Những ngôi sao đầu tiên trong vũ trụ là gì?

Nếu vũ trụ hiện nay 13,8 tỷ năm tuổi, nhưng càng nhìn xa về quá khứ thì tuổi của nó càng khác, vậy một ngôi sao được gọi là đầu tiên có ý nghĩa gì?

Trong vũ trụ vật lý của chúng ta, mọi thứ luôn diễn ra theo một trật tự nhất định. Mặt Trời, Trái Đất và phần còn lại của Hệ Mặt Trời đều hình thành tại một thời điểm cụ thể: khoảng 4,5 tỷ năm trước, ngay tại Dải Ngân Hà của chúng ta. Tuy nhiên, khi quan sát Mặt Trời một cách chi tiết, chúng ta phát hiện ra rằng nó chứa một tỷ lệ lớn các nguyên tố nặng: khoảng 1 – 2% khối lượng của Mặt Trời bao gồm các nguyên tố chỉ có thể được tạo ra từ các thế hệ sao trước đó. Vũ trụ của chúng ta, tuy nhiên, đã tồn tại được 13,8 tỷ năm: gấp ba lần tuổi của Mặt Trời. Nếu chúng ta có thể quay ngược thời gian về gần thời điểm khởi đầu của Vụ Nổ Lớn nóng, chúng ta sẽ thấy rằng các ngôi sao đã tồn tại trong phần lớn thời gian đó, nhưng chúng nguyên sơ hơn, ít tiến hóa hơn và chứa ít nguyên tố nặng hơn.

Ở một thời điểm nào đó, trong kịch bản tưởng tượng quay ngược thời gian này, chúng ta sẽ gặp một điều đáng chú ý: những ngôi sao đầu tiên trong lịch sử vũ trụ. Nếu quay ngược xa hơn nữa, chúng ta sẽ không tìm thấy ngôi sao nào, chỉ có các nguyên tử trung tính, và trước đó nữa là những trạng thái vật chất thậm chí còn nguyên thủy hơn. Nhưng việc tìm ra những ngôi sao đầu tiên thực sự có ý nghĩa gì? Đó là điều mà John Caponas muốn biết, khi viết thư hỏi:

Tôi không hiểu những ngôi sao đầu tiên là gì. Nếu vũ trụ xuất hiện một cách tự phát, thì chẳng phải tất cả các ngôi sao đều có cùng tuổi bất kể chúng nằm ở đâu sao?

Đúng là Vụ Nổ Lớn xảy ra một cách tự phát, và cũng đúng là thời gian là tương đối. Tuy nhiên, không, không phải tất cả các ngôi sao đều có cùng tuổi, và đó là điều chúng ta biết rất rõ. Dưới đây là câu chuyện thúc đẩy chúng ta tiếp tục hành trình tìm kiếm những ngôi sao đầu tiên trong vũ trụ.

Phổ ánh sáng nhìn thấy của Mặt Trời

Phổ ánh sáng nhìn thấy của Mặt Trời giúp chúng ta hiểu không chỉ về nhiệt độ và mức độ ion hóa của nó, mà còn về sự phong phú của các nguyên tố hiện diện. Những đường dài và dày là của hydro và heli, nhưng mọi đường khác đều đến từ các nguyên tố nặng, vốn phải được tạo ra trong các ngôi sao thuộc thế hệ trước, chứ không phải từ Vụ Nổ Lớn nóng.

