関連解説の赤文字は、詳細について宇宙事典項目で別ウインドウで開く設定をしているか製作ができ次第、別ページで参照できるようにする予定の項目です。例によっていつになるかは未定です。
　制作する時間の関係から、赤文字の設定をしない日がほぼ毎日になりつつあります。

Credit : Ann Feild, STScI, NASA

Credit : WMAP, GSFC, NASA

Credit : WMAP, GSFC, NASA

　全てではないにしてもコンピュータ・シミュレーションは、その多くを提起します。

　最初の宇宙の星々である個体群 III の世代は、とても明るくてとても熱い星々でした。

　そして、より多くが今日の輝く青い変光する星々よりも強力でした。

　例えばエータカリナとピストル星、それは、200もの太陽の集団で生まれました。


　ビッグバンの後の宇宙について考えてみましょう。

　従来の宇宙論の理論によれば、全ての空間、時間とエネルギーは、ビッグバンから始まりました。そして、現在では、およそ137億年前に起こったと推定されています。

　しかし、標準の理論的なモデルに対する新しいゆがみで、多くの天体物理学者は、現在、宇宙が小さい点からこの信じられないような大爆発で、突然、膨らんだかもしれないと考えています。

　そして、73％の暗いエネルギーと23％の暗黒物質、4％の電子の形での普通の物質と超熱いわずかの量を形成したとも考えています。

　ビッグバンの後、１秒の範囲内でプラスマは、水素の最も一般の原子核の陽子と中性子を結合して形成すると共にクオークとして十分に冷やしたかもしれません。

　およそ3分後に、中性子の少ない分は、ヘリウムとリチウムの少量を形成するために急速な反応を受けた陽子（水素の重水素形状の原子核を生む重陽子）と結びつくことによって崩壊を逃れました。

　その他にもビッグバンによる元素合成に関するより多くの議論があります。

　その後、数十万年の間、宇宙は10億度ほどのとても熱いままで、通常の物質は、明らかに満ちたイオンと結合しない負荷電子のプラスマとして電離したままでした。

　宇宙は、星々、惑星と気体と塵の雲の様に、ごくわずかな普通の物質で構成されていないと思われています。

　30万年から40万年が、連続的な宇宙拡大の前に経過したかもしれません。

　そして、冷える電子を保って、中間の水素とヘリウム・ガスを引き起こす原子核ができました。

　現在の宇宙の大きさは、実質的に質量でビッグ・バンから作られる通常物質の４分の３が水素になった一方で、残りが全てヘリウムになったことを示唆しています。

　数字でおよそ9％がヘリウムで、全ての原子のおよそ10分の9は、まだ水素であるかもしれません。

　この最初の冷却の後、初期の宇宙は、暗くなりました。

Credit : WMAP, GSFC, NASA

　マイクロ波に対して赤方偏移したビッグバン段階の光子は、初期の宇宙が非常に平穏だったことを示唆します。しかし、わずかなエネルギー変動は、重力が暗くて通常の物質の集結を引き起こすのを可能にしました。

　ビッグバンの後の380,000年の周辺からの宇宙マイクロ波背景放射放射が初期の宇宙が著しく平穏だったことを示唆しています。

　けれども、おそらく、量子力学で予測される初期の宇宙膨張での小さい変化と関連がある非常に小規模な密度変動は、宇宙における物質の原始の分布状態で、不規則な結集につながったかもしれませんでした。それについて、およそ10分の9は暗黒物質から成るかもしれません。

　理論的には、重力の引きつける力は、これらの暗黒物質密度変化が時間とともにフィラメントと広がりの網状組織に凝縮する原因にならなければなりません。

　しかし、普通の物質と違って理論家にもよって仮定される暗黒物質は、星々で茶色の矮星と星の面影である白色矮星、中性子星、ブラックホールのような濃い物に崩壊することができないか、大部分は崩壊しませんでした。

Credit : Tom Abel, Greg Bryan, and Mike Norman

Credit : Tom Abel, Greg Bryan, and Mike Norman

Credit : Tom Abel, Greg Bryan, and Mike Norman

画像クリックで拡大したものを見られます。

Credit : Tom Abel, Greg Bryan, and Mike Norman

Credit : David Weinberg, Lars Hernquist, and Neal Katz

画像クリックで拡大したものを見られます。

Credit : David Weinberg, Lars Hernquist, Neal Katz, and
Jordi Miralda-Escud

Credit : Hao-Jing Yan, Rogier Windhorst, and Seth Cohen, Arizona State University, STScI, NASA

画像クリックで拡大したものを見られます。

Credit : Andrea Moneti, MSX Spirit-III

Credit : Adolf Schaller, STScI

画像クリックで拡大したものを見られます。

Credit & Copyright: Visualization: Ralf Kaehler (ZIB) & Tom Abel (Penn. State) Simulation: Tom Abel (Penn. State), Greg Bryan (Oxford) & Mike Norman (UCSD)

