아직 별이 없었을 때는 어땠나요?

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아직 별이 없었을 때는 어땠나요?

몇 분 안에 원자핵이 형성됩니다. 원자는 수십만 년에 걸쳐 형성됩니다. 그러나 그 이후에는 별이 마침내 형성될 때까지 “암흑기”가 지배합니다.

근처에 있는 황소자리 분자구름의 가스에 대한 이 견해는 현대 우주에서 발견되는 가스 유형의 더 전형적인 모습입니다. J0613+52는 완전히 새로운, 아마도 원시 상태의 고립된 암흑 은하계를 나타냅니다.

출처 : ESA/Herschel/NASA/JPL-Caltech, CC BY-SA 3.0 IGO; 감사의 말: R. Hurt(JPL-Caltech)

주요 시사점

• 뜨거운 빅뱅 이후 원자핵이 형성되는 데는 몇 분이 걸렸고, 중성 원자가 만들어지는 데는 수십만 년이 걸렸지만, 최초의 별은 거의 1억년이 지나서야 형성되었습니다. 
• 중성 원자가 형성된 후 첫 번째 별이 생성되기 전의 그 사이의 시간은 우주 역사에서 독특하고 어둠으로 가득 찬 시간, 즉 우주 암흑기를 나타냅니다. 
• 아직 별은 존재하지 않았지만 중성 원자가 도처에 존재했던 그 당시의 우주는 어떤 모습이었을까요? 과학이 이제 막 탐험을 시작하고 있는 매혹적인 시대입니다.

우리의 우주 역사에 관해서, 수십억 년 후에 우리가 존재할 수 있는 조건을 만드는 데 초기 순간이 얼마나 영향력이 있었는지 깨닫는 것은 놀라운 일입니다. 우리가 의미 있다고 말할 수 있는 가장 초기 단계는 실제로 뜨거운 빅뱅이 시작되기 전에 일어났습니다. 우주의 인플레이션이 일어났다가 끝나고 우주에 양자 요동이 싹트고 뜨거운 빅뱅이 일어났습니다. 우주는 가장 뜨겁고 밀도가 높은 단계에서 냉각되고 팽창하여 반물질보다 더 많은 물질을 생성하고, 안정된 양성자와 중성자, 원자핵, 심지어 중성 원자까지 생성했습니다. 이 모든 것은 배경 바다의 방사선과 중성미자 속에서 이루어졌습니다.

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일단 중성 원자가 형성되면 다음 단계는 중력에 의해 추진될 것이라고 생각할 수도 있습니다. 바로 별의 형성입니다. 그러나 이를 형성하는 데 필요한 시간은 이전의 모든 것에 비해 엄청납니다. 불과 50만년이 지나면 우주는 물질로 지배되고, 복사해는 원자가 이온화될 수 없을 만큼 차가워지며, 중력이 본격적으로 작용하게 됩니다. 이러한 성분을 사용하더라도 우주 최초의 별이 형성되는 데는 여전히 5천만년에서 1억년이 걸릴 것입니다. 그 사이의 모든 시간 동안 우주는 우주 암흑기라고 알려진 시대의 가장 어두운 부분을 경험합니다. 당시의 상황은 다음과 같습니다.

전자와 양성자가 자유롭고 광자와 충돌하는 우주는 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 광자에게 투명한 중성 우주로 전환됩니다. 여기에 표시된 것은 CMB가 방출되기 전의 이온화된 플라즈마(왼쪽)와 광자에게 투명한 중립 우주(오른쪽)로의 전환입니다. 그것은 우리가 관찰하는 것과 정확히 일치하는 우주를 중립으로 만들 수 있는 수소 원자의 놀라운 2광자 전이입니다.

