第一代恒星与宇宙黎明

概述#

在大爆炸之后约38万年，宇宙经历了再结合，变成中性气体的海洋——光子自由传播，但宇宙中尚无任何恒星，尚无任何光源。这段时期被称为宇宙黑暗时代（Cosmic Dark Ages）。大约在大爆炸后1亿至几亿年，引力将气体聚集到第一批暗物质晕中，宇宙中诞生了第一批恒星——第三星族（Population III）恒星。它们点燃的辐射开始电离周围的中性氢，逐渐使宇宙从不透明变为透明——这就是宇宙再电离（Cosmic Reionization）时代，也被称为宇宙黎明（Cosmic Dawn）。

理解这段宇宙"少年时代"是当代天体物理学最重要的前沿之一，也是詹姆斯·韦布太空望远镜（JWST）和下一代射电阵列（SKA）的核心科学目标。

宇宙黑暗时代（$z \sim 1100$ 到 $z \sim 20$）#

再结合之后#

再结合（$z \approx 1100$，宇宙年龄约38万年）后，宇宙主要由中性氢（约75%质量）和氦（约25%质量）组成，温度随膨胀降低。在 $z \sim 200$（约 $10^7$ 年后），物质温度与CMB辐射场脱耦，之后仅通过绝热冷却降温（$T_m \propto (1+z)^2$）。这段时期的宇宙：

• 没有恒星，没有辐射源（CMB是唯一辐射场）
• 中性氢对Lyman-$\alpha$ 光子不透明，但对21厘米辐射（氢超精细跃迁）透明
• 密度涨落在引力作用下缓慢增长，暗物质晕开始形成

黑暗时代可以通过21厘米宇宙学——探测中性氢21厘米超精细跃迁的辐射——来间接观测（目前尚未实现，是SKA的长期目标）。

第三星族恒星的诞生#

无金属的原初气体#

第三星族（Population III，PopIII）恒星是宇宙历史上第一批恒星，由纯原初气体（仅含氢、氦和微量锂，完全无金属）构成。它们与今天的恒星（Population I/II，含重元素"金属"）有着根本性的不同。

形成时间：理论预测第一批PopIII恒星在 $z \approx 20$-$30$（宇宙年龄约1亿年后）开始形成（Abel et al. 2002, Science, 295, 93；Bromm et al. 2004）。JWST的深场观测（截至2025年）已光谱证实 $z \approx 14$ 的星系，但在个别恒星层面对PopIII的直接探测尚未实现。

为什么PopIII恒星可能极其巨大#

现代恒星通过分子冷却（CO、H$_2$O等分子）使分子云冷却到约10 K，分裂为太阳质量量级的碎片。原初气体只有 $\mathrm{H_2}$（氢分子）作为冷却剂，冷却效率低，冷却温度仅能降到约200 K（而非10 K）。更高的气体温度意味着更高的金斯质量——气体云必须更大才能克服热压力发生坍缩，因此碎裂尺度大，可能形成数百倍太阳质量甚至更大的超大质量恒星。

理论预测（如Abel et al. 2002; Bromm & Larson 2004）早期估计PopIII恒星质量可达 $100$-$1000 M_\odot$。近年更精细的模拟考虑了辐射反馈、磁场和原盘碎裂效应，认为PopIII质量函数更宽，从约 $1 M_\odot$ 到数百 $M_\odot$，中位质量约 $10$-$100 M_\odot$（Hosokawa et al. 2011; Stacy et al. 2016）。

PopIII恒星的物理特性#

极高质量的PopIII恒星有极高表面温度（约 $10^5$ K，远高于太阳的约 $5800$ K），辐射极硬的紫外和 X射线光子，能够双重电离氦（$> 54.4$ eV 的光子，这对再电离时代的氦电离至关重要）。

极大质量也意味着极短寿命：$\gtrsim 100 M_\odot$ 的PopIII恒星寿命仅约 $2$-$3$ 百万年，随后以超新星（核坍缩超新星或对不稳定超新星，pair-instability supernova，PISN）或直接坍缩为黑洞结束生命。

PISN 是 PopIII 特有的戏剧性结局：当氦核质量约 $64$–$133 M_\odot$（对应初始质量约 $140$–$260 M_\odot$）时，核心温度高到光子自发产生正负电子对，这"吸走"了支撑恒星的辐射压，引发失控的氧爆燃，把整颗恒星彻底炸碎、不留任何致密残骸（既无中子星也无黑洞）——这与普通核坍缩超新星留下中子星/黑洞截然不同。PISN 会喷出大量铁族元素，并留下一个特征性的核合成指纹：几乎没有奇 Z 元素（钠、铝等），即所谓的"奇偶效应"，这是天文考古学辨认 PopIII 后代的关键线索。

