Владимир, спасибо за ссылку! Решил выложить кое-что интересное из этой статьи.
Темная эпоха Вскоре после Большого взрыва, через полмиллиона лет, началась эпоха, когда во Вселенной было совершенно темно, пусто и холодно. Темная эпоха продолжалась примерно 250 миллионов лет. Во Вселенной не было ни одной звезды, ни одной галактики. Если в начале Темной эпохи глаз человека еще мог бы заметить тускло-красное равномерное свечение неба, то теперь темнота стала вездесущей. Пространство было заполнено главным образом темной материей и реликтовым излучением, которое тогда было более коротковолновым (инфракрасным), соответствовало примерно 150 К (-120°С) и продолжало остывать по мере расширения пространства. Барионная материя составляла 1/10 темной и состояла из атомов водорода и гелия в пропорции 4:1 по массе. Когда связь реликтового излучения с веществом разорвалась и излучение стало самостоятельным явлением, красное смещение z составляло огромную величину, z = 1200. Это соответствует уже упоминавшемуся возрасту 400 тысяч лет. При z = 1100 температура снизилась до 3000 К, произошла рекомбинация плазмы, и частицы объединились в атомы. На этом, похоже, бурные события закончились, и наступила Темная эпоха. До образования первых звезд оставалось, по разным моделям, 200-400 миллионов лет довольно скучного времени, когда уже не было никаких критических процессов. Первые звезды, которые были огромными и очень яркими, определили всю дальнейшую историю Вселенной. Чего же они ждали, что до того задерживало звездообразование? Оказывается, запрет создавал сам механизм образования звезд.
Первые звезды При z > 15-20 водород оставался в основном в атомарной фазе. При сжатии температура газа в конденсации повышается до 1000 К и более и доля молекулярного водорода несколько увеличивается. При такой температуре дальнейшая конденсация невозможна. Но благодаря молекулярному водороду температура в наиболее плотной части конденсации снижается до 200-300 К и сжатие продолжается, преодолевая давление газа. Минимальная масса газовой конденсации, необходимая для образования звезды, масса Джинса, определяется степенной зависимостью от температуры газа, поэтому первые звезды имели массу в 500 -1000 раз большую, чем Солнце. В современной Вселенной при образовании звезд температура в плотной части конденсации может быть всего 10 К, потому что, во-первых, функции теплоотвода более успешно выполняют появившиеся тяжелые элементы и частицы пыли, во-вторых, температура окружающей среды (реликтового излучения) составляет всего 2,7 К, а не почти 100 К, как это было в конце Темной эпохи.
Образовавшиеся первые звезды были не только огромными, в 4-14 раз больше Солнца, но и очень горячими. Солнце излучает свет с температурой 5780 К. У первых звезд температура составляла 100 000-110 000 К, а излучаемая энергия превосходила солнечную в миллионы и десятки миллионов раз. Солнце называют желтой звездой; эти же звезды были ультрафиолетовыми. Сгорали и разрушались они всего за несколько миллионов лет, но успевали выполнить по крайней мере две функции, определившие свойства последующего мира. В результате реакций синтеза происходило некоторое обогащение их недр "металлами" (так астрономы называют все элементы тяжелее водорода). Истекающий с них "звездный ветер" обогащал металлами межзвездную среду, облегчая формирование последующих поколений звезд. Главным же источником металлов были взрывы некоторых звезд в качестве сверхновых. Наиболее массивная часть первых звезд в конце своего жизненного пути, по-видимому, образовала черные дыры. Мощное ультрафиолетовое излучение гигантских звезд вызвало быстро развивающиеся разогрев и ионизацию межзвездного и межгалактического газа. Это была вторая их функция. Такой процесс называют реионизацией, потому что он был обратным рекомбинации, завершившейся за 250 миллионов лет до этого, при z = 1200, когда образовались атомы и освободилось реликтовое излучение. Исследования далеких квазаров показывают, что реионизация практически закончилась при z = 6-6,5. Если эти две отметки, z = 1200 и z = 6,5, считать границами Темной эпохи, то она продолжалась 900 миллионов лет Сам период полной темноты, до появления первых звезд, длился короче, около 250 миллионов лет, причем теоретики считают, что в некоторых, совершенно исключительных случаях отдельные звезды могли появиться и раньше, но вероятность этого была очень низкой.
С образованием первых звезд Темная эпоха закончилась. Гигантские ультрафиолетовые звезды входили в протогалактики, образованные, главным образом, темной материей. Было бы интересно увидеть эти гигантские ультрафиолетовые звезды, но, несмотря на их огромную яркость, сделать это не удается: они находятся в области z = 8-12, а рекордом наблюдения удаленных объектов пока остается квазар при z = 6,37.
http://www.nkj.ru/archive/articles/687