재이온화

1 소개

재이온화란 재전리라고도 하며 우주 초기에 일어났던 수소의 이온화로 별빛에 의해 중성수소가 수소원자로 변환된 과정이다. 수소가 이온화되면 전자의 궤도가 넓어져 빛이 직진할 수 없게 되어, 빛이 흐트러져 관측이 어렵게 된다. 마치 짙은 안개속에 물체를 탐지하는 것과 같다.

재이온화가 되어 빛은 직진할 수 없어 우주가 불투명해졌지만, 이미 우주가 4~9억년에 걸쳐 계속 팽창하였기 때문에 밀도는 낮아(물론 당시 우주의 밀도는 지금보다 1만배 이상 높다.) 다행히 이 시기의 우주를 거대 은하단의 중력렌즈를 이용하여 관측할 수 있다. 즉 빛이 직진할 수 없다 하더라도 밀도가 낮기 때문에 실제로는 빛이 직진하는 것이 가능했다. 다만 우주 전체적으로 가스가 꽉 차있었고, 가스 밀도가 높고, 이온화가 되었기 때문에 빛이 똑바로 직전하지 못하고 잘 흐트러졌으므로 이 시기의 은하들은 붉은색으로 관측된다.

재이온화는 우주가 탄생한 지 4억~9억년 후까지 진행되었다.

2 진행 과정

우주가 탄생한 지 4억년 후에 태초의 항성이 태어났다. 134억년 전에 태어난 태초의 항성은 종족 III로써 질량이 매우 커 수명이 매우 짧았으며 그들이 내는 빛은 가스 구름을 요동치게 하였다. 태초의 별이 탄생한지 200만년도 채 되지 않아 이들이 초신성 폭발을 할 때 가스 구름이 요동치면서 급격히 밀도가 높아지는 부분이 생기고 수 많은 별들이 탄생하게 되었다.

결국 태초의 별이 탄생한지 500만년도 채 되지 않아 우주에는 태초의 은하가 태어나게 되고 이들이 내는 빛으로 당시 우주 곳곳에 펼쳐져 있던 가스들이 재이온화가 되었다.

133억 8천만년 전에 태초의 별이 탄생된지 2천만년이 된 시점에 이미 별이 수백만개에 달하는 상당히 큰 별의 성단이 태어났고 그 내부에는 질량이 작은 별의 비율이 99%에 해당되었다. 하지만 중원소 함유량이 낮은 별들의 경우는 표면온도가 매우 뜨겁다. 질량이 태양과 동일한 별의 경우 중원소 함량이 태양의 1천분의 1이 미만이라면 수명은 65.1억년밖에 되지 않지만 태어날 때 표면온도는 6910K이나 되며, 가장 뜨거울 땐 분광형 A7까지 올라간다.

태양 질량의 2배만 되더라도 분광형 B6까지 올라가며, 태양 질량의 6배만 되어도 분광형 O형의 빛을 발산할 수 있다. 중원소 함유량이 태양의 10만분의 1에 태양 질량의 40배가 넘으면 주계열성 단계를 막 시작했을때의 표면온도는 무려 70,600K이나 되며, 태양 질량의 230배에 해당하는 별의 경우 쌍불안정성 초신성 폭발을 하기 전에 울프레이에 별 단계를 거치는데, 표면온도는 무려 22만K까지 올라간다.

이렇게 별들이 뜨거우니 주위의 가스를 자외선으로 이온화 시키게 된다. 또한 쌍불안정성 초신성 폭발도 자주 일어나 우주 재이온화에 큰 역할을 하며 백색 왜성들도 Ia형 초신성 폭발을 자주 일으키므로 이들도 우주 재전리에 큰 역할을 한다.

또한 중원소 함량이 낮은 별은 CNO순환을 통해 에너지를 생산하더라도 에너지를 생산할 수 있는 구간이 중심핵에 한정되어 있다. 따라서 태양처럼 중원소 함량이 풍부한 별처럼 복사층 중단 부분까지 핵융합을 하지 않는다. 따라서 이들은 주계열 당시 지름이 같은 질량에 중원소 함량이 높은 별에 비해 지름이 매우 작다.

지름이 작으면 밀도가 높고 그만큼 자전속도도 빠르므로 항성 표면에 자기장 폭발도 크게 일어난다. 중원소 함량이 태양의 1천분의 1미만으로 낮은 태양 질량의 5배의 별에서도 태양 자기장 폭발의 수억배에 해당하는 자기장 폭발이 일어나게 된다.

