Within this module, we have looked at the birth and life of stars. We have explored the stellar nurseries and discovered that stars, just like humans, walk different paths. Yes, we all eat, sleep, and explore life, or in the case of a star, burn fuel and shine bright. However, just as there are different paces of life for us humans so too can stars live and die in many different ways. Now that we know the basics, let's explore the life of rock stars and that of average joes, in the stellar sense that is. Let's see how different stars move towards the end of their lives.
인간의 삶이 그렇듯 별의 생도 저마다 살아온 여정이 다르다. 먼저 아주 평범한 별부터 삶과 죽음에 이르는 과정을 따라가 보자.
Here we will discover that the life and subsequent death of a star are determined at birth by the star's mass. But how can this be the case? The story of a star's death begins at the point at which it leaves the safety and security of the main sequence. The main sequence is the long main track observed in the Hertzsprung Russell diagram.
별의 삶과 죽음은 태어날 때질량으로 결정된다. 별이 태어나서 (별이라고 불릴) 안정된 시기는 허쯔스프렁-러셀도상의 주계열 선상에 머무를 때다.
We have learned that stars seen in the upper left of this track burn hot, blue, and are massive, weighing 10 to 100 times the mass of our sun, or possibly more. Stars at the lower right of the track are cool by stellar standards. They are red and may only contain a tenth of the mass of our sun. We have also learned that blue stars tend to be called high mass, while stars like our sun and smaller are often called low mass stars.
주계열의 좌측상단에 위치한 별들은 태양보다 100~100배 혹은 그 이상 무겁고 뜨거운 청색별들이다. 주 계열의 우측하단에 위치한 별들은 적색의 차가운 별들로 태양의 1/10 가량의 질량을 갖는 별이다.
When a star leaves the main sequence of the Hertzsprung Russell Diagram, the star is seen to move towards the right of this plot. This movement is the result of the star becoming redder. But what does this change in color represent? What changes in the star's interior are powering the shift? And what happens in the time between the departure from the main sequence, and the star's demise? This is what we are about to explore.
HR도의 주계열을 떠나면 오른쪽으로 이동하게 되는데 별들의 표면 색이 적색으로 변한다. 표면색의 변화는 무었을 나타내는 것일까? 별내부에 동력 변화가 발생한 이유는? 주계열에서 벗어나 죽음에 이르는 동안 별들은무슨 일을 겪을지 알아보기로 하자.
[무겁고 뜨거운 별일수록 급격히 변한다. 청색에서 적색으로 색변화만으로 과학자들은 많은 것을 추적하고 밝혀냈다. 무려 수천만년에서 백억년에 이르는 별의 생을 밝혀낸 것은 최근 몇 십년 사이에 이룬 과학적 업적이다. 물론 여전히 신비에 쌓여 있는 부분이 많다. 블랙홀을 부정하진 않지만 본 사람이 없으니까.]
When a star's core runs out of hydrogen fuel, the core can no longer sustain the outward radiation force that balances the force of gravity, which is pulling everything inwards.
별내부의 수소를 소모하여 헬륨이 쌓이고 핵융합이 줄어들게 되면 밖으로 향하는 복사와 중력의 균형이 깨지기 시작한다.
Therefore, the star will no longer be in hydrostatic equilibrium. This loss of radiation pressure results in the stars core collapsing. The collapse of the core in turn causes the temperature of the interior to increase.
복사압이 모자라서 정역학 균형이 깨진별은 중력에 의해 수축되기 시작한다. 중력수축은 다시 별 중심의 온도를 올린다.
When a star burning primarily hydrogen suffers from such a collapse, it will contract until the core reaches about 100 million degrees. At that temperature, the star can begin to burn helium in its core. Helium will become the main source of energy for the star at this point, as it fuses to create carbon and other trace elements.
처음 수소를 태울 때 복사압으로 중력 수축을 막아냈으나 이제 중력 수축으로 인해 중심온 도가 1억도 까지 오른다. 수소 핵융합은 1천 5백만도 였다. 마침내 헬륨을 쓰는 핵융합이 시작된다. 헬륨이 핵융합하여 탄소를 만든다.
However, if we look just outside the helium core, we can see that the core is surrounded by a shell of hydrogen that is also burning. This hydrogen shell is slowly consuming more material as it moves outward through the star.
