hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
우주의 역사 초기 우주
대폭발(빅뱅) 후 1초에서 10초 사이
대부분의 강입자들과 반강입자들은 강입자 시대가 끝날 때 서로를 쌍소멸시켜, 우주의 질량을 지배하는, 렙톤들(전자, 뮤온들 및 특정 중성미자 들)과 반랩톤들을 남긴다.
렙톤 시대는 이전 강입자 시대와 유사한 경로를 따른다. 처음에는 렙톤들과 반렙톤들이 쌍으로 생성된다. 대폭발(빅뱅) 후 약 10 초 후에 우주의 온도는 새로운 랩톤-반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않고 대부분의 나머지 렙톤들과 반렙톤들이 서로 빠르게 쌍소멸되고, 고에너지 광자 쌍을 생성하는 지점까지 떨어지고 또한 소멸되지 않은 렙톤들의 작은 잔류물을 남긴다.
대폭발(빅뱅) 후 10초에서 37만 년 사이
대부분의 렙톤들와 반렙톤들이 렙톤 시대의 끝에 쌍소멸된 후, 우주의 대부분의 질량-에너지는 광자들의 형태로 남아 있다. (나머지 질량-에너지의 대부분은 중성미자와 다른 상대론적 입자들의 형태이다.) 따라서, 우주의 에너지와 우주의 전반적인 행동은, 광자들에 의해 지배된다. 이러한 광자들은 계속해서 전하를 띤 입자, 즉, 전자들, 양성자들 그리고 (결국) 핵들과 자주 상호작용한다. 그들은 다음의 약 37만 년 동안 계속 그렇게 한다.
우주의 역사 초기 우주
대폭발(빅뱅) 후 2분에서 20분 사이
대폭발(빅뱅) 후 약 2분에서 20분 사이에, 우주의 온도와 압력으로 인해 핵융합이 일어나 수소 이외의 몇 가지 가벼운 원소들의 핵들이 생성된다("대폭발 핵합성"). 양성자들의 약 25%와 모든 중성자들은 융합하여, 수소 동위원소인 중수소를 형성하고, 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성한다.
원자 핵들은 결합 에너지와 관련하여, 특정 온도 이상에서 쉽게 결합을 해제(분리)한다. 약 2 분부터, 온도가 떨어진다는 것은 중수소가 더 이상 결합을 풀지 않고, 안정하다는 것을 의미하고, 약 3 분부터, 중수소의 융합에 의해 형성된 헬륨과 다른 원소들도 더 이상 결합을 풀지 않고 안정적이다.
짧은 지속 시간과 떨어지는 온도는 가장 간단하고 빠른 핵융합 과정만 일어날 수 있음을 의미한다. 더 무거운 원소의 핵합성은 어렵고 별에서도 수천 년이 걸리기 때문에, 헬륨을 넘어서는 핵들은 극소량만 형성된다. 소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되지만, 이들은 불안정하고 빠르게 다시 손실된다. 지속 시간이 매우 짧기 때문에 소량의 중수소가 융합되지 않은 상태로 남아 있다.
우주의 역사 초기 우주
따라서, 대폭발(빅뱅) 핵합성이 끝날 때 생성되는 안정한 핵종은 프로튬(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4 및 리튬-7뿐이다. 질량 기준으로 결과 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 아마도 10-10 질량의 리튬-7이다. 다음으로 생산되는 가장 일반적인 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO 순환")이지만 이들은 질량 기준으로 1015분의 5내지 30 부분으로 예상되어 본질적으로 감지할 수 없고 무시할 수 있다.
우주의 역사 초기 우주
초기 우주의 각 가벼운 원소의 양들은 오래된 은하들에서 추정할 수 있으며 대폭발(빅뱅)에 대한 강력한 증거이다. 예를 들어, 대폭발은 양성자들 7개당 약 1개의 중성자를 생성하여, 모든 핵자들의 25%가 헬륨-4로 융합되도록 해야 하며(16개의 핵자들 중 2개의 양성자와 2개의 중성자), 이것이 우리가 찾은 양인데, 오늘날에는 다른 과정으로 쉽게 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 많다. 유사하게, 중수소는 극도로 쉽게 융합된다; 어떤 대안적인 설명은 중수소가 형성되기 위한 조건이 존재했지만, 중수소의 일부가 융합되지 않고 즉시 헬륨으로 다시 융합되지 않은 상태로 남겨졌음을 설명해야 한다. 어떤 대안은 또한 다양한 가벼운 원소들과 동위원소들의 비율을 설명해야 한다. 리튬-7과 같은, 몇몇 동위 원소는 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 밝혀졌지만, 시간이 지남에 따라, 이러한 차이는 더 나은 관측에 의해서 해결되었다.
대폭발(빅뱅) 후 47,000년
우주의 역사 초기 우주
지금까지, 우주의 거대규모(large-scale) 역학과 거동은 주로 복사―
광자들 및 중성미자들과 같이, 상대론적으로(광속으로 또는 광속에 가깝게) 움직이는 구성 요소들을 의미함―에 의해서 결정되었다. 우주가 식으면서, 약 47,000년 (적색편이 z = 3600)부터, 우주의 거대규모 거동은 대신 물질이 지배하게 된다. 이것은 물질의 에너지 밀도가 복사 에너지 밀도와 진공 에너지 밀도를 모두 초과하기 시작하기 때문에 발생한다. 약 47,000년 혹은 그 직후에, 비상대론적 물질(원자핵들)과 상대론적 복사(광자들)의 밀도가 같아지게 되며, 형성할 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는, 진스 길이가 (중력적 인력과 압력 효과 간의 경쟁으로 인해서) 떨어지기 시작하고, 또한 섭동들은 자유 스트리밍(free streaming) 복사에 의해 소멸되는 대신, 진폭이 증가하기 시작할 수 있다.
우주의 역사 초기 우주
ΛCDM 모형에 따르면, 이 단계에서 우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑 물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 암흑 물질이 존재하고 우리 우주를 지배하고 있다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑 물질의 정확한 본질이 아직 이해되지 않았기 때문에, 대폭발(빅뱅) 이론은 현재 그 형성의 어떤 단계도 다루지 않는다.
이 시점부터, 그리고 앞으로 수십억 년 동안, 암흑 물질의 존재는 우리 우주의 구조 형성(structure formation)을 가속화한다. 초기 우주에서, 암흑 물질은 중력의 영향으로 거대한 필라멘트들로 점차 모여들며, 복사압에 의해 붕괴가 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴한다. 이것은 우주 팽창에 의해 남겨진 우주 밀도의 미세한 불균질성(불규칙성)을 증폭시킨다. 시간이 지남에 따라, 약간 더 고밀도의 지역들은 더 고밀도가 되고, 또한 약간 희박한(더 빈) 지역들은 더 희박해진다. 이러한 암흑 물질의 농축이 존재 때문에, 일반적인 물질은 그렇지 않은 경우보다 결국 더 빨리 함께 모인다.
