电子如何与原子核结合，开启中性宇宙的“黑暗时代”
大爆炸之后，宇宙在最初的几十万年里处于炽热、致密的状态，质子和电子存在于类似等离子体的“汤”中，向四面八方散射光子。在此期间，物质和辐射紧密耦合，使宇宙变得不透明。最终，随着宇宙膨胀和冷却，这些自由的质子和电子结合形成中性原子——这一过程被称为 重组复合大大减少了可用于散射光子的自由电子的数量，这实际上使得光首次能够畅通无阻地穿越宇宙。
这一关键转变标志着宇宙微波背景辐射（CMB）的出现——这是我们所能观测到的最古老的光——并标志着宇宙“黑暗时代”的开始，这一时期尚未形成任何恒星或其他明亮光源。在本文中，我们将探讨：
- 早期宇宙的热等离子体状态
- 复合背后的物理过程
- 第一个原子形成所需的时间和温度条件
- 由此产生的宇宙透明度和 CMB 的诞生
- “黑暗时代”及其如何为第一批恒星和星系的形成奠定基础
通过了解复合的物理学，我们可以深入了解为什么我们今天看到的宇宙，以及原始物质如何演变成充满宇宙的复杂结构——恒星、星系和生命本身。
2. 早期等离子体状态
2.1 热的离子汤
在宇宙的最初阶段——大约在大爆炸后38万年——宇宙密度高、温度高，充满了由电子、质子、氦核和光子（以及微量其他轻原子核）组成的等离子体。由于能量密度极高，自由电子和质子频繁碰撞，而光子则不断散射。如此高的碰撞率和散射意味着宇宙实际上是不透明的：
- 光子无法传播很远就会被自由电子散射（汤姆逊散射）。
- 由于等离子体中频繁的碰撞和高热能，质子和电子基本上保持不受束缚的状态。
2.2 温度与膨胀
随着宇宙膨胀，其温度（T）的下降速度与其标度因子a(t)大致成反比。大爆炸后，宇宙在数十万年的时间尺度上从数十亿开尔文冷却到几千开尔文左右。正是这一冷却过程最终使得质子与电子结合。
3. 重组过程
3.1 中性氢的形成
“复合”这个术语有点用词不当——这是电子和原子核的第一次结合（前缀“re-”是历史性的）。主要通道是质子捕获电子形成中性氢：
p + e− →H + γ
其中 p 是质子，e− 是电子，H是氢原子，γ是光子（电子跃迁至束缚态时释放）。由于此时中子大部分已被束缚在氦原子核中，或以微量游离态存在，氢原子迅速成为宇宙中最丰富的中性原子。
3.2 温度阈值
复合需要宇宙冷却到足够低的温度，以使束缚态保持稳定。氢的电离能约为13.6 eV，大致相当于几千开尔文（约3000 K）的温度。即使在这样的温度下，复合也不会立即发生，也不会完全有效；如果自由电子与新形成的氢原子碰撞，它们仍然有足够的动能逃脱束缚。这个过程在数万年的时间里逐渐发生，但在z附近达到峰值。 ≈ 1100（其中 z 是红移），或大爆炸后约 380,000 年。
3.3 氦的作用
复合故事中较小但重要的部分涉及氦（主要是 4氦）。氦原子核（两个质子和两个中子）也会捕获电子形成中性氦，但由于结合能较高，这一过程通常需要略有不同的温度阈值。氢复合最为丰富，在减少自由电子数量和使宇宙透明方面发挥了主导作用。
4. 宇宙透明度和宇宙微波背景辐射
4.1 最后散射表面
在复合之前，光子经常与自由电子发生散射，因此它们无法传播很远。由于原子形成后自由电子密度急剧下降，光子的平均自由程在大多数宇宙距离内实际上变得无穷大。“最后散射面”是宇宙从不透明过渡到透明的时期。这一时期释放的光子——大约在大爆炸后38万年——就是我们现在观察到的宇宙微波背景辐射（CMB）。
4.2 宇宙微波背景辐射的诞生
宇宙微波背景辐射（CMB）代表着我们在宇宙中所能观测到的最古老的光。它首次发射时的温度约为3000开尔文（可见光/红外波长）。在随后138亿年的宇宙膨胀中，这些光子红移到微波区域，对应的当前温度约为2.725开尔文。这些残留辐射蕴含着关于早期宇宙的组成、密度涨落和几何形状的丰富信息。
4.3 为什么 CMB 几乎均匀
观测表明，宇宙微波背景几乎是各向同性的——i.e……，它在各个方向上的温度几乎相同。这表明，在重组时，宇宙在大尺度上极其均匀。在宇宙微波背景中观察到的微小各向异性（约为十万分之一）正是宇宙结构的种子，这些种子最终发展成为星系和星系团。
