.The Universe Has Plenty of Fuel. So Why Is It Making Fewer Stars?
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.The Universe Has Plenty of Fuel. So Why Is It Making Fewer Stars?
메모 2609130304_소스1.재해석【()】
소스1.
https://scitechdaily.com/the-universe-has-plenty-of-fuel-so-why-is-it-making-fewer-stars/
1.
_c.[우주에는 연료가 충분합니다. 그런데 왜 별의 생성량은 줄어들고 있을까요?]
_FAST와 DESI는 우주 진화에 대한 우리의 관점을 새롭게 정의합니다.
_c1.[우주에는 여전히 수소가 풍부하지만, 그 연료를 새로운 별로 전환하는 능력은 점점 약해지고 있는 것으로 보입니다.]
1-1.
_c2.[우주는 수십억 년 전보다 훨씬 적은 수의 새로운 별을 만들어내고 있습니다. 지난 45억 년 동안 우주의 별 형성률은 과거의 절반에도 미치지 못하는 수준으로 떨어졌습니다. ]
c3.[하지만 별을 만드는 데 필요한 가장 중요한 요소 중 하나는 비교적 완만하게 감소했을 뿐입니다.]
[====
[c.~c3.]우주의 sidems가 충분히 커지면 중성수소(±=0)가 우주의 필라멘트와 보이드를 이룬 것으로 보인다. 이로써 더이상의 혼란스런 별들의 생성보다는
시스템내에서 vixxa에 의한 별의 안정적인 생성이 자리잡는 탓에 별 생성이 점차 줄어드는 모양새인듯 하다. 으음. 2609130235.
1.) sidems가 생기는 이유는 중성수소가 생기는 온도의 냉각 탓일 수 있다.
ㅡㅡㅡㅡㅡㅡ
???중성수소가 생기는 이유?
<<<<<중성수소는 빅뱅 후 우주의 온도가 낮아지면서 양성자(원자핵)와 전자가 결합하여 전기적으로 중성(±=0.zerosum
msoss.dark_matter.osering)이 되었기 때문에 생겼습니다. 어허. 09130242.
/=====]
1-2.
_중국과학원(CAS) 연구진이 주도하는 국제 연구팀은 암흑에너지 분광기기(DESI) 프로젝트를 통해 우주 전체에 걸친 중성 원자 수소의 진화를 연구한 결과 이러한 결론에 도달했습니다.
_연구팀은 중국의 500미터 구경 구형 전파 망원경(FAST)을 사용하여 지난 45억 년에 걸친 매우 정밀한 측정을 수행했습니다.
1-3.
_연구 결과에 따르면 우주 별 형성량은 급격히 감소한 반면, 은하 내 주요 가스 저장소인 중성 원자 수소(HI)는 훨씬 덜 급격하게 변화했습니다.
ㅡㅡㅡㅡㅡㅡㅡㅡ
???우주에는 중성수소가 얼마나 분포돼 있나?
<<<<
. 공간적 구조와 규모 (HI 가스 구름)
우주에서 중성 수소 원자(HI)는 별과 별 사이의 공간인 성간 매질(ISM)이나 은하와 은하 사이의 은하간 매질(IGM)에 거대한 기체 구름 형태로 분포합니다.
은하의 크기 결정: 수소 가스 구름은 우리가 흔히 보는 은하의 가시광선 영역(별들이 모여있는 곳)보다 훨씬 넓게 퍼져 있습니다. 보통 은하 지름의 2배에서 수 대 이상 큰 영역까지 수소 원자가 거대한 후광(Halo)처럼 둘러싸고 있습니다.
우주의 거미줄 (Cosmic Web): 우주 거대 구조에서 수소 원자들은 은하와 은하를 잇는 수천만 광년 길이의 '가스 필라멘트(실가닥 구조)'를 형성하며 우주의 뼈대를 이루고 있습니다.>>>>
ㅡㅡㅡㅡㅡㅡㅡ
???중성수소가 생기는 이유?
<<<<<중성수소는 빅뱅 후 우주의 온도가 낮아지면서 양성자(원자핵)와 전자가 결합하여 전기적으로 중성이 되었기 때문에 생겼습니다.