　1つのコンピュータ・シミュレーションによれば、若干の暗黒物質濃縮が、フィラメントの網状組織とビッグバンの後、1億年（z=24）ごろに重力の引きつける力で水素とヘリウム・ガスを引きつけた余地で凝縮し始めました。

　暗黒物質が現在、外の銀河の光輪と銀河系間の空間における普通の物質から比較的分離されると思われるけれども、二つは初めに混ざっていたかもしれません。

　暗黒物質が、より密集した繊維状の網状組織に凝縮したので、水素とヘリウム・ガスでできている普通の物質は、暗黒物質のこれらの相対的な濃度によって重力で引きつけられました。

　そして、気体のライマン-アルファ「森」雲を引き起こしました。

　暗黒物質フィラメントのおよそ30から100光年と測定できるかも知れない中核で、10万から100万の太陽の質量として雲が高密度塊りの核による引力の下で崩れました。

　これらの気体は、現在でもまだ、大部分が暗黒物質から成っています。

　水素とおよそ100万の太陽の質量の大きい暗黒物質茂みに引きつけられたヘリウム・ガスは、中心部に落ちたかもしれなくて、それによってさらに発生する暗黒物質とは異なり、ビッグバンの後の1億5500万年と同じくらい間もなく星々に崩壊したかもしれません。

　気体雲が縮むにつれて、圧縮は絶対温度で1,000Kより上の温度で気体を加熱しました。

　若干の水素原子は、分子の水素をつくるために高密度、熱い気体の中で、ペアを組みました。

　そして、原子の水素との衝突の後、赤外線を発することによって気体雲の最も高密度部分を冷やすのを促進しました。

　結局、そのような雲の最も密集した範囲の中の温度は、およそ200から300Kに落ちます。

　そして、気体圧を下げて、雲を重力でに結び付いた茂みに収縮し続けさせます。

　およそ1億5000万年後に、主に暗黒物質を持ったおよそ100万の太陽の質量の原始銀河の茂みは、普通の物質の崩壊している中心を囲みました。

　そして、大部分は水素とヘリウム・ガスから成りました。

　分子の水素による冷却は、崩れる網状組織を平らにした暗黒物質フィラメントのより大きい中核で、普通の物質ができました。

　そして、茂みを小型模型のような渦状銀河に似た形を作ってディスクを回転させました。

　このように、普通の物質は周囲の暗黒物質と分離しました。そして、放射を発することなくまたエネルギーを失わず、現在の銀河の後光のように平らなディスクの外で散らばる状態ではありませんでした。

　しかし普通の物質のディスク内で最も高密度な気体茂みは縮小し続けました。そして、結局、いくつかは最初の星々をつくるために決定的な崩壊を経ました。

　およそ100万の太陽の質量の原始銀河の茂みの中で、比較的より冷めた核から200の太陽の群になって原始の星ができました。

　しかし、最初の星を形成した茂みは、現在でも太陽の近くで星々をつくる分子のガス雲より30倍も暖かかったです。

　とても能率的にそのような雲を冷やす取り組みになる重い成分が、塵粒子と分子で不足したので、到達した最高温度は500から800Kであったかもしれません。

　それゆえに、ガスの比較的暖かい、原始のかたまりがその重力の下で崩れる必要があった最小限の「ジーンズ質量」は、現在、ほぼ1000倍あるだろうと仮定されています。

　天文学者のいくつかのチームによるいろいろなシミュレーションの結果は、これらのほとんど「金属のない」茂みがさらに小さい茂みへと分裂することに耐えることができたことを示唆します。

　それゆえに、しばしば、集団 III 星と呼ばれる熱くて明るい最初の星々は、100から1,000の太陽の集団で非常に大きかったかもしれませんでした。

　少なくとも1つのシミュレーションは、星を形成する雲と激しい放射の繰り返される分裂に対する抵抗のために、一旦、星がつくられるならば、1つの大きい星だけが各々の原始銀河の茂みにできたかもしれないことを示唆します。

　重力の引きつける力は、初期の宇宙で暗黒物質の相対的な濃度の周囲で中間の水素気体の雲を引き起こしました。そして、フィラメントと広がりの網状組織に合体していました。

　いろいろなコンピュータ・シミュレーションは、最初の星々がビッグバンの後、1億及び2億5000万年の間に現れたことを示唆します。そのとき、宇宙は、現在の大きさの少なくとも30分の1に拡大していました。

　2003年に天文学者は、宇宙マイクロ波背景放射のＮＡＳＡの最近のWMAP衛星画像の分析が、この原始の光が星々の最初の生成によってイオン化したことを示すと発表しました。そして、それはビッグバンの後、2億年以内だけで移り変わったかもしれません。

