当我们眺望遥远的宇宙时，我们也在回顾宇宙的过去。物体离我们越远，光线从物体传到我们眼睛的时间就越长。每当我们观察到更遥远的天体时，我们就会看到更古老的时间，我们也更接近大爆炸。

关于宇宙我们所能看到最早的线索就是宇宙微波背景辐射，或者称为宇宙大爆炸留下的余辉。微波背景是在宇宙冷却到足以形成中性原子的时候，宇宙发出的第一缕光线，我们所看到的就是宇宙只有38万年历史时的快照！

但是有一个关于大爆炸的理论预测比微波背景的时代还要早；这也是我们对宇宙最早的一个可验证的预测！

宇宙中的第一批原子是怎样形成的

大爆炸模型不仅告诉了我们宇宙应该在什么时候第一次形成中性原子，而且还告诉我们第一次形成原子的类型是什么？

现在的宇宙正在膨胀和冷却，这意味着在遥远的过去，宇宙温度更高、密度更大！所以，在宇宙还不到38万年的时候，由于温度太高，中心原子会被电离为原子核和电子，如果我们回到更早的时代呢？

在某一时期，宇宙的辐射能量大到连原子核都无法形成，甚至在更早的时候，连单个质子和中子都没有！当宇宙只有几分之一秒的时候，我们所拥有的只是一个由夸克、胶子、轻子、反轻子和超能辐射组成的等离子体海洋，所有的粒子都在早期宇宙的原始汤中旋转！

在这种状态下，所有的粒子都以极快的速度碰撞，并处于热平衡状态。粒子-反粒子对的产生和湮灭发生的十分迅速。然而，这时存在的大部分粒子都不稳定，随着宇宙的膨胀和冷却，重的轻子和夸克发生了衰变，多余的物质和反物质相互作用并湮灭，剩下的夸克（上下夸克数量大致相等）冷却到足以凝结成单个的质子和中子。到宇宙诞生10微秒的时候，质子和中子的数量大致相等。

但是这时的宇宙也充满了电子和反电子，也就是我们所知的正电子。由于电子是除了中微子第二轻的粒子，它们的反应横截面很小，由于宇宙的膨胀，两个正反电子很难发现对方，并且相互作用发生湮灭。而电子与质子和中子的碰撞几率就大的多。

每当质子与能量充足的电子碰撞时，就会产生中子和中微子，而每当中子与能量充足的正电子碰撞时，就会产生质子和反中微子。最初，这些反应以相同的速度进行，形成一个正常物质由50%质子和50%中子组成的宇宙。

由于质子比中子轻，而且更加稳定，所以在相互转化的过程中宇宙更倾向于保留更多的质子。到宇宙诞生三秒钟的时候，由于能量的降低相互转化基本就停止了，这时的宇宙是由85%的质子和15%的中子组成。在这个时候，质子和中子就开始尝试进行核聚变，进入氘，氢的第一个重同位素！

但是此时的宇宙中每一个质子或中子都对应超过10亿个光子，所以光子的密度温度还是太高，形成的氘很快会被光子炸开。这个时候唯一可以做的就是等，等宇宙冷却直到温度合适到足以产生氘。与此同时，在这个过程中还会发生另外一件事：中子本身是不稳定的，一些中子会衰变为质子、电子和反电子中微子。下图：其实就是一个下夸克释放出了一个w玻色子，转变为上夸克的过程。

当宇宙诞生三到四分钟的时候，温度已经冷却到了合适的程度，宇宙最终通过了氘瓶颈。这时由于衰变，宇宙大约有88%的质子和12%的中子。

氘一旦可以稳定的形成，这时宇宙会非常迅速，并且连续地向氘核添加质子或中子，沿着元素的阶梯向上攀升，制造氚或氦-3，然后，制造出非常稳定的氦-4！

到最后几乎所有的中子都以氦-4原子核的形式存在，在核合成之后，氦-4原子的质量占总原子质量的24%。剩下的76%是氢原子核，也就是单个质子。氦-3、氚（衰变为氦-3）和氘中也有非常小的比例（在0.001%到0.01%之间），这些同位素于氦-4核融合形成了比例更小的锂或铍。

由于各种因素的综合作用，缺乏稳定的质量5或质量8的原子核，还有宇宙膨胀导致的温度密度降低，以及较重的同位素强烈的电斥力，所以宇宙的核融合也就到次结束了。并没有形成更重的元素，以上就是宇宙大爆炸对宇宙轻元素形成的预测。