值得一提：早期"PopIII 必然是巨星"的图像近年正在松动。2024 年含磁场与辐射反馈的高分辨率模拟（如 POPSICLE 项目）发现，碎裂和反馈会显著压低最终质量，PopIII 的质量上限可能只有约 $60 M_\odot$ 量级，并非动辄上千倍太阳质量——这一点仍是开放问题。

宇宙黎明与再电离#

宇宙再电离的过程#

PopIII恒星（以及随后形成的第一批星系）辐射的紫外光子开始电离周围的中性氢。电离区域（"Stromgren球"）从每一个光源向外扩展，相邻的电离泡逐渐相互重叠，最终使整个宇宙间介质（IGM）从中性变为电离——这一过程就是宇宙再电离。目前观测证据表明再电离是一个延伸的过程，而非瞬时发生的：

• CMB偏振数据（Planck 2018）：光深 $\tau = 0.054 \pm 0.007$，对应瞬时再电离等效红移 $z_{rei} \approx 7.7$
• 高红移类星体Gunn-Peterson槽（$z \gtrsim 6$）：表明 $z \approx 6$ 时宇宙再电离基本完成
• Lyman-$\alpha$ 发射星系统计：表明中性氢比例在 $z \sim 7$-$8$ 期间快速降低

综合多条线索，再电离从约 $z \approx 15$-$20$ 开始，到约 $z \approx 5.5$-$6$ 基本完成，历时约 $5$-$8$ 亿年。

再电离的驱动源争议#

是什么驱动了宇宙再电离？主要候选贡献者包括：

矮星系：数量极多，尽管单个电离光子产率低，但可能是最主要的再电离光子来源。JWST发现早期宇宙中矮星系数量远多于预期，支持矮星系主导再电离的模型。

PopIII恒星：极高温度产生大量电离光子，但它们数量有限，仅在再电离最初阶段（$z \gtrsim 15$）可能起主导作用。

类星体（AGN）：$z \gtrsim 6$ 时类星体数量急剧下降，可能贡献约 $10\%$-$30\%$ 的电离光子，对再电离后期（$z \lesssim 6$）的氦再电离（He II → He III，$z \approx 3$）可能是主要驱动。

化学演化：PopIII的遗产#

第一代核合成污染#

PopIII恒星死亡后，超新星爆发将内部核合成产生的重元素（碳、氧、铁等）喷射到周围气体中，实现宇宙早期的"金属增丰"。即使极少量的金属注入（金属丰度约 $10^{-6}$ 至 $10^{-4}$ 倍太阳值），就足以显著改变冷却物理，使后续恒星形成转变到低质量（太阳质量量级）的第二星族（Population II）恒星。这一"临界金属丰度"（critical metallicity，Bromm & Loeb 2003）的概念可以解释为什么今天的恒星初始质量函数（IMF）与早期宇宙迥然不同。

寻找PopIII的考古学证据#

如果某些极低质量（$\lesssim 0.8 M_\odot$）的PopIII恒星存在，它们的寿命与宇宙年龄相当，今天可能仍在燃烧——尽管理论预测这种可能性很低。另一条线索是寻找只含极微量重元素的"超金属贫乏星"（extremely metal-poor stars，EMPS），它们的化学成分保留了早期SuperNova的核合成模式。银河系中已发现多颗 $[\mathrm{Fe/H}] < -5$ 的超贫金属星（如 HE 0107-5240，Christlieb et al. 2002），可能记录了PopIII超新星的核合成产物。

JWST的观测前沿#

间接证据：早期星系的PopIII信号#

JWST无法直接分辨高红移的单颗PopIII恒星，但可以通过以下间接方法搜寻其存在：

He II $\lambda$1640 发射线：PopIII恒星的极硬辐射能双重电离氦，产生特征性的He II复合线，是PopIII活动的"化学指纹"。JWST的NIRSpec仪器已经对多个 $z > 6$ 的星系进行了He II探测（Wang et al. 2022等），部分观测结果与高PopIII比例模型一致，但解读仍有争议。

Lyman-$\alpha$ 和其他发射线比例：PopIII富含氢而无碳、氮等元素，其HII区的线辐射比例（如Lyman-$\alpha$ /H$\beta$，碳/氧比）与后续星族迥异，是统计识别的依据。

极高红移星系（$z > 10$）：JWST光谱证实 $z > 10$ 的星系（宇宙年龄不足5亿年），其中部分恒星形成活动可能混有PopIII成分。JADES 早期就用 NIRSpec 光谱确认了 $z = 10.3$–$13.2$ 的四个贫金属星系（Curtis-Lake et al. 2023，Nat Astron, 7, 622）；目前已确认的最远星系是 MoM-z14，光谱红移 $z \approx 14.44$，宇宙年龄约 2.8 亿年（Naidu et al. 2025/2026，Open J. Astrophys.）。

