항성 형성

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1. 개요

항성 형성은 빅뱅 이후 약 120억~130억 년 전에 처음 별이 생성된 이래로, 나선 은하 내 성간 물질의 밀도가 높은 곳에서 분자 구름, 보크 구상체와 같은 곳에서 일어난다. 저밀도 별의 경우 회전하는 분자 구름의 중력 붕괴를 통해 형성되며, 고밀도 별의 경우 제트와 유출을 통해 복사압을 극복하고 강착원반을 통해 물질을 끌어들여 형성된다. 별의 초기 단계는 적외선 천문학으로 관측되며, X선 관측은 젊은 별을 연구하는 데 유용하다. 별의 형성 과정은 난류, 자기장, 회전 등 다양한 요인의 영향을 받으며, 필라멘트 구조 또한 중요한 역할을 한다.

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항성 형성 - 원시별
원시별은 별의 진화 초기 단계로, 분자 구름의 중력 붕괴로 형성되어 수소 핵융합을 시작하기 전 주변 가스와 먼지를 흡수하며 성장하고, 강착 원반과 쌍극류를 형성하며, 적외선 및 밀리미터 영역에서 관측되며, 중심부의 중수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하고 주변 물질이 소실된 후 T 타우리형 별 또는 허빅 Ae/Be형 별로 관측되는 천체이다.
항성 형성 - 성간매질
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항성 형성
개요
분자 구름의 밀도가 높은 영역이 중력 붕괴하여 별을 형성하는 과정
별 형성	별이 형성되는 과정
관련 주제	성간 물질 분자 구름 보크 구상체 암흑 성운 젊은 별체 원시별 황소자리 T형 별 허빅 Ae/Be 별 성운설
별 형성 중인 천체	허빅-아로 천체
이론적 개념	초기 질량 함수 진스 불안정성 켈빈-헬름홀츠 메커니즘 보너-에버트 질량

2. 역사적 배경

최초의 별들은 빅뱅 이후 약 120억~130억 년 전에 형성된 것으로 여겨진다. 시간이 흐르면서 별들은 헬륨을 융합하여 일련의 화학 원소들을 생성했다.^[67]

3. 별 탄생 장소

창조의 기둥으로 알려진 허블 우주 망원경의 사진으로, 독수리 성운에서 별이 탄생하고 있는 곳이다.

나선은하는 별, 별들의 찌꺼기, 그리고 가스와 먼지로 이루어진 분산된 성간물질을 포함한다. 성간물질은 밀도에 따라 다양한 형태로 존재하는데, 밀도가 높은 곳에서는 구름이나 확산성운^[77]이 형성되며, 이곳에서 별이 탄생한다.^[78]

별이 생성되는 고밀도 성운 내의 수소는 대부분 분자 형태(H₂)를 띠고 있어 분자 구름이라고 부른다.^[79] 거대한 분자 구름은 1 cm³당 100개의 입자 밀도, 지름 100광년(9.5 x 10¹⁴km), 최대 태양질량의 600만 배에 달하는 질량^[80], 그리고 평균 10K의 내부 온도를 갖는다.

오리온성운은 태양에서 가장 가까운 거대 별 형성 영역으로, 1,300광년(1.2 x 10¹⁶km) 떨어져 있다.^[83] 반면, 작은 질량의 별은 약 400~450광년 떨어진 뱀주인자리 ρ 주변의 암흑성운에서 형성된다.^[84]

별 형성이 일어나는 더 작은 장소는 고밀도의 가스와 먼지로 이루어진 불투명한 구름인 보크 구상체(천문학자 바트 보크의 이름을 따서 지었다.)이다. 보크 구상체는 대체로 최대 1광년 정도의 크기이며, 태양질량보다 작은 질량을 가진다.^[86]

thumb(M42)은 별 형성이 진행되는 대표적인 영역이다. 성운을 밝게 비추는 젊은 대질량별에서 별이 싹트는 요람이 되는 고밀도 가스 기둥까지 볼 수 있다.]]