　大きい星々のこの最初の世代に火をつけたとき、いわゆる「宇宙暗黒時代」は終わりました。

　その時でさえ、これらの星々は、少しの吸収する中間の水素の「霧」によって囲まれました。

　中間の水素気体のライマン-アルファ雲は、初期の銀河の中心核でクェーサーを生み出す時まで進化し続けました。

　最初の星々のほとんどまたは全てが、300万年から400万年までの範囲内で超新星として爆発しました。

　そして、他の崩壊している原始の銀河の茂みを汚染していた銀河系間の空間に広く、生成したさらに重い成分を分散させたかもしれません。

　いくつかは、より多くの大規模なホールとして最初のクェーサーと小さい原始銀河を作るために凝集したブラックホールを生み出したかもしれませんでした。そして、時間とともに今日のさらに大きな銀河に合体しました。

　2003年に天文学者は、最初の星々、おそらく白色矮星を含むタイプ Ia の超新星からの鉄が、ビッグバンの後、10億年の範囲内で「大規模で化学的に豊かな銀河が作られた」ことを示したと発表しました。

　そして、最初の星々は、超大規模なブラックホールの誕生に先行したかもしれませんでした。

　最初の星々は、原始銀河の創造に至りました。少なくともおよそ134億年前までにあったかもしれません。

　これは、宇宙が現在およそ140億年を経ているとするならばです。

　最初の星々が、非常に大きいならば、天文学者はあっという間の生涯であった局地的な宇宙で「ゼロ金属性質」の星々を少しも決して見つけられないかもしれません。

　若干のコンピュータ・シミュレーションは、これらの非常に大きい星々が260以上の太陽の集団または140未満の太陽の集団だった間、そのような星々によって発生する超新星になければならないことを示します。

　そして、重要な大規模な放出とこれらの星々以外で誕生したブラックホールは、周囲の媒体を金属で豊富にすることに貢献しませんでした。

　しかし、これらの初期の原始銀河の中心核に気体の存在量があれば、そのような大きい星々のブラックホール残りは、XTE J1550-564のようなミクロのクェーサーを作ったかもしれませんでした。

　多くの集団 III の星々は、多分、ピストル星より大きかったでしょう。

　そして、300万年前に誕生した最初の200の太陽の集団が、すでに放出した半分を持っていたかもしれません。

　しかし、太陽集団が140から260の範囲で生まれた初期の星々は、全く違って短い生涯を終えたかもしれません。

　理論的には、「中間の」大きいそのような星の超新星内破は、あらかじめ総合した全ての重い成分を放出することによって、面影を銀河系間の媒体の金属濃縮に貢献しない巨大な熱核爆発を引き起こします。

　その後、これらの金属の存在は、気体の冷却の特性を変化させる原因となり、生まれた集団 II と I の星々の以降の世代で大きさが縮小しました。

　例えば、HE 0107-5240とソールのそれぞれが、恒星間の気体の金属集合で太陽の相対量の1/1000として少しだけ届いたときです。

　最初の星々は素晴らしい輝度で１億から２億５千万年の間の「暗黒時代」を照らしました。

　そして、重い成分の迅速な創造と明るいクェーサーと原始銀河を作るために融合したブラックホールに至りました。

　天の川の後光でのHE 0107-5240の発見は、太陽より大きくない星々が非常に金属の少ない気体からできる可能性について証明しました。

　大部分の現在の理論上の計算が、より重い成分が能率的に気体雲を冷やすために必要であり、星々に縮約してビッグ・バンから低い質量の星々を作り上げることが非常に難しかったことを示しています。

　それゆえに、この発見は予想外でした。

　しかし、HE 0107-5240の存在は、必要な冷却を成し遂げる他の何かがあったことを示唆します。

　さらに、星の発見は比較的低い質量の集団 III の星々さえ誕生させたようであると一部の天文学者が提案して、今日まで存続しました。

　そして、銀河の後光の遠い範囲で、主系列矮星として平易な探知可能より下でかすかにまだ輝いています。

　最初の星々は、しかし、「再イオン化」した太陽の100万倍とおそらく同じくらいで激しい紫外線放射を発し始めました。陽子核から離れて電子にエネルギーを与えることによって中間の水素原子でした。

　徐々に、最初の星々は、より明るい空間のより広い泡をつくりました。

　これらの星々の生涯が短いものであったので、おそらく、その水素雲が数百万年で消えることで別の星々を生成しました。

　紫外線の古いクェーサーからの強い吸収が、ビッグ・バンの8億6千万から9億年の後、中間の水素の最後のパッチがその時イオン化していたことを示唆します。