Ngôi sao đầu tiên mà chúng ta từng khám phá là Mặt Trời của chúng ta. Không phải khám phá theo nghĩa là ngôi sao đầu tiên mà con người và tổ tiên loài người nhìn thấy (mặc dù điều đó có lẽ đúng), mà là khám phá theo nghĩa chúng ta đã tìm ra nó được tạo thành từ những gì. Câu chuyện đó bắt nguồn từ công trình tiên phong của Cecilia Payne, người vào năm 1925 đã trở thành người đầu tiên hiểu được mối quan hệ giữa:

– Phổ của một ngôi sao, bao gồm các đường hấp thụ do sự hiện diện và tỷ lệ của các nguyên tố khác nhau,

– nhiệt độ của ngôi sao, phản ánh nhiệt độ của các lớp ngoài cùng trong quang quyển của ngôi sao,

– và mức độ ion hóa, mô tả số lượng electron bị ràng buộc so với bị đẩy ra khỏi các loại nguyên tử khác nhau trong các lớp ngoài của ngôi sao đó.

Công trình của bà áp dụng cho tất cả các ngôi sao, nhưng tập trung chủ yếu vào Mặt Trời, vì ánh sáng của nó dễ quan sát phổ nhất. Mặc dù khoảng 98% khối lượng của Mặt Trời bao gồm hydro (khoảng 70%) và heli (khoảng 28%), 2% còn lại lại cực kỳ quan trọng, vì nó bao gồm nhiều loại nguyên tố khác nhau trong bảng tuần hoàn. Những nguyên tố nặng này, dù chỉ là một phần nhỏ trong việc xác định thành phần của các ngôi sao, lại có ý nghĩa vũ trụ to lớn.

Hình ảnh cập nhật nhất cho thấy nguồn gốc chính của từng nguyên tố xuất hiện tự nhiên trong bảng tuần hoàn. Các vụ hợp nhất sao neutron, va chạm sao lùn trắng, và siêu tân tinh lõi sụp đổ có thể giúp chúng ta tiến xa hơn bảng này. Vụ Nổ Lớn tạo ra hầu hết hydro và heli trong vũ trụ, và gần như không tạo ra bất kỳ thứ gì khác. Hầu hết các nguyên tố, dưới dạng này hay dạng khác, được tạo ra trong các ngôi sao.

Đối với một nhà thiên văn học, bất kỳ nguyên tố nào nặng hơn heli đều mang cái tên sai lệch nhất trong vũ trụ: chúng ta gọi nó là kim loại. Chắc chắn, các nguyên tố tiếp theo như liti và beri thực sự là kim loại, nhưng sau đó là các phi kim như boron, carbon, nitơ, oxy, flo, neon, v.v. Thoạt nhìn, việc nhóm tất cả những thứ không phải là hydro hay heli vào cùng một danh mục – và gọi danh mục đó là kim loại – dường như là điều ngớ ngẩn, nhưng có một lý do chính đáng cho việc này. Khi chúng ta thực hiện phân tích phổ trên các ngôi sao khác, chúng ta thấy có sự khác biệt lớn về độ kim loại. Cụ thể, vị trí của một ngôi sao trong Dải Ngân Hà đóng vai trò quan trọng trong việc xác định mức độ phong phú của kim loại, hay độ kim loại, của ngôi sao đó.

Tại sao lại như vậy?

Mặt Trời của chúng ta, với hàm lượng nguyên tố nặng tương đối cao so với một ngôi sao, được gọi là sao Dân số I: loại quần thể sao đầu tiên từng được phát hiện. Các sao Dân số I giàu nguyên tố nặng, với độ kim loại cao, là bằng chứng mạnh mẽ rằng chúng hình thành vào những thời điểm muộn trong lịch sử vũ trụ. Lý do chúng ta nói chúng hình thành muộn là vì cách các nguyên tố được tạo ra. Trong khi các nguyên tố nhẹ nhất và các đồng vị của chúng, bao gồm:

– Hydro,

– Deuteri,

– Heli 3,

– Heli 4,

– và liti 7,

được tạo ra phần lớn trong giai đoạn đầu của Vụ Nổ Lớn nóng – trong thời kỳ tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn trong vài phút đầu tiên của lịch sử vũ trụ – tất cả các nguyên tố khác chỉ có thể hình thành với số lượng đáng kể khi các ngôi sao đã ra đời.