3. 1. 성간 구름

나선은하는 별, 별들의 잔해, 그리고 가스와 먼지로 이루어진 희박한 성간물질을 포함한다. 성간물질은 1 cm³당 0.1~1개의 입자를 가지며, 질량의 약 70%가 수소이고 나머지는 대부분 헬륨으로 구성되어 있다. 이 물질은 별이 주계열의 마지막 단계에서 방출한 중원소들로 인해 화학적으로 농축된다. 성간물질이 고밀도로 뭉쳐지면 구름이나 확산성운^[77]이 형성되는데, 이곳에서 별이 생성되기 시작한다.^[78] 타원은하는 이와 달리 약 10억 년 내에 성간물질의 차가운 성분을 잃어버려, 다른 은하와의 합병이 없는 한 확산성운 형성이 어렵다.^[79]

별이 생성되는 고밀도 성운 내에서는 수소가 분자 형태(H₂)로 존재하기 때문에 이러한 성운을 분자 구름이라고 부른다.^[79]

3. 2. 분자 구름

나선 은하와 같은 은하들은 별, 항성 잔해, 그리고 기체와 먼지로 이루어진 희박한 성간 매질(ISM)을 포함하고 있다. 성간 매질의 밀도가 높은 지역은 별 형성이 일어나는 구름, 즉 ''확산 성운''을 형성한다. 별이 생성되는 밀집된 성운에서 수소의 대부분은 분자(H₂) 형태로 존재하므로 이러한 성운을 분자 구름이라고 한다.

허셜 우주 관측소는 필라멘트, 즉 길쭉한 밀집 가스 구조가 분자 구름에 어디에나 존재하며 별 형성 과정의 중심이라는 것을 밝혀냈다. 이들은 중력적으로 묶인 코어로 분열되며, 이 중 대부분은 별로 진화한다. 가스의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘, 자기장은 필라멘트가 분열되는 세부적인 방식을 제어할 수 있다.

관측 결과, 가장 차가운 구름은 저질량 별을 형성하는 경향이 있으며, 이들은 처음에는 구름 내부에서 방출하는 적외선으로 관측되고, 구름이 흩어질 때 가시광선으로 관측된다. 일반적으로 더 따뜻한 거대 분자 구름은 모든 질량의 별을 생성한다. 이러한 거대 분자 구름은 일반적으로 1cm³당 100개의 입자 밀도, 100ly의 직경, 최대 600만 M_☉의 질량을 갖는다. 평균 내부 온도는 10,000이다.

은하수의 은하 ISM 전체 질량의 약 절반이 분자 구름에서 발견되며, 은하는 추정적으로 6,000개의 분자 구름을 포함하며, 각각 이상의 질량을 가진다.

3. 3. 보크 구상체

천문학자 바트 복이 명명한 복 구상체는 밀집된 기체와 먼지로 이루어진 불투명한 구름으로, 별 형성의 콤팩트한 장소이다. 복 구상체는 붕괴하는 분자 구름과 연관되어 형성되거나 독립적으로 형성될 수 있다.

복 구상체는 일반적으로 가로 1광년 정도이며 몇 태양 질량을 포함한다. 이들은 밝은 방출 성운이나 배경 별에 대해 실루엣으로 나타나는 어두운 구름으로 관찰될 수 있다. 알려진 복 구상체의 절반 이상에서 새롭게 형성되는 별이 발견되었다.

