우주는 가장 큰 합병 이야기입니다. 신비한 기원, 빛과 어둠의 힘, 그리고 화학 대기업 BASF BASF 홍당무를 충분히 만들기에 충분한 화학 복합체로 완성되며, 빅뱅 이후의 첫 순간부터 첫 번째 별의 형성으로의 여행은 많은 순서에 걸쳐있는 길이의 규모로 함께 오는 이야기입니다. 이 이야기를 함께 모으기 위해 과학자들은 하늘뿐만 아니라 실험실로 향하여 역사에서 우리 우주에서 가장 극단적 인 환경을 시뮬레이션했습니다. 결과적인 이야기는 놀라움으로 가득합니다. 그 중에서도 그 중에서도 얼마나 거의 하지 않았는지입니다 가능성이없는 영웅의 역할 없이는 발생하지 않을 것입니다. 적어도 생명이 나오는 데 필요한 무거운 요소를 생성 한 별을 형성 할 때 가장 중요한 두 가지는 약간 놀랍습니다 :암흑 물질과 분자 수소. 세부 사항은 제쳐두고, 여기에 그들의 이야기가 있습니다.
암흑 물질
빅뱅은 우리가 여전히 완전히 이해하지 못하는 프로세스를 통해 문제를 일으켰습니다. 질량에 따라 84 %에 달하는 대부분은 빛과 상호 작용하거나 방출하지 않는 물질의 형태였습니다. 암흑 물질이라고 불리는 것은 중력으로 만 상호 작용하는 것으로 보입니다. Baryonic 또는 평범한 물질이라고 불리는 나머지 16 %는 우리가 집이라고 부르는 일상적인 우주를 구성합니다. 일반적인 물질은 중력뿐만 아니라 광자를 방출하고 흡수함으로써 중력뿐만 아니라 전자기 적으로 상호 작용합니다 (때로는 Cognoscenti에 의해 방사선이라고도하며 언어에서 빛으로 알려짐)
우주가 팽창하고 냉각함에 따라, 빅뱅의 일부 에너지는 전자, 중성자 및 양성자와 같은 일반적인 물질로 전환되었습니다 (후자는 이온화 된 수소 원자와 같습니다). 오늘날, 양성자와 중성자는 원자의 핵에서 편안하게 함께 쉬고 있습니다. 그러나 빅뱅 이후 몇 초 동안, 무거운 원자 핵을 형성하기 위해 융합 된 모든 양성자와 중성자는 감마선이라는 고 에너지 광자에 의해 빠르게 날아 갔다. 빅뱅의 잔류 열 방사선 필드는 많은 것을 제공했습니다. 요리하기에는 너무 뜨거웠습니다. 그러나 몇 초 후에 방사선 온도가 약 1 조의 켈빈으로 떨어 졌을 때 상황이 더 나아졌습니다. 우리가 익숙한 300 켈빈 실온 온도보다 약간 더 뜨거워졌지만 초기 우주의 물질에 대한 차이의 세계는
입니다.더 무거운 핵은 이제 감마선 폭격에서 살아남을 수있었습니다. 원시 뉴 클레오스 합성이 시작되어 우주의 확장이 이러한 융합 반응이 계속 되기에는 너무 차가워 질 때까지 핵 세력이 양성자와 중성자를 함께 결합시킬 수있게 해주었다. 이 20 분 동안, 우주는 원자로 채워졌다. 우주의 생성 된 원소 조성은 약 76 %의 수소, 24 % 헬륨 및 미량의 리튬에 무게가 이루어졌다. 전자가 이들 핵을 안정적으로 공전하기에는 너무 뜨거웠 기 때문에 모든 이온화. 그리고 그것은 첫 번째 별이 형성되어주기적인 테이블의 다른 모든 요소를 만들기 시작할 때까지.
그러나이 별들이 형성되기 전에, 새로 형성된 수소와 헬륨 원자가 모여 조밀 한 구름을 만들기 위해 필요했습니다. 이 구름은 우주의 약간 더 밀도가 높은 영역이 주변 환경에서 중력을 끌어 들였을 때 생산되었을 것입니다. 문제는, 초기 우주가 이런 일이 일어날만큼 충분히 꽉 쥐 었는가?
