High mass stars, larger than eight times the sun's mass, live through multiple red giant stages, allowing them to transform into giant layered stars with the heaviest elements at the center and layers of lighter elements lying on top. Eventually, a core of iron and nickel forms. Since heat releasing nuclear reactions are not possible in iron, the star develops an energy crisis. No more nuclear reactions can take place so the core will cool down causing the atoms to move slower and the gas pressure to drop. If the core gas pressure drops, it can't balance gravity and the star collapses. We don't know quite all the details but it appears that as long as the original main sequence stars mass was less than 30 times the mass of the sun.
무거운별(>태양의 8배)의 생애는 여러번의 적색거성 단계를 거친다. 중심에서 표피층으로 더 무거운 원소의 핵융합이 일어날 때마다 적색 거성이 된다. 마침내 중심에 철과 니켈이 쌓이면 더이상 핵융합을 할 수 없어 에너지 고갈로 인한 별의 최후를 맞는다. 중심에서 에너지 고갈은 더이상 가스압을 내지 못하게 되어 중력과 균형이 무너진다. 결국 별은 붕괴한다. 하지만, 태양보다 30배가 넘는 아주 무거운 주계열 별의 경우 최후 모습에 대하여 명확하지 않다.
Then as the star collapses and becomes denser, the collapse halts suddenly. The sudden braking of the collapse takes place if the dense conditions allow the formation of an ultra dense type of star called a neutron star.
붕괴로 인해 중심의 밀도가 급격히 증가한다. 중성자 별의 밀도 조건에 맞는 별은 갑작스런 붕괴가 진행된다.
A neutron star has a hard surface. So, when a neutron star forms collapsing gas from the outer layers of the star will smash into the surface and bounce outwards plowing into more in falling gas, the result is an explosion.
중성자별의 표면은 매우 단단하다. 중성자 별이 형성될 때 별의 외층에서 붕괴하던 가스들이 단단한 표면에 압착되다 밖으로 밀려날 정도로 압력이 높아지면 결국 폭발한다.
This is the trigger for a core-collapsed supernova, which is also called a Type II supernova.
중심 붕괴(core collapse)로 촉발된 폭발을 II형 초신성이라한다.
Normally, neutrons don't appear by themselves outside the nucleus of an atom. This is because they are unstable when they're isolated and decay into a proton and an electron. However, if protons and electrons are forced to come too close together, it is possible for them to combine and transform into a neutron. During the collapse of a core of a high mass star, the elements are squashed into such a small volume that lots of protons and electrons combine to form neutrons. This leads to a neutron-rich gas that continues to become very dense.
일반적으로 중성자는 원자핵 밖에서 존재하지 않는다. 중성자는 매우 불안정한 입자로 양성자와 전자로 즉시 붕괴해(decay) 버리기 때문이다. 하지만 양성자와 전자를 강제로 매우 근접시켜 놓으면 중성자로 묶일 수 있다. 무거운별이 붕괴되는 과정에서 원소들이 아주작은 공간에 압착 되어 양성자와 전자가 중성자로 묶이기 시작한다. 이 별은 중성자로 가득찬 매우 밀도 높은 중성자 별이 된다.
Neutrons are particles that obey the Pauli exclusion principle that also governs the electrons in a white dwarf star. The Pauli exclusion principle means that the neutrons try to keep their own unique identities as they're forced to occupy smaller regions of space. The result is that the neutron zoom around and create a degeneracy pressure that pushes outwards and balances gravity. A neutron star maintains hydrostatic equilibrium through this process that is called neutron degeneracy pressure.
백색 왜성에서 전자가 그랬듯이 중성자는 파울리의 배타원리를 따르는 입자다. 파울리의 배타원리는 아주 좁은 영역에 강제 되어도 입자의 고유성을 유지한다는 뜻이다. 그 결과 중성자 확장(zoom)과 축퇴압(degeneracy pressure)을 만들어 내어 중력과 균형을 이룬다. 중성자 정역학 평형(hydrostatic equilibrium)을 이루는 과정이 축퇴압이다.