3. 4. 빈 공간

허셜 적외선 망원경은 지상의 다른 망원경과 함께 별의 생성을 둘러싸고 있는 우주의 어떤 어두운 부분을 발견했는데, 실제로는 암흑성운이 아니라 빈 공간의 거대한 구멍임을 알아냈다. 이런 대표적인 경우는 NGC 1999 부근의 오리온자리 V380이 있다.^[88] 먼지와 가스로 이루어진 뚫린 공간 내의 몇몇 젊은 별로부터 좁은 가스 제트뿐만 아니라 성숙한 별 근처의 강한 방사능이 구멍을 만든다고 추정되지만, 정확한 이유는 아직도 연구되고 있다.^[88] 이것은 항성형성 과정에 있어서 예상 밖의 성과이다.^[88]

4. 구름의 붕괴

가스 성간운은 가스압의 운동 에너지가 내부의 중력 퍼텐셜 에너지와 균형을 이룰 때 정역학적 평형 상태가 되는데, 이는 수학적으로 비리얼 정리로 표현된다.^[89] 만약 가스압이 구름을 지탱하기 어려울 만큼 구름이 무거워지면, 중력 붕괴가 일어난다. 이때 붕괴하는 구름의 질량을 진스 질량이라고 한다. 진스 질량은 구름의 온도와 밀도에 따라 달라지지만, 일반적으로 태양 질량의 수천만 배 정도이다.^[79] 이는 붕괴하는 구름이 최종적으로 만들어내는 산개성단의 질량과 거의 일치한다.^[90]

분자 구름은 붕괴하면서 점차 작은 조각으로 나뉘는데, 이 조각들이 별의 질량에 도달할 때까지 계층적으로 계속 분열한다. 각 조각에서는 붕괴하는 가스가 중력 퍼텐셜 에너지 방출로 얻은 에너지를 방출한다. 밀도가 높아지면 조각은 불투명해져서 에너지 방출 효율이 떨어진다. 이로 인해 구름의 온도가 올라가고 추가적인 분열이 억제된다. 결국 조각은 회전하는 가스 구체가 되어 별의 배아, 즉 원시별로 응축된다.^[94]

4. 1. 촉발된 별 형성

분자 구름이 서로 충돌하거나, 가까운 곳에서 초신성 폭발이 일어나면 빠른 속도로 물질이 튀어나와 분자 구름을 압축시키고 중력 붕괴를 일으킬 수 있다.^[79] 또한, 은하 충돌은 각 은하의 가스 구름이 조석력에 의해 압축되고 뒤흔들려 스타버스트 현상을 일으킨다.^[91] 이러한 과정은 구상성단 형성의 원인이 된다.^[92]

은하 핵 부근의 초대질량 블랙홀은 은하핵의 별 형성 속도에 영향을 주는데, 물질이 흡수되어 유입되는 블랙홀은 활동적이며, 평행한 상대론적 제트를 통해 바람을 내뿜는다. 이는 별 형성을 제한할 수 있지만, 제트 주위의 전파 방출은 별 형성을 유발할 수도 있다. 마찬가지로 약한 제트가 구름과 충돌했을 때도 별 형성이 일어날 수 있다.^[93]

4. 2. 난류, 흐름, 회전, 자기장의 영향

분자 구름이 붕괴할 때 난류, 거시적 흐름, 회전, 자기장 및 구름 기하학의 영향을 받는다. 회전과 자기장은 구름의 붕괴를 방해할 수 있다.^[95]^[96] 난류는 구름의 분열을 일으키는 중요한 요인이며, 가장 작은 규모에서는 붕괴를 촉진한다.^[97]

5. 원시별

원시별 구름은 중력 결합 에너지를 제거할 수 있는 한 계속 붕괴한다. 이 과도한 에너지는 주로 복사를 통해 방출되지만, 붕괴하는 구름은 결국 자체 복사에 불투명해진다. 따라서 에너지는 다른 방법을 통해 제거되어야 한다. 구름 안의 먼지는 60,000 ~ 100,000의 온도로 가열되고, 이러한 입자는 구름이 투명한 원적외선 파장에서 방출한다. 따라서 먼지는 구름의 추가 붕괴를 유도한다.^[98]

원시별의 중심부 온도가 2,000,000에 도달하면 열에너지가 수소 분자(H₂)를 분리시키고, 이후 수소와 헬륨 원자의 이온화가 일어난다. 이러한 과정은 자유낙하 속도에서의 붕괴 주기와 견줄만한 시간 척도에서 수축 에너지를 계속 흡수한다.

