우주론의 표준 모델은 망원경의 놀라운 발견에서 살아남습니다.

우주론의 균열이 나타나는 데는 시간이 걸릴 것으로 예상되었습니다. 그러나 지난 봄 JWST(James Webb Space Telescope)가 렌즈를 열었을 때 매우 멀리 떨어져 있지만 매우 밝은 은하가 즉시 망원경의 시야에 비쳤습니다. "그들은 너무 어리석게 밝았고 눈에 띄었습니다. "라고 말했습니다. 로한 나이두, Massachusetts Institute of Technology의 천문학자.

지구로부터 은하의 겉보기 거리는 그들이 예상했던 것보다 우주 역사에서 훨씬 더 일찍 형성되었음을 암시합니다. (멀리 떨어져 있을수록 빛이 타오르는 시간이 더 오래 걸립니다.) 의심이 소용돌이쳤지만, 330월에 천문학자들은 일부 은하가 실제로 멀리 떨어져 있고 따라서 보이는 것처럼 원시적이라는 사실을 확인했습니다. 확인된 가장 초기의 은하는 빅뱅 이후 XNUMX억 XNUMX천만 년 후에 빛을 발산하여 우주에서 가장 초기에 알려진 구조에 대한 새로운 기록 보유자가 되었습니다. 그 은하계는 다소 어두웠지만 느슨하게 같은 시간대에 고정된 다른 후보들은 이미 밝게 빛나고 있었습니다.

빅뱅 직후 어떻게 별이 과열된 가스구름 안에서 발화할 수 있었습니까? 그들은 어떻게 그렇게 거대한 중력에 구속된 구조로 급히 짜여질 수 있었습니까? 이렇게 크고 밝은 초기 은하를 찾는 것은 선캄브리아기 지층에서 화석화된 토끼를 찾는 것과 비슷해 보입니다. “초기에는 큰 일이 없습니다. 큰일을 하려면 시간이 좀 걸린다"고 말했다. 마이크 보일란-콜친, 텍사스 대학교 오스틴의 이론 물리학자.

천문학자들은 초기의 거대한 것들의 풍부함이 우주에 대한 현재의 이해를 거스르는 것인지 묻기 시작했습니다. 일부 연구자와 언론 매체는 망원경의 관측이 우주론의 표준 모델(람다 냉 암흑 물질 또는 ΛCDM 모델이라고 하는 잘 테스트된 방정식 세트)을 깨뜨리고 있다고 주장했습니다. 그러나 그 이후로 ΛCDM 모델이 탄력적이라는 것이 분명해졌습니다. 연구자들이 우주론의 규칙을 다시 쓰도록 강요하는 대신, JWST 발견은 천문학자들이 은하계가 어떻게 만들어지는지, 특히 우주의 시작에 대해 다시 생각하게 했습니다. 망원경은 아직 우주론을 깨뜨리지 않았지만 너무 이른 은하의 경우가 획기적이라는 것을 의미하지는 않습니다.

더 간단한 시간

매우 초기의 밝은 은하의 발견이 놀라운 이유를 알아보려면 우주론자들이 우주에 대해 알고 있는 것(또는 알고 있다고 생각하는 것)을 이해하는 것이 도움이 됩니다.

빅뱅 이후 유아 우주는 식기 시작했습니다. 수백만 년 안에 공간을 가득 채운 불안정한 플라스마가 가라앉았고 전자, 양성자, 중성자가 원자(대부분 중성 수소)로 결합되었습니다. 우주 암흑기로 알려진 불확실한 기간 동안 사물은 조용하고 어두웠습니다. 그런데 무슨 일이 일어났습니다.

빅뱅 이후 날아간 물질의 대부분은 우리가 볼 수 없는 암흑 물질로 이루어져 있습니다. 그것은 특히 처음에는 우주에 강력한 영향을 미쳤습니다. 표준 그림에서 차가운 암흑 물질(보이지 않고 느리게 움직이는 입자를 의미하는 용어)이 우주를 무차별적으로 내던졌습니다. 일부 지역에서는 그 분포가 더 조밀했고, 이 지역에서는 덩어리로 무너지기 시작했습니다. 원자를 의미하는 눈에 보이는 물질이 암흑 물질 덩어리 주위에 모여 있습니다. 원자도 냉각되면서 결국 응축되어 최초의 별이 탄생했습니다. 이 새로운 방사선원은 이른바 재이온화 시대에 우주를 채웠던 중성 수소를 재충전했습니다. 중력을 통해 더 크고 더 복잡한 구조가 성장하여 광대한 우주 은하계 웹을 구축했습니다.