출처: Starts With A Bang의 Amanda Yoho

중성 원자의 형성은 분자, 이온 및 함께 결합된 원자의 조합에서 발생할 수 있는 모든 복잡한 화학 구조의 구성 요소를 설정하는 데 단순히 중요한 것이 아닙니다. 이는 또한 뜨거운 빅뱅에서 남겨진 광자, 즉 빛의 입자를 "해제"하는 데 매우 중요합니다. 중성 원자가 처음 형성되었을 때, 이는 광자가 자유 전자에서 산란되는 것을 멈추는 시점을 표시합니다. 왜냐하면 자유 전자는 원자가 플라즈마 형태로 이온화될 때만 존재하기 때문입니다. 모든 중성 원자가 형성되면 방사선은 단순히 직선으로 이동합니다. 흩어지는 것도 없이 빛의 속도로 움직인다.

존재하는 광자의 수로 볼 때, 이 빛은 우주의 원자 수보다 훨씬 더 많습니다. 이제 빛은 모든 방향과 모든 위치에서 균일하게 나오는 것처럼 보입니다. 우주 암흑기가 시작될 때, 이 광자욕의 온도는 2970.8K에서 시작하며, 그 순간에는 노란색-주황색으로 나타납니다. 일부 지역은 다른 지역보다 약간 더워서 최대 2971.0K까지 올라가는 반면, 다른 지역은 약간 더 시원해 약 2970.6K에 이릅니다. 이러한 미세한 차이는 별 것 아닌 것처럼 보일 수도 있지만, 이는 우리 우주가 어떻게 진화하고 성장할 것인지에 대한 가장 중요한 요소입니다. 이 시점부터.

우주에서 관측할 수 있는 가장 오래된 빛인 우주 마이크로파 배경에 대한 가장 포괄적인 관점은 뜨거운 빅뱅이 시작된 지 불과 380,000년 후의 우주가 어떤 모습이었는지에 대한 스냅샷을 보여줍니다. 파란색 영역은 평균보다 차갑게 보이고 빨간색 영역은 평균보다 더 뜨겁게 보이지만 현실은 이 모든 영역에서 나오는 광자가 동일한 양의 에너지를 분포하고 있다는 것입니다. 관찰된 온도 차이로 이어지는 것은 중력 전위 깊이의 차이일 뿐입니다.

크레딧 : ESA/플랑크 콜라보레이션

이 작은 온도 차이가 왜 중요한가요? 왜냐하면 우주의 모든 영역에서 모든 광자, 즉 빛의 입자는 실제로 둘 다 동일한 양의 고유 에너지를 갖고 있으며 존재하는 모든 광자 사이에 동일한 방식으로 에너지가 분포되어 있기 때문입니다. 복사는 본질적으로 추운 지역에서와 마찬가지로 더운 지역에서도 실제로 동일한 양의 에너지를 전달하지만 해당 복사가 존재하는 환경은 위치에 따라 조금씩 다릅니다. 일부 지역은 전체 우주의 평균 밀도와 정확히 일치하지만 다른 지역은 평균보다 약간 더 많거나 적은 물질을 가지고 있습니다.

밀도가 낮은 영역은 물질이 적기 때문에 중력도 적습니다. 광자가 해당 지역 밖으로 이동할 때 맞서 싸울 중력 잠재력이 더 작습니다. 즉, 중력 적색편이로 인해 에너지를 덜 잃어 평균보다 더 뜨겁게 보이는 광자 온도를 생성합니다.

반면, 밀도가 높은 지역에는 더 많은 물질이 포함되어 있으므로 맞서 싸워야 할 중력이 더 큽니다. 광자가 밖으로 올라감에 따라 평균보다 더 많은 에너지를 잃습니다. 따라서 해당 영역에서 나오는 광자는 전체적으로 더 차가워지거나 에너지가 약해집니다.

평균보다 약간 더 밀도가 높은 공간 영역은 밖으로 나갈 수 있는 더 큰 중력 포텐셜 우물을 생성합니다. 즉, 해당 영역에서 발생하는 빛이 우리 눈에 도달할 때쯤에는 더 차갑게 보입니다. 반대로, 밀도가 낮은 지역은 핫스팟처럼 보이는 반면, 완벽하게 평균적인 밀도를 갖는 지역은 완벽한 평균 온도를 갖습니다.