생성 이유와 과정
우주 초기 상태: 빅뱅 직후 우주는 초고온 상태여서 에너지가 너무 높았습니다. 이로 인해 양성자와 전자가 따로 떨어져 돌아다녔습니다.
온도 하강 (재결합 시기): 빅뱅 후 약 38만 년이 지나 우주 온도가 약 3,000K(켈빈) 이하로 떨어졌습니다.
전자 결합: 온도가 낮아지며 활성도가 줄어든 전자가 양성자의 인력에 붙잡혀 안정적인 원자핵-전자 결합을 이뤘습니다.
전기적 중성: 양성자의 양전하(+1)와 전자의 음전하(-1)가 상쇄되어 전기적으로 중성인 중성수소 원자(H I)가 완성되었습니다.
/====]
이번 연구 결과는 9월 1일 네이처 애스트로노미 온라인판에 게재되었습니다 .
2.별 형성의 오랜 미스터리
_우주에서 별을 생성하는 능력이 저하된 이유는 은하의 형성 및 진화를 연구하는 데 있어 중요한 질문 중 하나입니다.
_d.[한 가지 간단해 보이는 설명은 은하들이 새로운 별을 생성하는 데 필요한 차가운 가스를 점차 소모한다는 것입니다. ]
_d1.[만약 이것이 주된 원인이라면, 별 생성량의 급격한 감소는 우주의 차가운 가스 공급량의 급격한 감소를 동반했어야 합니다. 그러나 천문학자들은 그러한 감소를 관측하지 못했습니다.]
2-1.
d2.[중성자별(HI)은 이 과정에서 중요한 역할을 합니다. 은하계에서 주요한 저온 가스 저장소 역할을 하며, 우주 전체를 관통하는 대규모 가스 이동과 개별 은하 내부에서 일어나는 별 형성 과정을 연결하는 데 도움을 줍니다.]
_ d3.[천문학자들은 주로 극히 희미한 21cm 파장의 전파 방출선을 통해 중성자별을 관측합니다.]
2-2.
_멀리 떨어진 은하에서 오는 이 신호를 감지하는 것은 배경 소음에 묻혀버리는 경우가 많기 때문에 어렵습니다.
_수년간 이는 주요 관측 과제를 야기했습니다. 심층 관측은 미약한 신호를 감지할 만큼 민감했지만, 상대적으로 작은 영역의 하늘만을 조사할 수 있었습니다.
_d4.[광범위한 관측은 훨씬 더 넓은 영역을 포괄할 수 있었지만, 일반적으로 그러한 미약한 전파 방출을 측정하는 데 필요한 민감도가 부족했습니다. ]
_d5.[결과적으로 천문학자들은 저적색편이에서 중간적색편이에 이르는 우주에서 총 HI 양이 어떻게 변화했는지 직접적이고 신뢰할 수 있게 추적하는 데 어려움을 겪어왔습니다.]
2-3.FAST와 DESI의 결합
_이번 새로운 연구는 FAST의 탁월한 전파 감도와 DESI가 수집한 방대한 광학 분광 데이터 세트를 결합하여 이러한 한계를 해결했습니다.
_연구팀은 하늘의 거의 3분의 1에 걸쳐 분포된 약 250만 개의 은하를 조사했습니다. 그런 다음 연구원들은 HI 스펙트럼 중첩 기술을 사용하여 개별적으로는 감지하기에는 너무 희미했던 수많은 전파 신호를 결합했습니다.
3.
_e.[연구팀은 각 은하의 적색편이를 정밀하게 측정하여 약한 신호들을 정렬한 후 하나로 합쳤습니다.]
_e1.[이러한 접근 방식을 통해 평균적인 중성 수소(HI) 신호가 주변 잡음에서 뚜렷하게 드러나게 되었고, 이를 통해 우주 중성 수소의 진화 과정을 매우 상세하게 파악할 수 있었습니다.]
3-1.
_e2.[그 결과는 놀라운 불일치를 드러냈다.