우주의 역사 초기 우주
복사압 없이 빠르게 붕괴되는 암흑 물질의 특성들은, 또한 복사로 에너지를 잃을 수 없다는 것을 의미한다. 입자가 특정 지점을 넘어 고밀도의 구조로 붕괴하려면 에너지를 잃는 것이 필요하다. 따라서, 암흑 물질은 거대하지만 확산된 필라멘트들와 헤일로들로 붕괴되고, 항성들이나 행성들로 붕괴되지는 않는다. 복사에 의해 에너지를 잃을 수 있는 일반 물질은 고밀도의 물체들을 형성하고, 또한 붕괴될 때 성간운들도 형성한다.
대폭발(빅뱅) 후 약 37만년경, 두 개의 연결된 사건이 발생했다: 재결합의 종말과 광자 디커플링(photon decoupling)이다. 재결합은 이온화된 입자들이 결합하여 첫 번째 중성 원자들을 형성하는 것을 설명하고, 디커플링은 새로 형성된 원자들이 보다 안정적인 에너지 상태들로 정착할 때 방출되는("디커플된") 광자들을 참조한다.
재결합 직전에, 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화된 플라즈마를 형성하는 온도에 있었다. 우주에 있는 대부분의 광자들은 전자들 및 양성자들과 상호작용하며, 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없었다. 그 결과, 그 우주는 불투명하거나 "안개가 자욱하게" 되었다. 비록 빛이 있었지만, 볼 수가 없었으며, 우리는 망원경으로 그 빛을 관측할 수도 없다.
약 18,000년경부터 시작하여, 우주는 자유 전자들이 헬륨 핵들과 결합하여 He+ 원자들을 형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다. 중성 헬륨 핵들은 약 10만 년에 형성되기 시작하며, 중성 수소 형성은 약 26만 년에 정점에 달한다. 이 과정은 재결합으로 알려져 있다.그 이름은 약간 정확하지 않으며 역사적 이유로 주어졌다: 사실 전자들과 원자핵들은 처음으로 결합하고 있었다.
약 10만 년경에, 우주는 첫 번째 분자인 수소화 헬륨이 형성될 만큼 충분히 냉각되었다. 2019년 4월, 이 분자는 성간 공간에서, 우리 은하 내의 행성상 성운인 NGC 7027에서  관찰되었다고 처음 발표되었다. (훨씬 후에 원자 수소는 수소화 헬륨과 반응하여 항성 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성했다.)
낮은 에너지 상태(바닥 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이므로, 이러한 수소 원자들은 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자들과 함께 형성되며, 일단 결합되면, 전자들은 낮은 에너지 상태로 전환할 때 하나 이상의 광자들의 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이러한 광자들의 방출은 광자 디커플링이라고 알려져 있다. 이러한 디커플된 광자들 중 약간은 다른 수소 원자들에 의해 포획되고, 잔여물들은 자유로 남는다. 재결합이 끝날 때까지, 우주의 대부분의 양성자들은 중성 원자들을 형성했다. 전하를 띤 입자들에서 중성 입자들로의 이러한 변화는 포획 효과가 무한대가 되기 전에 광자가 이동할 수 있는 평균 자유 행로 광자들이 이동할 수 있다는 것을 의미하며, 따라서, 포획되지 않은 어떤 디커플링된 광자들은 장거리를 자유롭게 이동할 수 있음을 의미한다(톰슨 산란Thomson scattering 참조). 우주는 사상 처음으로 가시광선, 전파 및 기타 전자기파에게 투명해졌다.
이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자들은 초기에 약 4000K의 온도/에너지를 가졌다. 이것은 눈에 옅은 노란색/주황색 색조 또는 "부드러운" 흰색으로 보였을 것이다. 디커플링 후 수십억 년에 걸쳐, 우주가 팽창함에 따라 광자들은 가시광선에서 전파(약 2.7K의 온도에 해당하는 마이크로파 복사)로 적색편이되었다. 적색편이는 우주가 수십억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하는 광자들이 가시광선에서 전파로 점차 변화하는 것을 설명한다. 이 동일한 광자들은 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고, 그리고 초기 우주와 그것이 어떻게 발전했는가에 대한 결정적인 증거를 제공한다.
재결합과 거의 같은 시기에, 전자-중입자 플라즈마내의 기존 압력파―중입자 음향 진동으로 알려진―가 응축되면서 물질의 분포에 포함되어 거대규모 물체의 분포에서 아주 경미한 선호도를 일으켰다. 따라서, 우주 마이크로파 배경은 급팽창(위의 '9년차 WMAP 이미지' 참조) 동안 생성된 작은 요동을 포함하는 이 시대 말의 우주의 그림이며, 또한 우주에서 은하들과 같은 물체의 확산은 시간이 지남에 따라 발전함에 따라 우주의 축척와 크기를 나타낸다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
대폭발(빅뱅) 이후 37만 ~ 10억 년
재결합과 디커플링 후, 우주는 투명했고 빛이 장거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었지만, 별들이나 은하들과 같이 빛-생성 구조들은 없었다. 별들과 은하들은 중력의 작용으로 기체의 고밀도의 영역이 형성될 때 형성되고, 이는 거의 균일한 기체 밀도 내에서 그리고 필요한 규모로는 오랜 시간이 걸리며, 그래서 별들은 재결합 (시기) 후 아마 수억 년 동안은 존재하지 않은 것으로 추정된다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
암흑 시대라고 알려진, 이 기간은, 대폭발(빅뱅) 후 약 37만 년경에 시작되었다. 암흑 시대동안 우주의 온도는 약 4000K에서 약 60K (3727 °C에서 약 -213 °C)로 냉각되었으며, 광자들의 두 가지 소스만 존재했다: 오늘날 우리가 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지할 수 있는 광자들과 중성 수소 원자에 의해 때때로 방출되는 중성 수소의 21cm 스핀 라인으로 알려진 광자들이다. 수소 스핀 라인은 주파수의 마이크로파 범위에 있으며, 3백만 년 이내에 CMB 광자들은 가시광선에서 적외선으로 적색편이되었다; 그때부터 첫 번째 별들까지, 가시광선 광자들이 없었다. 아마도 드문 통계적 변칙들을 제외하고는, 우주는 참으로 어두웠다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
종족 III의 별로 알려진, 1세대 별들은, 대폭발(빅뱅) 후 수억 년 이내에 형성되었다. 이 별들은 재결합 후 우주에서 가시광선의 첫 번째 원천이었다. 구조들은 약 1억5000만 년 전부터 나타나기 시작했고, 초기 은하들은 약 1억8000만 년에서 7억 년 사이에 나타났을 수 있다. 그들이 출현하면서 암흑 시대는 점차 끝났다. 이 과정이 점진적이었기 때문에, 암흑 시대는 우주가 현재의 모습을 갖추게 되면서, 약 10억 년경에 완전히 끝났다.
