Husk fra kapitel 18, at rekombinationen fandt sted cirka 400.000 år efter Big Bang, da KMB’en blev afkølet nok til, at elektroner og protoner kunne kombineres sig til dannelse af hydrogen- og heliumatomer. Før dette tidspunkt, var universet uigennemsigtigt; efter rekombinationen blev det gennemsigtigt, og KMB’en kunne observeres. Denne epoke i universets historie hedder den mørke tidsalder, fordi der ikke var noget synligt ”lys” fra astronomiske objekter. Det eneste lys, der var tilgængeligt på dette tidspunkt, var fra den afkølende – og formørkende – KMB, og måske en del af 21-centimeter radiostrålingen fra hydrogen. Den mørke tidsalder varede fra omkring 200 til 600 millioner år efter Big Bang. Under denne tidsepoke, blev de første objekter, som de første stjerner, dannet i det tidlige univers. Da de blev dannet, blev de opvarmet, indtil de begyndte at udsende UV fotoner med tilstrækkelig lys, til at reionisere neutralt hydrogen. Under denne reioniseringsfase, begyndte helium at gløde ved synlige bølgelængder. Reioniseringen startede omkring 270-480 millioner år efter Big Bang, med fotoner fra de første stjerner, og fortsatte med stjernedannelse i de første galakser med svage lysstyrker, og med stråling fra de første supermassive sorte huller. Reioniseringen blev afsluttet omkring 750-900 millioner år efter Big Bang.
Tabel 22.1 viser, hvordan disse tider sammensignes med observeret rødforskydning. Kun inden for de sidste par år, har astronomerne fundet objekter med z > 6, der repræsenterer lys fra universets første milliard år. Mange astronomer blev overrasket over identificeringen af galakser, kvasarer og gammastråleudbrud med sådanne høje rødforskydninger, da det var blevet antaget, at disse objekter ikke blev dannet før universet var mindst en milliard år gammelt. Som vi så på i kapitel 17, er gammastråleudbrud (GSU) ekstremt lysende, og stammer fra de tunge stjerners eksplosive død. For at GSU’er skal detekteres ved z = 8, skal der have været tunge stjerner, som allerede var døde 650 millioner år efter Big Bang. På samme måde, viser identifikationen af kvasarer med z = 7, at supermassive sorte huller allerede eksisterede 750 millioner år efter Big Bang. Undersøgelsen af de objekter med den største rødforskydning, og hvad de fortæller astronomerne om det tidlige univers, er et af de mest dynamiske emner i astronomien i dag. Nye teleskoper og nye instrumenter, registrerer jævnligt objekter med større og større rødforskydning. Når du læser denne tekst, vil de størst kendte rødforskydninger, sandsynligvis være blevet større.
De første stjerner
Astronomer udnytter det, som vi lærte i kapitlerne om stjerneudviklingsteori, til at studere galakseudvikling og kosmologi. De allerførste stjerner, skal være blevet dannet af de grundstoffer, der blev skabt i Big Bang-nukleosyntesen: hydrogen, helium, og en meget lille mængde lithium. Observationelle astronomer kigger efter stjerner med kun disse grundstoffer, men hidtil er de ikke blevet observeret. I stedet, bruger computersimuleringer de betingelser der var til stede i det tidlige univers i den ene ende, og data for de stjerner med den laveste mængde tunge grundstoffer, som er blevet observeret i Mælkevejens halo, i den anden ende, til at lave teoretiske forudsigelse af, hvad der skete i den mellemliggende periode (se figur 22.10).
Dannelsen af de første stjerner, ville have være forskellig fra den, vi så på i kapitel 14 af en anden grund ud over deres kemiske sammensætning. At der ikke var nogle tunge grundstoffer betød også, at der ikke var noget støv, og der var ingen molekylære skyer af kold, tæt gas, som stjernerne kunne dannes i. I stedet antages det, at disse stjerner dannedes inde i mørkt stofhaloer på cirka 0,5-1,0 millioner Solmasser (M) og 100 pc i diameter, der selv var dannet er par hundrede millioner år efter Big Bang (z ≈ 20-30). Forhistoriske gasskyer inden for disse minihaloer, indeholdt neutralt hydrogen og overtid dannedes nogle små mængder af molekylært hydrogen (H2). Det molekylære hydrogen afkølede gassen; og som den blev afkølet, tabte den tryk og kollapsede i minihaloens centrum. En lille protostjerner voksede i denne gassky, og akkumulerede mere gas for at blive til en stjerne. Modellerne og computersimulationerne indikerer, at stjernerne der blev dannet på denne måde, sandsynligvis var varme, tunge, enkelte, dobbelte eller få flerdobbelte (se figur 22.10). Estimaterne for masserne af de første stjerner, spænder fra omkring 10 til over 100 M
for enkeltstjerner og 10-40 M
for dobbeltstjerner. Disse stjerner, havde høj lysstyrke som toppede i det ultraviolette spektrum, hvilket ioniserede gassen nær stjernen.
Disse første stjerner, var meget tungere end gennemsnitsstjernerne der observeres i dag. Husk fra tabel 15.1 og kapitel 16, hvad der sker med stjerner der har så høje masser: de har meget korte levetider, hvor de forbrænder hydrogen i deres kerner i 10 millioner år eller mindre. I dag anvender tunge stjerner CNO-cyklussen til en mere effektiv hydrogenforbrænding, men kulstof, nitrogen og oxygen, var ikke tilgængeligt for disse første stjerner. Disse første stjerner afsluttede deres korte liv i supernovaeksplosioner, eller som sorte huller. Som supernova, spredte de nogle tunge grundstoffer til det nærliggende rum. Hvis kernen i en sådan stjerne, havde en hurtig rotation på supernovaeksplosionstidspunktet, kunne den have udstrålet et gammastråleudbrud, med en ekstrem høj intensitet. Opfølgende jordbaserede observationer af et GSU, der blev registreret af NASAs SWIFT-satellit, tyder på at det findes ved z = 9,4 (se figur 22.11), og dermed udsendte det lys som vi observerer, 500 millioner år efter Big Bang.