하지만 헬륨핵융합이 일어나는 중심부를 둘러싸고 수소 핵융합이 진행되고 있다. 수소핵융합 껍질은 서서히 외곽으로 번진다.
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As the helium burns hotter than its predecessor, the hydrogen core, it burns more rapidly, therefore this phase of the star's life is shorter.
중심부의 헬륨 핵융합도 이전의 수소 핵융합 보다 훨씬 높은 온도에서 이뤄진다. 태우는 속도가 매우 빠르기 때문에 수명도 짧다.
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Once the helium core is exhausted, the core will once again collapse.
중심부에서 헬륨마저 떨어지면 다시 수축한다.
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As it collapses, the temperature will once again increase.
이 수축으로 중심의온도가 올라가고
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If the collapse leads to a temperature of 600 million degrees, the star is able to burn carbon. Such a core would be surrounded by both helium and hydrogen shells. Once the carbon burning is complete, the cycle can again repeat, leading to neon, oxygen, and even silicon burning, with the core becoming heavier and heavier.
거의 6억도에이르면 탄소를 태우는 핵융합이 시작된다. 중심에서 탄소 핵융합이 이뤄지는 동안 헬륨과 수소 핵융합의 껍질은 지속적으로 외곽으로 번진다. 중심의 탄소도 소진되면 중력 수축으로 인한 온도상승 더무거운 원소의 핵융합으로 이어진다. 탄소 다음은 네온, 산소, 심지어 실리콘을 태우면서 중심부는 점점 무거워진다.
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As each layer is hotter than the last, the star burns through the core more rapidly. For example, a star could take billions of years to burn through its hydrogen whilst it may only take hundreds of years to feed on a carbon core. By the time we reach silicon, it's possible for a star to consume its core in about a day.
무거운 원소를 태우기 위해 핵융합의 의의 온도가 높아지고 그 기간은 매우 짧다. 수소핵융합이 백억년에 걸쳐 진행되는 반면 탄소 코어는 수백년이면 끝난다. 심지어 실리콘은 소진하는데 하루밖에 걸리지 않는다.
The multiple layers of a star seen here have led to these stars sometimes gaining the nickname of onion stars as onions have layers, just like ogres, or cakes, or parfaits. Everybody likes parfaits. Where was I? Back to stars. Yes, they have layers. Okay, but it all stops with iron. When learning about fusion and fission we discovered that the most tightly bound atom is iron and that no more energy can be gained by either breaking iron apart or by smashing two iron nuclei together.
더 무거운 원소 태우기의 끝은 철(Fe)이다. 앞서 핵반응 강의에서 봤듯이 철의 원자 결합 에너지가 가장 강하다. 두 철 원자를 으깨서 다른 핵으로 만들어 낼 만큼의 강력한 에너지 원이 없기 때문이다.
As a result, there is no fuel left for the star to burn through. Fusion in the core must stop and the star will die. We will explore more of the death of stars in the next two videos.
더 이상 태울 것이 없으면 별은 죽는다. 별의 죽음은 다음편 강의에서 다룬다.
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Meanwhile... So far we have been looking at what's going on inside the star, but what effect does that have on the outside of the star? Or rather, what effect does that have on what we can see? When stars run out of the current fuel in their core, we discovered that the cores collapse. This continues until the star is able to burn a new type of fuel. So for example, when a star initially runs out of hydrogen, it will collapse until the helium fires begin to burn.
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What effect does this have on the envelope of the star?
별 중심부에서 수소 핵융합이 끝나고 중력 수축 되는 시기로 돌아가 보자. 중력수축으로 인해 헬륨 핵융합이 개시되려고 한다. 이때 별의 외곽은 어떤 모습일까?
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The envelope is the outer hydrogen rich region of the star, which is not involved in nuclear fusion.
외곽은 핵융합과 무관한 수소들이 아주 풍부하다.
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It is the outer layer of the star. Well, as the core collapses the energy generated by this collapse drives the diffuse envelope outwards and so the star expands.
중심부에서 한 핵융합이 끝나면 수축하여 새로운 핵융합이 시작되는 반복을 거듭하고 아울러 타던 껍질이 외곽으로 번지면서 표면이 팽창한다.
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As it becomes less dense it cools and so it reddens.