현재, 우리가 관측한 별들과 은하들 중 가장 오래된 것은, 약 z≈11.1 (우주시 약 4억 년)에 있는 GN-z11 (허블 우주 망원경, 2016)과 같은 은하들과 함께하는, 재전리 시작 얼마 후부터이다. 2021년 12월에 발사된 허블의 후속작인 제임스 웹 우주 망원경은 허블보다 최대 100배 더 희미하고, 우주 역사에서 훨씬 더 일찍 적색편이 z≈20 (우주시 약 1억8000만 년)으로 거슬러 올라가는 물체를 감지하도록 설계되었다. 이것은 최초의 은하들보다 더 이른 시기이며 최초의 별들 시대 무렵으로 여겨진다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
원리적으로 초기 우주를 연구하기 위해서는 우주 마이크로파 배경보다 훨씬 더 강력한 도구이기 때문에, 또한 희미한 21cm 스핀 라인 복사를 감지하기 위해 진쟁 중인 관측 노력이 있다.
대폭발(빅뱅) 후 약 1000~1700만 년
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
약 660만 년 동안, 대폭발(빅뱅) (적색편이 137–100) 후 약 1,000만 년에서 1,700만 년 사이에 배경 온도는 273–373K(0–100 °C)였으며, 이는 액체 물과 일반적인 생물학적 화학 반응에 적합했다. 아브라함 롭Abraham Loeb(2014)은 원칙적으로 원시 생명이 이 기간 동안 나타났을 것이라고 추측했으며, 그는 이 기간을 "초기 우주의 거주 가능 시대"라고 불렀다. 롭은 탄소 기반의 생명체가 나중에 한 초신성에서 탄소를 방출하는 최소한 하나의 거대한 항성을 생성할 만큼 충분히 밀도가 높았고, 또한 행성을 생성할 만큼 밀도가 높았던 초기 우주의 가설상의 주머니에서 진화했을 수 있다고 주장한다. (만약 그런 고밀도의 주머니는, 만일 존재했다면, 극히 드물었을 것이다.) 생명체는 또한 균질한 배경 복사가 아니라, 열 차이(heat differential)가 필요했을 것이다; 이것은 자연적으로 발생하는 지열 에너지에 의해 제공될 수 있다. 그러한 삶은 원시 상태로 남아 있었을 것이다; 거주 가능 시대의 종말에 가설상의 바다가 얼어붙기 전에 지적 생명체가 진화할 충분한 시간을 가졌을 가능성은 거의 없다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
대폭발(빅뱅) 후 약 1억5000만 ~ 10억 년
우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑 물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 물질-지배 시대가 시작된 이래, 암흑 물질은 중력의 영향으로 거대한 펼쳐진 (확산) 필라멘트로 점차 모여들고 있다. 일반 물질은, 이러한 암흑 물질의 농축의 존재 때문에, 다른 경우보다 결국 더 빨리 모이게 된다. 또한 광자들이 디커플링될 때 물질의 분포에 포함된 초기의 중입자 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서가 밀도가 약간 더 높다. 암흑 물질과 달리, 일반 물질은 여러 경로를 통해 에너지를 잃을 수 있으며, 이는 일반 물질은 붕괴하면서, 그렇지 않으면 그것을 별도로 보유할, 에너지를 잃을 수 있으며, 에너지를 더 빨리, 더 밀도가 높은 형태로 붕괴할 수 있다는 것을 의미한다. 일반 물질은 암흑 물질이 밀도가 높은 곳에 모이고, 그 장소들에서, 주로 수소 가스 구름들로 붕괴된다. 이 구름들에서 첫 번째 별들과 은하들이 형성된다. 수많은 은하들이 형성된 곳에서 결국 은하단들과 초은하단들이 생겨날 것이다. 별들이 거의 없는 거대한 공동은 그것들 사이에 형성되며, 어디에 암흑 물질이 덜 흔하게 되었는가를 표시한다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
최초의 별들, 은하들, 초대질량 블랙홀들, 그리고 퀘이사들의 정확한 시기, 그리고 재전리로 알려진 기간의 시작과 종료 시기와 진행은 여전히 활발히 연구되고 있으며, 새로운 발견이 주기적으로 발표되고 있다. 2019년을 기준으로 가장 초기에 확인된 은하는 약 3억8000만 ~ 4억 년(예로서 GN-z11)으로 추정되며, 이는 놀라울 정도로 빠른 가스 구름 응결과 별 탄생률을 제시하며, 또한 라이먼-알파 숲과 고대 천체의 빛에 대한 다른 변화들을 관측은 재전리화와, 그 궁극적 종말의 시기를, 좁힐 수 있다. 그러나 이들은 모두 여전히 활발한 연구 영역이다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
대폭발(빅뱅) 모형의 구조 형성은 중력 붕괴로 인해 계층적으로 진행되며, 큰 구조보다 작은 구조가 먼저 형성된다. 가장 초기에 형성되는 구조는 최초의 별들(종족 III 별들로 알려짐), 왜소은하들 및 퀘이사들(이는 내부로 나선 가스 강착 원반으로 둘러싸인 초대질량 블랙홀을 포함하는, 밝고, 초기 활동은하로 생각됨)이다. 이 시대 이전에 우주의 진화는 선형 우주론적 섭동 이론을 통해 이해될 수 있다: 즉, 모든 구조는 완전한 균질한 우주로부터 작은 일탈로서 이해될 수 있었다. 이것은 계산적으로 상대적으로 연구하기 용이하다. 이 시점에서 비선형 구조가 형성되기 시작하고, 예를 들어, 수십억 개의 입자가 있는 N-바디 시뮬레이션(N-body simulation)을 포함하는, 계산 문제는 훨씬 더 어려워진다. 볼쇼이 우주론 시뮬레이션(Bolshoi Cosmological Simulation)은 이 시대의 고정밀 시뮬레이션이다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
이 종족 III 별들은 또한 대폭발(빅뱅)에서 형성된 소수의 가벼운 원소들(수소, 헬륨 및 소량의 리튬)을 많은 무거운 원소들로 바꾸는 역할을 한다. 그것들은 거대할 수도 있고 작을 수도 있고―비금속일 수도 있다(수소와 헬륨을 제외하고는 원소들이 없음). 더 큰 별들은 오늘날 우리가 보는 대부분의 주계열성들보다 수명이 매우 짧기 때문에, 공통적으로 겨우 수백만 년 후에 수소 연료를 모두 태우고 초신성으로 폭발하여, 우주에 반복되는 세대에 걸쳐 더 무거운 원소들을 뿌린다. 그것들은 별의 시대의 시작을 표시한다.