그러는 동안 모든 것이 계속 산산조각이 났습니다. 천문학자 에드윈 허블은 1920년대에 우주가 팽창하고 있다는 사실을 알아냈고, 1990년대 후반에 그의 이름을 딴 허블 우주 망원경은 팽창이 가속화되고 있다는 증거를 발견했습니다. 우주를 건포도 빵 한 덩어리로 생각하십시오. 밀가루, 물, 효모 및 건포도의 혼합물로 시작됩니다. 이 재료들을 섞으면 효모가 숨을 쉬기 시작하고 덩어리가 부풀어 오르기 시작합니다. 그 안에 있는 건포도(은하계의 대명사)는 덩어리가 팽창함에 따라 서로 더 멀리 늘어납니다.

허블 망원경은 덩어리가 점점 더 빨리 떠오르는 것을 보았습니다. 건포도는 중력을 거스르는 속도로 날아가고 있습니다. 이 가속은 공간 자체의 반발 에너지, 즉 그리스 문자 Λ("람다"로 발음)로 표시되는 소위 암흑 에너지에 의해 추진되는 것으로 보입니다. Λ, 차가운 암흑 물질, 일반 물질 및 복사 값을 Albert Einstein의 일반 상대성 이론 방정식에 대입하면 우주가 어떻게 진화하는지에 대한 모델을 얻을 수 있습니다. 이 "lambda cold dark matter"(ΛCDM) 모델은 우주의 거의 모든 관측과 일치합니다.

이 그림을 테스트하는 한 가지 방법은 매우 먼 은하계를 보는 것입니다. 모든 것을 시작한 엄청난 박수 후 처음 몇 억년을 되돌아보는 것과 같습니다. 그 당시 우주는 더 단순했고 그 진화는 예측과 비교하기 더 쉬웠습니다.

천문학자들은 1995년에 처음으로 허블 망원경을 사용하여 우주의 초기 구조를 보려고 시도했습니다. 허블은 10일 동안 북두칠성에서 텅 빈 것처럼 보이는 우주 공간의 342개 노출 ​​사진을 포착했습니다. 천문학자들은 칠흑 같은 어둠 속에 숨어 있는 풍부함에 놀랐습니다. 허블은 서로 다른 거리와 발달 단계에 있는 수천 개의 은하를 볼 수 있었고, 예상보다 훨씬 더 이른 시간까지 거슬러 올라갔습니다. 허블은 계속해서 엄청나게 멀리 떨어진 은하계를 발견할 것입니다 — 2016년에 천문학자들은 가장 먼 곳을 찾았다, GN-z11이라고 불리는, 빅뱅 이후 400억년으로 거슬러 올라가는 희미한 얼룩.

그것은 은하로서는 놀라울 정도로 이른 일이었지만 부분적으로는 은하가 은하수 질량의 1%에 불과한 작은 크기이고 부분적으로는 홀로 서 있었기 때문에 ΛCDM 모델에 의문을 제기하지 않았습니다. 천문학자들은 GN-z11이 괴상한 별인지 아니면 당혹스러울 정도로 초기 은하의 더 큰 집단의 일부인지 확인하기 위해 더 강력한 망원경이 필요했습니다. 이를 통해 ΛCDM 레시피의 중요한 부분을 놓치고 있는지 확인하는 데 도움이 될 수 있습니다.

설명할 수 없이 먼

전 NASA 지도자 James Webb의 이름을 딴 차세대 우주 망원경은 2021년 크리스마스에 출시된. JWST가 보정되자마자 초기 은하계의 빛이 민감한 전자 장치에 떨어졌습니다. 천문학자들은 그들이 본 것을 설명하는 수많은 논문을 출판했습니다.