_약 45억 년 전, 우주는 오늘날보다 약 2.5배 빠른 속도로 별을 생성하고 있었습니다. 하지만 같은 시기에 중성 원자 수소의 밀도는 현재의 약 1.4배에 불과했습니다.]
_다시 말해, e3.[별 형성 속도는 우주의 중성 수소(HI) 저장량보다 훨씬 빨랐습니다. 하지만 중성 수소 공급량은 그와 비슷한 속도로 사라지지 않았습니다.]
그렇기 때문에 은하들이 수소를 빠르게 고갈시키고 있다는 이유만으로 별 형성 감소를 설명하기는 어렵습니다.
3-2.우주는 왜 별을 만드는 데 어려움을 겪는 걸까?
_연구진에 따르면, 이번 연구 결과는 핵심 질문을 "가스가 고갈되고 있는가"에서 "풍부한 중성 수소 매장량에도 불구하고 왜 별 형성이 점점 더 어려워지는가"로 바꾸어 놓았습니다.
_a.[별은 일반적으로 중성 원자 수소에서 직접 형성되지 않습니다. 오히려 훨씬 밀도가 높은 분자 가스 구름 내부에서 탄생합니다. ]
수소 원자(HI)는 우주 가스의 대규모 공급원과 궁극적으로 별 형성에 필요한 분자 수소 사이에서 중요한 중간 위치를 차지합니다.
_이번 연구 결과는 우주 역사 후기에 발생하는 주요 변화가 단순히 전체 중성자 공급량의 감소보다는 a1.[가스가 양성자 순환을 통해 이동하는 방식과 관련이 있을 수 있음을 시사합니다.]
3-3.
_a2.[우주 거미줄에서 나오는 가스의 흐름이 약해지고 가스 밀도가 감소함에 따라, 은하들은 중성 수소(HI)를 분자 수소로 변환하는 효율이 떨어질 수 있습니다. ]
_이러한 시나리오 하에서, a3.[별을 만드는 데 필요한 분자 가스가 점차 부족해지더라도 우주는 비교적 안정적인 중성 원자 수소 저장소를 유지할 수 있습니다.]
_이는 우주가 여전히 많은 양의 잠재적인 별 형성 물질을 보유하고 있으면서도 새로운 별의 생성량은 점점 줄어드는 이유를 설명하는 데 도움이 될 것입니다.
[====
[a.~a3.] 수소는 원소=1, 양성자 .전자의 갯수가 1:1이다. 중성자 갯수에 따라 H의 무게 달라진다.
1.)lamdar=1을 삼각 쿼크 xyz.ms 기반, 양성자와 전자에 1쌍 vixer.mode로 지정하고 qpeoms.field를 확장하면 vixxa.mode의 규모는 중성자의 군체를 이룬다. 1308.10.
2.)[lamdar.qms_qqp=1,1(0,2)]일 때, 다중우주에서의 다중우주의 개별적인 우주의 수소원소가 무한대의 동위원소를 가질 수 있는 이유이다.1310.
2-1.) 그러면, 그런 곳에서는 우주가 H 단일 동위원소만으로도 존재하는 것으로 추측1. 된다. 1304.
ㅡㅡㅡㅡㅡ
????수소의 동위원소는 얼마나 늘릴 수 있나?
한계와 특징
극도로 불안정한 구조: 수소-4부터 수소-7까지의 무거운 동위원소들은 실험실에서 입자 충돌을 통해 인공적으로만 합성되었습니다.
스냅샷 수준의 짧은 반감기: 중성자가 과도하게 많아지기 때문에 수소-7 등의 동위원소는 반감기가 \(10^{-22}\)초(젭토초, zeptosecond) 수준으로 생성되자마자 즉시 붕괴합니다.
따라서 화학적 성질을 유지하거나 실용적으로 활용할 수 있는 한계는 사실상 삼중수소(\(^3\text{H}\))까지입니다.
>>>>>
3-4.