출처 : E. Siegel/Beyond the Galaxy

다음과 같은 지역으로 구성된 유니버스가 있는 경우:

• 평균 밀도,
• 평균보다 높은 밀도,
• 평균 이하의 밀도,

우리가 별을 형성할 때까지 이제 남은 일은 이러한 밀도가 높은 지역이 서로 뭉쳐서 중력이 지시하는 대로 점점 더 많은 물질을 끌어당기는 것이라고 생각할 수도 있습니다. 그것은 이야기의 일부이지만 그것이 유일한 요인은 아니라는 것이 밝혀졌습니다. 우주의 일부인 광자는 단순히 우주 배경으로 사라지기 전에 이야기에 추가할 것이 조금 더 있습니다.

중력이 작용하는 방식은 마음 속에서 직관하는 방식과 유사합니다. 모든 질량은 서로 끌어당기고, 질량이 가장 많은 곳에는 우선적으로 주변의 다른 모든 질량을 끌어당깁니다. 팽창하는 우주에서도 이러한 밀도가 높은 지역은 밀도가 낮은 인근 지역, 특히 기껏해야 물질을 약하게 붙잡을 수 있는 저밀도 지역에서 질량을 끌어당깁니다.

우주 마이크로파 배경(CMB)의 밀도 변동은 별, 은하, 은하단, 필라멘트 및 대규모 우주 공극을 포함하여 현대 우주 구조가 형성되기 위한 씨앗을 제공합니다. 그러나 CMB 자체는 우주가 이온과 전자로 중성 원자를 형성하는 데 수십만 년이 걸릴 때까지 볼 수 없으며 별은 그보다 더 오랜 기간인 5천만~1억년 동안 형성되지 않습니다.

출처 : EM Huff, SDSS-III/남극 망원경, Zosia Rostomian

이것이 우리에게 가르쳐 주는 것은 중력이 이런 의미에서 폭주하는 힘이라는 것입니다. 질량을 한 지역으로 끌어들이는 측면에서 보면 이 우주에는 "승자"와 "패자"가 있을 것이며, 가장 먼저 시작하는 지역은 결국 가장 많은 물질을 갖게 되는 지역입니다. 점점 더 많은 물질이 한 지역으로 끌어당겨질수록 중력은 더 많은 추가 물질을 그 지역으로 끌어들이게 됩니다.

그러나 이것은 전체 이야기가 아닙니다. 이것이 사실인 것처럼, 물질과 중력만이 현재 활동 중인 우주의 유일한 주요 존재는 아닙니다. 광자의 남은 배경 형태로 방사선도 있습니다. 그리고 물질(암흑 물질과 원자 물질 모두)은 중력에 의해 거대한 입자를 끌어당기는 반면 방사선을 포함한 모든 형태의 에너지를 가장 밀도가 높은 영역으로 끌어당깁니다.

이런 일이 발생하면 물질과 달리 방사선에는 상당한 양의 압력이 내재되어 있다는 점을 기억해야 합니다. 예를 들어, 우리 태양은 질량이 지구보다 300,000배나 크지만 밀도는 우리 행성보다 낮습니다. 그 이유는 태양 내부의 광자가 가하는 엄청난 외부 압력 때문입니다. 우리 태양과 같은 별을 중력 붕괴에 맞서 유지하는 것과 동일한 유형의 압력은 별이 형성되기 전에 붕괴하는 가스 구름을 잡아서 성장 속도를 늦출 수 있습니다. 물질이 지배하는 우주에서도 방사선이 여전히 중요한 한, 물질의 과잉밀도는 매우 느리게 증가할 뿐입니다.

시간이 지남에 따라 중력 상호 작용은 대부분 균일하고 밀도가 동일한 우주를 물질의 집중도가 높고 이를 분리하는 거대한 공극이 있는 우주로 바뀔 것입니다. 복사가 여전히 중요하고, 우주가 물질 지배를 받게 되더라도 바깥쪽으로 압력을 가하는 한, 물질 불완전성의 성장은 매우 작습니다.