Nogle af disse stjerner var massive nok til, at være blevet til sorte huller efter deres korte levetider. Hvis de befandt sig i binære eller systemer med flere stjerner, kunne de være blevet til energiske røntgenbinære systemer. Hvis to eller flere af de resulterende sorte huller, som blev dannet på denne måde, var tæt nok på hinanden til at de til sidst smeltede sammen, kunne de have udsendt tyngdebølger i processen. Disse tyngdebølger kan være påviselige i fremtidige eksperimenter. Nogle teoretikere tror, at disse sammensmeltede sorte huller, kunne være blevet til frøene for de supermassive sorte huller, der findes i galakser, men andre modeller tyder på, at det ville tage for lang tid for sidde stjernebaserede sorte huller at blive opbygget, til masser på 1 million til 1 milliard M.
Eksplosionerne fra disse massive første stjerner, spredte tunge grundstoffer dannet i stjernenukleosyntesen. Carbon, oxygen og andre grundstoffer kan være blevet blandet med og afkølet nærliggende stjernedannende gasskyer. Nogle af disse grundstoffer kondenserede til støvkorn, hvilket i væsentlig grad førte til yderligere afkøling af skyerne, således at næste generation af stjerner kunnet være blevet dannet på en måde, der ligner den måde hvorpå stjerner dannes i nutidens kolde molekylære skyer. Disse ”anden generations-stjerner” ville stadig have haf meget lave mængder af tunge grundstoffer, men bedre målelig i forhold til de første stjerner. Da de blev dannet i et køligere miljø end de første stjerner, kunne disse stjerner have haft lavere masser. Enhver stjerne lettere end 0,8-0,9 M, forbrænder stadig hydrogen i hovedserien i dag. Disse stjerner er ikke særligt stærkt lysende, men et par af dem, er blevet fundet i Mælkevejens halo. Sådanne stjerner, har meget lave mængder af tunge grundstoffer, men deres spektre viser små mængder af mange af grundstofferne i det periodiske system – herunder uran. Astronomerne er meget interesseret i at studere disse anden generations-stjerner, fordi de giver stærke spor til de første stjerners natur, og de betingelser der var til stede tidligt i Mælkevejens historie.
De første galakser
Hvad med dannelsen af de første galakser? Fra et teoretisk perspektiv, er de haloer der netop blev beskrevet, ikke at betragte som galakser. En galakse skal have stjernesystemer der levet i lang tid, og være i stand til at bevare gas opvarmet af ultraviolet lys fra stjernerne eller supernovaeksplosioner. Efter de første stjerner døde, kunne energien fra supernovaer, GSU’er eller røntgenbinære systemer, have opvarmet enhver resterende gas i minihaloen for meget, på grund af for meget yderligere stjernedannelse, eller gassen kunne have undsluppet fra minihaloen, på grund af dens relative svage tyngdekraft. Minihaloer kan derfor have dannet en generation af kortlivede tunge stjerner, og har måske ikke være i stand til at holde fast på opvarmet eller bortblæst gas, med deres lave masse.
En teori er, at den første galakser, var sammensat af det første system af stjerner, som var tyngdemæssigt bundet i en halo af mørkt stof. Disse stjerner kan have været første generations-stjerner, eller kemisk berigede anden generations-stjerner. Egenskaberne for de første galakser blev dannet af strålingen, tilstedeværelsen af nogle tunge grundstoffer fra første generations-stjerners nukleosyntese, og de sorte huller som blev dannet af de første stjerner. Masserne på disse galakser, antages at have være omkring 108 M, og de blev opbygget hierarkisk fra sammensmeltningen af minihaloer (se figur 22.12).
Fra et observationsperspektiv, er et bevis for denne tidlige struktur, den kosmiske infrarøde baggrund (se figur 22.13). Figur 22.13a viser de sædvanlige nærliggende stjerner og galakser, men når alle disse trækkes fra, forbliver en glød tilbage. Denne resterende struktur, som ses i figur 22.13b, opstod sandsynligvis fra de første stjerner og galakser, måske allerede 500 millioner år efter Big Bang.
Et andet bevis kommer fra opdagelsen af galakser og kvasarer med større og større rødforskydning (se Matematiske Værktøjer 22.2). Disse observationer begrænser tidslinjen; de angiver hvor tidligt de første galakser – og første supermassive sorte huller – blev dannet efter Big Bang. Lyset fra disse tidlige galakser, er blevet rødforskudt til infrarødt (se Matematiske Værktøjer 22.2), så nær-infrarød instrumenter der blev installeret på Hubble Space Telescope i 2009, og de infrarøde instrumenter på Spitzer og Herschel Space Observatory, har leveret infrarøde billeder af disse meget unge, meget rødforskudte objekter (se figur 22.14). Billederne af de mest rødforskudte objekter, ligner små, svage prikker, hvor ingen af detaljerne ses i billedet, som de ses på billederne af nærmere liggende galakser i denne bog. Astronomerne er alligevel glade billederne, fordi blot detekteringen af disse objekter bidrager til forståelsen af, hvornår og hvordan galakserne blev dannet.