연구자들은 물체의 거리를 측정하기 위해 도플러 효과 버전을 사용합니다. 이것은 사이렌을 기반으로 구급차의 위치를 ​​파악하는 것과 유사합니다. 사이렌은 접근할 때 음높이가 높아지고 멀어질수록 음높이가 낮아집니다. 은하는 멀리 떨어져 있을수록 우리에게서 더 빨리 멀어지므로 그 빛은 더 긴 파장으로 늘어나고 더 붉게 보입니다. 이 "적색편이"의 크기는 다음과 같이 표현됩니다. z, 여기서 주어진 값은 z 물체의 빛이 우리에게 도달하기까지 얼마나 오래 이동했는지 알려줍니다.

최초의 논문 중 하나 JWST 데이터에 대한 데이터는 MIT 천문학자인 Naidu와 그의 동료들이 가져왔는데, 그의 검색 알고리즘은 설명할 수 없을 정도로 밝고 설명할 수 없을 정도로 멀리 떨어져 있는 은하를 표시했습니다. Naidu는 그것을 GLASS-z13이라고 명명했는데, 이는 이전에 본 어떤 것보다 더 멀리 떨어져 있는 13의 적색 편이에서 겉보기 거리를 나타냅니다. (은하의 적색편이는 나중에 12.4로 수정되었고 GLASS-z12로 이름이 변경되었습니다.) 다양한 JWST 관측 세트에 대해 연구하는 다른 천문학자들은 다음을 포함하여 11에서 20까지의 적색편이 값을 보고했습니다. CEERS-1749라는 하나의 은하 또는 CR2-z17-1은 13.7억 년 전, 빅뱅 후 불과 220억 XNUMX천만 년 후에 빛을 떠난 것으로 보입니다.

이러한 추정적 탐지는 ΛCDM으로 알려진 깔끔한 스토리가 불완전할 수 있음을 시사했습니다. 어쨌든 은하계는 즉시 거대해졌습니다. “초기 우주에서는 거대한 은하를 볼 것으로 기대하지 않습니다. 그들은 그렇게 많은 별을 형성할 시간이 없었고, 함께 합쳐지지도 않았습니다. 실제로, 연구 XNUMX월에 발표된 연구원들은 ΛCDM 모델이 지배하는 우주의 컴퓨터 시뮬레이션을 분석하여 JWST의 초기 밝은 은하는 시뮬레이션에서 동시에 형성된 것보다 훨씬 더 무겁다는 것을 발견했습니다.

일부 천문학자와 언론 매체는 JWST가 우주론을 깨고 있다고 주장했지만 모든 사람이 확신하지는 않았습니다. 한 가지 문제는 ΛCDM의 예측이 항상 명확하지 않다는 것입니다. 암흑 물질과 암흑 에너지는 단순하지만 가시적 물질은 복잡한 상호 작용과 행동을 가지고 있으며 빅뱅 이후 첫 몇 년 동안 정확히 무엇이 내려갔는지 아무도 모릅니다. 그 열광적 인 초기 시간은 컴퓨터 시뮬레이션에서 근사화되어야합니다. 다른 문제는 은하가 얼마나 멀리 떨어져 있는지 정확히 말하기 어렵다는 것입니다.

첫 번째 논문 이후 몇 달 동안, 높은 적색편이 은하라고 주장되는 일부 은하의 나이가 재고되었습니다. 일부는 강등 업데이트 된 망원경 보정으로 인해 우주 진화의 후기 단계로. CEERS-1749는 12.4억년 전에 빛을 방출한 은하단을 포함하는 하늘의 한 지역에서 발견되며 Naidu는 은하가 실제로 이 은하단의 일부일 가능성이 있다고 말했습니다. 실제보다 더 적색편이된 것처럼 보입니다. Naidu에 따르면 CEERS-1749는 아무리 멀리 떨어져 있어도 이상합니다. "그것은 우리가 알지 못했던 새로운 유형의 은하일 것입니다. 매우 낮은 질량의 작은 은하입니다. 어떻게든 그 안에 많은 먼지를 쌓아 올렸는데, 이는 우리가 전통적으로 예상하지 못한 것입니다."라고 그는 말했습니다. "매우 먼 은하에 대한 우리의 검색을 혼란스럽게 하는 이러한 새로운 유형의 물체가 있을 수 있습니다."

