宇宙大爆炸過后50萬年，熾熱的輻射漸漸平息下來，溫度慢慢下降，這時宇宙中物質(zhì)開始占主導(dǎo)地位，中性原子不能被電離，引力開始發(fā)揮作用。

從這時開始，到第一顆恒星的形成，宇宙花費(fèi)了大約5000萬到1億年的時間。

不同的區(qū)域開始冷熱不均

中性原子最初形成時，標(biāo)志著光子停止從自由電子中散射出來，因?yàn)樽杂呻娮又挥性谠右缘入x子體的形式電離時才會出現(xiàn)；由于沒有任何東西可以散射，這時，空間中的光輻射以光速運(yùn)動。

這些光輻射來自各個方向，幾乎是完全均勻的，基本都是2970.8 K，但是有些地方略高一點(diǎn)，達(dá)到約2971.0K，而有些地方略低一點(diǎn)，約為2970.6K。這些細(xì)微的差別，是導(dǎo)致恒星的產(chǎn)生和演化的重要因素。

宇宙中的第一顆恒星可能要在大爆炸后5000萬到1億年之后才會形成。

實(shí)際上，這些光一開始都是均勻的（都是完全相同的溫度），但是受到所處位置的影響，它們才略有不同。

有些區(qū)域的密度與整個宇宙的平均密度完全相同，但有的區(qū)域的密度略高或略低于平均密度。密度稍微低的區(qū)域，因?yàn)槠渲械奈镔|(zhì)較少，引力也較小。當(dāng)一個光子離開該區(qū)域時，它要對抗的引力勢較小，失去的能量也較少，這個區(qū)域的光子會變得比平均溫度高；而密度稍微高的區(qū)域，其中的物質(zhì)也較多，因此有更多的引力來對抗，隨著光子爬升，它損失的能量超過平均水平，因此整體上變得更冷，或者說能量更少。

接下來，這些密度稍微高的區(qū)域會在引力的作用下，吸引越來越多的物質(zhì)，直到形成恒星。

引力開始聚集

在宇宙中，所有物體都在相互吸引，哪個物體的質(zhì)量最大，它就會優(yōu)先吸引周圍的所有其他物體。在不斷擴(kuò)展的宇宙中，密度較高的區(qū)域會吸引附近密度較低的區(qū)域中的任何物質(zhì)。

從這個意義上說，引力是一種失控的力量，吸引的物質(zhì)越多，引力就越強(qiáng)，就越能成功地將更多的物質(zhì)帶入其中。

隨著宇宙的冷卻，引力開始將物質(zhì)聚集成團(tuán)，并最終聚集在一起，隨著越來越多的物質(zhì)被吸引在一起，其生長速度越來越快。

但是，值得注意的是，這時宇宙中并非只有物質(zhì)和引力，還有輻射（以光子的形式存在）。原子物質(zhì)和暗物質(zhì)在引力下吸引大質(zhì)量粒子的同時，也將輻射吸引到了密度較高的區(qū)域。

然而，輻射與物質(zhì)不同，它具有壓力。正因?yàn)橛辛溯椛鋲毫?，這些氣體云（聚集到一起的團(tuán)塊）才不會發(fā)生引力坍塌。

這種壓力也會控制物質(zhì)的生長速度，即使在一個以物質(zhì)為主導(dǎo)的宇宙中，只要輻射仍然存在，物質(zhì)的密度就只能緩慢增加——幾百萬年間，一直如此。

引力坍塌與核聚變

宇宙誕生300萬年后，溫度從3000K降到800K，輻射最終冷卻到人眼看不見的程度。隨著輻射壓力的下降，物質(zhì)團(tuán)塊增長速度逐漸增加，密度變得越來越大。

所有的物質(zhì)團(tuán)塊都遵循這么一個簡單規(guī)律：當(dāng)宇宙溫度下降到原來的一半時，它就會快速增長，并且密度變大；當(dāng)宇宙溫度下降達(dá)到某個臨界閾值（100K左右）時，它的增長速度會迅猛增加，一旦成長到其密度比平均密度大68％時，就開始發(fā)生坍塌。

宇宙在均勻膨脹的同時，局部總有微小的密度起伏，這使得宇宙能夠隨著時間的推移形成恒星、星系和星系團(tuán)。在均勻背景之上添加局部密度的不均勻，是理解當(dāng)今宇宙是什么樣子的起點(diǎn)。

大爆炸后5000萬年時，較為致密的團(tuán)塊都已過渡到迅猛增長的階段，開始以極快的速度收縮。最終，到達(dá)了可以坍塌的地步，形成了熾熱而龐大的物體，并點(diǎn)燃其核心的核聚變。