Siêu tân tinh sao rất lớn

Cấu trúc của một ngôi sao rất lớn trong suốt vòng đời của nó, kết thúc bằng một siêu tân tinh loại II (lõi sụp đổ) khi lõi cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân. Giai đoạn cuối của phản ứng tổng hợp thường là đốt cháy silic, tạo ra sắt và các nguyên tố giống sắt trong lõi chỉ trong một thời gian ngắn trước khi siêu tân tinh xảy ra. Những ngôi sao lớn nhất đạt đến siêu tân tinh lõi sụp đổ nhanh nhất, thường dẫn đến việc tạo ra các hố đen, trong khi những ngôi sao ít khối lượng hơn mất nhiều thời gian hơn và chỉ tạo ra các sao neutron.

Nhờ khả năng thực hiện phổ học trên ánh sáng – dù là ánh sáng từ các ngôi sao riêng lẻ, cụm sao, hay ánh sáng tổng hợp từ cả một thiên hà – chúng ta có thể đo lường các yếu tố như:

– Mức độ hiện diện của oxy mạnh đến đâu,

– mức độ hiện diện của sắt mạnh đến đâu,

– và chúng mạnh như thế nào so với nhau cũng như so với hydro?

Những phép đo này, cùng với các phép đo tương tự khác, cho chúng ta biết độ kim loại của vật chất trong khu vực phát ra ánh sáng đó. Và ngay cả khi nhìn vào các ngôi sao trong sân nhà của chúng ta, ngay tại Dải Ngân Hà, chúng ta thấy rằng chúng không giống Mặt Trời.

Trên thực tế, các ngôi sao mà chúng ta quen thuộc nhất được chia thành hai loại:

– Có những ngôi sao giống Mặt Trời của chúng ta: các sao Dân số I, với độ kim loại tương đương với những gì chúng ta tìm thấy trong ngôi sao của mình. Chắc chắn có sự khác biệt, nhưng Mặt Trời là một ngôi sao có độ kim loại tương đối cao, và nhiều ngôi sao gần đó cũng vậy. Đặc biệt, đây thường là những ngôi sao hình thành trong mặt phẳng thiên hà, gần trung tâm thiên hà, và có vẻ tương đối trẻ, với tuổi sao chỉ vài tỷ năm, nhiều nhất.

– Và có những ngôi sao nghèo nguyên tố nặng hơn nhiều: các sao Dân số II, vì chúng là quần thể sao thứ hai từng được phát hiện. Thường chứa ít hơn 10%, và đôi khi thậm chí dưới 1% các nguyên tố nặng mà Mặt Trời có, những ngôi sao có độ kim loại thấp này được tìm thấy ở trạng thái cô lập, trong quầng ngoài của thiên hà, và trong các cụm sao cầu rất già.

Cụm sao cầu Messier 69 rất bất thường vì vừa cực kỳ già, với dấu hiệu cho thấy nó hình thành khi vũ trụ chỉ mới 5% tuổi hiện tại (khoảng 13 tỷ năm trước), nhưng cũng có hàm lượng kim loại rất cao, đạt 22% độ kim loại của Mặt Trời. Những ngôi sao sáng hơn đang ở giai đoạn khổng lồ đỏ, vừa cạn kiệt nhiên liệu lõi, trong khi một vài ngôi sao xanh là kết quả của sự hợp nhất của các ngôi sao khối lượng thấp ban đầu: những ngôi sao lạc màu xanh.