질문에 대답하기 위해, 우리는 현대의 밤하늘을 볼 수 있습니다. 그것에서, 우리는 그 안에 더 희미한 패턴을 가진 전자 레인지 방사선의 희미한 빛을 봅니다. 이 소위 우주 전자 레인지 배경 구조는 빅뱅 이후 377,000 년으로 거슬러 올라갑니다. 우주의 현재 138 억 년의 일부는 단지 138 억 년의 일부이며, 오늘날 미국에 거주하는 여성의 81 세의 기대 수명의 하루와 유사합니다.
당시 우주는 약 3,000 켈빈으로 식 었습니다. 유리 전자는 양성자 주위에 궤도에 포획되어 중성 수소 원자를 형성하기 시작했다. 빅뱅의 플래슨 (Flash of the Big Bang)의 광자는 결합되지 않은 전자에서 흩어져 진전이 방해를 받았으며 이제는 코스모스 전체에서 스트리밍 할 수 있습니다. 이 광자는 오늘날 2.7 켈빈의 냉담한 온도에서 우주에 계속 스며 들고, 우리가 지상 기반, 풍선 태어나고 위성 망원경의 배열을 사용하여 측정 한 우주 전자 레인지 배경을 구성합니다.
.이 하늘지도는 놀라운 것을 제안했습니다. 빅뱅의 잔류 열 강도는 초기 우주를 너무 매끄럽게 만들었습니다.
암흑 물질을 입력하십시오. 빛과 직접 상호 작용하지 않기 때문에 일반적인 물질을 부드럽게하는 것과 동일한 방사선의 영향을받지 않았습니다. 따라서 비교적 높은 수준의 덩어리가 남아있었습니다. 그것은 규칙적인 물질보다는 우주의 현대 구조를 구성하는 별과 은하의 형성을 시작했다. 평균 이상의 밀도가 심한 공간의 영역은 밀도가 낮은 지역에서 중력으로 유인되었습니다. 암흑 물질의 후광은 다른 후광과 형성되어 합쳐져 평범한 물질을 타고 타고 있습니다.
분자 수소
우주가 중립화되면 가스가 구름으로 형성되기 시작했습니다. 평범한 물질이 암흑 물질의 중력 우물에 가속화함에 따라, 중력 전위 에너지는 운동 에너지로 전환되어 암흑 물질의 후광 내에 내장 된 높은 운동 에너지를 갖는 빠르게 움직이는 입자의 뜨거운 가스를 만듭니다. 약 1,000 개의 켈빈 기온에서 시작하여,이 가스 구름은 결국 우주가 대략 5 억 년 (전형적인 미국 여성의 수명에 약 4 년)이었을 때 첫 번째 별을 낳았습니다.
.별이 형성 되려면 가스 구름이 특정 밀도에 도달해야합니다. 그러나 구성 분자가 너무 뜨겁고 모든 방향으로 압축되면이 밀도는 도달 할 수 없을 수 있습니다. 별 형성 구름을 만드는 첫 번째 단계는 가스 원자가 클라우드에서 그리고 더 큰 우주로 운동 에너지를 방사하여 가스 원자가 속도를 늦추는 것이 었습니다.
그러나 그들은 스스로를 식힐 수 없습니다 :원자가 당구 공처럼 충돌함에 따라 운동 에너지를 교환합니다. 그러나 가스의 총 운동 에너지는 변하지 않습니다. 그들은 냉각하기 위해 촉매가 필요했습니다.
이 촉매는 분자 수소 (전자를 공유함으로써 함께 결합 된 2 개의 수소 원자)였다. 이 아령 모양의 분자와 충돌하는 뜨거운 입자는 자체 에너지의 일부를 분자로 전달하여 회전시켰다. 결국이 흥분된 수소 분자는 구름에서 탈출하여 에너지를 우주로 가져가는 광자를 방출함으로써 가장 낮은 에너지 (또는 지상) 상태로 다시 이완 될 것입니다.