_우주 가스 순환에 대한 새로운 관점
_이번 연구 결과의 중요성은 우주 전체 수소량을 측정하는 것 이상입니다. 이는 은하 내부의 거대한 항성 엔진이 점차 속도가 느려지는 이유에 대한 새로운 증거를 제공합니다.
_연구진에 따르면, FAST와 DESI 관측 자료를 결합함으로써 우주 가스 순환 후기 단계, 별 형성의 장기적인 감소, 그리고 은하의 전반적인 진화를 연구하는 데 새로운 기준점을 마련할 수 있게 되었습니다.
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????수소 원자(HI)의 우주에 규모는?
<<<<<
수소 원자(HI, 중성 수소)는 우주 전체 일반 물질(Baryonic Matter)의 약 73~75%를 차지하는 우주에서 가장 흔하고 거대한 규모의 원소입니다. 개수(양) 기준으로 보면 우주에 존재하는 전체 원자의 약 90% 이상이 수소입니다.
우주적 스케일에서 수소 원자의 규모와 분포를 구체적인 수치로 나누어 보면 다음과 같습니다.
1. 우주 전체 물질 내의 비중 (질량 및 개수)
질량 기준 비율: 우주 일반 물질의 약 74%가 수소이며, 약 24%는 헬륨, 나머지 모든 무거운 원소(산소, 철 등)는 단 2%에 불과합니다.
총 원자 개수: 관측 가능한 우주 전체의 일반 물질 원자 수는 약 \(10^{80}\sim10^{82}\)개로 추정되는데, 이 중 약 \(10^{80}\)개 이상이 수소 원자입니다.
우주 평균 밀도: 우주 공간은 매우 광활하기 때문에, 평균을 내면 방 1개 크기(\(4\text{m}^3\))에 수소 원자가 단 1개 존재하는 극도로 희박한 밀도를 가집니다.
2. 공간적 구조와 규모 (HI 가스 구름)
우주에서 중성 수소 원자(HI)는 별과 별 사이의 공간인 성간 매질(ISM)이나 은하와 은하 사이의 은하간 매질(IGM)에 거대한 기체 구름 형태로 분포합니다.
은하의 크기 결정: 수소 가스 구름은 우리가 흔히 보는 은하의 가시광선 영역(별들이 모여있는 곳)보다 훨씬 넓게 퍼져 있습니다. 보통 은하 지름의 2배에서 수 대 이상 큰 영역까지 수소 원자가 거대한 후광(Halo)처럼 둘러싸고 있습니다.
우주의 거미줄 (Cosmic Web): 우주 거대 구조에서 수소 원자들은 은하와 은하를 잇는 수천만 광년 길이의 '가스 필라멘트(실가닥 구조)'를 형성하며 우주의 뼈대를 이루고 있습니다.
3. 천문학적 관측의 척도: 21cm 수소선
중성 수소(HI)는 눈에 보이지 않지만, 전파천문학에서 가장 중요한 우주의 지도 제작 도구입니다.
수소 원자의 전자가 스핀 방향을 바꿀 때 21cm 파장(1420MHz)의 특이한 전파를 방출합니다.
천문학자들은 이 '21cm 수소선'을 관측하여 우리 은하의 나선팔 구조를 밝혔으며, 우주 초기에 처음에 별과 은하가 어떻게 탄생했는지 그 규모와 진화 과정을 추적하고 있습니다.
요약하자면, 수소 원자(HI)는 우주의 탄생(빅뱅) 직후부터 우주 공간을 가득 채워온 가장 원초적이자 최대 규모의 구성 성분이며, 지금 이 순간에도 새로운 별을 만들어내는 우주의 거대한 거름 역할을 하고 있습니다.
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[d.~e.~]수소 원자(HI)가 qpeoms.sidems일 때, CMB가 형성되었을 것으로 보인다. 그리고 CMB가 lamdar.constant.void를 가지면서 우주가 더이상 불필요한 별들을 중성수소로 만들지는 않을듯 하다. 으음. 09130302.
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.World’s largest atlas of universe’s gas bodies compiled, could decode how galaxies form, evolve
메모 2609130346_소스1.재해석【()】
소스2.
https://interestingengineering.com/space/world-largest-atlas-of-universe-gas-bodies
1.
