초기 우주의 블랙홀이 오늘날의 큰 은하계 (현재는 초대형 블랙홀이있는)의 대부분이 자란 씨앗 일 수 있다는 견해가 커지고 있습니다. 그리고 한 걸음 물러나면서, 성간 초기 매체를 재 이온화하는 데 블랙홀이 중요했을 수도 있으며, 이는 오늘날 우주의 대규모 구조에 영향을 미쳤습니다.
초창기를 되짚어보기 위해 ... 처음에는 빅뱅이었고 약 3 분 동안 모든 것이 매우 작았 기 때문에 매우 뜨겁습니다. 그러나 3 분 후에 첫 번째 양성자와 전자가 형성되었고 다음 17 분 동안 그 양성자의 일부가 상호 작용하기 시작했습니다. 헬륨 핵 – 빅뱅 후 20 분이 될 때까지 팽창하는 우주는 너무 시원 해져 핵 합성을 유지하지 못했다. 거기에서 양성자와 헬륨 핵, 그리고 전자는 매우 뜨거운 플라즈마로 다음 3 억 년 동안 튀어 나왔습니다.
광자도 있었지만, 이들 광자가 형성되는 것 외에는 아무것도 할 수있는 기회가 거의 없었습니다. 그런 다음 브로 일링하는 뜨거운 플라즈마에서 인접한 입자에 의해 즉시 재 흡수됩니다. 그러나 380,000 년에 팽창하는 우주는 양자와 헬륨 핵이 전자와 결합하여 첫 번째 원자를 형성하기에 충분하게 냉각되었고, 갑자기 광자는 최초의 광선으로 발사 될 수있는 빈 공간이 남았습니다. 여전히 우주 마이크로파 배경으로 감지 할 수 있습니다.
그 뒤를 잇는 것은 빅뱅 이후 약 50 억 년 전까지 소위 암흑 시대였으며 첫 번째 별이 형성되기 시작했습니다. 시원하고 안정된 수소 (및 헬륨) 원자가 쉽게 모여서 축적되기 때문에이 별들은 실제로 큰 것 같았을 것입니다. 이 초기 별 중 일부는 너무 커서 페어 불안정성 초신성으로 빠르게 조각되었습니다. 다른 사람들은 매우 크고 블랙홀로 무너졌습니다. 그들 중 많은 사람들은 초신성 폭발이 별에서 어떤 물질을 날려 버리기에는 너무 많은 자기 중력을 가지고있었습니다.
그리고 여기에 이온화 이야기가 시작됩니다. 초기 성간 매체의 시원하고 안정적인 수소 원자는 오랫동안 시원하고 안정적으로 유지되지 않았습니다. 조밀하게 채워진 거대한 별들로 가득 찬 더 작은 우주에서,이 원자들은 빠르게 재가열되어 전자가 해리되고 핵이 다시 자유 이온이되었습니다. 이것은 여전히 매우 뜨겁지 만 더 이상 빛이 비추기에는 너무 확산 된 저밀도 플라즈마를 생성했습니다.
이 재 이온화 단계는 새로운 별이 자랄 수있는 크기를 제한했을뿐만 아니라 새로운 은하가 자랄 수있는 기회를 제한하기 때문에 뜨겁고 흥분된 이온은 차갑고 안정된 원자보다 응집 및 생성 될 가능성이 적기 때문입니다. 재 이온화는 현재의 '덩어리'물질 분포에 기여했을 수 있습니다.이 물질 분포는 모든 곳에서 별이 고르게 퍼지지 않고 일반적으로 크고 별개의 은하로 구성되어 있습니다.
그리고 초기 블랙홀 (실제로는 대량의 X 선 바이너리의 블랙홀)이 초기 우주의 재 이온화에 크게 기여했을 것으로 제안되었습니다. 컴퓨터 모델링에 따르면 초대형 우주는 매우 거대한 별을 향한 경향이 있기 때문에 중성자 별이나 백색 왜성보다는 별의 잔존물로 블랙홀이 생길 가능성이 훨씬 높습니다. 또한이 블랙홀은 격리 된 것보다 이진 파일에 더 자주있을 것입니다 (거대한 별이 작은 별보다 여러 시스템을 형성하기 때문에).
따라서 하나의 구성 요소가 블랙홀 인 방대한 이진을 사용하면 블랙홀은 다른 별에서 추출한 물질로 구성된 큰 누적 디스크를 빠르게 축적하기 시작합니다. 그런 다음 해당 디스크가 특히 X 선 에너지 수준에서 고 에너지 광자를 방출하기 시작합니다.
정확한 블랙홀에 의해 방출되는 이온화 광자의 수는 아마도 밝고 빛나는 전구 별의 수와 비슷하지만 훨씬 높은 비율의 고 에너지 X- 선 광자를 방출 할 것으로 예상됩니다. 빛나는 별의 광자 (photon 's)는 하나 또는 두 개의 원자 만 재 이온화 할 수있는 반면
그래서 당신은 간다. 블랙홀… 그들이 할 수없는 일이 있습니까?
더 읽을 거리 : 우주의 새벽에 Mirabel et al Stellar 블랙홀.