Điều này rất quan trọng cần lưu ý. Các ngôi sao có tuổi khác nhau, và chúng ta thường có thể ước tính tuổi của các ngôi sao trong các cụm – cả cụm sao mở và cụm sao cầu – bằng cách nhìn vào biểu đồ màu – độ sáng của chúng. Khi quan sát một ngôi sao, bạn có thể biết màu sắc của nó chỉ bằng cách nhìn vào ánh sáng đến ở các bước sóng khác nhau, và bạn có thể biết độ sáng của nó chỉ bằng cách quan sát độ sáng của nó. Hầu hết các ngôi sao nằm dọc theo một đường cong giống như con rắn được gọi là dãy chính:

– Khi các ngôi sao ra đời, chúng có màu sắc và độ sáng được xác định bởi khối lượng ban đầu của chúng,

– Với các ngôi sao khối lượng thấp nhất thì mờ hơn và đỏ hơn, còn các ngôi sao khối lượng cao hơn thì sáng hơn và xanh hơn,

– Và các ngôi sao khối lượng cao nhất chạy qua vòng đời của chúng nhanh nhất, khiến chúng tiến hóa ra khỏi dãy chính.

Do đó, khi bạn nhìn vào biểu đồ màu – độ sáng của một quần thể sao (ví dụ, một cụm sao) được sinh ra cùng một lúc, bạn có thể xác định tuổi của cụm sao bằng cách xem xét những ngôi sao nào vẫn còn sống và nằm trên dãy chính, so với những ngôi sao đã tiến hóa ra khỏi dãy chính. Trong khi nhiều quần thể sao được tìm thấy trong các cụm sao mở, phổ biến trong mặt phẳng của Dải Ngân Hà, thường tương đối trẻ (từ vài triệu đến khoảng 4 tỷ năm) và bao gồm các sao Dân số I, các ngôi sao trong các cụm sao cầu thường có tuổi từ 11 – 13 tỷ năm và chủ yếu là các sao Dân số II.

Biểu đồ màu – độ sáng

Khi các ngôi sao hình thành lần đầu, biểu đồ màu – độ sáng (với độ sáng trên trục y và màu sắc trên trục x) trông giống như một đường cong, từ dưới bên phải đến trên bên trái. Khi các ngôi sao già đi, những ngôi sao sáng nhất, xanh nhất, khối lượng lớn nhất tiến hóa ra khỏi đường cong này trước. Việc xác định điểm mà sự rời bỏ này xảy ra cho phép các nhà thiên văn học xác định tuổi của các quần thể sao trong đó, với chỉ những quần thể sao trẻ nhất chứa các ngôi sao khối lượng lớn nhất.

Nói cách khác, ngay cả khi chỉ nhìn vào thiên hà của chúng ta, chúng ta thấy rằng có những ngôi sao trong đó hình thành xuyên suốt lịch sử vũ trụ: từ chỉ vài trăm triệu năm sau Vụ Nổ Lớn cho đến ngày nay, 13,8 tỷ năm sau khi Vụ Nổ Lớn bắt đầu.

Nhưng không phải mọi thiên hà mà chúng ta có thể quan sát đều có cơ hội như vậy. Hãy nhớ rằng Vụ Nổ Lớn là gì: một sự kiện mà vũ trụ, ở mọi nơi cùng một lúc, trở nên:

– Nóng,

– đặc,

– giãn nở nhanh,

– và gần như đồng nhất với các hạt, phản hạt và bức xạ.

Sự kiện này xảy ra cách đây 13,8 tỷ năm. Trong suốt thời gian kể từ đó, vũ trụ đã giãn nở và nguội đi, đồng thời cũng chịu tác động của lực hấp dẫn. Ánh sáng, được tạo ra trong Vụ Nổ Lớn cũng như bởi tất cả các ngôi sao hình thành kể từ đó, di chuyển với tốc độ ánh sáng qua vũ trụ đang giãn nở này. Trên Trái Đất, 13,8 tỷ năm sau sự kiện đó, chúng ta chỉ có thể thấy ánh sáng đang đến bây giờ. Đối với các vật thể trong thiên hà của chúng ta, hành trình đó chỉ mất vài chục nghìn năm, vì vậy chúng ta chỉ nhìn lại một chút vào quá khứ khi thấy các cụm sao mở và cụm sao cầu gần đó.

