-----------------------------------------------------------------
Week 4: Managing your data
제4주차: 획득 자료 관리
- How to set up databases to manage your data
수집한 자료의 관리를 위한 데이터 베이스 구축하기
- Exploring the life cycle of stars in our Galaxy
우리 은하내 별의 일생 탐구
-----------------------------------------------------------------
1강: 대용량 자료관리(입문)
Lesson 1. Managing your Big Data / 한글자막
-----------------------------------------------------------------
2강: 별의 탄생과 죽음의 과정
Lesson 2: The Lifecycle of Stars / 한글자막 / 영문자막
[강의대본]
[00:03] 별의 생은 아주 짙은 가스와 먼지 구름에서 시작된다. 별이 형성되는 과정을 직접 관측 하기는 매우 어렵다. 짙은 먼지 때문에 빛이 새어 나오지 못한다.(밝은 빛을 내지도 않으며 짙은 먼지 구름에 쌓여있고 매우 천천히 진행된다.) 따라서 태어나는 별을 가서 볼 수 없지만 별이 어떻게 태어나는지 이론적으로 잘 알고 있다.
[00:20] 대규모 구름이 자체 중력으로 붕괴하여 더 밀도가 높아지고 뜨거운 작은 덩어리로 뭉친다. 이들 작은 덩어리들이 점점 붕괴를 계속하여 마침내 원시별(protostar)로 진행한다. 원시별은 여전히 주변의 가스와 먼지들을 빨아들여 질량을 늘려간다.
원시성 표면으로 물질들을 떨어지게 하는 중력(에너지)과 원시별에서 방출되는 복사(에너지) 사이에 경쟁이 발생하여 별이 생성되는 과정이 방해 받게 된다. 마침내 복사가 우세해지면서 감싸고 있던 물질을 날려버려 빛이 새어나와 볼 수 있게 되는데 이를 전 주계열성(pre-main sequence)이라 한다.
[00:54] 그런 별들의 주위에 대부분 행성이 되기 전단계의 (먼지)원반을 두르고 있는데 별이 형성되고 남은 물질들로 구성되었다. 이 원반 속에서 남은 가스와 먼지들이 뭉쳐 행성이 된다. 한편 전 주계열 별은 계속 수축하여 더욱 뜨거워지고 밀도가 높아진다. 전 주계열 단계와 행성의 형성은 동시에 빠르게 진행된다.
[01:15] 별의 중심에서 온도와 밀도의 증가하여 핵 융합의 조건에 만족하게 되면 이 별은 드디어 주계열 별의 단계에 접어든다. 이는 태양같은 별이 되기위한 진화과정 중 아주 긴 단계로서 수소가 헬륨으로 변하는 융합이 점화되는 데 수십억년이 걸린다.
[참조] 태양의 핵융합 반응, 핵융합,
https://ko.wikipedia.org/wiki/%ED%95%B5%EC%9C%B5%ED%95%A9
[01:33] 별의 질량은 일단 모태 구름이 분산된 후 태어나면서 결정된다. 매우 다량한 질량을 가진 별들을 관측 하게 되는데 낮은 질량은 별이 더 흔하다. 우리 태양은 매우 전형적인 별로써 황색 왜성에 속한다. 그보다 더 흔한 별은 적색 왜성으로 태양의 절반가량의 질량을 갖는다.
[01:52] 겨우 4광년 가량 떨어진 우리에게서 가장 가가운 별 프록시머스 센토리도 적색 왜성이다.
* 센토러스(Centaurus) 자리 알파별의 동반성(Proxima), 4.22광년 떨어진 적색왜성
https://ko.wikipedia.org/wiki/%EC%84%BC%ED%83%80%EC%9A%B0%EB%A3%A8%EC%8A%A4%EC%9E%90%EB%A6%AC
[01:58] 태양같은 별 한개 당 프록시머스 쎈토리 같은 적색왜성은 열개 꼴로 존재한다. 중간 정도의 질량을 가진 별은 비교적 드믈다. 은하 내에서 태양같은 별 열개 당 질량이 태양의 두배인 시리우스 A 별이 한개 꼴로 있다. 하지만 태양보다 열배이상 높은 질량의 별은 극히 드믈다.