그 팽창으로 밀도가 낮아지며 냉각되어 적색으로 변한다.
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This means that we would see the star appear to grow in size while becoming redder.
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If we return to the Hertzsprung Russell diagram, we will see that this means that the star leaves the main sequence and becomes either a red giant or a super giant.
허쯔스프렁 러셀도에서 주계열을 떠나 붉고큰 적색 거성으로 변하는 단계를 볼 수 있다.
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This expansion and reddening happens each time the core runs out of fuel and searches for a new source of food.
이런 팽창과 적색화는 별의 중심에서 새로운 연료를 찾는 중이라는 증거다.
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As a result, the stars can move great distances from the main sequence over time. However, as a star lives most of its life on the main sequence, it is the loss of hydrogen in the star's core that is the easiest to mark.
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A star's departure from the main sequence is known as the star's turnoff.
별은 수소를 태우며 생의 90%를 보내다 주계열에서 멀어진다. 별이 주계열을 떠나는 지점을 이탈점(turnoff)이라한다.
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What kind of size difference would we expect to see, though?
별의 크기에 따른 변화의 양상이 어떻게 달라질까?
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Well, in the case of our sun, we'd expect that the surface of the sun would reach out and swallow the Earth, possibly even extending out to Mars. We don't need to worry though. We have about 5 billion years before this is going to happen. So we have a little more time to crack the problem of space travel, and venture out to explore the universe before our sun dies. You never know. We might come back to watch the death of our sun on the day 5.5/Apple/26 as they did on Platform One in the Doctor Who episode The End of the World.
태양의 경우 표면은 지구를 삼키고 어쩌면 화성궤도까지 팽창할지도 모른다. 태양의 팽창은 지구의 종말을 맞는 셈이다. 이렇게 팽창하기 까지 50억년 남았다.
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So what about stars other than our sun? How will their mass affect their lifespan? How will their life and their lifespan be affected by the fuel that they burn?
태양의 다른 별들, 더 무거운 별의 수명은 얼마나 다를까? 핵융합 연료의 양이 다름에 따라 수명은 달라진다. [하지만 무거운별은 중력수축에 의한 열에너지 발생이 높아서 핵융합로의 규모가 커진다. 결국 더 맹렬히 태우는 덕에 오히려 주계열 수명이 짧고 종말의 순간은 찬란해 진다.]
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If we start by considering the life of an average Joe, that is to say a low mass star. They can spend 10 to 100 billion years on the main sequence slowly burning through their hydrogen cores. At the end of this time, they will depart the main sequence, obtaining their middle age spread before puffing up to become red giants.
아주 평균적인 주계열별부터 따져보자.이 별은 주계열에서 1백억년에서 1천억년 가량 머문다. 핵에서 수소를 아주 천천히 태우기 때문이다. (핵융합로의 크기가 작다.) 이런 별들은 주계열 근처에서 중년을 보내다가 적색거성으로 끝낸다.
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In this phase of a low mass star's life, an average Joe will carry on, plodding along, as it slowly consumes its helium core. At this point, the core will collapse but will never reach a temperature that is hot enough to ignite its carbon fires. The star will instead end its life quietly, missed only by its family of planets, and its close friends.
가벼운별은 적색거성 단계에서도 헬륨핵의 핵융합도 천천히 진행된다. 아울러 중력수축도 서서히 진해되기 때문에 탄소 핵융합을 시작할 만한 온도에 이르지 못한다. 결국 조용한 결말을 맺는다.
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But what about the rock stars, the high mass stars? What path do these stars take? High mass stars, like many well known rock stars, live fast and die young, in a huge explosion. Explosions so massive that they can be witnessed in other galaxies.
하지만 활기왕성한 무거운 별의 경우 어떤 경로를 따르게 될까?격정적으로 살다가 단명한다. 그리고 대폭발로 끝맺는다. 그 폭발의 규모는 실로 엄청나서 다른 은하에서도 관찰될 정도다. [타은하에 속한 초신성 폭발을 관측하여 거리 측정의 기준으로 삼을 정도다.]
Start transcript at 9 minutes 10 seconds9:10
The rock stars in the stellar nursery are more massive, and so contain more hydrogen. But they are also much hotter. High mass stars burn through their hydrogen cores at a much faster rate departing the main sequence after only maybe a million years.
