如果你想了解宇宙中发生了什么，首先你必须有能力去看到。今天我们理所当然地知晓宇宙对光是透明的，并且从遥远天体发出的光可以畅通无阻地穿越空间到达我们眼中。但这些情况在宇宙中不是一直如此。
事实上，宇宙中有两种方式会阻止光以直线传播。一种方式是让宇宙中充满自由而不受约束的电子，然后光将与电子一起散射，在一个随机确定的方向上反弹。另一种方式是让宇宙中充满由中性原子聚集而成的团块，然后光将会被这些物质阻挡，就像固体物质会阻挡光一样。我们真实的宇宙中两种情况都存在，直到这些障碍都被克服的时候宇宙才对光变得透明。
图解：在宇宙大爆炸开始后的仅仅几十万年，中性原子开始形成。最早的一批恒星一度将这些中性原子再度电离，但是直到恒星和星系形成数亿年后，这个再电离的过程才最终完成。
在宇宙的早期阶段，组成我们所知道的一切事物的原子并不是紧密聚集在一起呈现中性，而更准确地说是被电离的：即处于等离子体状态阶段。当光经过一团足够致密的等离子体时，光会在电子上散射开，被吸收和重新发射到各个无法预测的方向上。
这时一个矛盾的过程发生了，即使是在这些早期阶段。这些等离子体是由电子和原子核组成的，这就非常有利于它们结合在一起。即使在宇宙的早期也确实会发生这样的事，只要能量足够高的光子射入就能将它们再次分离。
图解：当宇宙结构扩张的时候，所有辐射的波长也在伸展。这就导致宇宙变得不怎么活跃了，在早期自发的高能活动过程在之后不再发生了，宇宙进入冷却时代。此后需要几十万年的冷却才能使宇宙中形成中性原子。（伊森·西格尔/《超越银河系》）
在宇宙扩张的过程中，宇宙密度在变得稀疏的同时，粒子也变得越来越不活跃。空间结构自身的扩张，也影响到了每个光子在其中的传播。由于光子的能量取决于其自身的波长，在波长变长的时候，光子开始转换—即红移—转向低能量状态。
这时就仅仅只是时间的问题了，之后直到宇宙中所有的光子的能量降低到一个关键的临界值：这个能量值要能使电子从早期宇宙中的单个原子上被撞击下来。在宇宙大爆炸后花费了数十万年的时间才使得光子丢失足够的能量来使中性原子的形成成为可能。
图解：在宇宙的早期（左），由电子散射出的光子具有足够高的能量来将任何原子撞击回电离状态。一旦宇宙温度变得足够低，并且缺乏这样的高能量光子（右）的时候，它们与中性原子之间将不会发生反应。取而代之的是它们会在宇宙中无序地自由传播，因为它们不具备合适的波长来使这些原子保持在一个高能量状态。（伊森·西格尔/《超越银河系》）
许多宇宙事件发生在这个时期：早期不稳定的同位素放射性衰变；物质活跃性的增强变得比辐射更占据主导地位；引力将物质聚集在一起的萌芽开始形成。在光子红移越来越强烈时，阻碍中性原子形成的另一个障碍出现了：在电子被质子捕获的时候光子被发射了。每当一个电子被原子核成功地俘获时，会发生两件事情：
1）这个过程中将会发射一个紫外光子，因为原子跃迁总是以预定的方式降低能级。
2）光子会被其他粒子轰击，包括宇宙中数以十亿计的存在于电子上的光子。
每当形成一个稳定的中性原子，总会放射出一个紫外光子。这些光子会继续沿直线传播，直到遭遇处于电离状态的原子核。
图解：当自由电子被氢原子核合并，电子的能级会下降，然后发射光子。为了在早期宇宙中行成稳定的中性原子，这些原子必须达到基态，而不致产生紫外光子使另一个同样的原子被电离。
在这种机制下没有额外的中性原子产生，因此仅是通过这样的途径，宇宙就不会对光透明。然后另一种效应来了，它将占据支配地位。难以置信的是在这种效应下，花费了大约10万年的时间使原子变得稳定和中性，那又是这个故事的另一段不可思议和复杂的部分了。
大多数时候，在一个氢原子中，当一个电子达到第一基态后，仅仅只是跌入到最低能级，并以一个特征的能量发射一个紫外光子：莱曼ɑ光子。但是每一百万次的转换中会有一次是通过另一个不同的方式使电子的能级降低，这时将会发射两个低能量光子。这就是被称作两光子衰变或转换的反应，它是导致宇宙变中性的主要原因。