이러한 별들의 엄청난 자기장 폭발로 인한 자외선과 방사선은 우주 초기 재이온화에 큰 역할을 하였다. 질량이 큰 별들은 엄청난 자외선과 밝기로, 질량이 태양의 10배 이하의 작은 별들도 뜨거운 표면온도가 강력한 자기장 폭발로 우주 재이온화에 큰 역할을 하였다.

이러한 별의 뭉치인 원시 은하들이 태초의 별이 탄생한지 불과 2천만년만에 셀 수도 없이 많이 탄생되었고, 그들 중 대형 은하는 별을 수천만개나 가지고 있는 은하들도 있었다.

또한 이 때부터 워낙 많은 은하가 탄생하고 존재하다 보니 은하간의 충돌도 빈번하게 발생되기 시작하였다. 이 충돌로 은하 중심의 블랙홀의 합체와 활발한 활동으로 퀘이사 활동이 발생하게 되었고, 별들이 폭발적으로 생성되는 스타버스트 현상이 우주 전체적으로 일어났다.

태초의 별이 탄생한지 5천만년이 지나자 원시 은하간의 충돌도 과거보단 잠잠하게 되기 시작하였고 당시 대형 은하들 중 몇몇은 이미 10억개의 별을 포함한 은하도 존재하였다.

이렇게 우주는 태초의 별이 탄생한지 5천만년만에 엄청난 대변화를 거듭하였고 은하 중심의 퀘이사의 활발한 활동으로 인해 밀도 높은 은하내의 성간 가스가 은하 외부로 벗겨졌는데(상당수의 은하가 자신이 가지고 있던 가스들 중 90%가 벗겨질 정도로 강력한 퀘이사을 하였다.) 이들 가스가 또 은하 밖의 가스와 충돌하여 새로운 원시 은하를 대량 생산하는 과정이 또 다시 진행되었다.

기존 은하를 비롯하여 새로 탄생한 은하들도 우주 재이온화에 큰 역할을 하였고, 퀘이사도 큰 역할을 하였다. 다만 당시는 중원소 함량이 낮아 별들도 뜨겁고 밝게 빛났으며, 강력한 자기장 폭발까지 더해 이들이 우주 재전리에 미친 영향이 95% 이상에 달했고, 퀘이사의 경우도 상당히 파워풀 했지만 우주 재전리에 미친 영향은 5% 미만에 불과했다.

이러한 우주 재이온화 과정은 133억 8천만년전부터 활발히 일어나기 시작하여, 131억년전에는 우주 재이온화의 절반이 완료되었다. 이후에는 우주가 팽창하면서, 우주 전체적으로 밀도가 낮아짐에 따라 재이온화 현상도 낮아지게 된다.

이후 서서히 재이온화 현상이 떨어져 129억년전, 우주 탄생 9억년만에 우주 재이온화는 끝나게 된고 빛이 직진할 수 있는 투명상태가 된다.

3 기여도

초기 우주의 재이온화 과정은 가스들이 이온화로 인해 움직임이 빨라져 가스를 더욱 더 요동치게 만들었다는 의의가 있다. 요동친 가스는 수 많은 별을 탄생시키고 은하를 만들고 은하단의 씨앗까지 만듬으로써 오늘날 우주 구조를 형성하는데 결정적인 역할을 했다.

3.1 종족 III

종족 III 항성은 자신이 내던 자외선과 쌍불안정성 초신성 폭발을 비롯한 다양한 초신성 폭발로 가스를 요동쳐, 우주에 넓게 퍼져 있던 가스를 더욱 더 밀도차이가 나게 만든다. 이렇게 되면 이전보다 더욱 더 뭉쳐진 가스층에서 별들이 수만개까지 태어날 수 있다.

종족 III 항성이 우주의 재이온화에 직접적으로 기여하지는 않았지만, 우주가 재이온화될 수 있도록 수많은 별이 태어날 수 있도록 도와주었다는데에 의의가 있다.

3.2 종족 II

종족 II 별은 종족 III가 초신성 폭발로 뿌린 중원소가 함유된 성운에서 태어났으며, 태초에 별이 태어난 지 100만년도 채 되지 않아 우주 곳곳에서 태어나기 시작하였다. 우주 재이온화가 완료된 129억년전에 태어난 항성들 중 은하 중심에 태어난 중원소 함량이 가장 높은 항성일지라도 태양의 20%이하였기 때문에 사실상 우주 재이온화의 95% 이상을 종족 II 항성들이 담당했다고 할 수 있다.

