本文中，我们从理论上研究了宇宙高红移时期的第一代恒星形成及再电离、21厘米信号等相关问题。　　宇宙中的第一代恒星形成于于minihalo之中，现在一般认为其为孤立形成的大质量恒星，跟后来主要形成于星系之内的恒星有所不同。恒星形成模式的转换是不同的反馈机制与宇宙演化联合作用的结果。为了研究这一问题，需要先通过N体数值模拟的手段来研究形成第一代恒星的暗物质晕的性质。我们使用再模拟的手段，实现了大体积的模拟，同时在一个高密度区域达到了很高的分辨率。基于这样的模拟，我们建立了一套第一代恒星和星系形成的半解析模型。该模型考虑了分子氢的形成，气体的冷却与收缩，电离光子与赖曼-维纳(Lyman-Werner，LW)辐射的负反馈效应，电离氢遗迹区域的氢氘分子(HD)冷却导致的恒星形成，恒星寿命结束时通过超新星爆发扩散金属以及由金属冷却引发的恒星形成等多种效应。恒星和星系按其形成方式被分为4类：无金属的气体中通过分子氢冷却形成的恒星(星族Ⅲ.1恒星)，通过HD冷却形成的位于电离氢遗迹区内的不含金属的恒星(星族Ⅲ.2恒星)，在质量更大且未被金属污染的暗晕内通过氢原子冷却形成的星系(星族Ⅲ星系)，以及在已被金属污染的暗晕中形成的星系(星族Ⅱ星系)。我们比较了不同类型的恒星形成模式的强度，从个体和统计的角度给出了在不同的反馈机制下恒星形成的演化过程。我们发现开始的时候分子氢冷却导致的恒星形成占据主导，不过由于LW辐射的反馈效应，在这个区域内其形成率的演化表现为强烈的振荡，与此同时，其它的恒星形成模式开始增长。最终，星族Ⅲ.1恒星的形成终止，星系内的恒星形成占据主导。在我们的标准模型中，直至模拟结束，星族Ⅱ星系内的恒星形成率依然比星族Ⅲ星系内的恒星形成率低数倍。　　利用一个自洽处理minihalo光致蒸发(photoevaporation)的再电离数值模拟的结果，我们研究了星系际介质(intergalacticmedium，IGM)与minihalo的21厘米信号的统计性质。我们考虑了2种minihalo形成的模型和3种IGM的典型热状态-只包含再电离加热，包含电离加热以及赖曼α光子的加热和耦合，以及“强加热”的模型，在光致蒸发的情况下minihalo的质量函数的改变也被考虑在内。我们发现虽然单个minihalo的微分亮温度δTb非常高，但若对整个波束平均之后却要小得多，约小于2mK。所以来自IGM的21厘米信号几乎总是超过来自minihalo的信号。Minihalo跟IGM的21厘米信号确实有不同之处，然而即使筹划中建造的射电望远镜也不可能直接探测到它们，不过，它们确实大大影响了IGM的电离状态及相应的21厘米流量的演化。　　跟冷暗物质(colddarkmatter，CDM)模型相比，温暗物质(warmdarkmatter，WDM)模型下小尺度结构的形成受到了极大的抑制。人们通常认为这会降低再电离阶段(epochofreionization，EOR，)的恒星形成率，延迟IGM的再电离过程。然而在EOR的晚期，由于minihalo内部的气体密度很高，复合速率也很高，很大一部分的电离光子被minihalo内部的复合所消耗掉。小尺度结构的减少反而会降低复合速率，因此也有可能缩短再电离的过程。我们采用解析的“泡泡模型”(“bubblemodel”)来研究了这一效应，发现在某些情况下，比如mWDM～10keV的时候，虽然在WDM模型中EOR开始的时间要晚一些，其结束时间相较CDM模型而言反而会有所提前，不过这一效应一般比较小。然而，随着将来人们对再电离观测的不确定性的降低和理论研究的改进，这一效应可能会有所作用。根据Gunn-Peterson吸收槽以及WMAP的观测，我们给出了在不同的再电离红移情况下的WDM粒子质量的限制。