[02:21] 겨우 주계열 별 3백만개 중 하나꼴로 이런 거대한 질량의 별이 존재한다.
[02:25] 주계열 별의 수명은 질량에 의해 결정된다. 더 무거운 별일 수록 수명이 짧다. 스피카(Spica, 처녀자리) 처럼 무거운 청색별의 수명은 겨우 천만년 가량 이다. 태양의 수명은 100억년이며 대부분 (태양의 절반 무게인) 적색 왜성은 1조년 가량된다.
[02:45] 주계열 별 이후의 운명도 질량에 달렸다. 적색왜성은 1조년 이라는 전 생명 기간내내 아주 지루하게(별 사건없이 주계열에 머물며) 생명을 이어간다. 마지막 단계에 이르면 조용히 어둠 속으로 사라진다.
[02:57] 태양 같은 별의 마지막은 적색 거성(Red Giant)이 된다. 이 단계의 별은 거대하게 부어 오른다. 태양이 적색 거성이되면 반지름이 2AU로 불어난다. 달리 말하면 지금 지구와 태양 사이 거리(1AU, Astronomical Unit)의 두배로 팽창한다. 적색거성 기간동안 별은 중심부에서 수소대신 헬륨을 점화하여 태운다. 물론 별의 중심에서 벗어난 외곽 구에서 여전히 수소를 태우고 있다.
[03:23] 별의 질량에 따라 다양한 원소들이 점화 될 수 있는데(핵융합 원료로 사용됨) 우리가 숨쉴 때 사용하는 그 산소도 포함된다. 가장 무거운 별은 중심부에서 차례로 철 처럼 무거운 원소를 태운다.
* 무거운 원소의 핵융합을 위해 엄청난 에너지가 필요하다. 그 에너지의 원천은 물질을 붕괴시키는 질량, 즉 중력이다.
[03:37] 적색거성의 단계를 지나면 중간 규모 그리고 소 질량의 별은 외곽(대기층)을 우주로 날려버려 행성상 성운이 된다. 이 이름(행성상 성운)은 18세기에 잘못 지어진 것인데 그때 천문 학자들이 이 성운이 마치 행성 같아 보인다고 여겼기 때문이다.(행성 구름, Planet cloud 은 별이 태어나기 직전에 형성된다.) 이 행성상 성운이 비록 행성과는 아주 상관 없지만 물질들이 우주로 튕겨져 나가서 언잰가 분자구름이 되고 다시 다음 세대의 별과 행성의 구성요소가 될 것이다.
[04:03] 행성상 성운의 중심에 놓인 백색 왜성은 작은 고밀도 천체인데 그 크기는 지구 만 하다. 백색왜성들은 그 대기층을 모두 날려버린 적색 거성의 핵이 노출된 것이다. 매우 뜨겁지만 그렇게 밝지는 않다(크기가 지구만하다). 태양보다 백에서 천분의 일 가량으로 어둡다.백색왜성들은 그들의 열 에너지를 우주로 방출하며 점차로 식어가며 어두워 진다.(더이상 핵연료가 없으므로)
[04:29] 고질량 별들의 종말에 행성상 성운이나 백색 왜성 따위는 없다. 그대신 아주 황홀한 초신성의 폭발이 있다. 비록 행성상 성운을 내뿜은 듯해 보이지만 게성운 같은 초신성 잔해의 물질은 매우 다르다. 초신성의 폭발에서 철보다 무거운 모든 종류의 화학 원소들이 만들어진다.