라이먼 브레이크

가장 확실한 거리 추정에는 JWST의 가장 강력한 기능이 필요하다는 것을 모두가 알고 있었습니다.

JWST는 광도 측정(밝기 측정)뿐만 아니라 분광법(빛의 파장 측정)을 통해 별빛을 관찰합니다. 측광 관찰이 군중 속의 얼굴 사진과 같다면 분광 관찰은 개인의 가족력을 ​​알 수 있는 DNA 테스트와 같습니다. 큰 초기 은하를 발견한 Naidu와 다른 사람들은 밝기 유도 측정을 사용하여 적색편이를 측정했습니다. 본질적으로 정말 좋은 카메라를 사용하여 군중의 얼굴을 보았습니다. 그 방법은 밀폐와 거리가 멀다. (미국 천문 학회의 XNUMX월 회의에서 천문학자들은 측광만으로 관찰된 초기 은하의 절반이 정확하게 측정될 것이라고 말했습니다.)

그러나 XNUMX월 초 우주론자들은 발표 그들은 13.2개의 은하에 대해 두 가지 방법을 결합했습니다. JWST JADES(Advanced Deep Extragalactic Survey) 팀은 적외선 스펙트럼이 Lyman break로 알려진 중요한 파장에서 갑자기 차단되는 은하를 찾았습니다. 이 단절은 은하 사이의 공간에 떠 있는 수소가 빛을 흡수하기 때문에 발생합니다. 우주의 계속되는 팽창(계속해서 솟아오르는 건포도 덩어리) 때문에 먼 은하계의 빛이 이동하므로 그 갑작스러운 단절의 파장도 이동합니다. 은하의 빛이 더 긴 파장에서 떨어지는 것처럼 보이면 더 멀리 떨어져 있는 것입니다. JADES는 적색 편이가 최대 13.4인 스펙트럼을 식별했는데, 이는 은하의 빛이 XNUMX억 년 전에 방출되었음을 의미합니다.

데이터가 다운링크되자마자 JADES 연구원들은 공유 Slack 그룹에서 "놀라움"을 시작했습니다. 케빈 헤인라인, 애리조나 대학교의 천문학자. “'오 마이 갓, 오 마이 갓, 우리가 해냈어 우리가 해냈어!'라고 그는 말했다. "이 스펙트럼은 천문학을 변화시키는 과학이 될 것이라고 생각하는 것의 시작일뿐입니다."

브랜트 로버트슨UC 산타크루즈의 JADES 천문학자 에 따르면 이번 연구 결과는 초기 우주가 처음 10억 년 동안 빠르게 변화했으며 은하계가 오늘날보다 XNUMX배 더 빠르게 진화했음을 보여준다고 말했습니다. “벌새가 작은 생물”인 것과 비슷하지만 심장이 너무 빨리 뛰기 때문에 다른 생물과는 조금 다른 삶을 살고 있습니다. 이 은하들의 심장 박동은 은하수 크기보다 훨씬 더 빠른 시간 척도에서 일어나고 있습니다.”

그러나 ΛCDM이 설명하기에는 그들의 심장이 너무 빨리 뛰었습니까?

이론적 가능성

천문학자와 대중이 JWST 이미지에 입을 다물고 있을 때 연구원들은 우리 시야에 깜박이는 은하가 실제로 ΛCDM을 뒤집었는지 아니면 방정식에 연결해야 하는 숫자를 결정하는 데 도움이 되는지를 결정하기 위해 뒤에서 작업하기 시작했습니다.

중요하지만 잘 이해되지 않은 숫자 중 하나는 초기 은하의 질량에 관한 것입니다. 우주론자들은 ΛCDM이 예측한 은하 성장의 타임라인과 일치하는지 여부를 확인하기 위해 질량을 결정하려고 합니다.