_세계 최대 규모의 우주 가스 천체 지도가 완성되어 은하의 형성 및 진화 과정을 밝혀낼 수 있을 것으로 기대된다.
_이 프로젝트의 중요성은 단순히 은하의 수를 세는 것 이상의 의미를 지닙니다.
1-1.
_새로운 목록의 규모는 연구자들에게 전례 없는 수의 개별 은하 측정값을 제공한다는 점에서 특히 중요합니다.
_중국의 500미터 구경 구형 전파 망원경(FAST)이 천문학 분야에서 획기적인 성과를 거두었습니다.
_a.[보고서에 따르면 FAST는 우주 전체에 걸쳐 중성 수소원의 최대 규모 지도를 제작했습니다.]
_a1.[이 이정표는 인류가 은하의 형성, 진화 및 상호작용을 가장 큰 규모에서 이해하려는 노력에 있어 중요한 진전을 의미합니다.]
1-2.
_보고서에 따르면 FAST는 2년간의 관측 기간 동안 156,411개의 중성 수소원을 탐지했습니다. 이 관측은 약 19,500제곱도에 달하는 하늘 영역, 즉 전체 천구의 거의 절반에 해당하는 영역을 포괄합니다.
_a2.[중성 수소는 가장 기본적인 물질 형태 중 하나입니다. 중성 수소는 우주에서 가장 기본적인 물질 형태 중 하나입니다. 별과 은하가 형성되는 원료로 흔히 묘사되는 중성 수소는 우주의 진화에 대한 중요한 정보를 담고 있기도 합니다.]
1-3.
_a3.[천문학자들은 중성 수소가 방출하는 특유의 21cm 파장의 전파를 통해 이를 관측할 수 있습니다. ]
[====
[a.~a2.] 나의 추측1.에서는 중성수소의 필라멘트가 sidems이고 그안쪽 piparing 중앙에 아윈쉬타인의 람다상수가 있다.
1.)그리고 필라멘트 sidems에는 람다상수=1.CMB일 때의 다중우주가 전개될 sidems가 실제로 msbase로 변하는 것이 매우 자연스런 일반식처럼 보인다. 어허. 2609130315.
2.) 이들 sidems.filament가 중성수소의 21cm 전자기파를 방출하여 관측된다는 점이다. 으음. 0322.
3.)sidems가 중성수소의 필라멘트임이 분명하면 21cm의 전파를 방출할 것이다.0323.
4.)물론, 그 관측은 void을 통해 보여지기에, 빈칸(void.Lambdar_ec)들을 지나온 qpeoms=1(*)로 관측된다. 굳굿 아이디어!! 03327.
참고로, *void.Lambdar_ec : 아인쉬타인 람다 상수(ec)을 지닌 보이드 빈칸이다. 엄밀히 보이드에는 Lec 값이 존재하는 곳이다.
5.)불연듯 msbase의 nk가 별들이 아니고 lambdar=1.≈ 우주(?)일 수 있다.어허.0352.
ㅡㅡㅡㅡㅡㅡㅡ
????다중우주론에서 람다상수의 역할은?
<<<ai답변.
다중우주론에서 우주 상수(람다, Lambda)는 각기 다른 거품 우주마다 물리 상수와 진공 에너지의 값이 무작위로 다를 수 있음을 보여주는 핵심 변수이자 미세 조정(Fine-tuning) 문제를 해결하는 단서 역할을 합니다.
다중우주론과 람다상수의 주요 관계
우주별 진공 에너지의 다양화:
인플레이션 우주론과 끈 이론의 '끈 풍경(String Landscape)' 모델에 따르면, 영원한 팽창 과정에서 수많은 거품 우주가 생성됩니다. 이때 각 우주마다 람다상수가 지니는 진공 에너지의 밀도 값이 서로 다른 무작위 값으로 결정됩니다.