[04:51] 초신성 폭발 후에도 물론 뭔가 남겨지는데 대부분 중성자 별(Neutron Star)이다. 중성자 별은 극히 밀도가 높은데 지름이 10에서 20킬로미터 밖에 않되지만 무게는 태양의 두배나 된다. 그 밀도로 인해 중성자 별은 믿을 수 없을 만큼 강한 중력과 자기장을 갖고 있다. (중력으로 붕괴되지 않으려면 엄청나게 빠른 속도로 자전하고 있다.) 공간으로 뻗은 자기장의 방향이 일정치 않기 때문에 지구에서 보면 마치 중성자 별이 펄사(Pulsar, 간헐적 전자기파는 방출한다) 처럼 보인다. 게성운에서도 이런 펄사의 경우를 볼 수 있다.
[05:22] 이 중성자 별이 충분한 질량을 가지고 있다면, 말하자면 태양의 약 30배가량, 초신성의 잔해가 블랙홀이 된다. 너무나 밀도가 높아 빛조차 빠져 나오지 못한다. 은하내에 약 10억개의 블랙 홀이 있다고 추정되는데 실제로 발견하기는 매우 어렵다. 블랙 홀을 감지하기 가장 좋은 방법은 강력한 중력으로 인해 공간을 왜곡하여 배경에 있는 빛이 휘는 것을 관측 하는 것이다.(중력렌즈 현상)
[05:47] 초신성의 폭발로 중성자 별이 되었든 블랙홀이 되었든 몇개의 태양 질량에 해당하는 물질을 우주로 내뿜는데 다음 세대의 별을 형성하는 원료가 된다.
-----------------------------------------------------------------------------------------
Stars - test your understanding
Quiz, 5 questions
Question 1:
What is the most common type of star?
a) Super-giant stars.
b) Giant stars.
c) Sun-like yellow dwarf stars.
d) Red dwarf stars.
Question 2:
What is the primary characteristic determining the appearance of a main sequence star?
a) Mass.
b) Size.
c) Composition.
d) Age.
Question 3:
When the Sun evolves into a red giant star, what nuclear reaction will be occurring at the center of the star that doesn’t occur in the Sun now?
a) Fusing of iron into uranium.
b) Fusing of helium into carbon.
c) Nothing; all fusion will have stopped.
d) Fusing of hydrogen into helium.
Question 4:
Which of the following is not a possible end point in the life of a star?
a) Neutron star.
b) Red giant.
c) Black hole.
d) White dwarf.
Question 5:
Which of the following statements correctly describes stars like the Sun?
a) They produce energy by fusion of hydrogen, but never get hot enough to ignite fusion of helium.
b) They produce energy by fusion of hydrogen and helium, but never get hot enough to ignite fusion of carbon.
c) They form a white dwarf which later explodes as a supernovae after they exhaust their nuclear fuels.
d) They explode as supernovae after they exhaust their nuclear fuels.
[00:20] 대규모 구름이 자체 중력으로 붕괴하여 더 밀도가 높아지고 뜨거운 작은 덩어리로 뭉친다. 이들 작은 덩어리들이 점점 붕괴를 계속하여 마침내 원시별(protostar)로 진행한다. 원시별은 여전히 주변의 가스와 먼지들을 빨아들여 질량을 늘려간다.
원시성 표면으로 물질들을 떨어지게 하는 중력(에너지)과 원시별에서 방출되는 복사(에너지) 사이에 경쟁이 발생하여 별이 생성되는 과정이 방해 받게 된다. 마침내 복사가 우세해지면서 감싸고 있던 물질을 날려버려 빛이 새어나와 볼 수 있게 되는데 이를 전 주계열성(pre-main sequence)이라 한다.
[00:54] 그런 별들의 주위에 대부분 행성이 되기 전단계의 (먼지)원반을 두르고 있는데 별이 형성되고 남은 물질들로 구성되었다. 이 원반 속에서 남은 가스와 먼지들이 뭉쳐 행성이 된다. 한편 전 주계열 별은 계속 수축하여 더욱 뜨거워지고 밀도가 높아진다. 전 주계열 단계와 행성의 형성은 동시에 빠르게 진행된다.
[01:15] 별의 중심에서 온도와 밀도의 증가하여 핵 융합의 조건에 만족하게 되면 이 별은 드디어 주계열 별의 단계에 접어든다. 이는 태양같은 별이 되기위한 진화과정 중 아주 긴 단계로서 수소가 헬륨으로 변하는 융합이 점화되는 데 수십억년이 걸린다.