21厘米宇宙学：探测黑暗时代的未来工具#

中性氢在外部辐射场中产生的21厘米超精细跃迁辐射，携带了黑暗时代和宇宙黎明的详细信息——气体温度、电离状态和密度场的三维分布。理论预测，在PopIII恒星点燃之前，21厘米信号相对于CMB呈现吸收（气体比CMB冷），之后随着X射线加热气体而转变为发射。

EDGES实验（2018年）声称探测到约78 MHz处（对应 $z \approx 17$，宇宙黎明时期）的21厘米全天吸收信号，幅度约 $-500$ mK，比标准模型最大预期（约 $-200$ mK）大约两倍，可能暗示早期气体与暗物质有相互作用或存在额外的辐射背景（Bowman et al. 2018, Nature, 555, 67）。但这一结果存在争议——SARAS 3实验（Singh et al. 2022, Nat Astron, 6, 607）以95.3%置信度否决了EDGES的最佳拟合轮廓，目前尚无其他实验独立确认，EDGES信号很可能源于仪器或前景残差。需要SKA等下一代阵列提供决定性检验。

平方千米阵列（SKA）：计划中的大型射电干涉仪，将能够绘制宇宙再电离时期（$z \sim 6$-$20$）的三维中性氢分布图，直接"看到"再电离泡的增长。SKA是探测宇宙黎明的最有力未来工具。

跨域连接#

• 恒星金属丰度与化学演化：第一代恒星寿命短到今天早已不存在，能查的只有它们留下的化学签名。于是"找第一代"实际上变成"在极贫金属的老年恒星里认出上一代的核合成模式"——这条路的门槛不是望远镜口径，而是高分辨率光谱的丰度测量精度。
• 元素周期表：极大质量恒星的特殊爆炸方式会喷出大量铁族元素，却几乎不产生奇数原子序数的元素，留下一个明显的奇偶反差。这个指纹之所以有用，是因为它是比值而非绝对量，不受稀释程度影响，因此在被后代污染过的气体里仍然能被辨认出来。
• 反物质：核心温度高到光子能成对产生正负电子时，支撑恒星的辐射压被"吃掉"，坍缩失控。阈值由电子静质能给出，因此这种结局只发生在一段特定的核心质量区间——上下都不出现，这使它成为可判决的质量诊断，而不只是一种可能的死法。
• 数值方法：第一代恒星有多重，很大程度上是分辨率的函数：分辨不到最小的坍缩尺度，碎裂就被人为抑制，质量被系统性高估。近年加入磁场与辐射反馈后上限明显下调，提醒我们早期"必然是巨星"的结论部分来自数值局限，该问题至今开放。
• 古生物学与化石：最早的生命同样没有直接化石，只能靠地球化学指纹与现存的类似生物间接推断。两个领域的三条路径几乎一一对应：找直接证据、读化学签名、找活化石；也共享同一个陷阱——间接指纹往往可以有多种成因。

为什么这很重要#

宇宙黎明是宇宙历史中最神秘的时期——在那里，引力与原初气体协作，点燃了宇宙中第一盏灯。PopIII恒星不只是"第一批恒星"，它们是宇宙化学演化的起点，今天所有重元素的最初来源，以及超大质量黑洞增长历史的潜在起点。探测宇宙黎明，就是探测宇宙开始"成为复杂宇宙"的那一刻——这个科学目标将驱动JWST、SKA和下一代望远镜在未来十年中持续努力。

参考文献#

• Abel, T., Bryan, G.L., & Norman, M.L. (2002). The formation of the first star in the universe. Science, 295, 93.
• Bromm, V., Coppi, P.S., & Larson, R.B. (2004). The formation of the first low-metallicity stars. ApJ, 596, 34.
• Bowman, J.D. et al. (2018). An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum. Nature, 555, 67.
• Curtis-Lake, E. et al. (2023). Spectroscopic confirmation of four metal-poor galaxies at z = 10.3-13.2. Nature Astronomy, 7, 622.
• Planck Collaboration (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. A&A, 641, A6.
• Christlieb, N. et al. (2002). A stellar relic from the early Milky Way. Nature, 419, 904.
• Hosokawa, T. et al. (2011). Protostellar feedback halts the growth of the first stars in the universe. Science, 334, 1250.
• Robertson, B.E. et al. (2022). Identificaton of high-redshift galaxy candidates with JWST. ApJL, 942, L42.