T宇宙是最宏大的合并故事。完成与神秘的起源,光明与黑暗的力量,和化学复杂的足以让化学巨头巴斯夫脸红,从第一时刻在大爆炸后形成的第一批恒星是走到一起的故事在长度尺度跨越许多数量级。为了拼凑出这个故事，科学家们求助于天空，也求助于实验室来模拟我们宇宙历史上一些最极端的环境。由此产生的故事充满了惊喜。其中最重要的是，它离成功有多近没有如果没有一些不太可能的英雄扮演的角色，这一切都不会发生。至少在恒星形成过程中，暗物质和氢分子是最重要的两个因素，它们产生了生命形成所必需的重元素，这两个因素有点令人惊讶。撇开细节不谈，下面是他们的故事。
暗物质
大爆炸创造物质的过程我们至今仍不完全了解。其中大部分——按质量计算约84%——是一种不与光相互作用或不发光的物质形式。它被称为暗物质，似乎只通过引力相互作用。剩下的16%被称为重子物质或普通物质，构成了我们称之为家的日常宇宙。普通物质不仅通过发射和吸收光子相互作用，而且还通过电磁相互作用(光子有时被行家称为辐射，通俗地称为光)。
随着宇宙的膨胀和冷却，大爆炸产生的一些能量转化成了普通物质:电子、中子和质子(后者相当于电离的氢原子)。今天，质子和中子在原子核中舒适地共处。但在大爆炸后的几秒钟内，任何聚变形成较重原子核的质子和中子都被称为伽马射线的高能光子迅速炸开。大爆炸的残余热辐射场提供了大量的能量。天太热了，没法做饭。但几秒钟后情况好转了，辐射温度下降到大约1万亿开尔文——仍然比我们习惯的300开尔文的室温高一些，但对于早期宇宙的物质来说，这是一个截然不同的世界。
大爆炸余热的强度使得早期宇宙过于平滑，气体云无法形成。
较重的原子核现在可以在伽马射线轰击中存活下来。原始的核合成开始发挥作用，使核力将质子和中子结合在一起，直到宇宙膨胀使其过于寒冷，聚变反应无法继续。在这20分钟里，宇宙充满了原子。由此产生的宇宙元素组成大约有76%的氢，24%的氦，和微量的锂——所有这些都电离了，因为它太热了，电子无法稳定地围绕这些原子核运行。直到第一批恒星形成并开始形成元素周期表中的其他元素。
然而，在这些恒星形成之前，新形成的氢和氦原子需要聚集在一起，形成稠密的云。这些云是在宇宙密度稍高的区域通过引力吸引周围物质时产生的。问题是，早期的宇宙是否足够大?
要回答这个问题，我们可以看一下当今的夜空。在这里面，我们看到了一个微弱的光芒中有一个更暗模式微波辐射。This so-called cosmic microwave background structure dates back to 377,000 years after the Big Bang, a mere fraction of the universe’s current age of 13.8 billion years, and analogous to less than a day in the 81-year life expectancy for a woman living today in the United States.