핵심부에서 수소 핵융합이 시작되면, 원시별 단계는 끝나고 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열성 단계가 시작된다.

이 과정의 단계들은 태양 질량 정도나 그 이하 질량의 별에서 잘 설명된다. 반면에 고질량의 별에서는 걸리는 시간이 더 짧고, 과정은 잘 설명되지 않는다. 별 진화의 끝은 항성 진화에서 연구된다.

별 형성에 관한 현재 이론에 따르면, 분자 구름의 코어(고밀도 영역)는 중력적으로 불안정하여 단편화되어 수축을 시작하거나(자발적 별 형성), 초신성 폭발과 같은 고에너지를 발생시키는 천문 현상의 충격파가 기폭제가 되어(유발적 별 형성) 근처의 성운에서 별 형성이 시작된다. 이 중력 수축 단계에서 중력 에너지의 일부는 적외선으로 방출되고, 나머지는 수축이 가속화되는 물체의 중심부에서 온도를 상승시킨다. 물질의 강착은 원반 성운 형성 과정에서도 진행된다.

5. 1. 원시별의 구조

원시별은 중력 결합 에너지의 소멸이 이루어질 때까지 계속 붕괴한다. 붕괴하는 동안, 구름의 밀도는 중앙으로 갈수록 증가하고, 밀도가 10^-13g/cm³일 때 가운데 지역이 처음으로 광학적으로 불투명해진다. '최초의 유체역학적 코어'라고 불리는 핵 부근에서 붕괴가 멈추고 비리얼 정리로 결정된 온도는 계속 상승한다. 핵을 더 뜨겁게 데우는 가스는 불투명한 지역을 향해 떨어지며 충격파를 만든다.^[99]

핵의 온도가 2,000K에 도달했을 때, 열에너지는 H₂ 분자를 분리시킨다.^[99] 뒤이어 수소와 헬륨 원자의 이온화가 이루어진다. 이 과정에서 자유낙하 속도에서의 붕괴 주기와 견줄만한 시간 척도에서 수축 에너지를 계속 흡수한다.^[100] 후에 유입되는 물질의 밀도는 10^-8g/cm³ 아래로 감소하고, 물질은 복사된 에너지가 탈출할 만큼 투명해진다. 원시별 내의 대류와 외부로부터의 복사는 별의 반지름이 줄어들게 한다.^[99] 이 과정은 내부 압력이 중력 붕괴에 대항하여 원시성을 지탱할 만큼 뜨거워질 때까지 계속된다. (이 상태를 정역학적 평형이라고 한다.)^[78]

원시성 위쪽으로의 물질 강착은 별 주위의 원반을 통해 부분적으로 계속된다. 밀도와 온도가 충분히 높을 때, 중수소 핵융합이 시작되고, 그 결과로 생긴 외부 압력은 붕괴를 늦춘다. 구름으로 이루어진 물질은 원시성 위에 "비"가 내리게 한다. 이 단계에서 유입 물질의 각운동량의 효과로 양극류가 생성된다.

5. 2. 전주계열성

주변의 가스와 먼지 막이 흩어지고 강착 과정이 멈추면 전주계열성(PMS별)이 된다. 이 별의 에너지원은 주계열성의 수소 연소와는 달리 중력 수축이다.^[101] 전주계열성은 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 하야시 경로를 따른다.^[101]

수축은 하야시 한계에 이를 때까지 계속되고, 그 후에는 켈빈-헬름홀츠 시간척도에서 온도가 안정적으로 될 때까지 수축이 계속된다. 태양질량 0.5배인 별은 그 후 주계열성에 진입한다. 하야시 경로의 끝에 있는 더 무거운 질량의 전주계열성은 준(準)정역학적 평형 상태로 천천히 붕괴하며, 헤니에이 경로로 진입한다.^[102]