중원소 함량이 낮았기 때문에 질량이 태양의 8배만 되어도 분광형 O형이 될 수 있었으며, 태양의 1천분의 1이하의 중원소 함량을 가졌다면 태양 질량의 6배만 되어도 분광형 O형으로 빛날 수 있다. 그리 크지 않은 질량으로 뜨거운 표면온도를 가질 수 있었으므로 자외선 양이 상당했으며, 주위의 가스들을 이온화 시키게 되었다. 이렇게 종족 II의 별의 가스를 이온화 시킴으로 가스들이 은하 밖으로 이동하고 이 가스들이 은하밖의 가스들과 만나 곳곳에서 수많은 은하들이 태어나고 이 활동을 반복하여 결국 우주 전체적으로 가스를 재이온화 시킬 수 있었다.

또한 종족 II의 별은 자기 폭발이 굉장히 강한데, 주계열 시절엔 밀도도 높고, 자전속도도 빨라 질량이 태양의 6배나 되는 별이라도, 태양의 수억배의 자기 폭발을 할 수 있었다.

이렇게 종족 II의 별의 자기 폭발도 역시 우주 재이온화에 큰 영향을 주었다.

3.3 퀘이사

수많은 은하들이 탄생하면서 최초의 별이 탄생한 지 불과 2천만년만에 원시 은하간의 충돌이 일어나고 이 과정에서 최초의 퀘이사 현상이 발생한다. 퀘이사는 133억 5천만년 전엔 원시 은하 전체에 방사선을 흩뿌릴 만큼 극도로 강력해지고 그것이 뿜어내는 제트는 10~100만광년 떨어진 곳에도 영향을 주었다. 퀘이사의 방사선과 자외선도 역시 우주 재이온화에 큰 영향을 주었고 은하 내의 가스를 외부로 몰아내, 몰아내진 가스와 외부 가스가 만나 새로운 은하가 탄생하도록 기여하였다.

퀘이사는 우주 초기 무수히 많았지만, 그래도 종족 II의 별에 비해선 우주의 재이온화에 덜 영향을 주었다. 실제로 퀘이사는 우주 재이온화에 5%이하를 기여하였다.

3.4 초신성 폭발

재이온화의 극초기에는 쌍불안정성 초신성 폭발이 재이온화에 조금이나마 기여하였다면, 133억년전부터는 주로 Ia형 초신성 폭발이 주도하였다.

당시 우주는 어느 공간이나 가스가 풍부하였기 때문에 쌍성이 없어도 가스가 충분히 뭉쳐 있다면 백색왜성도 이 가스들을 흡수해 질량을 키워 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 수 있었다.

당시 우주에는 Ia형 초신성 폭발이 강하게 일어났고 이것이 우주 재이온화에 기여하였을 뿐 아니라, 우주 초기 시기에 종족 I의 항성이 태어날 수 있게 도와주었다. 최초의 종족 I의 항성은 132억년전에 태어났으며 Ia형 초신성 폭발로 흩뿌려진 중원소의 기여가 가장 크다.

물론 120억년 전까지 우주의 별의 80% 이상은 종족 II였다는 것은 상기해야겠지만, 재이온화 시기가 끝난 129억년전에 이미 은하 중심부의 중원소 함량이 많은 부분에는 종족 I의 별이 상당히 많이 태어나기 시작하였다는 것에 의의가 있다.

4 재이온화 이후

재이온화 전에는 우주 전체적으로 가스가 고르게 퍼져 있었지만(물론 가스이기 때문에 지점마다 밀도 차이는 있어도 마치 안개가 짙게 낀 것처럼 우주 전체에 가스가 꽉 차 있었다.), 재이온화가 끝난 우주는 가스의 밀도가 낮은 지점(은하단과 은하단과의 경계)이 형성되기 시작하였다.

밀도가 높은 지점은 원시 은하단의 씨앗으로 발전하고 이 원시 은하단은 우주를 이동하면서 자신의 중력으로 우주에 퍼져 있는 남은 잔가스들을 빨아들여 우주가 오늘날 은하단과 은하단 사이의 경계의 씨앗(은하단과 은하단 사이를 구분짓는 요소, 이후 이것은 점점 커지고 은하단과 은하단 사이의 거리도 점점 멀어진다. 오늘날 은하단과 은하단 사이의 거리는 최소 5천만~수억광년 이상 떨어져 있다.)을 만들었다. 이러면서 원시 은하단 내의 은하는 급격히 성장하여 오늘날 수천억 개의 별이 존재하는 대형 은하와 이러한 은하들이 수천 혹은 수만개의 은하를 가지고 있는 대형 은하단을 만드는 발판이 되었다.

우주가 팽창하면서 전체적으로 가스 밀도가 낮아져 129억년전 재 이온화는 끝나게 되고 이때부터 빛이 직진하게 되어, 붉게 관측되는 은하의 빛이 점점 환하게 관측된다.

이처럼 재이온화는 오늘날의 우주 구조를 형성하는데 가장 중요한 역할을 하였다는 점에서 중요한 의의가 있다.