5. 宇宙的“黑暗时代”
5.1 没有恒星的宇宙
宇宙重组后，主要由中性氢（以及一些氦）、散射暗物质和辐射组成。当时还没有恒星或发光物体形成。宇宙是透明的——但实际上是黑暗的——因为除了宇宙微波背景辐射（CMB）微弱（且持续红移）的辉光外，没有其他明亮的光源。
5.2 黑暗时代的持续时间
这些黑暗时代持续了数亿年。在此期间，宇宙中密度稍大区域的物质在引力作用下持续聚集，逐渐形成原星系云。最终，第一批恒星（第三代恒星）和星系点燃，开启了一个被称为宇宙再电离的新时代。此时，来自最早恒星和类星体的紫外线辐射再次使氢离子化，结束了黑暗时代，从那时起，宇宙大部分由电离气体构成。
6. 重组的意义
6.1 结构形成和宇宙学探测
复合为后续结构的形成奠定了宇宙的基础。一旦电子结合成中性原子，物质就能在引力作用下更有效地坍缩（无需自由电子和光子的高压支持）。与此同时，不再散射的宇宙微波背景光子保留了当时状态的快照。通过分析 CMB 波动，宇宙学家可以：
- 测量重子密度和其他关键宇宙学参数（e.g.、哈勃常数、暗物质含量）。
- 推断导致星系形成的原始密度波动的幅度和规模。
6.2 测试大爆炸模型
大爆炸核合成（BBN）预测（针对氦和其他轻元素）与观测到的宇宙微波背景（CMB）数据和物质丰度的一致性，有力地支持了大爆炸模型。此外，CMB近乎完美的黑体光谱及其精确的温度测量证实，宇宙曾经历过一个炽热致密的阶段——这是现代宇宙学的基石。
6.3 观察意义
诸如威尔逊-梅克伦堡微波背景辐射（WMAP）和普朗克等现代实验已绘制出极其精细的宇宙微波背景辐射图，揭示了细微的各向异性（温度和极化模式），这些各向异性可以追溯宇宙微波背景辐射的结构萌芽。这些模式与复合的物理原理密切相关，包括光子-重子流体中的声速以及氢原子变为中性的确切时间。
7.展望未来
7.1 黑暗时代的观察
虽然黑暗时代在大多数电磁波长下仍然不可见（没有恒星），但未来的实验旨在探测来自中性氢的21厘米信号，以直接探索这个时代。这样的观测可以揭示物质在第一批恒星出现之前是如何聚集的，并为了解宇宙黎明和再电离的物理学提供一个窗口。
7.2 宇宙演化连续体
从复合结束到第一批星系的出现以及随后的再电离，宇宙经历了剧烈的变化。了解每个阶段有助于我们拼凑出宇宙演化的连续叙事——从简单、近乎均匀的等离子体到我们今天所居住的、结构丰富的宇宙。
8. 结论
电子与原子核结合形成第一批原子的过程，是宇宙历史上一个至关重要的里程碑。这一事件不仅催生了宇宙微波背景辐射，也开启了宇宙结构形成的过程，最终形成了恒星、星系以及我们观测到的复杂宇宙结构。
重组之后的时期被恰当地称为“黑暗时代”，这是一个缺乏光源的时代。重组过程中播下的结构的种子在引力作用下继续生长，最终点燃了第一批恒星，并通过再电离结束了黑暗时代。
如今，对宇宙微波背景辐射的精确测量和对中性氢 21 厘米线的探测努力正在揭示有关这一变革时代的更多细节，使我们更接近宇宙演化的全面图景——从大爆炸到第一个宇宙光源的形成。
参考 & 进一步阅读
- Peebles，PJE（1993）。 物理宇宙学原理。 普林斯顿大学出版社。
- 科尔布，EW， & Turner，MS（1990）。 早期宇宙。 艾迪生-韦斯利。
- 苏尼亚耶夫，RA， & Zeldovich，YB（1970）。 “膨胀宇宙中物质与辐射的相互作用。” 天体物理学和空间科学， 7，3–19。
- Doran，M.（2002）。 “宇宙时间——重组的时间。” 物理评论D， 66，023513。
- 普朗克合作组织。（2018 年）。 “普朗克2018结果。VI.宇宙学参数。” 天文学 &天体物理学， 641，A6。
有关复合如何与宇宙微波背景相联系的介绍，请查看以下资源：
- 美国宇航局的威尔金森微波背景辐射 &普朗克站点
- 欧洲航天局的普朗克任务（宇宙微波背景辐射的详细数据和图像）
通过这些观察和理论模型，我们不断完善对电子、质子和光子如何分离的认识，以及这一看似简单的步骤最终如何为我们今天所看到的宇宙结构指明道路。