아직까지는, 종족 III 별들이 발견되지 않았으므로, 그것들의 이해는 별들의 형성과 진화에 대한 계산 모형(computational models)을 기반으로 한다. 다행히도 우주 마이크로파 배경 복사의 관측은 별 형성이 본격적으로 시작된 날짜로 사용할 수 있다. 2016년 플랑크 마이크로파 우주 망원경에 의한 이러한 관측들의 분석은 1세대 별들은 대폭발 후 약 3억 년경부터 형성되었을 수 있다는 결론을 내렸다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
2010년 10월에 발견된 UDFy-38135539는 다음의 재전리 시대에 존재했던 최초의 관측 은하는, 우리에게 이 시간에 대한 창문을 제공한다. 결과적으로, 라이덴 대학의 라이카드 J. 보웬스Rychard J. Bouwens와 UC 천문대/릭 천문대(UC Observatories/Lick Observatory)의 가스 D. 일링워스Garth D. Illingworth는 은하 UDFj-39546284가 대폭발(빅뱅) 후 약 4억8천만 년 또는 132억 년 전 암흑 시대의 중간인 훨씬 더 오래된 것임을 발견했다. 여러 해 전에. 2012년 12월, 재이온화 이전의 첫 번째 후보 은하가 발견되었는데, UDFy-38135539, EGSY8p7 그리고 GN-z11 은하들은 대폭발 후 약 3억8000만 ~ 5억5000만 년경, 134억 년 전 그리고 약 320억 광년(98억 파섹) 거리에서 발견되었다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
퀘이사들은 초기 구조 형성에 대한 몇 가지 추가 증거를 제공한다. 그들의 빛은 탄소, 마그네슘, 철 및 산소와 같은 원소들의 증거를 보여준다. 이것은 퀘이사들은 형성될 즈음에, 이러한 원소들을 생성하기에 충분한 세대의 종족 III 별을 포함하여, 별 형성의 대규모의 단계가 이미 발생했다는 증거이다.
최초의 별들, 왜소은하들 및 퀘이사들이 점차 형성됨에 따라, 이들이 방출하는 강렬한 복사는 주변 우주의 많은 부분을 재전리시킨다; 재결합 및 디커플링 이후 처음으로, 중성 수소 원자들을 자유 전자들와 양성자들의 플라즈마로 다시 분열 시킨다.
우주의 역사 암흑 시대와 거대구조의 출현
재전리는 퀘이사들의 관측들로부터 입증된다. 퀘이사들은 활동 은하의 한 형태로 우주에서 관찰되는 가장 밝은 천체이다. 중성 수소 내의 전자들은, 전자 에너지 준위와 관련되어 라이먼 계열이라고 불리는, 특정 패턴의 자외선 광자들을 흡수한다. 이온화된 수소는 이런 종류의 전자 에너지 준위를 갖지 않는다. 따라서, 이온화된 수소와 중성 수소를 통과하는 빛은 다른 흡수선들을 보인다. 은하간 매질(특히 전자)에서 이온화된 수소는 재결합 전과 마찬가지로 톰슨 산란을 통해 빛을 산란시킬 수 있지만, 우주의 팽창과 가스의 은하단 응집으로 인해 재이온화 시점까지 우주를 완전히 불투명하게 만들기에는 너무 낮은 농도가 되었다. 재전리 동안 존재하는 구조에서 지구에 도달하기까지 빛이 이동한 엄청난 거리(수십억 광년) 때문에 중성 수소에 의한 흡수는 하나의 특정 양이 아닌 다양한 양으로 적색편이되며, 이는 언제 당시의 자외선가 있어났는 가를 나타낸다.  이러한 특징들은 과거의 많은 다른 시간들에서 이온화 상태를 연구하는 것을 가능하게 한다.
재전리는 중성 수소에 의한 흡수선이 드물어지는 전체 은하계 매질이 이온화될 때까지 시간이 지남에 따라 커지는 이온화된 수소의 "거품"으로 시작되었다. 그 흡수는 우주의 일반적인 상태 (은하간 매질(intergalactic medium)) 때문이지 은하들이 다른 고밀도 지역을 통과하기 때문이 아니다. 재전리는 z = 16 (우주시로 2억5000만년)만큼 일찍 일어나기 시작하여 z = 9 또는 10 (5억 년) 정도에 대부분 완료되며, 많은 양의 중성 수소의 존재를 보여주는 건-피터슨 트로프(Gunn-Gunn–Peterson trough)가 사라질 때. 남아있는 중성 수소는 완전히 이온화된다. 은하간 매체는 오늘날까지 주로 이온화된 상태로 남아 있으며, 그 예외는 중성 수소 구름들로 남아 있는데, 그것들은 스펙트럼들에 라이만-알파 숲이 나타나게 한다.
이러한 관측은 재전리가 발생한 기간을 좁혔지만 재전리를 일으킨 광자들의 출처는 아직 완전히 확실하지 않다. 중성 수소를 이온화하기 위해서는 13.6eV 이상의 에너지가 필요하며, 이는 파장 91.2nm 이하의 자외선 광자에 해당하며, 이는 소스가 상당한 양의 자외선 및 더 높은 에너지를 생성했음을 의미한다. 양성자와 전자는 에너지가 지속적으로 제공되지 않으면 재결합하게 되며, 이는 또한 소스의 수와 수명에 한계를 설정한다. 이러한 제약으로 인해 퀘이사와 1세대 항성과 은하가 주요 에너지원이 될 것으로 예상된다. 현재 가장 중요한 후보에서 가장 낮은 것으로 여겨지는 후보로는 현재 종족 III 별(가장 이른 별)(70%), 왜소은하(매우 초기의 작은 고에너지 은하)(30%), 그리고 퀘이사(활동은하핵의 일종)의 기여로 여겨진다.
그러나 이때까지 물질은 우주의 지속적인 팽창으로 인해 훨씬 더 널리 퍼졌다. 중성 수소 원자가 다시 이온화되었지만 플라즈마는 훨씬 더 얇고 확산되었으며 광자가 산란될 가능성이 훨씬 적었다. 재전리되었음에도 불구하고, 우주는 재전리 동안 대체로 투명하게 유지되었다. 우주가 계속 냉각되고 팽창함에 따라 재전리는 점차적으로 끝났다.
물질은 계속해서 중력의 영향을 받아 모여 은하계들을 형성한다. 종족 II 별들로 알려진 이 시기의 별들은 이 과정의 초기에 형성되고, 보다 최근의 종족 I 별들은 나중에 형성된다. 중력은 또한 은하들을 점차적으로 끌어당겨 그룹들, 은하단들 및 초은하단들을 형성한다. 허블 울트라 딥 필드 관측은 우주시 8억 년(130억 년 전)에 병합되어 더 큰 은하들을 형성하는 다수의 작은 은하들을 확인했다. (이 추정치는 현재 약간 과장된 것으로 여겨진다.)
마우나 케아에서 10미터 켁 II 망원경을 사용하여 패서디나에 있는 캘리포니아 공과대학의 리처드 엘리스Richard Ellis와 그의 팀은 약 132억 광년 떨어진 6 개의 별 형성 은하를 발견했으며 따라서 우주의 나이가 겨우 5억 살일 때 생성되었다. 이 극도로 초기의 천체 중 현재 알려진 것은 약 10개에 불과하다. 보다 최근의 관측에 따르면 이 연령은 이전에 표시된 것보다 더 짧은 것으로 나타났다. 2016년 10월 현재 관측된 가장 먼 은하인 GN-z11은 시공간 팽창을 통한 광대한 거리 (z = 11.1; 공변거리 320억 광년; 134억 년의 회고 시간(lookback time))인 320억 광년 떨어진 것으로 보고되었다.
우주의 역사 오늘날 보이는 것과 같은 우주
우주는 수십억 년 동안 지금과 매우 유사하게 나타났으며. 미래에도 수십억 년 동안 계속 비슷하게 보일 것이다.