크레딧 : Volker Springel/MPE

수백만 년 동안 중력에 의해 구동되는 이러한 모든 유형의 우주 구조의 성장 속도는 심각하게 제한됩니다. 방사선 압력은 물질 밀도가 특정 특정 속도 보다 더 빠르게 증가하는 것을 허용하지 않습니다 . 가장 밀도가 높은 지역에서도 물질 밀도가 증가하고 증가하는 데 수백만 년이 걸리기 때문에 또 다른 과정이 일어나기 시작합니다. 즉, 우주에서 가장 일반적인 유형의 원자에 고유한 것인 수소입니다. 우리가 (주로) 양성자와 전자로 중성 원자를 형성한 이래로 새로운 형태의 빛이 방출됩니다. 즉, 수소 원자 내의 스핀-플립 전이에서 나오는 빛입니다.

이 암흑기 동안 우주 원자의 92%는 단순 수소였습니다. 수소 원자는 양성자 1개와 전자 1개로 구성되며, 양성자와 전자 모두 고유 스핀(+½ 또는 -½)을 가지고 있습니다. 양성자와 전자가 동일한 스핀(+½, +½ 또는 -½, -½)을 갖는 시스템 사이에는 전체 에너지에 약간의 차이가 있어 반대 스핀을 갖는 시스템보다 에너지가 약간 더 높습니다. (+½, -½ 또는 -½, +½). 약 천만년의 시간 척도에서 동일한 스핀을 갖는 구성은 자발적으로 반전되어 특정 파장 21cm의 광자를 방출합니다 .

수소 원자가 형성되면 전자와 양성자의 스핀이 정렬되거나 반대로 정렬될 확률이 동일합니다. 만약 정렬이 반대라면 더 이상의 전이는 일어나지 않을 것입니다. 그러나 정렬된다면 더 낮은 에너지 상태로 양자 터널을 형성하여 매우 특정하고 긴 파장의 특정 파장(21cm)의 광자를 방출할 수 있습니다. , 시간 척도. 이 전환의 정밀도는 1조분의 1보다 더 나은 것으로 측정되었으며, 알려진 수십 년 동안 변하지 않았습니다. 이는 중성 원자가 형성된 후 우주에서 방출되는 첫 번째 빛입니다. 첫 번째 별이 형성되기 전이지만 이후에도 마찬가지입니다. 새로운 별이 형성될 때마다 자외선 방출은 수소 원자를 이온화하여 해당 원자가 자발적으로 생성될 때 다시 한 번 이러한 신호를 생성합니다. 개정.

출처 : Tiltec/Wikimedia Commons

우주에 존재하는 방사선은 주로 오늘날 우주 마이크로파 배경 방사선으로 관측 가능한 빅뱅에서 남은 광자에 의해 구동되지만, 이제 그 위에 추가되는 또 다른 신호가 있습니다. 바로 21cm에서 나오는 약하고 작은 신호입니다. 방출 라인. 우주에 있는 원자의 92%가 이러한 단순한 수소 원자이고 양성자와 전자가 이러한 원자를 만들 때 초기에 정렬되거나 정렬되지 않은 스핀을 가질 확률이 50/50이라면 이는 21cm 방출이 있어야 함을 의미합니다. 우주에 있는 모든 원자의 약 46%(수 기준)에서 나오는 신호입니다.

양성자와 전자가 정렬된 상태에서 자발적으로 형성되는 모든 수소 원자는 이러한 방식으로 빛을 방출하며, 이전에 다시 이온화된 중성 수소 원자를 포함하여 새로운 수소 원자가 만들어질 때마다 그렇게 할 것입니다. 우리는 아직 우주에서 형성된 최초의 원자에서 나오는 21cm 방출 신호를 감지하지 못했지만, 이는 우리가 예측하는 방법을 알고 있는 신호이며, 충분한 관측 시간이 투자되면 충분히 진보된 전파 망원경이 감지할 수 있어야 합니다. 그것을 폭로하는 것입니다.

왼쪽에는 우주 암흑기 말기의 적외선이 표시되며 (전경) 별은 제외됩니다. 21cm 천문학은 최초의 별이 형성되기 훨씬 이전의 우주 역사에서 신기원을 조사할 수 있지만, 이 과제를 해결할 만큼 충분히 발전된 관측소는 아직 나오지 않았습니다.