은하의 질량은 밝기에서 파생됩니다. 하지만 메건 도나휴미시간 주립 대학의 천체물리학자인 은 질량과 밝기 사이의 관계는 기껏해야 알려진 별과 잘 연구된 은하계에서 수집한 가정에 근거한 교육받은 추측일 뿐이라고 말합니다.

한 가지 핵심 가정은 별이 항상 초기 질량 함수(IMF)라고 하는 질량의 특정 통계적 범위 내에서 형성된다는 것입니다. 이 IMF 매개변수는 밝기 측정에서 은하의 질량을 수집하는 데 매우 중요합니다. 왜냐하면 뜨겁고 파란색이며 무거운 별은 더 많은 빛을 생성하는 반면 은하 질량의 대부분은 일반적으로 차갑고 빨간색의 작은 별에 갇혀 있기 때문입니다.

그러나 IMF는 초기 우주에서 달랐을 가능성이 있습니다. 그렇다면 JWST의 초기 은하는 밝기가 암시하는 것만큼 무겁지 않을 수 있습니다. 밝지만 밝을 수 있습니다. 이 가능성은 두통을 유발합니다. 이 기본 입력을 ΛCDM 모델로 변경하면 원하는 거의 모든 답변을 얻을 수 있기 때문입니다. Lovell은 일부 천문학자들이 IMF를 "악인의 영역"으로 만지작거리는 것을 고려한다고 말합니다.

"우리가 초기 질량 함수를 이해하지 못한다면, 높은 적색편이에서 은하를 이해하는 것은 정말 어려운 일입니다."라고 말했습니다. 웬디 프리먼, 시카고 대학의 천체물리학자. 그녀의 팀은 다양한 환경에서 IMF를 정확히 파악하는 데 도움이 될 관찰 및 컴퓨터 시뮬레이션 작업을 하고 있습니다.

가을 동안 많은 전문가들은 IMF 및 기타 요인에 대한 조정이 ΛCDM을 사용하여 JWST의 기기에 조명을 비추는 고대 은하계를 제곱하기에 충분할 수 있다고 의심했습니다. "실제로 표준 패러다임 내에서 이러한 관찰을 수용할 수 있는 가능성이 더 높다고 생각합니다."라고 말했습니다. 레이첼 서머빌, Flatiron Institute의 천체 물리학자(예: Quanta Magazine, 시몬스 재단에서 자금을 지원합니다). 이 경우 그녀는 “우리가 배운 것은 [암흑 물질] 후광이 가스를 얼마나 빨리 수집할 수 있는가? 얼마나 빨리 가스를 식히고 밀도를 높이고 별을 만들 수 있습니까? 아마도 그것은 초기 우주에서 더 빨리 일어날 것입니다. 가스의 밀도가 더 높을 수 있습니다. 어떻게 든 더 빨리 흐르고 있습니다. 우리는 여전히 이러한 프로세스에 대해 배우고 있다고 생각합니다.”

Somerville은 또한 블랙홀이 아기 우주를 방해했을 가능성을 연구합니다. 천문학자들은 알아 차 렸던 빅뱅 이후 약 6억 년 후인 7 또는 XNUMX의 적색편이에서 몇 개의 빛나는 초대질량 블랙홀. 그때까지 별이 어떻게 형성되고, 죽은 다음 주변의 모든 것을 먹어 치우고 방사선을 분출하기 시작한 블랙홀로 붕괴될 수 있었는지 상상하기 어렵습니다.

그러나 초기 은하로 추정되는 내부에 블랙홀이 있다면 은하가 실제로는 매우 거대하지 않더라도 그렇게 밝게 보이는 이유를 설명할 수 있다고 Somerville은 말했습니다.