6. 저질량 별과 고질량 별의 형성

별의 질량에 따라 형성 메커니즘에 차이가 있다. 저질량 별은 회전하는 분자 구름 내 밀도 증가에 의한 중력 붕괴로 형성된다는 이론이 관측 결과와 잘 맞는다. 회전하는 가스 구름과 먼지가 붕괴하며 강착원반을 형성하고, 물질은 중앙의 원시성으로 유입된다. 그러나 태양질량의 8배가 넘는 별들의 형성 메커니즘은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.

무거운 별들은 엄청난 양의 복사를 방출하여 유입되는 물질을 밀어낸다. 과거에는 이 복사압이 강착을 멈추게 하고, 태양질량의 수십 배 이상인 별의 형성을 방해한다고 생각했다.^[105] 그러나 최근 연구에서는 제트와 유출류(Outflow)의 생성으로 인해 복사 대부분이 탈출할 수 있는 공동이 생겨, 강착이 방해받지 않는다는 것이 밝혀졌다.^[106]^[107] 이에 따라 무거운 별들도 강착 원반을 통해 형성될 수 있다는 증거가 늘어나고 있다.^[60]

별 형성 영역 Westerhout 40과 Serpens-Aquila Rift - 새로운 별을 포함하는 구름 필라멘트가 이 영역을 채우고 있다.

6. 1. 강착 이론

별들의 질량에 따라 형성 메커니즘에 차이가 있다. 저질량 별은 회전하는 분자 구름 내 밀도 증가에 의한 중력 붕괴로 형성된다는 이론이 관측 결과와 잘 맞는다. 회전하는 가스 구름과 먼지가 붕괴하며 강착원반을 형성하고, 물질은 중앙의 원시성으로 유입된다. 그러나 태양질량의 8배가 넘는 별들의 형성 메커니즘은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.

무거운 별들은 엄청난 양의 복사를 방출하여 유입되는 물질을 밀어낸다. 과거에는 이 복사압이 강착을 멈추게 하고, 태양질량의 10배 이상인 별의 형성을 방해한다고 생각했다.^[105] 그러나 최근 연구에서는 제트와 유출류의 생성으로 인해 복사 대부분이 탈출할 수 있는 공동이 생겨, 강착이 방해받지 않는다는 것이 밝혀졌다.^[106]^[107] 이에 따라 무거운 별들도 강착 원반을 통해 형성될 수 있다는 증거가 늘어나고 있다.

고질량 별 형성에 대한 이론 중 하나는 경쟁적 강착 이론이다. 이 이론은 무거운 원시성이 좁은 지역이 아닌 모(母)분자 구름 전체에서 물질을 끌어당기기 위해 다른 원시성들과 경쟁하는 저질량 원시성에서 시작된다고 설명한다.^[108]^[109]

또 다른 이론은 무거운 별이 두 개 이상의 저질량 별들이 합쳐져서 만들어진다는 것이다.^[110] 이러한 이론들은 현재 관측을 통해 검증되어야 하는 단계에 있다.

6. 2. 합체 이론

대질량 별 형성에 대한 또 다른 이론은 대질량 별이 두 개 이상의 저질량 별의 합병에 의해 형성될 수 있다고 제안한다.^[65]

7. 관측

별 형성은 가시광선 영역에서는 관측이 어렵기 때문에, 적외선, 전파, X선 등 다른 파장 대역을 이용한 관측이 필수적이다.

