In order to fully understand the story of black holes, it's important that we start at the beginning. To know why black holes are formed, we must first understand why the objects, that form black holes, are formed.
블랙홀을 완전히 이해하기 위해서 별이 생겨난 시점부터 시작하자. 블랙홀이 어떻게 만들어지는지 알기위해 어떤 천체(별)가 블랙홀로 연결되는지 알아야 한다.
As stated in the introduction to this module, stellar mass black holes are one of the two possible products of violent explosions of high mass stars, which occur at the end of the star's life. These explosions, called Type-II or Core-Collapse Supernovae, occur in stars at least eight times more massive than our sun. When a massive star experiences a supernova event, the amount of energy released is on the order of 10 to the 46 joules. That's enough energy to last the sun, at its present rate of energy output, 825 billion years. For reference, our solar system, along with our sun, has existed for just 5 billion years. The universe has existed for a mere 13.8 billion years. Clearly, that is a huge amount of energy.
별 질량 블랙홀은 블랙홀이 만들어지는 두가지 가능성 중의 하나다. 높은 질량의 별의 마지막 시기에 급격한 폭발로 이어진다. 이 폭발을 2형 혹은 핵 축퇴형 초신성이라고 한다. 적어도 태양 질량의 여덟배 되는 별이어야 한다. 무거운 별이 초신성으로 이어질 때 쏟아지는 에너지량은 10의 46승 주울 가량이다. 이정도의 에너지량은 현재의 태양이 8천2백5십억년동안 내는 에너지량과 같다. 참고로 우리 태양계의 나이는 약 50억년이다. 우주의 나이는 138억년이다. 확실히 초신성이 내는 에너지는 엄청나다. [초신성의 폭발로 인한 밝기는 은하의 밝기에 버금간다.][참고: Supernova]
SN2014J / Supernova in M82[link]
If you're anything like me, right now you'd have a ton of questions, starting with, how is it that some stars meet such violent ends? How do stars even form in the first place? Technically speaking, what is a star?
이 시점에서 많은 질문이 나올법 하다. 어떤 별이 그런 엄청난 폭발을 일으킬까? 무엇보다도 별은 어떻게 시작될까? 구체적으로 별이란 무엇인가?
Let's begin by answering the simplest of those questions, what is a star? Simply put, a star is a big ball of gas. A ball of gas which is gravitationally bound, and dense and hot enough, to sustain a nuclear fusion reaction at its core. Our sun is one such object. It, like all of the main sequence stars, produces energy by fusing hydrogen into helium in its core. Most stars are spherical or, if they happen to rotate quite quickly, we call then oblate spheroidal because they're slightly squished.
'별(항성)'을 간단히 말하면 커다란 가스 공이다. 중심에 핵융합을 일으키기에 충분한 중력으로 뭉친 뜨겁고 밀집된 가스 공이다. 우리의 태양도 그중 하나인데 평범한 주계열 별로 중심에서 수소 핵융합으로 헬륨을 만들고 있다. 대부분 별은 구형 이거나 빠르게 자전하기 때문에 약간 짜브러져있다.
So now that we have a working definition of what a star is, let's move on to the next question. How do stars form? Stars form in clouds of gas and dust which are particularly cold and dense, at least by interstellar standard. These regions are known as molecular clouds, because their temperatures are low enough to allow molecules to form. Molecular clouds are just one component of all the gas and dust in the space between the stars, known as the Interstellar Medium or ISM.
이제 별의 정의를 내렸으니 이제 다음 질문으로 넘어가 보자. 별은 어떻게 형성될까? 별은 차갑고 밀집된 가스와 먼지 구름 속에서 만들어진다. 이 영역을 분자구름으로 알려졌는데 분자들이 뭉칠만큼 충분히 온도가 낮다. 분자구름은 별들 사이의 먼지와 가스 뭉치들인데 성간물질(ISM; Interstellar Medium)이라고 한다.
What distinguishes molecular clouds from other gas and dust in the ISM is the effect gravity has on them. Molecular clouds are cold, between ten and thirty kelvin. And dense, several hundred molecules per cubic centimeter. Meaning there are plenty of particles in close proximity to each other, at the same time, relatively little gas pressure. These two conditions are each very important for star formation, as they allow the inward force of gravity to overpower the outward force of the gas pressure, and initiate the collapse of the cloud.