핵우주연대학(nucleocosmochronology)라는 새로운 과학에 기초하여, 우리은하의 얇은 원반은 88억 ± 17억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.
대폭발 후 약 98억 년 이후
우주시 약 98억 년부터 우주의 대규모 거동은 역사상 세 번째로 점진적으로 변화한 것으로 믿어진다. 그것의 거동은 원래 처음 47,000년 동안 복사(광자들과 중성미자들과 같은 상대론적 구성 요소)에 의해 지배되었으며, 우주 시간의 약 37만 년 이후에는 그 거동이 물질에 의해 지배되었다. 물질-지배 시대 동안, 중력이 초기 외부로의 팽창을 억제함에 따라, 우주의 팽창은  느려지기 시작했다. 그러나 약 98억 년의 우주시부터, 관측들은 우주의 팽창은 천천히 감속하기를 멈추고, 점차 가속하기 시작한다는 것을 보여준다.
우주의 역사 오늘날 보이는 것과 같은 우주
정확한 원인은 알려져 있지 않지만, 우주론자 커뮤니티에서는 관측이 정확한 것으로 받아 들여지고 있다. 지금까지 가장 많이 받아들여진 이해는 이것이 "암흑 에너지"라는 이름이 부여된 알려지지 않은 형태의 에너지 때문이라는 것이다. 이 문맥에서 "어둡다"는 것은 그것이 직접적으로 관찰되지 않는다는 것을 의미하지만, 그것의 존재는 그것이 우주에 미치는 중력적 효과를 조사함으로써 추론될 수 있다. 이 암흑 에너지를 이해하기 위한 연구가 진행 중이다: 암흑 에너지는 현재 물리적 우주의 전체 질량-에너지의 약 68.3%를 구성하기 때문에, 우주의 가장 큰 단일 구성 요소로 여겨진다.
암흑 에너지는 한 우주 상수―공간 전체에 존재하는 한 스칼라 장과 같이 작용하는 것으로 믿어진다. 중력과 달리, 그러한 장의 효과는 우주가 성장함에 따라 줄어들지 않는다(또는 천천히 감소할 뿐이다). 물질과 중력은 처음에는 더 큰 영향을 미치지만, 우주가 계속 팽창함에 따라 그 효과는 빠르게 감소한다. 우주가 팽창함에 따라 처음에는 멀어지는 것처럼 보였던, 우주 안의 물체들은, 계속해서 멀어지지만 바깥쪽으로의 움직임은 점차 느려진다. 이 감속 효과는 우주가 더 넓게 펼쳐질수록 작아진다. 결국, 암흑 에너지의 외부로의 그리고 척력적 효과가 중력의 내부로의 인력을 지배하기 시작한다. 우주시 약 98억 년부터 중력의 영향으로 속도가 느려지고 안쪽으로 움직이기 시작하는 대신, 공간의 팽창은 점차 증가하는 속도로 바깥쪽으로 천천히 가속되기 시작한다.
우주의 역사 먼 미래와 궁극적 운명
우주의 장기적인 진화에 대한 몇 가지 경쟁적 시나리오들이 있다. 그 중 어느 것이 일어날 것인가는, 만일 있다면, 우주 상수, 양성자 붕괴 가능성, 진공 에너지(energy of the vacuum)("빈" 공간("empty" space) 자체를 의미하는), 그리고  표준 모형을 넘어선 자연 법칙과 같은 물리 상수들의 정확한 값에 의존한다.
우주의 팽창이 계속되고 현재의 형태를 유지한다면, 결국 가장 가까운 것들을 제외한 모든 은하들이 우주의 팽창에 의해 우리의 관측 가능한 우주가 우리 자신의 중력으로 묶인 국부 은하단으로 제한될 정도로 빠른 속도로 우리에게서 멀어지게 될 것이다. 아주 장기적으로(수조 년 후, 우주시) 별이 태어나는 것을 멈추고, 가장 장수한 별들조차도 점차적으로 죽기 때문에, 별의 시대가 끝날 것이다. 이 외에도, 우주의 모든 물체는 냉각되고 (양성자들의 가능한 예외와 더불어) 점진적으로 구성 입자로 다시 분해된 다음, 다양한 가능한 과정에 의해서, 아원자 입자, 그리고 매우 낮은-레벨 광자들 및 기타 기본 입자들로 분해된다.
우주의 역사 먼 미래와 궁극적 운명
궁극적으로, 극한의 미래에는, 우주의 궁극적인 운명에 대해 다음과 같은 시나리오들이 제안된다:
이와 같은 극단적인 시간 척도에서는, 수조 년 미만의 시간 척도에서는 보기 힘든, 극히 드문 양자 현상도 발생할 수 있다. 이것들은 또한 더 작은 시간 척도에서는 중요하지 않을 것 같은 우주 상태에 대한 예측할 수 없는 변화로 이어질 수도 있다. 예를 들면, 수백만 조 년의 시간 척도에서 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 흔하지 않은 양자 터널링 현상이 일반적으로 나타날 수 있으며, 양자 (또는 기타) 현상은 1조 년에 한 번 일어날 것 같지 않은 현상이 여러 번 발생할 수 있다.
우주의 역사 각주
Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (December 2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" (PDF). In García-Segura, G.; Tenorio-Tagle, G.; Franco, J.; et al. (eds.). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. First Astrophysics meeting of the Observatorio Astronómico Nacional held in Ensenada, Baja California, Mexico, December 8–12, 2003. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. Vol. 22. Mexico City: Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México. pp. 46–49. Archived (PDF) from the original on 11 July 2019. Retrieved 15 Januaryhttps://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf 2020.
우주의 역사 각주
Hinshaw, G.; Weiland, J. L.; Hill, R. S.; Odegard, N.; Larson, D.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Gold, B.; Greason, M. R.; Jarosik, N.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Page, L.; Spergel, D. N.; Wollack, E.; Halpern, M.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S. S.; Tucker, G. S.; Wright, E. L. (1 February 2009). "Five-year Wilkinson microwave anisotropy probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv 0803.0732.
우주의 역사 각주
Gibbons, Gary W.; Hawking, Stephen W.; Siklos, Stephen T.C., eds. (1983). The Very Early Universe: Proceedings of the Nuffield Workshop, Cambridge, 21 June to 9 July, 1982. Cambridge, UK; New York: Cambridge University Press.
Wright, Edward L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". In Freedman, Wendy L. (ed.). Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. Vol. 2. Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 291. arXiv:astro-ph/0305591.
진접읍
진접읍(榛接邑)은 경기도 남양주시 북서부에 위치한 읍이다. 1995년 5월 양지리, 오남리, 팔현리 등이 오남면으로 분리되었다.
진접읍 행정 구역
진접읍의 하위 행정 구역으로 8개 법정리가 있다.
