我们不知道恒星如何出现，但我们想知道100亿颗恒星如何出现
-卡洛斯·弗兰克（Carlos Frank）
考察宇宙的偏远地区，我们回顾它的过去。 物体越远，光线进入我们眼睛的时间就越长。 每当我们设法比以前看起来更远时，我们都会回顾更深的过去-更靠近大爆炸。
当然，我们最早看到的是残留辐射，即大爆炸产生的残留辉光。 当我们观察到宇宙最终冷却到允许原子形成的温度时发出的背景辐射时，我们得到了宇宙年龄为38万年的照片！
但是，关于大爆炸的理论预测来自更早的时代。 这可能是所有可以验证的预测中最早的！ 大爆炸不仅讨论了原子是什么时候第一次形成的，还讨论了原子是什么样的。
怎么了 快进到我们可以谈论的最早阶段，到那时我们仍然100％确信物理学的正确性。
请记住，宇宙正在膨胀和冷却，这意味着它过去更热更密集！ 当然，当宇宙不到380,000年时，它对于中性原子来说太热了，但是如果我们走得更远呢？
在某一时刻，即使对于原子核，甚至对于更早的原子来说，它都太热和太密-对于质子和中子的存在来说太活跃了！ 当宇宙的年龄不超过一秒钟的一小部分时，我们只有大量的夸克，胶子，轻子，前臂和超热辐射，所有这些都漂浮在早期宇宙的主要汤中！
在这种状态下，所有物体都将极速碰撞并处于热平衡状态。 成对的粒子/反粒子的产生和an灭非常迅速。 但是，几乎所有颗粒都是不稳定的。 随着宇宙的膨胀和冷却，重的轻子和夸克衰变，多余的物质和反物质发生并and灭，其余的夸克（上下夸克的数量大致相等）冷却到足以凝结成单个质子和中子。 到宇宙达到10微秒时，质子和中子的数量大约相等。
但是，宇宙中也充满了电子和反电子，俗称正电子。 每次质子与足够高能的电子碰撞，就会产生一个中子（和中微子），并且每次中子与足够高能的正电子碰撞时，就会产生一个质子（和反中微子）。 最初，这些反应以大约相同的速度进行，我们得到一个具有正常物质的宇宙，其中50％由质子组成，而50％由中子组成。
但是由于质子比中子轻，因此大力
增加质子数和减少中子数变得更加有利可图。 到宇宙诞生3秒时，所有的转换都几乎停止了，宇宙中已经有
85％的质子和15％的中子 。 而此时，质子和中子仍然足够热和稠密，试图开始氘的核聚变，氘是氢的第一个重同位素！
但是在宇宙中，每个质子或中子有超过十亿个光子，而且温度仍然很高，以至于氘不能立即被破坏。 因此，我们等待，等待，然后等待，直到宇宙冷却下来以生成氘，而不是立即破坏它。 同时，问题在于中子不稳定，并且某些中子会分解为质子，电子和反中微子。
最终，在宇宙存在的3至4分钟之间，光子被充分冷却，以至于分解氘的速度不会超过质子和中子产生氘的速度。 宇宙经历了与氘有关的瓶颈。 此刻，由于衰变，宇宙中有88％的质子和12％的中子。
当氘在宇宙中开始形成时，它立即向其中添加质子和/或中子，使元素的阶梯爬升到tri或3氦，然后上升到极其稳定的4氦！
核合成后，几乎所有中子都存在于4个氦原子中，占所有原子质量的24％。 氢核（仅是单个质子）占剩余的76％。 另外还有一小部分（从0.001％到0.01％）的3号氦，tri（3号氦衰变）和氘，以及更少比例的锂和铍不同形式的锂和铍，它们是通过4号氦核的核合成而出现的。
但是由于多种因素的综合作用-缺乏质量稳定的5或8核，到此时为止，宇宙的温度和密度都相对较低，以及重同位素的强电排斥力，才形成了更重的原子。
这些元素是由大爆炸理论预测的。 凭借我们对CMB的了解，我们可以以令人难以置信的准确性来确定当今氦4，氦3，氘和锂7的具体含量。 这种预测-轻元素的初始丰度-是从“大爆炸”模型中得出的最大预测之一。
之后，宇宙简单地膨胀和冷却，不稳定的同位素（例如tri）衰变成稳定的同位素，直到这些在Big Bang核炉中产生的原子核捕获电子并变成中性原子。
当然，看到这些原子并测量其丰度是特别困难的任务。 怎么了 让我们看一下您对早期宇宙的了解。