분자구름이 성간물질에서 다른 먼지와 가스와 차이는 중력의 영향으로 뭉칠 수 있다는 점이다. 분자구름의 온도는 10~30K(켈빈, 절대온도)가량된다. [온도가 높으면 분자들의 활동이 높아 뭉칠 수 없다.] 이 분자구름의 밀도는 10 입방 센티미터당 수백개의 분자가 존재한다. 분자들 사이의 (분자들 사이의 인력이 작용할 만큼) 거리가 가깝고 동시에 가스압력도 상대적으로 낮다. (분자 사이의) 뭉치는 중력이 떨어지는 가스 압력보다 높아야 하는 이 두가지 조건은 별 형성에 매우 중요하며 먼지구름들이 뭉치기 시작한다.
As the cloud contracts, it releases gravitational potential energy. This energy is converted into thermal energy, which in turn, increases the pressure within the gas. Without some way of removing thermal energy, the gas pressure would build and eventually stop contraction of the cloud all together, prior to the formation of the star.
일단 먼지구름이 뭉치기 시작하면 중력 포텐셜 에너지가 생기기 시작한다. 이 중력 에너지는 열 에너지로 변하여 가스압을 높인다. 열 에너지를 소멸하는 방법이 따로 없으므로 (열로인한) 가스압이 증가하여 마침내 먼지 수축이 정지하면 비로서 별의 생성 전단계에 이른다.
What is needed then, is a way to get energy out. A way to get energy out so that gravity still has the advantage, and contraction can continue. Thermal energy manifests itself in the random motions and frequent collisions of molecules. Collisions between molecules and the gas can excite the molecules, allowing them produce light that can escape the cloud. And so without a buildup of thermal energy and gas pressure the cloud is free to continue contracting.
이제 중력수축으로 발생된 에너지를 배출할 방법이 필요하다. 중력수축으로 발생한 열 에너지에 의해 분자들 사이에 충돌이 활발해지며 그로인해 들뜬 분자들이 빛을 내고 그 빛은 분자구름 밖으로 새어나온다. 비로서 열에너지와 가스압의 축적이 사라지고 계속해서 중력수축이 진행된다.
However, as contraction continues, the central region within the cloud eventually becomes so dense that light emitted by molecules and by dust grains has a hard time escaping. More particles present in a given volume of the cloud means an increased likelihood of absorption of the light by other molecules, and subsequent conversion of that energy back into thermal energy. Over time, the cloud's increasing density will result in nearly all of the radiation being trapped with in the central region of the cloud. When this radiation trapping occurs pressure in the central region increases to a level which slows the rate of contraction. This is the formation of a protostar.
수축이 진행되면서 중심부의 분자밀도가 매우 증가하여 흥분된 분자에서 방출된 빛이 밖으로 빠져나오기 어렵게 된다. 결국 열 에너지의 증가로 이어지다 중심온도가 급격히 증가하는데 이렇게 형성된 천체를 원시별(proto-star)라 한다.
When observed through telescopes, protostars look much the same as regular stars, in that they have similar luminosities and surface temperatures. The difference lies underneath, as protostars are not yet hot enough to sustain fusion reactions. In order to become hot enough to sustain fusion, protostars must gather more material and squish it. Material surrounding the protostar feeds down onto it. And at the same time, gravity continues to slowly squish this proto-stellar material into smaller and smaller regions. As the protostar contracts and heats, the fusion rate increases. And the heat generated by these nuclear reactions provides a pressure force that slows the contraction, caused by gravity. When the core temperature of the protostar reaches about a million Kelvin, the winds generated at the protostar's surface, blows the surrounding gas and dust away, ending the accretion phase.
원시별을 망원경으로 관측하면 보통 별과 비슷한 모습이다. 하지만 원시별은 아직 핵융합이 시작되지 못했다. 더 많은 물질들이 원시별 주변에 모인다. 아울러 중력이 서서히 중심부를 쥐어짠다. 마침내 중심부 온도가 백만 켈빈에 이르면 원시별 표면에 모여든 가스와 먼지들을 밖으로 불어내는데 강착(행성 가스들이 들어붙음) 단계에 이른다.