[참조] 태양의 핵융합 반응, 핵융합,
https://ko.wikipedia.org/wiki/%ED%95%B5%EC%9C%B5%ED%95%A9
[01:33] 별의 질량은 일단 모태 구름이 분산된 후 태어나면서 결정된다. 매우 다량한 질량을 가진 별들을 관측 하게 되는데 낮은 질량은 별이 더 흔하다. 우리 태양은 매우 전형적인 별로써 황색 왜성에 속한다. 그보다 더 흔한 별은 적색 왜성으로 태양의 절반가량의 질량을 갖는다.
[01:52] 겨우 4광년 가량 떨어진 우리에게서 가장 가가운 별 프록시머스 센토리도 적색 왜성이다.
* 센토러스(Centaurus) 자리 알파별의 동반성(Proxima), 4.22광년 떨어진 적색왜성
https://ko.wikipedia.org/wiki/%EC%84%BC%ED%83%80%EC%9A%B0%EB%A3%A8%EC%8A%A4%EC%9E%90%EB%A6%AC
[01:58] 태양같은 별 한개 당 프록시머스 쎈토리 같은 적색왜성은 열개 꼴로 존재한다. 중간 정도의 질량을 가진 별은 비교적 드믈다. 은하 내에서 태양같은 별 열개 당 질량이 태양의 두배인 시리우스 A 별이 한개 꼴로 있다. 하지만 태양보다 열배이상 높은 질량의 별은 극히 드믈다.
[02:21] 겨우 주계열 별 3백만개 중 하나꼴로 이런 거대한 질량의 별이 존재한다.
[02:25] 주계열 별의 수명은 질량에 의해 결정된다. 더 무거운 별일 수록 수명이 짧다. 스피카(Spica, 처녀자리) 처럼 무거운 청색별의 수명은 겨우 천만년 가량 이다. 태양의 수명은 100억년이며 대부분 (태양의 절반 무게인) 적색 왜성은 1조년 가량된다.
[02:45] 주계열 별 이후의 운명도 질량에 달렸다. 적색왜성은 1조년 이라는 전 생명 기간내내 아주 지루하게(별 사건없이 주계열에 머물며) 생명을 이어간다. 마지막 단계에 이르면 조용히 어둠 속으로 사라진다.
[02:57] 태양 같은 별의 마지막은 적색 거성(Red Giant)이 된다. 이 단계의 별은 거대하게 부어 오른다. 태양이 적색 거성이되면 반지름이 2AU로 불어난다. 달리 말하면 지금 지구와 태양 사이 거리(1AU, Astronomical Unit)의 두배로 팽창한다. 적색거성 기간동안 별은 중심부에서 수소대신 헬륨을 점화하여 태운다. 물론 별의 중심에서 벗어난 외곽 구에서 여전히 수소를 태우고 있다.
[03:23] 별의 질량에 따라 다양한 원소들이 점화 될 수 있는데(핵융합 원료로 사용됨) 우리가 숨쉴 때 사용하는 그 산소도 포함된다. 가장 무거운 별은 중심부에서 차례로 철 처럼 무거운 원소를 태운다.
* 무거운 원소의 핵융합을 위해 엄청난 에너지가 필요하다. 그 에너지의 원천은 물질을 붕괴시키는 질량, 즉 중력이다.
[03:37] 적색거성의 단계를 지나면 중간 규모 그리고 소 질량의 별은 외곽(대기층)을 우주로 날려버려 행성상 성운이 된다. 이 이름(행성상 성운)은 18세기에 잘못 지어진 것인데 그때 천문 학자들이 이 성운이 마치 행성 같아 보인다고 여겼기 때문이다.(행성 구름, Planet cloud 은 별이 태어나기 직전에 형성된다.) 이 행성상 성운이 비록 행성과는 아주 상관 없지만 물질들이 우주로 튕겨져 나가서 언잰가 분자구름이 되고 다시 다음 세대의 별과 행성의 구성요소가 될 것이다.