图解：你将有一个难得的机会通过发射两个同能量的光子来从一个“s”轨道转换进入一个低能量的“s”轨道。两光子转换甚至发生在2s（第一激发态）状态和1s（基态）状态之间，大约每一百万次转换中会有一次。（R·罗伊等，《光学快讯》25(7)：7960·2017年4月）
每当发射一个单光子的时候，几乎总是会与另一个氢原子发生碰撞，激发并导致氢原子的再次电离。但是当发射的是两个光子的时候，很难使两个光子同时击中同一个原子，这就意味着会有额外的中性原子增加。
虽然很少见，但是在两光子转换的过程中中性原子首次形成。它使我们的宇宙从一个酷热的等离子体状态进入一个几乎同样酷热充满100%中性原子的状态。虽然我们说在宇宙大爆炸38万年后形成了原子，但这个过程其实又持续了缓慢的10余万年的时间，才使得这个图景完全实现。一旦这些原子呈中性以后，就不会再有宇宙大爆炸的光产生了。这就是宇宙最初的CMB（宇宙微波背景辐射）：宇宙微波背景辐射。
图解：一个扩张和冷却的宇宙中自由电子和质子与光子碰撞转换为中性原子并对光子透明。左图展示的是宇宙微波背景辐射发射之前电离的等离子体，右图展示的是之后转换为中性宇宙并对光子透明的图景。电子之间的散射，以及电子和光子之间的散射可以很好地被狄拉克方程解释，但是光子与光子之间的反应目前还没有方程可以解释。（图片版权：AMANDA YOHO）
宇宙微波背景辐射是宇宙首次对光变得透明的标志。宇宙大爆炸的残留光子现在具有长波长和低能量，可以自由地穿越宇宙。在自由电子消失后—被约束进稳定的中性原子—没有什么可以阻止和迟滞这些光子了。
因为中性原子现在充斥于宇宙的每个角落，并且扮演着一个隐伏的角色。当中性原子导致宇宙对低能量光子透明的时候，这些中性原子将会聚集在一起形成原分子云、尘埃、以及气体的聚合物。在这些结构中的中性原子可能会对低能量的光子透明，但是那些由恒星发射的高能量光子将会被中性原子吸收。
图解：宇宙第一批恒星开始运转的图景。在没有金属为恒星降温的时候，在只有大质量星云的庞大聚合体中会诞生恒星。直到有足够长的时间使引力在大尺度上产生影响之前，在早期只有小尺度上可以形成结构，恒星将会发现它们发出的光无法在不透明的宇宙中传播多远。（NASA）
在现今宇宙中原子都是中性原子，它们对星光的阻滞效应相当有效。我们期待已久要求宇宙对光透明的结构现在反而使得其对不同波长的光子再次不透明：由恒星产生的紫外光，可见光，以及近红外光。
为了使宇宙对这些另外的光透明，我们就需要将它们全部再次电离。这就意味着我们需要一个强烈的紫外辐射源来发射高能量的光将电子从束缚它们的原子上轰击下来。
换句话说，宇宙需要形成足够多的恒星才能成功地使其中的原子电离，从而使脆弱，低密度的星际间介质对星光透明。
图解：这四张图展示了四种不同波长光下的银河系中心区域，在顶部的是长波长（亚毫米）光下的，接下来是远至近红外光（第二和第三）光下的，最后是可见光视角下的银河系。请注意，尘埃带和前景中的恒星在可见光波段下遮挡了银河系中心，但在红外光波段下并没有遮挡太多。
我们甚至可以在我们的星系中看到这个景象：银河系中心在可见光波段下不可见。银面中富集的中性尘埃和气体极有效地阻滞了高能量的紫外光和可见光，但红外光却不受影响畅通无阻。这就解释了为什么是星光而不是宇宙微波背景辐射会被中性原子吸收。
幸运的是，我们宇宙中形成的恒星尽可能的巨大而热，并且多数恒星都比我们的太阳更加明亮和酷热。宇宙早期的恒星是我们太阳的十倍，百倍，或者千倍大，意味着它们表面的温度可以达到几万度，并且亮度是太阳的数百万倍。这些宇宙巨怪是中性原子在宇宙中传播的最大威胁。