진접읍 기타
지명의 유래가 된 진벌리, 진벌면의 지명 유래는 개암나무가 많은 벌판이라서 갬벌 또는 진벌이라 부른 것에서 유래하였다. 그밖에 고려, 조선시대에 있었던 지명인 풍양현에서 유래한 풍양지구, 1914년 이전까지 읍의 동부 진벌면에 속했다가 금곡리로 편입된 주곡리에서 유래한 주곡지구 등의 이름이 별도로 사용된다.
아파트
감각처리
감각처리(sensory processing) 혹은 감각통합(sensory integration)은 인간의 신체와 환경으로부터 느껴지는 감각들을 해석하고 의미를 지각하여 환경안에서 신체를 효과적으로 쓰게 끔 하는 신경과학적 과정이다. 특히 여러 가지 원감각자료로부터 뇌가 어떻게 이 자극을 처리하고 기능적 출력을 만들어 내는지를 다루고 있다. 다양한 감각기관으로부터의 자극은 각기 다양한 뇌부분에서 처리가 이루어지고 있는 것으로 여겨지고 있으며 이러한 뇌 부분의 특별한 영역간의 소통이 기능적 통합으로 나타나게 된다.
예를 들어 길거리에서 급정지하는 차를 보았다면 인간의 시청각 감각수용기는 단기감각저장고(Short-term sensory store; STSS)에 저장되고 여기서 원자극을 지연시키는 시간적 저장 구조를 가지고 있다. 시각의 경우는 약 0.5초, 청각의 경우는 이보다 긴 2-4초 정도이다. 뇌에 중계된 이러한 감각은 지각작용을 일으켜 원감각자료부터 의미를 부여하게 된다. 이러한 시간적 지연은 자극이 사라지고 난 후에도 기억될 수 있다. 흔히 주의를 기울이지 않고 듣다가 갑자기 들은 내용을 기억하려고 할 때 마지막 단어 정도만 기억하는 것이 그 예이다.
감각처리 감각통합장애
감각처리과정에 문제가 있어 신체와 환경으로부터 감각정보를 지각하는데 결함이 있거나 이로인한 학습에 어려움이 있는 경우 감각통합장애라고 한다. 특히 아이가 성장하면서 감각통합능력이 자라나게 되는데 장애가 있는 경우 치료가 필요할 수 있다.
볼리바르 경기 대회
볼리바르 경기 대회(영어: Bolivarian Games, 스페인어: Juegos Bolivarianos)는 라틴 아메리카의 독립 영웅인 시몬 볼리바르의 업적을 기념하기 위해 열리는 종합 스포츠 대회이다. 볼리바르 스포츠 기구(영어: Bolivarian Sports Organization, 스페인어: Organización Deportiva Bolivariana, 약칭 ODEBO)가 대회를 주관한다. 시몬 볼리바르가 태어난 국가 또는 그가 해방시킨 국가(콜롬비아, 에콰도르, 베네수엘라, 페루, 볼리비아, 파나마)에서 열린다.
체크 표시
체크 표시(check 表示, 문화어: 검사기호), 체크 마크, 체크표, 체크 기호는 "예"라는 뜻, 곧 "예, 이것은 유효합니다.", "예, 이것은 올바른 대답입니다."라는 개념을 나타내는 데 쓰이는 표시(✓, ✔, ☑ 등)이다. 이는 X 표시와는 대조되지만 X 마크 또한 긍정의 뜻으로 쓰일 수도 있다. (특히 투표 용지에 투표할 때)
대한민국에서는 체크 표시를 남길 때 "체크하다" 등의 표현을 사용하지만 영어권 국가에서는 "tick (off)", "check (off)" 등의 표현을 사용한다. 일반적으로 인쇄된 형태의 문서와 컴퓨터(체크 상자) 환경에서 이 기호를 따로 표시할 수 있는 네모칸을 찾을 수 있다.
핀란드, 스웨덴을 비롯한 일부 유럽 국가들과 일본에서 이 표시는 "예"라는 뜻이 아닌, "아니요" 또는 오류 표기로 사용할 수 있다. 일본에서는 丸印(마루지루시)라 불리는 O 표시(유니코드 기호 ◯, 곧 동그란 표시)가 쓰이며 이를 "예"라는 뜻으로 대신한다. 이 O 표시는 한국에서도 사용된다.
이 밖에도, 무지개 색 체크 표시가 아미가 코모도어 시대에 아미가 로고로 쓰이기도 하였다.
체크 표시 유니코드
유니코드는 이와 관련한 다양한 기호를 제공하는데 이를테면 다음과 같다:
하드 카피
하드 카피(영어: hard copy, 문화어: 고정복사, 하드코피)는 영구적인 생산본이나 물리적인 복사본으로, 사람이 직접 사용하는 데 적합한 데이터 전달 및 표시 목적의 모든 매체(특히 종이)를 가리킨다. 하드 카피에는 이를테면 텔레프린터 페이지, 연속 인쇄된 테이프, 팩시밀리 페이지, 컴퓨터 출력물, 무선 전송 사진 인쇄물이 있다.
자기 테이프, 디스켓, 인쇄되지 않은 천공 종이 테이프는 하드 카피가 아니다.
로컬 버스
컴퓨터 과학에서 로컬 버스(local bus, 문화어: 국부모선)는 CPU를 하나 이상의 확장 버스 슬롯에 직접, 또는 거의 직접 연결하는 컴퓨터 버스이다. CPU와 직접 연결하면 확장 버스가 일으키는 병목 문제를 막을 수 있으므로 처리를 더 빠르게 해 준다. 여러 개의 로컬 버스들이 다양한 형태의 컴퓨터 안에 내장되어 있어 데이터 전송 속도를 빠르게 한다. 확장 메모리와 그래픽 카드를 위한 로컬 버스가 가장 일반적이다.
VESA 로컬 버스가 로컬 버스의 한 예이다.
VL 버스가 뒤에 AGP 등장으로 쓰이지 않게 되었으나 AGP를 로컬 버스로 분류하는 것은 잘못된 것이다. VL 버스가 CPU 클록 속도에 맞추어 CPU의 메모리 버스에서 동작하였던 반면 AGP 주변 기기는 CPU 클록과 독립적으로 동작하는 지정된 클록 속도(보통 CPU 클록 배수를 사용하여)에서 동작한다.
로컬 버스 개념의 선구자는 다도 바나타오(Dado Banatao)이다.
야율누리사
야율누리사(耶律耨里思, ? ~ ?)는 당나라 시대 거란 질랄부(迭剌部) 족장(夷离)이었다. 야율열리(耶律涅里 또는 泥礼雅里)의 증손이며, 야율아보기의 고조부이다. 송막도독(松漠都督) 이회수의 부하로 종군했으며, 지리고(只里姑)와 괄리(括里)를 파견하여 황수(潢水)에서 범양절도사(范陽節度使)인 안록산을 격파하였다. 요 태조가 요나라를 건립한 이후 그를 소열황제(昭烈皇帝) 숙조(肅祖)라 추숭하였다.
점퍼 (컴퓨팅)
점퍼(jumper)는 컴퓨팅에서 전기 회로의 일부의 틈을 막거나 통과시키는 데 쓰이는, 길이가 짧은 전도체이다. 점퍼는 일반적으로 컴퓨터의 메인보드와 같은 인쇄 회로 기판을 구축하거나 조정하는 데 쓰인다.