Nhưng khi nhìn xa ra vũ trụ xa xôi, đến các thiên hà cách xa hàng tỷ năm ánh sáng, chúng ta đang nhìn lại hàng tỷ năm trong quá khứ. Ở những vùng xa nhất mà chúng ta có thể quan sát, chúng ta có thể thấy các thiên hà tồn tại từ rất lâu trước đây: chỉ vài trăm triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, khi vũ trụ chỉ khoảng ~2% tuổi hiện tại.

Thiên hà xa nhất

Bảng hình ảnh thiên văn và phổ từ kỷ lục JWST cho thấy thiên hà xa nhất với các tín hiệu quan sát qua nhiều bộ lọc khác nhau (từ F090W đến F444W), với một vùng được đánh dấu và mật độ thông lượng được vẽ theo bước sóng.

Hình ảnh này cho thấy dữ liệu NIRCam (trên) và NIRSpec (dưới) cho thiên hà hiện đã được xác nhận MoMz14: thiên hà xa nhất được biết đến tính đến tháng 5 năm 2025. Hoàn toàn vô hình ở các bước sóng 1,5 micron trở xuống, ánh sáng của nó bị kéo giãn bởi sự giãn nở của vũ trụ. Các đặc trưng phát xạ của các nguyên tử ion hóa khác nhau có thể được thấy trong phổ, bên dưới, cũng như đặc trưng nổi bật và mạnh mẽ của điểm gãy Lyman.

Và tuy nhiên, ngay cả ở những khoảng cách khổng lồ và thời gian cực kỳ sớm này, các quần thể sao tồn tại trong các thiên hà này vẫn hiển thị các dấu hiệu đáng kể của các nguyên tố nặng: carbon, nitơ, oxy, sắt, và hơn thế nữa. Những nguyên tố này không thể được tạo ra chỉ trong Vụ Nổ Lớn, ngụ ý rằng các thế hệ sao trước đó đã hình thành, sống, chết, và phóng ra các chất ô nhiễm của chúng – tức là các nguyên tố nặng được tạo ra trong chúng – trở lại vào môi trường liên sao trước khi các ngôi sao mà chúng ta thấy hôm nay ra đời. Do đó, dù các quần thể sao mà chúng ta thấy sớm đến đâu trong lịch sử vũ trụ, chúng vẫn không phải là những ngôi sao đầu tiên.

Những ngôi sao Dân số III

Mọi nơi chúng ta thấy các ngôi sao hôm nay, bao gồm trong mọi thiên hà mà chúng ta biết (ngoại trừ, có lẽ, một thiên hà), tất cả các ngôi sao chỉ là sao Dân số I và Dân số II; tất cả đều có một lượng nguyên tố nặng hiện diện trong chúng. Và tuy nhiên, để hình thành các ngôi sao có nguyên tố nặng trong chúng, một điều gì đó phi thường phải đã xảy ra tại một thời điểm trong quá khứ xa hơn nữa: các ngôi sao phải đã hình thành từ một đám mây vật chất còn sót lại, chưa bị chạm đến, từ chính Vụ Nổ Lớn. Những ngôi sao này sẽ là nguyên sơ, không có chất ô nhiễm từ các thế hệ sao trước đó. Chính những loại sao này, được gọi là sao Dân số III, tạo thành những gì chúng ta gọi là những ngôi sao đầu tiên.

Những ngôi sao và thiên hà đầu tiên trong vũ trụ sẽ được bao quanh bởi các nguyên tử trung tính của (chủ yếu) khí hydro, hấp thụ ánh sáng sao. Nếu không có kim loại để làm nguội hoặc phát xạ năng lượng ra ngoài, chỉ những khối lượng lớn trong các vùng có khối lượng nặng nhất mới có thể hình thành sao. Ngôi sao đầu tiên rất có thể hình thành khi vũ trụ 50 đến 100 triệu năm tuổi, dựa trên các lý thuyết tốt nhất của chúng ta về sự hình thành cấu trúc và các quan sát tốt nhất về vũ trụ đến nay, tương ứng với độ dịch chuyển đỏ từ 30 đến 50.