[04:03] 행성상 성운의 중심에 놓인 백색 왜성은 작은 고밀도 천체인데 그 크기는 지구 만 하다. 백색왜성들은 그 대기층을 모두 날려버린 적색 거성의 핵이 노출된 것이다. 매우 뜨겁지만 그렇게 밝지는 않다(크기가 지구만하다). 태양보다 백에서 천분의 일 가량으로 어둡다.백색왜성들은 그들의 열 에너지를 우주로 방출하며 점차로 식어가며 어두워 진다.(더이상 핵연료가 없으므로)
[04:29] 고질량 별들의 종말에 행성상 성운이나 백색 왜성 따위는 없다. 그대신 아주 황홀한 초신성의 폭발이 있다. 비록 행성상 성운을 내뿜은 듯해 보이지만 게성운 같은 초신성 잔해의 물질은 매우 다르다. 초신성의 폭발에서 철보다 무거운 모든 종류의 화학 원소들이 만들어진다.
[04:51] 초신성 폭발 후에도 물론 뭔가 남겨지는데 대부분 중성자 별(Neutron Star)이다. 중성자 별은 극히 밀도가 높은데 지름이 10에서 20킬로미터 밖에 않되지만 무게는 태양의 두배나 된다. 그 밀도로 인해 중성자 별은 믿을 수 없을 만큼 강한 중력과 자기장을 갖고 있다. (중력으로 붕괴되지 않으려면 엄청나게 빠른 속도로 자전하고 있다.) 공간으로 뻗은 자기장의 방향이 일정치 않기 때문에 지구에서 보면 마치 중성자 별이 펄사(Pulsar, 간헐적 전자기파는 방출한다) 처럼 보인다. 게성운에서도 이런 펄사의 경우를 볼 수 있다.
[05:22] 이 중성자 별이 충분한 질량을 가지고 있다면, 말하자면 태양의 약 30배가량, 초신성의 잔해가 블랙홀이 된다. 너무나 밀도가 높아 빛조차 빠져 나오지 못한다. 은하내에 약 10억개의 블랙 홀이 있다고 추정되는데 실제로 발견하기는 매우 어렵다. 블랙 홀을 감지하기 가장 좋은 방법은 강력한 중력으로 인해 공간을 왜곡하여 배경에 있는 빛이 휘는 것을 관측 하는 것이다.(중력렌즈 현상)
[05:47] 초신성의 폭발로 중성자 별이 되었든 블랙홀이 되었든 몇개의 태양 질량에 해당하는 물질을 우주로 내뿜는데 다음 세대의 별을 형성하는 원료가 된다.
-----------------------------------------------------------------------------------------
Stars - test your understanding
Quiz, 5 questions
Question 1:
What is the most common type of star?
a) Super-giant stars.
b) Giant stars.
c) Sun-like yellow dwarf stars.
d) Red dwarf stars.
Question 2:
What is the primary characteristic determining the appearance of a main sequence star?
a) Mass.
b) Size.
c) Composition.
d) Age.
Question 3:
When the Sun evolves into a red giant star, what nuclear reaction will be occurring at the center of the star that doesn’t occur in the Sun now?
a) Fusing of iron into uranium.
b) Fusing of helium into carbon.
c) Nothing; all fusion will have stopped.
d) Fusing of hydrogen into helium.
Question 4:
Which of the following is not a possible end point in the life of a star?
a) Neutron star.
b) Red giant.
c) Black hole.
d) White dwarf.
Question 5:
Which of the following statements correctly describes stars like the Sun?
a) They produce energy by fusion of hydrogen, but never get hot enough to ignite fusion of helium.
b) They produce energy by fusion of hydrogen and helium, but never get hot enough to ignite fusion of carbon.
c) They form a white dwarf which later explodes as a supernovae after they exhaust their nuclear fuels.
d) They explode as supernovae after they exhaust their nuclear fuels.
----------------------
(d)(a)(b)(b)(b)
----------------------
댓글 없음:
댓글 쓰기