점퍼 (컴퓨팅) 설명
점퍼 핀(점퍼로 연결된 부분)은 점퍼 블록(jumper block)이라 불리는 그룹으로 나열이 되어 있고 각 그룹은 적어도 한 쌍의 접촉점을 가진다. 이러한 그룹들을 헤더(header)라고 하기도 한다. 일반적으로 점퍼 블록에 연결된 각 접촉부는 조그마한 금속핀의 사용을 중단시킨다.
점퍼는 전기적으로 전도되어야 하며 이들은 편의를 위하여 보통 전기가 흐르지 않는 플라스틱 블록에 감싸여 있다. 이로써 단락(누전) 등의 사고가 일어나는 것을 막을 수 있다.
후쿠치야마선
후쿠치야마선(일본어: 福知山線, ふくちやません 후쿠치야마센[*])은 일본 효고현 아마가사키시 아마가사키 역에서 교토부 후쿠치야마시 후쿠치야마역간을 잇는 서일본 여객철도의 간선 철도 노선이다.
노선의 기점은 아마가사키이지만, 실질적 운행 계통상 도카이도 본선, JR 도자이 선에 직통하여 운행하고 있다. 운행 계통에 보통 안내되는 명칭은 JR 다카라즈카 선(일본어: JR宝塚線, ジェイアールたからづかせん)으로, 도카이도 본선의 오사카 - 아마가사키 구간을 포함해 오사카 - 사사야마구치 구간이 이에 해당된다. 참고로, 한큐 전철에도 다카라즈카 선이 있기 때문에, 명칭의 혼동을 피하기 위해, JR이 앞에 붙어있다.
후쿠치야마선 개요
오사카와 산인 지방간을 잇는 경로의 하나로, 예전에는 산인 지방으로 향하는 열차가 다수 경유했던 적이 있었지만, 현재는 오사카와 기타긴키 지방간을 이어주는 노선의 의미가 더 강하다. 또한 연선의 도시화가 진행되면서, 오사카 인근의 산다시나 단바사사야마시 등에서의 통학 · 통근 노선의 성격도 생겨났다.
경쟁 노선으로는 오사카 - 다카라즈카 구간에는 한큐 전철 다카라즈카 선이, 오사카 - 이타미 구간에서는 한큐 전철 고베 본선, 한큐 전철 이타미 선 등이 있다.
연선의 모습은 사사야마구치 역을 기점으로 남쪽으로는 도시 근교 노선의 형태를, 북쪽으로는 지방 간선 노선의 형태를 띠고 있으며, 운행 계통도 사사야마구치를 중심으로 전반적으로 분리되어 있다.
후쿠치야마선 개요
JR 다카라즈카 선의 안내에 사용되는 색상은 노란색(■)이며, "신개발 지구에 맞는 새로운 이미지"를 상징하는 의미에서 붙여졌다. 오사카 - 아마가사키 - 다니가와 구간은 오사카 근교 구간에 포함되어 있으며, JR 다카라즈카 선의 각 역에서는 ICOCA 등의 IC 승차권 등을 이용할 수 있으며 2021년 3월 13일부터는 후쿠치야마 역부터 사사야마구치 역까지의 모든 역에도 ICOCA 등의 IC카드 개찰기가 도입되어 후쿠치야마선 전 구간에서 교통카드를 사용할 수 있게된다.
후쿠치야마선 운행 형태
후쿠치야마 선은 아마가사키 역을 기점으로 하지만 대부분의 열차가 오사카역 방면으로 운행되며 그 중 다수는 JR 교토 선과 직결 운행하고 있다. 또 일부 열차는 가타마치 선까지 직결 운행한다. 또 후쿠치야마역 이북으로 운행되는 특급 열차는 산인 본선·기타긴키 단고 철도와 직결 운행한다.
기타킨키 빅 X 네트워크의 한 축을 담당하고 있는 고노토리가 하행 14편, 상행 13편 운행되고 있으며, 시간 당 1편 꼴로 편성되어 있다. 오사카에서 후쿠치야마 시·도요오카시를 비롯한 단바·다지마 일대의 도시들과, 기노사키 온천 등의 관광지를 연결하는 열차로서 기노사키온센역에서 시종착하는 열차도 있다. 주로 3 ~ 4량 편성으로 운행되지만, 동해 연안에 출몰하는 게떼의 관람 수요가 늘어나는 겨울철에는 6량 편성으로 운행되기도 한다. 또한 출퇴근 시간대에는 오사카 역 ~ 사사야마구치 역 사이의 통근 수요에 맞추기 위하여 왕복 2편이 7량 편성으로 운행된다.
대낮에는 사사야마구치역에서 운행 계통이 나뉘어 오사카역 ~ 후쿠치야마역을 직통하는 열차는 출퇴근 시간대 이후에만 존재한다.
후쿠치야마선 운행 형태
JR 도자이 선 및 가타마치 선과 직결 운행하는 쾌속 열차는 종일 시간 당 4편 운전되고 있다. 낮 시간대에는 다카라즈카역까지 운전되고 출퇴근 시간대에는 신산다역 (일부는 사사야마구치역까지)까지 운전된다. 아마가사키 역에서는 JR 고베 선의 쾌속 열차와 상호 접속이 이루어진다. (시간대에 따라서는 신쾌속이나 보통과도 접속이 이루어진다.) 오전 9시대에 아마가사키 역에서 보통으로 바뀌는 쾌속 시조나와테 행 이외에, 밤에는 아마가사키 역에서 구간쾌속으로 바뀌는 열차가 존재한다. 이러한 경우에는 아마가사키 역에서 열차 번호가 변경된다. 전 열차가 207계 전동차 7량 편성으로 운행되고 있다.
오사카역 시종착 쾌속은 오사카역 ~ 사사야마구치역·후쿠치야마역 간에 운전되고 있다. 차량은 미야하라 종합 운전소 소속의 223계 6000번대 전동차와 225계 6000번대 전동차가 운행되며 그 이외에 207계 전동차가 운용되기도 한다. 일부 열차는 사사야마구치역까지 8량 (4량+4량)으로 병결되어 운행되어 사사야마구치역 이북 구간에서 4량 운행을 위해 분리된다.
후쿠치야마선 운행 형태
낮 시간대에는 오사카역 ~ 사사야마구치역 구간을 단바지 쾌속(일본어: 丹波路快速 탄바지카이소쿠[*])이 운행하고 있으며, 정차역은 오사카 시종착 쾌속 및 가타마치 선 직통 쾌속과 동일하고 시간 당 2편 운행되고 있다. 221계 전동차의 후쿠치야마 선 운용이 증가하던 2000년 3월 시간표 개정 당시 등장하여 2008년 6월 28일 대부분의 열차가 223계 전동차로 변경되었다. 대부분 4량 편성으로 운행되지만 4량 편성 2편이 합쳐져 8량으로 운행되거나 221계 8량 고정, 221계 6량 편성으로 운행되는 경우도 있다. 시간 당 2편 중 1편은 사사야마구치역에서 종착할 때 후쿠치야마역으로 운행되는 열차와 바로 접속된다.