적외선: 별의 초기 단계는 먼지를 더 쉽게 통과하는 적외선에서 관측이 가능하다. 광역 적외선 탐사 위성(WISE)은 수많은 은하 원시별과 그들의 모성단을 밝히는 데 중요한 역할을 했다.^[37]^[38] 원시별과 초기 별에서 나오는 복사는 적외선 파장에서 관측해야 한다.^[104]
전파: 분자 구름의 구조와 원시별의 영향은 근적외선 소광 지도, 연속체 먼지 방출, 일산화탄소(CO) 및 기타 분자들의 회전 천이를 통해 관측할 수 있다. 특히 일산화탄소 등의 분자 관측은 밀리미터 및 서브밀리미터 범위에서 이루어진다.^[103]
X선: 젊은 별에서 나오는 X선 방출은 주계열성의 X선 방출보다 훨씬 강하기 때문에, X선 관측은 젊은 별을 연구하는 데 유용하다. 찬드라 X선 관측소와 XMM-뉴턴과 같은 관측 장비는 분자 구름 내 별 개체군을 관측하는 데 유용한 파장 대역을 제공한다.^[41]

이처럼 다양한 파장 대역을 활용한 관측을 통해 별 탄생의 비밀을 밝혀낼 수 있다. 우리 은하 내에서는 별 형성 과정을 직접 관측할 수 있지만, 멀리 떨어진 은하의 경우 스펙트럼 특성을 통해 별 형성을 간접적으로 탐지한다.^[47]

7. 1. 주목할 만한 천체

MWC 349는 1978년에 발견되었으며, 나이는 1,000년으로 추정된다.^[52] 지구에서 1만 광년 떨어져 있으므로, 현재 실제 나이는 11,000년이다.
VLA 1623은 최초의 0등급 원시성의 예시로, 질량 대부분을 아직 축적하지 못한 내장형 원시별이다. 1993년에 발견되었으며, 나이는 10,000년 미만으로 추정된다.^[69]
L1014는 극도로 희미한 내장형 천체로, 최신 망원경으로 이제 막 감지되기 시작한 새로운 종류의 천체를 대표한다. 상태는 아직 결정되지 않았으며, 가장 어린 저질량 0등급 원시별이거나, 갈색 왜성 또는 떠돌이 행성과 같이 매우 낮은 질량의 진화된 천체일 수도 있다.^[70]
GCIRS 8*는 2006년 8월에 발견된, 은하 중심 지역에서 알려진 가장 어린 주계열성이다. 나이는 350만 년으로 추정된다.^[54]

8. 필라멘트 구조와 별 형성

허셜 우주 관측소의 관측에 따르면, 분자 구름에는 필라멘트라고 불리는 길쭉한 밀집 가스 구조가 널리 퍼져 있으며, 이 필라멘트가 별 형성 과정에서 중요한 역할을 한다. 필라멘트는 중력적으로 묶인 코어로 분열되고, 이 코어 대부분은 별로 진화한다. 가스의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘, 자기장은 필라멘트가 분열되는 방식을 조절할 수 있다. 초임계 필라멘트를 관측하면 필라멘트 내부 폭과 비슷한 간격으로 밀집 코어들이 사슬처럼 배열되어 있고, 그 안에 원시별이 내장되어 유출을 일으키는 것을 볼 수 있다.

최근 연구는 별 형성의 초기 조건으로서 분자 구름 내 필라멘트 구조의 역할을 강조한다. 허셜 우주 관측소는 차가운 성간 매질(ISM)에서 이러한 필라멘트가 보편적으로 나타난다는 것을 보여준다. 코어와 필라멘트 사이의 공간적 관계를 보면, 대부분의 별 형성 이전 코어가 임계 초과 필라멘트에서 0.1pc 내에 위치한다. 이는 필라멘트 구조가 가스와 먼지를 축적하는 경로 역할을 하여 코어 형성을 유도한다는 가설을 뒷받침한다.^[66]