宇宙微波背景辐射对轻元素丰度的验证

后来根据我们对宇宙微波背景的了解，（微波辐射中的物质功率谱）我们可以精确地确定氦-4、氦-3、氘和锂-7的确切含量。也进一步验证了宇宙大爆炸模型中最伟大的预测之一：宇宙轻元素丰度。

在原子核形成以后，宇宙接下来就是简单地膨胀和冷却，而不稳定的同位素（比如氚）会衰变为稳定的同位素，直到这些在大爆炸的核熔炉中形成的原子核能够安全地捕获电子并变成中性原子。

下面我就需要找出宇宙中的第一批原子，测量元素的丰度！

想看到第一批原子，并测量这些原子的丰度是多少，这个任务十分艰巨。为什么呢？让我们来看看，如果我们往外看早期的宇宙，我们能看到什么。

我们想看到的宇宙的第一批原子，但是这些原子存在于宇宙的黑暗时期。这会带来很大的问题。

我们探测宇宙中元素的方法是通过原子中电子的跃迁，我们都知道每一种原子有自己特殊的吸收和发射光谱。如果原子温度足够高，其电子就会处于激发态，电子从激发态下降到低能态时，原子就产生特定的发射线；如果原子处于低能态时就会产生特定的吸收线，这个发射线和吸收线是对应，原子发射什么就会相应的吸收什么。如果这些原子后面有一个热源，那么这个热源的光子就会被特定的原子吸收特定波长的能量。这和我们看太阳的组成类似。

但是问题是，这些“黑暗时代”的原子本身温度太低太冷，不会发射出发射线，而从原子后面发出的辐射能量太低，无法产生特定的吸收线！所以，我们必须等待万有引力把足够多的原子吸引到一个地方，这样宇宙就能制造出足够的能量来诱导早期原子的吸收特性！

当原子气体云发生引力坍缩后，局部的物质变得足够稠密，最终导致了宇宙第一颗、第一批恒星的诞生！在宇宙大爆炸之后的五千万到一亿五千万年间，这些恒星就诞生于首先形成密度最大、坍缩速度最快的区域，而其他的区域则保持着中性状态，没有恒星，并且保持着很长时间的原始状态。

下面的问题是，当宇宙创造出第一代恒星的时候，中性原子会阻挡来自恒星的可见光，就像下图中一团厚厚的星际气体会阻挡来自后面恒星的星光一样。

所以，如果我们想要看到来自恒星（任何光源）的光，首先就需要的是去除宇宙中的中性原子，不然我们什么都看不到。唯一的办法就是要等待整个宇宙中形成足够多的恒星，恒星的强烈辐射会重新电离宇宙中绝大多数（99%+）的中性原子。毫无疑问，宇宙在10亿年的时间就独自完成了这一切，电离了所有的中性原子，也就是我们常说的宇宙再电离时代。

你有没有发觉这里有个问题，貌似是个死循环。你看，引力塌缩形成了第一批恒星，这些恒星会在很短的时间内死亡，大概也就几十、几百万年，恒星死亡后产生的重元素会污染周围的宇宙，而且恒星的聚变还会破坏轻元素的丰度，而这些轻元素正是我们要测量的！

这好像是一个两难的困境。那么我们怎样能首先测量原始原子的丰度呢？有一个希望。

宇宙中有存在一些超低质量的孤立星系，如上图中的唧筒座矮星系。

理论认为，非常孤立的物质团块，其质量仅相当于银河系的0.0001%，在超过10亿年的时间里，不会形成任何恒星，也不会受到附近恒星的污染。我们要找的就是这样的天体。

在遥远宇宙的最深处，最明亮的物体当属类星体，其中有相当数量的类星体在宇宙再电离的最后阶段，也就是宇宙变透明的时候是可见的。幸运的是，科学家经过几十年对类星体光谱的分析，由富玛伽利、奥米拉和普罗查斯卡组成的团队在类星体的光谱中发现了两团来自宇宙大爆炸未受污染的原始气体！

这不仅是我们所发现的污染最轻、最原始的原子样本，也是我们目前对原始元素丰度最好的测试，从光谱吸收线的强度来看，这些轻元素的丰度与大爆炸的预测相符！

对原始气体元素丰度的检测和微波辐射背景物质功率谱对轻元素丰度的测量，这两个本质上独立的实验得到的数据完美一致，标志着宇宙大爆炸理论的巨大成功。