인류 원리(Anthropic Principle) 설명:
우리 우주의 람다상수 값은 양자역학적 예측치보다 터무니없이 작지만, 만약 이 값이 조금만 더 컸더라면 우주가 너무 빨리 팽창해 은하와 별조차 만들어지지 못했습니다. 반대로 너무 작았더라면 우주가 곧바로 수축해 버렸을 것입니다.
다중우주론에서는 람다상수가 우주마다 제각각 다른 값을 가지기 때문에, 우연히 생명체가 살 수 있는 절묘한 값 Lambda을 가진 '특정 우주'에 우리가 존재할 뿐이라고 설명합니다.
우주 상수 문제의 해법 제시:
이론적 예측값과 실제 관측값의 엄청난 차이(120자릿수 차이)로 유명한 '우주 상수 문제'를, 다중우주라는 거대한 앙상블 개념을 통해 "모든 값이 다른 우주들 속에서
우리 우주는 단지 관측 가능한 특수한 조건을 만족할 뿐이다"라는 통계적·환경적 선택으로 해석하게 만듭니다. >>>>>
/===]
_가시광선과 달리 이 파장의 전파는 상당량의 우주 먼지를 통과할 수 있어, 과학자들은 그렇지 않으면 관측하기 어려운 가스를 관측할 수 있습니다.
2.
_FAST는 거대한 집광 면적과 높은 감도 덕분에 이러한 관측에 특히 적합합니다. FAST의 관측 자료는 천문학자들에게 수소 분포, 나아가 은하의 구조와 진화를 연구하는 강력한 도구를 제공합니다.
_새로운 데이터 세트는 FAST의 이전 관측치에 비해 크게 확장되었음을 보여줍니다.
_FASHI DR2로 알려진 이 새로운 데이터 세트는 FAST의 이전 관측 자료에 비해 획기적으로 확장되었습니다. 2024년 1월에 공개된 FAST의 첫 번째 데이터 세트는 41,741개의 은하를 탐지하여 세계 기록을 세웠습니다.
2-1.
_이번 최신 조사에서는 그 수가 156,411개로 증가하여 이전 FAST 수치의 거의 네 배에 달합니다. 보고서에 따르면 FAST는 거의 20년 동안 중성 수소 관측 분야를 선도해 온 미국 아레시보 망원경의 ALFALFA 조사 기록도 넘어섰습니다.
_이 새로운 목록의 규모는 연구자들에게 전례 없는 수의 개별 은하 측정 자료를 제공한다는 점에서 특히 중요합니다. 각각의 은하 탐지는 우주의 물질 분포에 대한 새로운 정보를 과학자들에게 제공합니다.
2-2.
_이 프로젝트의 중요성은 단순히 은하의 수를 세는 것을 훨씬 뛰어넘습니다. 연구자들은 이 방대한 데이터 세트를 활용하여 현대 우주론에서 가장 중요한 질문들을 탐구할 수 있습니다.
_이번 관측은 은하의 형성 및 진화, 암흑 물질의 분포, 그리고 대규모 우주 구조의 발달에 대한 연구에 기여할 것으로 기대됩니다.
_과학자들은 또한 태양 질량의 약 백만 배에 달하는 질량을 가진 은하까지 중성 수소 질량 함수 측정 범위를 확장할 수 있었습니다.
3.
_또 다른 중요한 성과는 약 0.6%의 통계적 정밀도로 중성 수소의 국소 밀도를 측정한 것인데, 보고서에 따르면 이는 현재까지 가장 정확한 측정값입니다.
_이러한 정밀도는 천문학적 측정에서 작은 개선이라도 우주의 발생 과정에 대한 기존 이론을 검증하고 우주 진화 모델을 정교하게 다듬는 데 도움이 되기 때문에 매우 중요합니다.
3-1.
_이번 최신 목록은 특히 은하 진화, 우주론, 대규모 우주 구조, 중력파 발생원 규명과 같은 분야에서 국제 협력을 더욱 촉진할 것으로 기대됩니다.
_이 프로젝트의 중요성은 단순히 은하 수를 세는 것을 넘어섭니다. 연구자들은 이 방대한 데이터 세트를 활용하여 현대 우주론에서 가장 중요한 질문들을 탐구할 수 있습니다.
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