图解：宇宙中的第一批恒星被主要是由中性原子所组成的氢气围绕，这些氢气吸收星光。这些氢气使得宇宙对可见光、紫外光和大部分的红外光不可见，但长波光如无线电则在宇宙中畅通无阻。(NICOLE RAGER FULLER / NATIONAL SCIENCE FOUNDATION)
接下来发生的事就是让足够多的恒星产生的丰富的紫外光子充溢宇宙。如果它们能电离足够多的充斥于星系间介质的中性物质，它们就能在任意方向为星光扫清道路而让其无阻穿行。
最初的恒星对此有微弱的影响，但是最早的恒星寿命很短暂。在我们宇宙的最初的几亿年里形成的所有恒星几乎都无法使宇宙中的多少物质保持中性。但是，当星团合并在一起形成第一个星系时，这种情况开始改变。
图解：CR7星系的简图，CR7星系是首批观测到的被归入第三星系群的星系：第三星系群是宇宙中最早形成的一批恒星。詹姆斯·韦伯太空望远镜将会揭开这个星系以及和它类似星系的真正图景，并且即使尚未完成电离作用，也将能够对这些星系进行测量。(ESO/M. KORNMESSER)
当大量的气体团、恒星以及其他物质聚集在一起后，触发了恒星形成的一次大爆发，这些恒星前所未有地照亮了宇宙。随着时间的流逝，大量的现象同时发生：
聚集大量物质的区域吸引着甚至是早期的恒星和星系群靠近它们，那些之前没有恒星形成的区域也开始形成恒星，并且那些形成早期星系的区域也开始吸引其他年轻的星系，所有这一切都有助于增加宇宙中恒星的形成比率。
如果我们绘出这个时间段宇宙的图景，我们会看到在宇宙存在的最初几十亿年里恒星的形成保持在一个相对稳定的速率。在一些有利的区域，我们可以观察到在大多数区域再电离之前有足够多的物质在足够早的时间发生了电离；在其他区域，可能要花费20-30亿年的时间才能让中性物质消散。
如果你去描绘大爆炸至今宇宙中中性物质的图景，你将会发现在中性物质聚集的时候其电离化就已经发生了，并且你将会发现这些电离物质中的大部分花费了数亿年的时间消失了。这个过程并不均衡，总是优先地从宇宙中物质最密集的地方开始发生。
图解：宇宙历史的原理示意图，重点是电离。在恒星和星系产生前，宇宙中充溢阻挡光的中性原子。在宇宙产生5.5亿年之前，大部分的宇宙仍然处于未电离状态的时候，一些区域达到全电离状态要早于另一些区域。再电离的主要初始辐射波产生于宇宙诞生后2.5亿年左右，然而一些幸运的恒星可能在大爆炸后5000万到1亿年就形成了。运用如詹姆斯·韦伯太空望远镜这类合适的工具，我们将能够发现最早期的星系。(S. G. DJORGOVSKI ET AL., CALTECH DIGITAL MEDIA CENTER)
平均说来，从宇宙大爆炸起到电离化和对星光透明花费了5.5亿年的时光。我们从对极端遥远的类星体的观察中看到了这一点，类星体持续显示着只有中性的中间物质才能引起的吸收特征。但是宇宙中各个地方的再电离不是同时发生的，不同地方和不同方向上达到完全电离的时间各不相同。宇宙并不均匀，恒星、星系和在其中形成的物质团块也是不均匀的。
宇宙诞生后大约38万年时开始对大爆炸遗留下来的光透明，从那以后宇宙开始对长波光保持透明。但是直到宇宙诞生后5亿年才对星光完全透明，并且一些地方对光透明地早而另一些地方晚。
为了使观测不受这些局限，我们需要一个可以探测辐射波长越来越长的天文望远镜。如果一切顺利的话，詹姆斯·韦伯太空望远镜在这个时代最终将会如它的使命所在那样打开我们面向宇宙的视野，那儿将会对宇宙大爆炸的辉光而不是星光透明。当它向宇宙睁开它的眼睛时，我们将会了解宇宙是如何从我们知之甚少的黑暗时代中逐渐成长的。
参考资料
2.天文学名词
3. medium- Ethan Siegel- Odyssey
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