Now without it's source of additional material, the protostar continues to slowly contract and heat until the core temperature reaches 10 million Kelvin. At which point fusion becomes stable, and we have a star. Fusion rates become stable because the forces in the interior of the star become balanced. Nuclear reaction rate are now high enough that they produce the necessary heat and pressure to prevent the star from collapsing further due to gravity. When the gravity and gas pressure forces are in balance we call this state Hydrostatic Equilibrium. The net force on material within the star is zero. The star can remain stable in this state for billions of years. Our sun is currently about 5 billion years old and in a state of hydrostatic equilibrium. It will remain in this stable state for another 5 billion years.
이제 별도의 물질이 없이도 원시별은 수축하다 중심 온도가 천만 켈빈에 이르면 핵융합이 안정되면서 별이된다. 핵융합으로 발생한 에너지는 중력 수축과 균형을 이뤄 별(항성)이된다. 중력 수축과 핵융합에의한 가스압이 균형을 이룬 상태를 정역학 평형(Hydrostatic Equilibrium)에 있다고 한다. 별은 이상태로 수십억년을 보낸다. 우리 태양은 정역학 평형상태로 지낸지 50억년 됐다. 앞으로 50억년 더 이대로 지내게 될 것이다.
It's time again for us to confess about a lie of omission we've been telling. Until this point, we've been considering a scenario of star formation which isn't perfectly realistic. We've been considering a single cloud in isolation when in reality, individual sites of star formation are often influenced by other nearby sites of formation, and by nearby newborn stars. In truth, large molecular clouds fragment as they contract into several smaller cloud cores, and from these, one or more stars form. Often what we have is several neighboring sites, potentially each producing several stars. And then there's the matter of those additional dynamical aspects we also forgot to mention. More than just two forces are present in molecular clouds as they contract.
지금가지 논한 별의 탄생과정은 매우 이상적인 경우라는 점을 밝혀둔다. 광범위하게 퍼져있는 성간먼지중에 별이 단하나 만들어진다고 단정 할 수 없다. 별을 만들어낼 다른 강력한 요인이 있을 수 있다. 분자구름이 수축할 때 단 두가지 힘(중력과 가스압)만 작용할 것이라고 가정할 분명한 근거는 없다.
In addition to gravity and gas pressure, magnetic fields affect molecular clouds by slowing their contraction. Magnetic fields cause particles in a cloud to move in such a way that they exert a friction on each other. Hindering motion within the gas and helping to prop up the cloud against gravity. Turbulence also plays an important role. Gas clumps moving relative to each other at large speeds act to shear the cloud apart. Rather than facilitate the cloud's contraction. In the later stages of star formation, materials surrounding the protostar will coalesce into a disc, and the protostar itself will eject material from the system, via large jets. So, suffice to say, star formation is very complex. But star formation is also incredibly common place. Several stars finish forming in our galaxy every year. And in total our galaxy contains roughly 100 billion stars.
중력과 가스압 외에 (이온화된)분자들에 의해 형성되는 자기장도 수축을 방해하는 요인이 된다. 분자운동 도한 중력 수축에 반하여 작용한다. 분자의 빠른 움직임과 분자구름의 난류형성도 방해요소다. 별이되기 직전의 원시별을 둘러싼 물질들이 원반을 형성하고 (빠르게 회전하여) 물질들을 분출하기도 한다. 별의 형성과정은 매우 복잡하다. [별의 형성은 매우 낮은 확률의 우연에 가깝다. 여러 조건이 매우 이상적으로 맞아야 한다.] 어쨌든 별은 지금도 매우 다양한 장소에서 태어나고 있다. 우리 은하에는 약 천억개의 별이 있다.
And the key to our final question, how do some stars meet such violent ends? Lies in the variety of stars which result from the formation scenario.
이제 마지막 질문이다. 어떤 별이 폭발을 하는 것일까? 별의 탄생 과정에서부터 다양한 운명을 가지고 태어난다.
-----------------------------------------
[처음][이전][다음]
댓글 없음:
댓글 쓰기