Nhưng điều quan trọng cần lưu ý là chúng ta chưa bao giờ tìm thấy một quần thể của những ngôi sao đầu tiên này, bất chấp những tuyên bố ngược lại. Bây giờ, khi chúng ta đang ở trong kỷ nguyên JWST, dựa trên những gì chúng ta đã thấy khi đẩy nó đến giới hạn cực đại, chúng ta phải đối mặt với sự thật rằng ngay cả kính viễn vọng mới này, với tất cả những gì nó có thể đạt được, có thể không đủ khả năng nếu chúng ta yêu cầu nó tìm ra những ngôi sao đầu tiên từng hình thành.

Và điều đó không nên gây ngạc nhiên. Khi các ngôi sao hình thành ngày nay, chúng hình thành từ một đám mây khí co lại và phân mảnh thành các khối. Những khối này sau đó co lại về mặt hấp dẫn ngày càng nhiều, giải phóng năng lượng bằng cách phát xạ nó ra ngoài vũ trụ xa xôi. Khả năng giải phóng năng lượng, hay làm nguội (đặc biệt ở các lớp ngoài), là yếu tố quan trọng để hình thành một ngôi sao. Đối với các ngôi sao hình thành trong vũ trụ ngày nay, chính quá trình làm nguội này – chủ yếu do các nguyên tố nặng – quyết định khối lượng trung bình của một ngôi sao được hình thành. Ngày nay, với các nguyên tố nặng mà chúng ta có, ngôi sao trung bình chỉ có khối lượng 40% khối lượng của Mặt Trời, với các ngôi sao khối lượng lớn nhất đạt đến vài trăm lần khối lượng Mặt Trời.

Nhưng hydro và heli là các nguyên tố nhẹ nhất, và đó là những gì chiếm 99,99999% vũ trụ sau Vụ Nổ Lớn nóng, trước khi bất kỳ ngôi sao nào hình thành. Khi chúng ta chạy mô phỏng cho sự hình thành của các ngôi sao trong những điều kiện đó, chúng ta thấy rằng các khối lớn hơn nhiều xuất hiện.

Mô phỏng JWST về những ngôi sao đầu tiên

Hình dung của một nghệ sĩ về một khu vực trong vũ trụ có thể trông như thế nào khi nó hình thành các ngôi sao lần đầu tiên. Khi các ngôi sao tỏa sáng, tích tụ vật chất và co lại, bức xạ sẽ được phát ra, cả điện từ và hấp dẫn. Bên trong ngôi sao, áp suất khí chống lại lực hấp dẫn, giữ các lớp bên trong chống lại sự sụp đổ hấp dẫn. Bao quanh vùng hình thành sao là bóng tối, vì các nguyên tử trung tính hấp thụ hiệu quả ánh sáng sao được phát ra, trong khi ánh sáng cực tím phát ra hoạt động để ion hóa vật chất đó từ trong ra ngoài.

Ngôi sao đầu tiên trung bình sẽ có khối lượng gấp 25 lần ngôi sao trung bình hình thành ngày nay: khoảng mười lần khối lượng của Mặt Trời. Những ngôi sao đầu tiên có khối lượng lớn nhất có thể nặng hàng trăm hoặc thậm chí hàng nghìn lần khối lượng của Mặt Trời. Chúng ta không biết chúng hình thành khi nào, nhưng các mô phỏng của chúng ta chỉ ra rằng bạn sẽ phải nhìn lại 200 triệu năm đầu tiên của lịch sử vũ trụ để có cơ hội phát hiện những ngôi sao đầu tiên, với nhận thức rằng một số vị trí sẽ hình thành những ngôi sao đầu tiên sớm hơn những nơi khác, trong khi những nơi khác sẽ không hình thành ngôi sao đầu tiên cho đến muộn hơn đáng kể. Lực hấp dẫn cần thời gian, và chỉ khi một khu vực đã chịu lực hấp dẫn đủ mạnh, khối lượng đủ sẽ tập hợp lại tại một vị trí để hình thành các ngôi sao.