출처 : NASA/JPL-Caltech/GSFC

그러나 이제 막 전개되기 시작한 우주 이야기에 훨씬 더 중요할 다른 과정이 동시에 일어나고 있습니다. 모든 별, 행성, 앞으로 일어날 모든 화학 반응을 구성하는 물질인 우리 우주의 정상적인 물질이 틀림없이 인간 중심의 관점에서 보면 우주의 가장 중요한 구성 요소라는 것은 사실입니다. 우리 현실에는 우리가 알고 있는 우주 내에는 일반적인 물질보다 훨씬 더 많은 것이 있습니다. 이러한 실체를 창조하기 위한 첫 번째 단계는 최초의 별을 형성하는 것이지만, 중성 원자를 형성하는 순간부터 거기에 도달하려면 아직 갈 길이 멀다.

거기에 도달하려면 도움이 필요합니다. 광자 적색편이의 도움, 물질을 과밀한 ​​덩어리로 끌어당기는 중력의 도움, 그리고 이 두 가지 효과가 축적되어 실질적인 영향을 미치기 위한 시간의 도움이 필요합니다. 중성 원자가 형성된 후 처음 300만 년 동안 온도는 ~3000K에서 800K로 냉각되어 노란색-주황색에서 주황색, 빨간색으로 방사선이 흡수되고, 그 후 최종적으로 인간의 눈에 보이지 않을 정도로 냉각됩니다. 떨어지는 복사압으로 인해 물질 덩어리가 성장할 수 있지만 CMB가 방출되었을 때의 크기의 약 4배에 불과합니다.

우주가 탄생한 과잉밀도 지역은 시간이 지남에 따라 점점 더 커지지만, 초기의 작은 크기의 과잉밀도, 과잉밀도가 발견되는 우주 규모(및 중력이 횡단하는 데 걸리는 시간)에 의해 성장이 제한됩니다. (그들), 그리고 여전히 에너지가 넘치는 방사선의 존재로 인해 구조가 더 빨리 성장하는 것을 방해합니다. 최초의 별이 형성되는 데는 수천만에서 수억 년이 걸립니다. 그러나 작은 규모의 물질 덩어리는 그보다 오래 전부터 존재했습니다. 별이 형성될 때까지 이 덩어리의 원자는 중성으로 유지되므로 가시광선에 투명하게 만들려면 이온화 자외선 광자가 필요합니다.

출처 : Aaron Smith/TACC/UT-Austin

우주의 나이가 1,500만 년에서 2,000만 년 사이가 되면 우주는 우리가 여기 지구에서 경험하는 온도 정도로 냉각됩니다. 빈 공간은 대략 실온 정도입니다. 평균보다 약간 더 밀도가 높았던 물질 덩어리(어쩌면 30,000분의 1 정도)의 진폭이 크게 증가하여 이제 우주 평균보다 밀도가 30,000분의 10-15 정도 더 높습니다. 가장 밀도가 높은 덩어리는 다소 더 빠르게 성장하기 시작했으며 평균보다 밀도가 30,000개 중 최대 60~90개 부분일 수 있습니다. 즉, 일반적인 공간 영역보다 밀도가 약 0.2% 또는 0.3% 더 높습니다.

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이러한 과밀도 영역의 밀도가 얼마나 되는지 추적하는 것이 매우 중요합니다. 왜냐하면 이러한 덩어리가 어떻게 성장하는지에 대한 가장 간단한 설명이 더 이상 적용되지 않는 곳에 물질이 도달할 수 있는 임계 밀도가 있기 때문입니다. 그 시점까지 구조 형성의 선형 체계 에서 과밀도 영역은 마치 간단한 법칙을 따르는 것처럼 성장합니다. 즉, 우주 온도가 절반이 되면 물질 덩어리가 성장하여 원래 과밀도가 두 배로 늘어납니다. 특정한 중요한 임계값을 통과하면 덩어리가 비선형 방식으로 훨씬 더 빠르게 성장하기 시작합니다.

이러한 중요한 전환은 지역이 평균보다 약 68% 더 밀도가 높아지면 발생합니다. 그 이후에는 폭주 붕괴가 불가피해진다.