캘리포니아 GMC에서 관찰된 코어 질량 함수(CMF)와 필라멘트 선 질량 함수(FLMF)는 모두 고질량 영역에서 살피터 초기 질량 함수(IMF)와 일치하는 멱법칙 분포를 따른다. 현재 결과는 FLMF와 CMF/IMF 사이에 연관성이 존재하며, 이 연관성이 개별 구름, 특히 캘리포니아 GMC 수준에서 유지된다는 것을 강력하게 시사한다.^[66] 여기서 제시된 FLMF는 동일한 구름 내에서 완전하고 균질한 필라멘트 샘플에 대한 국부 선 질량의 분포를 나타낸다. 필라멘트의 평균 선 질량이 아니라, 필라멘트 척추를 따라 특정 위치에서의 국부 선 질량이 필라멘트가 분열할 수 있는 능력을 결정한다. 이러한 연관성은 더 직접적이며, CMF/IMF의 기원에 대한 더 엄격한 제약을 제공한다.^[66]

9. 한국의 별 탄생 연구

한국은 한국천문연구원을 중심으로 별 탄생 연구를 활발하게 진행하고 있다. 특히 전파망원경을 활용한 관측 연구가 두드러진다.

한국천문연구원은 보현산천문대, 소백산천문대, 레몬산천문대 등 자체 관측 시설과 해외 전파망원경을 활용하여 별 탄생 과정을 연구하고 있다.

10. 제1세대 별

우주 마이크로파 배경 복사가 시작되는 우주의 재결합 시대(우주 탄생으로부터 약 38만 년 후)부터, 가장 멀리 있는 천체의 형성(2014년 현재 관측에서는 MACS0647-JD의 관측에서 약 5억 년 전)까지의 사이는 아직 관측되지 않았다.^[71] 그래서 우주의 대규모 구조의 관측(CfA 적색편이 서베이, 슬론 디지털 스카이 서베이, 2dF 은하 적색편이 서베이 등)과 그 성립 과정의 시뮬레이션이 선행되었고, 최초의 천체 성립에 대한 시뮬레이션도 이루어졌다. 도쿄 대학 카브리 수리물리 연구소, JPL, 교토 대학 등이 슈퍼컴퓨터를 사용한 연구 결과, 우주 탄생으로부터 1억 년 후에서 3억 년 후까지 빛을 발하는 최초의 별, 즉 "퍼스트 스타"가 탄생했다고 한다. 이 성립 과정은 먼저 6000만 AU 정도(약 1000광년)의 암흑 물질의 은하 헤일로가 형성되고, 그 중심의 분자 가스 구름에 둘러싸인 영역에 태양 질량의 100분의 1, 밀도는 공기와 물의 중간 정도인 최초기의 원시성이 탄생하여, 주위의 풍부한 물질을 흡수하면서 최종적으로 태양 질량의 40배 정도가 되었다고 보고하고 있다.^[72]^[73] 제1세대 별들은 이렇게 탄생하여, 그때까지 수소나 헬륨 등의 가벼운 원소밖에 없었던 우주에, 별 내부의 핵융합 반응에 의해, 그것보다 무거운 원소를 만들어내는 기구가 등장하게 된 것이다.

매우 먼 별의 광학 관측은 어려운 일이다. 게다가 이러한 매우 오래된 별은 현재는 거의 남아 있지 않을지도 모른다. 그러나 별로부터의 스펙트럼 관측으로, 무거운 원소를 포함하지 않는 천체가 발견된다면, 그것은 이러한 제1세대 별을 포함할 가능성이 있다. 2010년 1월, 허블 우주 망원경이 관측한 131억 광년에 있는 은하 속에 제1세대 천체를 포함할 가능성이 높다는 분석 결과가 나왔고,^[74] 2014년 2월에는 오스트레일리아의 천문학자가 11년을 들여 지구에서 6000광년 거리에 철 등의 무거운 원소를 포함하지 않는 추정 130억 살의 오래된 별을 발견했다고 보도하는^[75] 등 최근 발견이 잇따르고 있다.

이러한 제1세대 천체가 언제 태어났는지는 우주의 재이온화^[76] 시기를 특정하기 위한 중요한 정보를 제공한다.

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