Med tiden från höger till vänster visar denna visualisering bildandet av de första stjärnorna ur en dis av neutralt väte efter universumets Cosmic Dawn.
(Bild: © NASA / STScI)
Paul Sutter är en astrofysiker vid Ohio State University och chefsforskare vid COSI Science Center. Sutter är också värd för Ask a Spaceman och Space Radio och leder AstroTours runt om i världen. Sutter bidrog med denna artikel till Space.com: s expertröster: Op-Ed & Insights.
Kanske den största uppenbarelsen de senaste hundra åren när vi studerar universum är att vårt hem förändras och utvecklas med tiden. Och inte bara på mindre, obetydliga sätt som stjärnor som rör sig, gasmoln som komprimerar och massiva stjärnor som dör i kataklysmiska explosioner. Nej, hela vårt kosmos har förändrat sin grundläggande karaktär mer än en gång i det avlägsna förflutet och helt förändrat sitt interna tillstånd i en global - det vill säga universell - skala.
Ta till exempel det faktum att det inte fanns några stjärnor i en dimmig, dåligt ihågkommen förflutna.
Innan det första ljuset
Vi vet detta enkla faktum på grund av förekomsten av den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB), ett bad med svag men ihållande strålning som suger upp hela universum. Om du stöter på en slumpmässig foton (lite ljus) finns det en god chans att det kommer från CMB - att ljuset tar upp mer än 99,99 procent av all strålning i universum. Det är en överblivna relik från när universum bara var 270 000 år gammalt och övergick från en het, roiling plasma till en neutral soppa (utan positiv eller negativ laddning). Den övergången släppte vitglödande strålning som under 13,8 miljarder år svalnade och sträckte sig ner i mikrovågorna, vilket gav oss det bakgrundsbelysning som vi kan upptäcka idag. [Kosmisk mikrovågsugnbakgrund: Big Bang Relic Explained (Infographic)]
Vid tidpunkten för utgivandet av CMB var universum ungefär en miljonedel av sin nuvarande volym och tusentals grader varmare. Det var också nästan helt enhetligt, med densitetsdifferenser som inte var större än 1 del av 100 000.
Så inte exakt ett tillstånd där stjärnor lyckligtvis kunde existera.
De mörka åldrarna
Under miljoner år efter frigörandet av CMB (kärleksfullt känd som "rekombination" i astronomikretsar, på grund av en historisk missförstånd av ännu tidigare epokar) befann sig universum i ett udda tillstånd. Det fanns ett ihållande bad med vit-varm strålning, men den strålningen kyldes snabbt när universum fortsatte sin orubbliga expansion. Naturligtvis var det mörk materia, hänger med att tänka på sin egen verksamhet. Och där var den nu neutrala gasen, nästan helt väte och helium, som slutligen släpptes från sina strider med strålning och fri att göra som den ville.
Och vad det glädjade sig att göra var att umgås med så mycket av sig själv som möjligt. Tack och lov behövde det inte arbeta särskilt hårt: I det oerhört tidiga universum förstorades mikroskopiska kvantfluktuationer för att bli bara små skillnader i densitet (och varför det hände är en berättelse för en annan dag). Dessa små täthetsskillnader påverkade inte den större kosmologiska expansionen, men de påverkade livet för det neutrala väte. Varje lapp som var något tätare än genomsnittet - även av en liten, liten bit - hade en något starkare gravitationsdrag på sina grannar. Den förbättrade dragkraften uppmuntrade mer gas att gå med i partiet, vilket förstärkte tyngdkraftsdraget, vilket uppmuntrade ännu fler grannar och så vidare.
Som hög musik på ett husparty som fungerar som en siren-låt för att uppmuntra fler underhållare, under miljoner år blev den rika gasen rikare och den fattiga gasen blev sämre. Genom enkel tyngdkraft växte små täthetsskillnader, byggde de första massiva tätbebyggelsen och tömde omgivningarna.
Den "kosmiska gryningen" går sönder
Någonstans, någonstans, hade någon bit av neutralt väte tur. Genom att stapla skikten på överväldigande skikt på sig själv nådde den innersta kärnan en kritisk temperatur och densitet och tvingade atomkärnorna samman i ett komplicerat mönster, antändes i kärnfusion och omvandlade råmaterialet till helium. Den våldsamma processen släppte också lite energi, och på ett snabbt föddes den första stjärnan.
För första gången sedan de första dussin av Big Bang inträffade kärnreaktioner i vårt universum. Nya ljuskällor, som prickade kosmos, översvämmade de en gång tomma tomrummen med strålning. Men vi är inte riktigt säkra när denna betydelsefulla händelse inträffade; observationer av denna epok är oerhört svåra. För det första hindrar de stora kosmologiska avstånden till och med våra mäktigaste teleskop från att observera det första ljuset. Det som gör det värre är att det tidiga universum var nästan helt neutralt och neutral gas släpper inte ut mycket ljus i första hand. Det är inte förrän flera generationer av stjärnor lims samman för att bilda galaxer som vi till och med kan få en svag antydning av denna viktiga ålder.
Vi misstänker att de första stjärnorna bildades någonstans inom universumets första hundra miljoner år. Det är inte så mycket senare som vi har direkta observationer av galaxer, aktiva galaktiska kärnor och till och med början av kluster av galaxer - de mest massiva strukturerna som så småningom uppstår i universum. Någon gång före dem måste de första stjärnorna anlända, men inte för tidigt, eftersom de hektiska förhållandena i spädbarnsuniverset skulle ha förhindrat deras bildning.
Över horisonten
Även om det kommande James Webb rymdteleskopet kan identifiera tidiga galaxer med utmärkt precision och erbjuda en mängd data om det tidiga universum, kommer teleskopets smala synfält inte att ge oss hela bilden av denna era. Forskare hoppas att några av de tidigaste galaxerna kan innehålla rester av de allra första stjärnorna - eller till och med stjärnorna själva - men vi måste vänta och (bokstavligen) se.
Det andra sättet att låsa upp den kosmiska gryningen är genom en överraskande grävning av neutralt väte. När kvantspinnen hos elektron och proton vänds slumpmässigt, avger vätet strålning med en mycket specifik våglängd: 21 centimeter. Denna strålning gör det möjligt för oss att kartlägga fickorna med neutralt väte i vår moderna mjölkväg, men de extrema avstånden till den kosmiska gryningstiden utgör en helt annan utmaning.
Problemet är att universum har expanderat sedan den länge döda eran, vilket får all intergalaktisk strålning att sträcka sig ut till längre våglängder. Nuförtiden har den ursprungliga neutrala vätgasignalen en våglängd på cirka 2 meter och placerar signalen ordentligt i radiobanden. Och många andra saker i universum - supernovor, galaktiska magnetfält, satelliter - är ganska höga på samma frekvenser och döljer den svaga signalen från universums tidiga år.
Det finns flera uppdrag runt om i världen som försöker hämta in sig på den saftiga kosmiska gryningssignalen, gräva ut sin första viskning från dagens kakofoni och avslöja födelsen av de första stjärnorna. Men för nu måste vi bara vänta och lyssna.
Läs mer genom att lyssna på avsnittet "Vad väckte den kosmiska gryningen?" på Ask A Spaceman-podcast, tillgänglig på iTunes och på webben på http://www.askaspaceman.com. Tack till Joyce S. för frågorna som ledde till detta stycke! Ställ din egen fråga på Twitter med #AskASpaceman eller genom att följa Paul @ PaulMattSutter och facebook.com/PaulMattSutter. Följ oss @Spacedotcom, Facebook och Google+. Originalartikel på Space.com.