這些龐大的物體幾乎完全由氫和氦組成。除了少量的鋰（大約占宇宙中所有元素十億分之一），根本沒有更重的元素。當(dāng)引力坍塌發(fā)生時，能量被困在這些物體中，從而導(dǎo)致這些物體變熱。當(dāng)溫度超過約400萬K的臨界閾值時，核聚變開始了。

第一批恒星點(diǎn)亮宇宙

這種核聚變發(fā)生在所有密度較高的區(qū)域中，并且都是首次。

當(dāng)核聚變開始時，繼續(xù)增加這些物體質(zhì)量的引力，突然被內(nèi)部輻射壓力抵消了。在亞原子水平上，質(zhì)子在連鎖反應(yīng)中發(fā)生聚變，形成氘，然后是氚或氦-3，然后是氦-4，每一過程都釋放能量。

隨著核心溫度的升高，釋放的能量也在增加，如此一來，會不斷抵消引力持續(xù)增加的質(zhì)量。

當(dāng)最初的這些氫-氦鏈反應(yīng)開始發(fā)生時，一顆恒星就此誕生。

宇宙最初形成的這批恒星，就像現(xiàn)代恒星一樣，由于引力作用而迅速生長。但是，與現(xiàn)代恒星不同，它們中沒有重元素，沒有重元素就很難輻射能量，所以不能迅速冷卻。因?yàn)樾枰鋮s才能坍塌，所以這意味著只有更大，更重的團(tuán)塊，才能形成恒星。

因此，我們在宇宙早期形成的第一批恒星平均質(zhì)量是太陽的10倍，最大的恒星達(dá)到太陽質(zhì)量的數(shù)千倍（相比之下，今天恒星的平均質(zhì)量僅為太陽的40％）。

第一批恒星發(fā)出的輻射的峰值與太陽的不同。太陽主要發(fā)出可見光，而這些恒星主要發(fā)出紫外光。紫外線光子是一種擁有更高能量的光子，不僅可以曬傷人體，還會使物質(zhì)發(fā)生電離——它們有足夠的能量將電子從遇到的原子中撞出來。

再電離與行星盤

由于宇宙大部分的物質(zhì)是由中性原子組成的，當(dāng)?shù)谝慌阈菑倪@些塊狀氣體云中出現(xiàn)時，光（紫外光）所做的第一件事就是撞向它們周圍的中性原子，并將這些原子電離：分裂為原子核和自由電子。

這個過程被稱為“再電離”，因?yàn)檫@是宇宙歷史上原子第二次被電離（第一次是在中性原子初次形成前）。

但是，由于大多數(shù)恒星要花很長時間才能形成，所以還沒有足夠的紫外線光子來電離宇宙中大部分的物質(zhì)。

宇宙最初形成的這批恒星中沒有重元素，沒有重元素就很難輻射能量，所以不能迅速冷卻。

在數(shù)億年的時間里，中性原子牢牢控制住再電離的原子。最初的恒星發(fā)出的光走不了多遠(yuǎn)，就會被遍布整個宇宙空間的中性原子吸收，這些原子吸收后被電離，這些電離的物質(zhì)中的一些會再次變?yōu)橹行栽?，并發(fā)出光。

第一批恒星的電離作用和強(qiáng)烈的輻射壓力，迫使其它恒星的形成在剛開始后不久就停止；大多數(shù)形成恒星的氣體云被吹散，并被這種輻射蒸發(fā)掉（被電離了）。這些氣體云中剩下的的物質(zhì)塌陷到原行星盤中，但是沒有任何重元素，只能形成彌散的巨型行星——像今天我們看到的那樣。第一批形成的恒星也不可能有行星依附其上，因?yàn)檩椛鋲毫⑿行谴輾А?/p>

持續(xù)形成的恒星

大爆炸后5000萬至1億年，宇宙已經(jīng)完全打破了均勻，在宇宙引力作用下形成巨大的宇宙網(wǎng)。

最初密度較大的區(qū)域不斷擴(kuò)大，隨著時間的推移，這些區(qū)域吸引了越來越多的物質(zhì)。與此同時，那些密度低于平均密度的區(qū)域開始無法留住位于其中的物質(zhì)，從而將它們給了密度更高的區(qū)域。

結(jié)果是，密度較大的區(qū)域最先形成恒星，中等密度的區(qū)域可能需要五億年，密度稍低的區(qū)域可能需要十幾億年，而密度最低的區(qū)域最終也會形成恒星，不過那是在幾十億年之后了。