我们想看到最先出现的原子：存在于太空黑暗时代的那些原子。 但这是极其困难的。
我们根据原子的原子跃迁确定元素在宇宙中的存在。 如果原子足够热并且它们的激发电子移动到较低的能量状态，它们将显示发射线；如果原子处于低能量的冷状态，则它们将显示吸收线，但是在它们后面有一个热源，其光子在正确的能级被吸收原子。
当然，问题在于这些“黑暗时代”原子本身太冷而无法散发出发射线，并且它们背后的辐射太弱而无法导致吸收线！ 因此，我们必须等到重力完成其工作并将足够的重力拉到一个位置，以便我们可以使用足够有能量的东西使它们吸收线！
在足够强大的引力坍塌之后，某些地方的宇宙变得足够稠密，第一次形成恒星！ 比其他地区密度更快的地区首先形成恒星，即在大爆炸发生50-1.5亿年后，其他地区仍保持中立，无星星且未受污染。
第一个问题是，当这些第一颗恒星产生时，来自它们的光会被中性原子阻挡，就像星光会被密集的星际气体云阻挡一样。
因此，如果我们想看到这些恒星（或任何光源）的光，就需要摆脱这些中性原子。 为此，有必要在宇宙中形成足够多的恒星，以使大多数（99％+）中性原子离子化。 幸运的是，宇宙是在不到十亿年的时间里独自完成的。
另一个问题是，当引力坍塌并出现第一批恒星时，它们不仅会用其产生的重元素阻塞宇宙，而且还会破坏我们要测量的这些轻量元素-氘，锂，氦3-！
因此，您可能会认为
把戏22在这里起作用。 如果我们只能在十亿年后才能测量它们，那么发生的一切都会污染宇宙中的原子时，我们如何测量这些未触及的原子？
但是有希望。
在宇宙中，尽管很难找到它们，却有孤立的超小质量星系，例如上图所示的矮星系Pump（来自星座
Pump ）。
从理论上讲，质量极度孤立的物质（其质量大约是我们银河系质量的0.0001％）可以生存而根本不形成任何恒星，并且它们旁边的恒星后质量也不会受到污染超过十亿年。 但是要找到这样的作品，我们必须非常幸运。
好吧，我们
很幸运，正如我们所希望的那样。
类星体是宇宙中最亮，最亮的物体，
类星体中的大多数在离子化的最后阶段（当物质对光透明时）才可见。 在Fumagali，Omear和Prochask团队指示下，经过
58年的类星体光谱研究，这次快乐事故使在
类星体的光谱中发现了两颗来自大爆炸的原始，未污染的气体云！
在图像的顶部，取自
Fumagali等人的
工作，描绘了类星体光谱。 之字形图表上的失败是吸收线的标志！ 在这种情况下，吸收线显示了中性氢气云的特征，其红移略大于3，即在大爆炸之后约20亿年（以及在第一波离开该类星体后约10亿年）。 ） 但是，通常存在先前恒星生命活动的迹象-例如碳，氧，硅等“污染”元素。 -不仅很小，而且非常小，
不到我们太阳中含量的0.01％。 如果考虑到我们在宇宙中发现的下一个“纯度”云已经包含了太阳中重元素数量的0.1％以上，那么这是考虑到这一点。
因此，这不仅是我们发现的污染最少，接触最多的原子，也是所有测试中最好的，根据光谱吸收线的强度判断，轻元素的丰度与大爆炸理论的预测相符！
结果如何？ 看一下图表上最原始，最左边的点； 这是我们在该主题上获得的最可靠的数据！
作品说：
在类星体的视线上，以Ωb，0h2（BBN）= 0.0213±0.0010重新计算测得的对数（D / H）= -4.55±0.03，这与从CMB功率谱得出的量完全重合，Ωb，0h2（CMB）= 0.02249±0.00057。 两个独立实验之间的美好巧合标志着“大爆炸”理论的胜利。
最好的方法是-如果我们想更好地测量在这些气体云中发现的元素，我们只需要研究一些时间！ 是的，我们很幸运，而且我们可以找到更多的原始气体云（经验法则说，一种情况是事故，其中两种已经是可能的模式），但是即使我们没有找到它们，我们也需要仔细观察并仔细观察。这些类星体，我们甚至可以更好地阐明它们中的元素数量！
这就是我们如何发现宇宙的第一个原子，以及它们如何证明“大爆炸”理论的另一种预测的正确性。