它们会更遥远。

此外，与仅发生在具有超大质量黑洞的星系中的类星体不同，也与哈勃可以看到的星系不同，后者只是巨大星系冰山的最亮尖端，伽马射线暴在小型星系和大型星系中一样强大。换句话说，它们提供了任何给定时间宇宙的更具代表性的样本。

伯杰说：缺点是，99%的伽马射线暴都指向远离地球，而在卫星每天探测到的剩余1%中，只有极小一部分是高红移的。因此，收集一个具有代表性的极高红移爆发样本将需要十年或更长时间，而雨燕可能不会持续那么久，伯杰说。他指出，理想情况下，应该有人发射一颗后继卫星，可以将爆发坐标发送给詹姆斯·韦伯望远镜或预计在未来十年内运行的三台30米级地面仪器。到目前为止，这样做的提案尚未获得NASA或欧洲航天局的批准。

无论如何，一旦詹姆斯·韦伯望远镜和下一代巨型地面望远镜开始观测，类星体猎人、星系测量员以及那些在其他电磁波长中寻找伽马射线暴的明显余辉的人，将能够编目比今天更古老、更微弱的天体。他们的工作将有助于准确地确定早期宇宙中发生了什么。

与此同时，射电天文学家将期待许多仪器——包括澳大利亚的默奇森宽视场阵列、南非和西弗吉尼亚州的再电离时期探测精密阵列、将在澳大利亚和南非建造的平方公里阵列，以及位于几个欧洲国家的低频阵列天线——绘制宇宙历史最初十亿年中缓慢消失的中性氢云图。

氢本身会发出无线电波。因此，原则上，天文学家可以观察不同时期的这些辐射，每个时期都因距离远近而产生不同的红移量。然后，他们可以将氢气逐渐被高能辐射吞噬的快照拼接在一起。例如，天文学家已经使用智利阿塔卡玛沙漠的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列，探测到宇宙大爆炸后十亿年，在不成熟星系中第二代恒星之间的空间中漂移的一氧化碳。

当宇宙学家在1965年首次探测到宇宙大爆炸遗留下来的电磁辐射时，它激励他们试图了解宇宙从诞生到现在的生命历史。他们还没有完全到达那里。但我们完全有理由相信，到2025年，即那次发现60周年之际，最后剩下的空白最终将被填补。