ΛCDM이 JWST의 초기 은하 중 일부를 수용할 수 있다는 확인이 크리스마스 전날 도착했습니다. 가 이끄는 천문학자들 벤자민 켈러 멤피스 대학교에서 체크 ΛCDM 우주의 소수의 주요 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션을 통해 시뮬레이션이 JADES 팀이 분광학적으로 연구한 12개만큼 무거운 은하를 생성할 수 있음을 발견했습니다. (특히 이 10개 은하들은 GLASS-z13와 같은 다른 알려진 초기 은하들보다 더 작고 어둡습니다.) 팀의 분석에서 모든 시뮬레이션은 24의 적색편이에서 JADES가 발견한 것과 같은 크기의 은하를 산출했습니다. 하나의 시뮬레이션으로 그러한 은하를 생성할 수 있습니다. XNUMX의 적색편이에서 JADES가 본 것과 동일하며 다른 두 개는 훨씬 더 높은 적색편이에서 은하계를 만들 수 있습니다. JADES 은하 중 어느 것도 현재의 ΛCDM 패러다임과 긴장 상태에 있지 않다고 Keller와 동료들은 XNUMX월 XNUMX일 사전 인쇄 서버 arxiv.org에 보고했습니다.

지배적인 우주론적 모델을 무너뜨리기에는 무게가 부족하지만 JADES 은하에는 다른 특별한 특성이 있습니다. Hainline은 그들의 별이 이전에 폭발한 별에서 나온 금속에 의해 오염되지 않은 것 같다고 말했습니다. 이것은 그들이 Population III 항성(지금까지 발화하기 위해 열심히 찾는 XNUMX세대 항성)이며 우주의 재이온화에 기여할 수 있음을 의미할 수 있습니다. 이것이 사실이라면 JWST는 우주가 현재 궤도에 놓이게 된 신비한 시기를 이미 들여다본 것입니다.

특별한 증거

 추가 초기 은하에 대한 분광학적 확인은 JWST의 시간 할당 위원회가 어떻게 분담하는지에 따라 이번 봄에 올 수 있습니다. WDEEP라는 관측 캠페인은 특히 빅뱅 이후 300억년 미만의 은하를 검색할 것입니다. 연구자들이 더 많은 은하의 거리를 확인하고 질량을 더 잘 추정함에 따라 ΛCDM의 운명을 결정하는 데 도움이 될 것입니다.

ΛCDM의 판도를 바꿀 수 있는 많은 다른 관측이 이미 진행 중입니다. 초기 질량 함수를 연구하고 있는 Freedman은 어느 날 밤 새벽 1시에 일어나 거리와 나이를 측정하기 위한 "표준 촛불"로 사용하는 변광성에 대한 JWST 데이터를 다운로드했습니다. 이러한 측정은 허블 장력으로 알려진 ΛCDM의 또 다른 잠재적인 문제를 해결하는 데 도움이 될 수 있습니다. 문제는 현재 우주가 ΛCDM이 13.8억년 된 우주에 대해 예측한 것보다 더 빠르게 팽창하고 있는 것처럼 보인다는 것입니다. 우주론자들은 많은 가능한 설명을 가지고 있습니다. 아마도 일부 우주론자들은 우주 팽창을 가속화하는 암흑 에너지의 밀도가 ΛCDM에서처럼 일정하지 않고 시간이 지남에 따라 변한다고 추측합니다. 우주의 팽창 역사를 바꾸는 것은 허블 장력을 해결할 뿐만 아니라 주어진 적색편이에서 우주의 나이 계산을 수정할 수도 있습니다. JWST는 빅뱅 이후 500억 년이 아니라 300억 년 후에 나타난 초기 은하를 보고 있을지도 모릅니다. 그렇다면 JWST의 거울에 있는 가장 무거운 것으로 추정되는 초기 은하조차도 합체하는 데 충분한 시간이 있었을 것이라고 Somerville은 말합니다.

천문학자들은 JWST의 초기 은하 결과에 대해 이야기할 때 최상급이 부족합니다. 그들은 비범한 주장에는 비범한 증거가 필요하다는 칼 세이건(Carl Sagan)의 격언을 스스로 상기시키면서 웃음, 욕설, 감탄사로 대화를 뒤덮습니다. 그들은 모델을 연마하거나 조정하는 데 도움이 될 더 많은 이미지와 스펙트럼을 손에 넣기를 기다릴 수 없습니다. Boylan-Kolchin은 "그것이 최고의 문제입니다. 왜냐하면 당신이 무엇을 얻든 답이 흥미롭기 때문입니다."라고 말했습니다.