.분자 수소를 만들기 위해 원자 가스 구름은 약간의 화학을 수행해야했습니다. 우주 전체에 세 가지 요소가 있다는 점을 감안할 때 모든 화학이 진행되고 있다는 소식을 듣는 것은 놀라운 일입니다. 그러나 초기 가스 구름의 가장 정교한 화학 모델에는 거의 500 개의 가능한 반응이 포함됩니다. 다행스럽게도 분자 수소 형성을 이해하려면 두 가지 주요 과정만으로도 관심이 필요합니다.
화학자들은 임상의가 일부 원시 리튬을 처방 할 수있는 DSM-V의 정신 상태에 적합한 최초의 반응 연관 분리를 지명했습니다. 초기에, 가스 구름의 대부분의 수소는 중성 원자 형태였으며, 단일 양성자의 양전하는 단일 궤도 전자의 음전하에 의해 취소되었다. 그러나, 원자의 작은 부분은 2 개의 전자를 포착하여 음으로 하전 된 수소 이온을 생성했습니다. 이러한 중성 수소 원자 및 하전 된 수소 이온은 서로“연관”하여 여분의 전자가 분리되어 중성 분자 수소를 남겨 두도록합니다. 화학적 표기법에서 이것은 H + H- → H 2 로 표시 될 수 있습니다. + e-. 연관 분리는 원자 수소의 약 0.01 % 만 분자로 변환했지만, 그 작은 분획은 구름이 식기 시작하고 밀도가 높아졌습니다.
구름이 충분히 시원하고 밀집되면 두 번째 화학 반응이 시작되었습니다. 3- 바디 협회라고하며 H + H + H → H 2 로 작성됩니다. + H. Three-Body 연관은 본질적으로 모든 클라우드의 남아있는 원자 수소를 분자 수소로 변환했습니다. 모든 수소가 완전히 분자가되면, 구름은 가스가 별을 형성하기에 충분히 응축 될 수있는 지점까지 냉각되었습니다.
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조밀 한 구름의 형성에서 별의 핵심에서 융합의 점화에 이르기까지 복잡성은 그 이전에 온 것을 훨씬 초과하는 과정입니다. 실제로, 사용 가능한 가장 정교한 컴퓨터 시뮬레이션조차도 물체의 크기가 상승하고 융합이 시작되는 지점에 아직 도달하지 못했습니다. 대부분의 200 만 년 프로세스를 시뮬레이션하는 것은 비교적 쉽습니다. 고속 병렬 처리 컴퓨터 전력을 사용하여 약 12 시간 만 필요합니다. 문제는 마지막 10,000 년에 있습니다. 가스의 밀도가 높아짐에 따라 구름의 구조가 점점 더 빠르게 변합니다. 따라서 초기에는 클라우드가 100,000 년마다 어떻게 변하는 지 계산하기 만하면 마지막 10,000 년 동안 며칠마다 변화를 계산해야합니다. 필요한 계산 수의 이러한 급격한 증가는 오늘날 가장 빠른 기계에서 1 년 이상의 논스톱 컴퓨터 시간으로 해석됩니다. 이러한 원시 구름에서 가능한 시작 조건의 전체 범위에 대한 시뮬레이션 실행은 인간의 수명에서 달성 할 수있는 것을 초과합니다. 결과적으로, 우리는 여전히 1 세대 별의 질량 분포를 알지 못합니다. 별의 질량은 핵심에서 어떤 요소를 만들어 낸지를 결정하기 때문에 우주가 생명에 필요한 요소를 합성하기 시작한 경로를 따라갈 수있는 우리의 능력을 방해합니다. 답을 알기를 기다릴 수없는 사람들은 또 다른 영웅 :무어의 법칙에 의존하고 있습니다.
Daniel Wolf Savin은 Columbia University의 밀수품을 연기하는 천체 물리학 자입니다.