태어날 때부터 무거운 별은 더 많은 수소를 가지고 있고 더 뜨겁다. 핵에서 더 빨리 태우기 때문에 주계열에 머무는 시간은 약 백만년에 불과하다.
Start transcript at 9 minutes 29 seconds9:29
At this point the high mass star will switch to burning helium, then carbon and so on building up multiple layers. The number of layers the onion star builds up depends on its initial mass. The more massive the star was at its birth, the closer it can get to an iron core.
무거운 별이 주계열을 떠날 때쯤 내부에서 헬륨을 태우기 시작하고 이어서 탄소를 태우며 다른 핵융합 층을 형성하게 된다. 몇 개의 핵융합 층을 형성하게 될지는 최초의 질량에 달렸다. 가장 무겁게 시작한 별의 중심에 철이 쌓인다.
Start transcript at 9 minutes 49 seconds9:49
During this time, our rock star will go through a giant, and possibly even a super giant phase as the outer envelope swells, before our rock star eventually dies. The explosive nature of a rock star's ending is explored in more detail later in this module.
무거운별이 이쯤되면 거성이 되고 폭발에 이를지도 모른다. 폭발로 마감하는 별에 대해서 다음 강으에서 다를 것이다.
Start transcript at 10 minutes 10 seconds10:10
Our average Joes and our rock stars were all born in the same stellar nursery. These stars were all born around the same time and yet live very different lives at very different paces. By taking measurements of stars to obtain their color and brightness, we are able to learn more about where the star is in its life cycle.
평균의 별도 같은 곳에서 태어난다. 별들은 모두 같은 장소에서 태어나지만 (태어날때의 무게에 따라) 그 삶의 궤적은 제각각이다. 별의 색과 밝기를 측정하여 그 별의 생에 대해 많은 것을 알 수 있다.
Start transcript at 10 minutes 33 seconds10:33
However, we can also use this information to find out about the stars that came from the same nursery.
Start transcript at 10 minutes 41 seconds10:41
If we take measurements of lots of stars from any given cluster, and when I say cluster, I mean all the nursery graduates that are still around. We can create a Hertzsprung-Russell diagram for that cluster. This will provide us with a clear view of the current turnoff, the main sequence, within that cluster.
성단(cluster)은 별이 무더기로 태어난 곳이다. 이 성단에 속한 별들을 가지고 헤르쯔스프렁 러셀도를 그려보면 별이 주계열을 이탈하는 과정을 아주 분명하게 알 수 있다.
Start transcript at 11 minutes 4 seconds11:04
If we check what types of stars are currently turning off, we are able to determine how long they would have been living on their diet of hydrogen in their cores.
어떤 종류의 별이 현재 이탈 중인지 조사하여 별마다 중심에서 얼마나 오랫동안 수소 연료를 소모하는지 알 수 있다.
[성단에 속한 별들은 비슷한 시기에 태어났다고 간주하자. 태어날때 질량에 따라 다양한 종류의 별이 모여 있다. 게다가 성단 내의 별들은 모두 같은 거리에 있다고 볼 수 있으므로 색과 겉보기 밝기만으로 정확한 HR도를 그릴수 있다.]
Start transcript at 11 minutes 15 seconds11:15
This will tell us the age of the cluster.
아울러 성단의 정확한 나이를 알 수 있다.
Start transcript at 11 minutes 19 seconds11:19
By taking the measurements of multiple stars, we can tell if this was the graduating class of 100 million, a billion, or even 10 billion years ago. If a cluster is still very blue, then it must be young, while a redder cluster will be old.
파란 별이 많으면 아주 젊은 성단이다. 적색계통의 별이 많으면 늙은 성단이다.
Start transcript at 11 minutes 37 seconds11:37
Clusters of stars change color with age, just as stars do. The hotter bluer stars die out first, then the average stars and finally, the red dwarfs. Eventually all stars die off, resulting in a production of elements that can feed into the next generation of stars. This stellar death is the next avenue to be explored in our journey through the life and death of a star.
성단은 나이에 따라 색이 변한다. 뜨거워서 파란 별들이 먼저 죽는다. 평균의 별들은 적색왜성으로 생을 마감한다. 별이 죽으면서 다른 별이 태어날 연료를 제공한다.
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