Первые звезды

Сразу после рассеяния фотонов, на 380 000-м году своего существования, Вселенная представляла собой шар горячего газа, состоящего из атомов (в основном водорода и гелия), наряду с газом из фотонов, более не вступающим во взаимодействие, и все это имело одну и ту же температуру — 3000 К. Эта температура соответствует пиковой длине волны около 1 мкм, лежащей в околоинфракрасной части спектра черного тела. Однако, поскольку этот спектр довольно широк, во Вселенной все еще остается много видимого света и небеса имеют яркооранжевый цвет.

По мере того как газовый шар расширялся, обе его составляющие синхронно остывали, их спектральные пики приходились на все более и более длинные волны и небо становилось все краснее, пока примерно через 6 млн. лет после своего рождения Вселенная почти не перестала испускать видимый свет. Последовавший за этим период, названный Темными веками, длился несколько сотен миллионов лет, пока не сформировались первые звезды и во Вселенной снова не появился видимый свет.

Темная материя тоже расширялась. Когда она остыла, то стала формировать сгустки, вследствие чего менее массивная атомная материя также начала сгущаться вместе с ней. Поскольку темная материя слабо взаимодействует с остальным веществом, ее сгущение не привело к какой-либо потере энергии. Атомы же чаще сталкивались друг с другом, вследствие чего энергия рассеивалась и они остывали быстрее, чем это происходило бы вследствие одного только расширения Вселенной. Благодаря этому собственной гравитации атомов вместе с гравитацией темной материи стало еще проще сжимать атомное вещество все сильнее. Таким образом, внутри более холодной окружающей среды формировались горячие плотные ядра. В итоге температура и давление этих ядер достигли уровня, достаточного для того, чтобы запустилась реакция термоядерного синтеза и начался процесс формирования звезд.

Однако они были не очень похожи на звезды в современной Вселенной. Самые первые звезды были примерно в 100 раз массивнее сегодняшних и практически полностью состояли из водорода и гелия. Как следствие, они имели очень высокую температуру и излучали ультрафиолетовый свет, который ионизировал окружающую среду. Этот процесс называется реионизацией.

Первые галактики, образовавшиеся, когда эти звезды сформировали скопления, представляли собой квазары и другие формы активных галактик со сверхмассивными черными дырами в центре, интенсивное излучение которых также вносило свой вклад в реионизацию.

Итак, в некогда темной электрически нейтральной Вселенной снова появились заряженные частицы. Хотя их плотность была намного меньше, чем до момента последнего рассеяния, ее было достаточно для того, чтобы пространство частично утратило прозрачность, которую приобрело вместе с потерей заряда. Благодаря этому туману, образовавшемуся вследствие реионизации, интенсивность реликтового излучения, которое мы в конечном итоге наблюдаем на Земле, снизилась. В модели LCDM этот процесс описывается параметром, называемым оптической толщей на момент реионизации т, который характеризует густоту тумана. На основании этого параметра ученые смогли рассчитать, когда произошла реионизация. Это случилось примерно через 400 млн. лет после Большого взрыва.