후쿠치야마선 운행 형태
쾌속 열차는 일본국유철도 시대부터 하루에 수편 정도 운행되었을 뿐이었다. 국유철도 말기인 1983년 경의 시간표에는 오사카역 ~ 사사야마구치 간에 아마가사키, 이타미, 다카라즈카, 다케다오, 산다, 히로노역, 아이노역, 후루이치역을 정차역으로 하는 쾌속 열차가 하루 2왕복만 설정되어 있었다. 쾌속 열차가 다수 증가하게 된 1989년 3월까지는 이러한 형태로 운행되었었다. 1997년 3월 시간표 개정에 따라 히로노 역, 아이모토 역, 구사노역, 후루이치역, 미나미야시로역을 통과하는 하행선 열차가 저녁 시간대에 207계 전동차 운용으로 설정되어 있었다가 2003년 12월 폐지되었다.
JR 도자이 선 개업에 따라 사사야마구치역 이남 구간에서 운전되는 보통 열차는 대부분 JR 교토 선과 직통하여 교토역·다카쓰키역 ~ 오사카역 ~ 신산다역 간의 운행 형태가 중심을 이루었다. 대낮에는 다카쓰키 역 발착으로 시간 당 4편이 운전되며, 평일 아침 1편만 신산다역에서 비와코 선 구사쓰역까지 운행하며 밤에는 사사야마구치역에서 다카쓰키 역까지 (휴일에는 교토역까지) 운행된다. JR 교토 선의 각역정차를 후쿠치야마 선과 직결 운행하는 것이기 때문에 다른 후쿠치야마 선 열차들이 모두 통과하는 쓰카모토역에 정차한다.
후쿠치야마선 차량
기동차 및 객차로 기록된 것 이외에는 모두 전동차이다.
후쿠치야마선 계획
1989년에 오사카 국제공항에서 가까운 이타미 역에서 오사카 국제공항까지의 노선을 건설하는 구상으로서 계획되었다. 그 후 1995년에 발생한 한신·아와지 대지진에 의해 항공 수송의 중요성이 인식되어 공항에의 연결 노선 정비가 필요하다는 이유에서 한신·아와지 부흥계획에 추가되었다. 이 계획은 후에 '효고 21세기 교통 비전' 안에 추가되었다.
1995년에 정부, 효고현, 오사카부, 서일본 여객철도 및 이타미시 당국 등에 의해 구성된 후쿠치야마 선 분기선 연구회를 설치해 사업 예측, 노선 계획, 정비 수법이나 채산 등의 상세한 조사를 실시해 2007년 효고현이 오사카 국제공항과 이타미 역 간을 잇는 경전철의 도입을 검토하고 있다고 발표하여 2010년 이후 사업을 완성하기 위하여 계획을 진행하고 있으며 이타미시에서는 그 동안 임시로 시영 연계 버스를 운영하는 등 대책을 세우고 있다.
후쿠치야마선 한신·아와지_대진재
JR 고베선이 한신·아와지 대지진으로 토막토막 끊어지자 우회 경로로 가장 중요한 곳으로 꼽힌 후쿠치야마선이 JR의 최우선 복구 노선으로 선정되었다. 지진 당시 후쿠치야마선은 가와니시이케다역-나카야마데라역 구간 피해가 컸고 지진 발생 당일인 1월 17일에는 히로노역-후쿠치야마역 구간이 재개통되어 이후 차례대로 복구 공사를 진행하였다.
수송력 확보를 위해 재개통 직후부터 임시 열차를 운행하여 5시 30분부터 21시까지 1시간당 1대에서 2대 꼴로 임시열차를 최대 42대 운행하였으며 특급 "기타킨키"도 증편하였다. 오사카역에서부터 출발하는 특급열차는 도카이도 신칸센과의 접속 때문에 3왕복은 신오사카역 발착으로 운전하고 이밖에도 기타킨키 15호 열차는 후쿠치야마역에서 와다야마역까지 연장 운행해 반탄선과 접속했다. 또한 JR 고베선이 전 노선 복구된 4월 1일 이후에도 4월 17일까지 신오사카역 연장운전을 2왕복하여 와다야마역까지 연장 운정하였다.
후쿠치야마선 한신·아와지_대진재
JR 고베선에서 운행되던 화물 열차의 우회 운행도 시작되었다. 하지만 후쿠치야마선이나 산안 본선의 와다야마역-고야마역 구간은 화물 열차를 운행하지 않았기 때문에 무거운 화물 열차를 매일 운전하는 데 문제가 있어 승무원 양성 및 설비 일부 개량 문제가 있었지만 후쿠치야마선, 산인 본선, 하쿠비선을 경유하는 우회 운행을 2월 11일부터 시작하였다. 화물 열차가 운행되지 않던 구간의 우회 운행 임무는 JR 서일본이 담당했다. 또한 운행 계획 일정에 맞춘 신 차량의 갑종회송도 3월 14일부터 8편, 특대 화물 2편을 우회 운행하였다.
아래는 노선 복구 연표이다.
엄 (성씨) 중국
엄(嚴)씨는 중국 백가성 제27위이다.
후한 광무제의 친구였던  엄광(嚴光; 엄자릉(嚴子陵))은 회계(會稽) 여요(餘姚; 현 절강성(浙江省) 위야오시(余姚市)) 출신이며 장(莊)씨였는데, 광무제가 집권한 뒤에 관직을 거절하고 초야에 묻혀 살자 광무제는 장광을 그리워하여 그의 아들 이름을 유장(劉莊)이라고 지었다. 명제가 집권한 뒤 황제의 이름을 피휘하여 엄(嚴)씨로 바꾸게 하였다.
전국시대 한나라 대신 엄수(嚴遂)는 양나라 출신이다. 전한 무제 때 문인 엄조(嚴助) 등이 있다. 그 외 소수민족 시버족, 투족, 이족에서도 나타난다.
엄 (성씨) 한국
엄(嚴)씨는 2015년 대한민국 통계청 인구조사에서 144,425명으로 조사되어 성씨 인구 순위 50위이다.
영월 엄씨(寧越 嚴氏)의 시조 엄림의(嚴林義)는 당 현종 때 파락사(波樂使)로서 고려에 동래하여 내성군(奈城郡)에 안주하였다고 한다. 그의 아들 엄태인(嚴太仁)은 영월에 살면서 군기공파(軍器公派), 엄덕인(嚴德仁)은 한양으로 이주하여 복야공파, 엄처인(嚴處仁)은 함경도로 이주하여 문과공파조(文科公派祖)가 되었다.
고려조에 엄수안(嚴守安)이 부지밀직사사(副知密直司事)에 이르렀고, 엄공근(嚴公瑾)은 판전의시사(判典儀寺事) 보문각제학(寶文閣提學)을 역임하였다.
11세 엄유온(嚴有溫)이 조선의 개국공신으로서 좌군동지총제(左軍同知摠制)를 역임하였고, 그의 증손녀가 성종의 후궁인 귀인 엄씨이다.