那时，宇宙刚刚冷却到3000开氏度。自由电子开始被俘获，进入质子的轨道，形成中性氢原子。大爆炸闪光产生的光子，由于被未束缚的电子散射而受阻，现在终于可以在宇宙中流动，基本上是自由的。这些光子今天仍在只有2.7开尔文的寒冷温度下渗透在宇宙中，构成了我们已经用一系列地面、气球发射和卫星望远镜测量到的宇宙微波背景。
这些天空图暗示了一些令人惊讶的事情:大爆炸余热的强度使得早期宇宙过于平滑，气体云无法形成。
输入暗物质。因为它不直接与光相互作用，所以它不受使普通物质平滑的辐射的影响。因此，它留下了一个相对高度的块状。它，而不是普通物质，开始了构成现代宇宙结构的恒星和星系的形成。暗物质密度高于平均水平的空间区域会吸引密度较低区域的物质。暗物质的光环形成并与其他光环合并，将普通物质也带了进来。
氢分子
一旦宇宙去中立，气体开始形成到云。作为普通物质加速进入暗物质的重力井，重力势能转换成动能，产生的快速移动的颗粒具有嵌入的暗物质晕内的高动能的热气体。从大约1000开尔文温度开始，这些气体云最终诞生了第一批恒星在宇宙大约有一半十亿年前的样子（大约四年到典型的美国女人的寿命）。
对于星的形式中，气体云需要达到一定的密度;但如果其组成分子是太热，在每一个方向压缩和解绕，此密度可以是不可到达的。朝向使恒星形成云的第一步是为气体原子通过照射其动能从云中并进入较大的宇宙，其通过此时已冷却至100开尔文以下减慢。
但他们不能冷静自己：作为原子碰撞就像台球，他们交换动能。但是，气体的总动能保持不变。他们需要一个催化剂，让自己冷静下来。
化学家们将第一反应命名为联合分离，这个名字适合DSM-V中的一种精神疾病。
这种催化剂是分子氢(两个氢原子通过共享电子结合在一起)。热粒子与哑铃状分子碰撞时，将自身的一些能量转移到分子上，导致分子旋转。最终，这些被激发的氢分子会释放出一个光子，从云中释放出来，将能量带到宇宙中，从而放松到它们的最低能量(或基态)。
为了制造氢分子，原子气体云需要进行一些化学反应。考虑到整个宇宙只有三种元素，听到任何化学反应都可能令人惊讶。然而，早期气体云最复杂的化学模型包括近500种可能的反应。幸运的是，要了解氢分子的形成，我们只需要关注两个关键过程。
化学家们给第一反应命名为联合分离，这个名字适合DSM-V中的一种精神疾病，临床医生可能会给这种疾病开一些原始的锂。最初，气体云中的大多数氢是中性原子形式，单个质子的正电荷被单个轨道电子的负电荷抵消。然而，它的一小部分原子捕获了两个电子，形成了一个带负电荷的氢离子。这些中性氢原子和带电的氢离子“结合”在一起，导致额外的电子分离，留下中性氢原子分子。在化学表示法中，这可以表示为H + H-→H2正负电子。缔合脱离仅转换约原子氢的0.01重量％至分子，但小部分允许云开始冷却，并成为致密。
当云变得足够冷和稠密时，第二次化学反应开始了。它叫做三体联想，写法为H + H + H→H2这个ménage-à-trois以三个独立的氢原子开始，以其中两个相互耦合而第三个被冷落而结束。三体结合基本上将云中剩余的氢原子转化为氢原子分子。一旦所有的氢都变成分子，云团就会冷却到气体可以凝结形成恒星的程度。
星星
从稠密云层的形成到恒星中心聚变的点火，这个过程的复杂性远远超过了之前的过程。事实上，即使是最复杂的计算机模拟也还没有达到物体变成恒星大小和聚变开始的程度。模拟这个2亿年的过程相对容易，使用高速并行处理的计算机只需要大约12个小时。问题在于最后的一万年。随着气体密度的增加，云的结构变化越来越快。所以，在早期，人们只需要计算云是如何每10万年左右变化的，而在最后的1万年，人们必须每几天计算一次变化。在当今速度最快的机器上，计算所需数量的急剧增加意味着超过一年的不间断计算时间。在这些原始云中运行各种可能的启动条件的模拟超过了人类一生所能达到的水平。因此，我们仍然不知道第一代恒星的质量分布。由于恒星的质量决定了它在核心形成的元素，这就阻碍了我们沿着宇宙开始合成生命所需元素的路径前进的能力。 Those of us who cannot wait to know the answer are counting on yet another hero: Moore’s Law.
丹尼尔·沃尔夫·萨文(Daniel Wolf Savin)是哥伦比亚大学弹奏低音提琴的天体物理学家。