Những ngôi sao đầu tiên này, với khối lượng lớn như vậy, có thể chỉ sống trong một thời gian rất ngắn – có lẽ chỉ một hoặc hai triệu năm – trước khi chết trong các thảm họa sao và làm giàu môi trường liên sao xung quanh chúng bằng các nguyên tố nặng. Một khi bạn có một môi trường liên sao chứa các nguyên tố nặng, bao gồm các nguyên tố phong phú như carbon, oxy và sắt, các ngôi sao hình thành từ những đám mây vật chất đó sẽ không còn là những ngôi sao nguyên sơ, Dân số III nữa; chúng sẽ là các ngôi sao thế hệ sau, Dân số II. (Khi đủ thế hệ sống và chết, bạn sẽ tạo ra các sao Dân số I.) Chúng ta sẽ phải may mắn để tìm thấy một tập hợp các sao Dân số III ở trạng thái cô lập, không bị nhầm lẫn bởi các ngôi sao thế hệ sau, bị ô nhiễm hơn bên cạnh chúng.

Hình dung của một nghệ sĩ về vũ trụ có thể trông như thế nào khi nó hình thành các ngôi sao lần đầu tiên. Khi chúng tỏa sáng và hợp nhất, bức xạ sẽ được phát ra, cả điện từ và hấp dẫn. Các nguyên tử trung tính xung quanh nó bị ion hóa và bị thổi bay, làm ngừng (hoặc kết thúc) sự hình thành và phát triển sao trong khu vực đó. Những ngôi sao này sẽ tồn tại ngắn ngủi, với những hậu quả hấp dẫn và quan trọng.

Điều này có thể dẫn đến một câu hỏi tiếp theo hấp dẫn: nếu đó là những ngôi sao đầu tiên và các điều kiện mà chúng hình thành, thì ngôi sao đầu tiên nhất – tức là ví dụ sớm nhất của những ngôi sao đầu tiên – có thể ở bao xa trong thời gian (hoặc không gian)? Đây là điều mà chúng ta chỉ có thể dựa vào các mô phỏng, và có một khoảng không chắc chắn rất lớn ở đây. Một cách bảo thủ, các mô phỏng dự đoán rằng những ngôi sao đầu tiên thường bắt đầu hình thành 50 đến 100 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, tương ứng với độ dịch chuyển đỏ từ z = 30 đến z = 50. Nhưng một số mô phỏng độ phân giải cao hơn dự đoán thời gian hình thành sớm hơn cho những ngôi sao đầu tiên.

Nếu ngôi sao đầu tiên hình thành 36 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, điều đó sẽ ngụ ý độ dịch chuyển đỏ z = 60, một thứ chỉ có thể được quan sát bằng kính viễn vọng hồng ngoại xa hoặc kính viễn vọng radio. Kịch bản hình thành cực đoan nhất mà tôi từng thấy sẽ có ngôi sao đầu tiên hình thành chỉ 25 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, với độ dịch chuyển đỏ z = 77. Xét rằng JWST đã nổi bật trong việc đẩy giới hạn khoảng cách vũ trụ từ kỷ nguyên Hubble (tại z = 11, hoặc thời điểm ~400 triệu năm) đến kỷ lục hiện đại của nó là z = 14,4, với tuổi 282 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, việc nhìn lại 100 triệu năm đầu tiên của lịch sử vũ trụ chắc chắn là một bước nhảy vọt lớn khác. Tuy nhiên, lời hứa tìm ra những ngôi sao đầu tiên là một mục tiêu khoa học mà chúng ta không nên ngừng theo đuổi cho đến khi đạt được. Sau tất cả, không gì khác ngoài câu chuyện về cách vũ trụ trở thành như ngày nay đang bị đe dọa.