우주의 첫 번째 별과 은하계는 별빛을 흡수하는 (주로) 수소 가스의 중성 원자로 둘러싸여 있습니다. 냉각하거나 에너지를 방출하는 금속이 없으면 가장 무거운 질량 영역에 있는 큰 질량 덩어리만이 별을 형성할 수 있습니다. 구조 형성에 관한 우리의 최고의 이론에 따르면 최초의 별은 5천만~1억년 사이에 형성될 가능성이 높습니다.

크레딧 : Nicole Rager Fuller / NSF

그렇다면 이런 일은 언제 처음 발생합니까? 우주의 나이가 약 5천만년(아마도 조금 더 높음)에 도달하는 어느 시점에서 가장 밀도가 높은 덩어리는 이제 이 임계 후 단계로 전환되고 극도로 가속된 속도로 추가 물질을 수축하고 끌어들이기 시작합니다. 이는 우주에서 가장 밀도가 높은 지역에서 최초의 별이 빠르게 형성될 것이지만, 우주의 나머지 대부분은 계속해서 천천히 성장할 것이므로 물질 덩어리가 별 형성이 가능한 밀도로 성장하는 데 더 많은 시간이 필요할 것입니다.

대규모 우주 규모에서 별 형성의 첫 번째 큰 파도는 우주의 나이가 약 2억~2억 5천만년이 될 때까지 시작되지 않습니다. 그러나 가장 밀도가 높은 지역에서는 그 안에 있는 물질이 단 5천만~1억 년 안에 큰 밀도로 붕괴됩니다. 어느 시점에서는 냉각으로 인해 양성자-양성자 융합을 통한 최초의 수소-헬륨 연쇄 반응으로 정의되는 최초의 별이 발생할 것입니다. 암흑 물질과 정상 물질로 가득 찬 우주에서 우주는 최초의 진정한 별이 실제로 형성되기 전에 약 100K 정도까지 냉각되어야 합니다.

재이온화를 강조하는 우주 역사의 개략도. 별이나 은하가 형성되기 전에 우주는 빛을 차단하는 중성 원자로 가득 차 있었습니다. 대부분의 우주는 5억 5천만년이 지나야 재이온화되지만, 첫 번째 주요 파도는 약 2억 5천만년에 발생하며, 소수의 운 좋은 별은 빅뱅 이후 5천만~1억년 후에 형성될 수 있습니다.

출처 : SG Djorgovski et al., Caltech; 칼텍 디지털 미디어 센터

최초의 별이 형성되기 직전의 상태는 오늘날의 상태와 상당히 달랐습니다. 공간은 빛에 투명하지 않고 오히려 빛을 차단하는 중성 원자로 채워져 있습니다. 오늘날의 CMB인 빅뱅에서 남은 빛은 당시보다 약 30~50배 더 ​​뜨거웠습니다. 그리고 팽창하는 우주 내에서 이러한 조건은 너무 오래 전에 발생했기 때문에 강력한 적외선 기능을 사용하더라도 JWST조차도 이를 관찰할 수 없습니다. 많은 사람들이 JWST를 통해 별 형성의 첫 번째 주요 파도를 직접 볼 수 있기를 희망하지만, 모든 첫 번째 별은 전례 없이 강력한 눈에도 불구하고 여전히 모호한 상태로 남아 있어야 합니다.

우주의 모든 정상적인 물질을 흡수하고 중성 원자의 형성을 완료하는 데는 50만 년 미만이 걸리지만, 중성 물질이 우주의 첫 번째 별을 형성할 만큼 충분히 붕괴되기까지는 100~200배의 시간이 걸립니다. 우주. 그렇게 될 때까지 볼 수 있는 유일한 빛은 빅뱅에서 남은 빛뿐일 것입니다. 이 빛은 단 300만년 후에 인간의 눈에 보이지 않을 만큼 에너지가 낮아집니다. 앞으로 4,700만~9,700만년 동안 우주 전체는 정말 어두울 것입니다.

그러나 첫 번째 별이 점화되면 “빛이 있으라”는 말은 마침내 다시 한 번 우리 우주 역사의 일부가 될 것입니다.