The concept of a neutron star was proposed in 1930's, soon after the discovery of the neutron. However, many astronomers doubted the existence of neutron stars and black holes. Most astronomers thought that all stars end up as white dwarf stars when they die.
중성자 입자가 발견된 직후 1930년대에 중성자 별의 개념이 제안되었다. 하지만 천문학자들은 중성자 별과 블랙홀의 존재를 부정하였다. 대부분 천문학자들은 모든 별이 백색왜성으로 끝난다고 믿었다. [탄소도 핵융합을 시작할 만큼 무겁고 강력할 수 있을까?]
In 1967, this erroneous belief changed when an astronomy PhD student named Jocelyn Bell observed pulses of radio waves. Jocelyn Bell's goal for her PhD thesis was to observe quasars using a radio telescope. Today, we understand that quasars are super-massive black holes at the centers of galaxies. But in the 1960's, these were mysterious unexplained objects.
1967년 이 잘못된 생각은 박사과정 학생이던 조슬린 벨이 전파원의 펄스를 관측 하면서 바뀌게 됐다. 조슬린 벨의 관측 목적은 박사 논문을 위해 전파 망원경으로 퀘이사를 관측하던 터였다. 지금은 퀘이사가 은하 중심부에 놓인 엄청나게 무거운 블랙홀로 이해하고 있지만 1960년대에는 정체를 알수 없는 천체였다.
During her search for quasars, she found something totally different, the pulsed radio emission with very regular pulsation period of 1.337 seconds. She suspected that this might be a new class of astronomical object. So, she searched the sky in other directions and found a few more similar types of pulse radio sources. These sources of pulse radio emission were named pulsars. Soon after the discovery of pulsars, it was understood that they are rotating neutron stars. The discovery that neutron stars are possible end points of stellar evolution opened up the possibility that even more exotic objects could exist like black holes.
그녀는 퀘이사 관측 중 매우 특이한 전파 원을 발견했는데 맥동(펄스) 주기가 정확히 1.337초였다. 이를 새로운 종류의 천체라고 의심하고 다른 방향에서 관측하여 비슷한 천체들을 더 찾아냈다. 그리고 이런 펄스 전파원을 펄서(pulsars)라고 분류했다. 펄서가 발견되고 얼마되지 않아 그 정체는 회전하는 중성자 별이라고 이해하게 되었다. 중성자 별의 발견은 별의 진화에 새로운 가능성을 열었다. 좀더 특이한 천체로 블랙홀의 가능성도 제기됐다.
This is the Cassiopeia A supernova remnant, which is the gas left over from a Type II supernova. The gas is millions of degrees and glows in the x-ray part of the spectrum. Small inset box shows a small point of light which is the hot newly-formed neutron star found at the center of the supernova remnant.
카시오페아 A 초신성 잔해의 모습이다. II형 초신성의 폭발로 남겨진 가스 잔해이다. 가스 온도가 수백만도에 이르며 스펙트럼 상으로 X선을 방출하고 있다. 사진속의 상자에 작은 빛은 새로 형성된 중성자 별로 초신성 잔해의 중심에 있다.
An artist has used their imagination to draw a picture of what the neutron star might look like, since no telescope has ever imaged a neutron star's surface with more detail than the point of light in this picture.
중성자 별의 상상도이다. 관측사진에서 보듯이 현존하는 그 어떤 망원경으로도 단지 작은 점광원으로 보일뿐 중성자 별의 표면을 상세히관측할 수 없다.
Neutron stars are tiny stars. A typical neutron star has a radius that is about 10 kilometers, about the size of a city. Remember that white dwarf stars are close to the size of the Earth. So, neutron stars are much tinier. The only object smaller than a neutron star but with the same mass is a black hole. For instance, a black hole with the same mass as a neutron star would be about three times smaller in radius.
This is perhaps one of the least visually interesting pictures taken by the Hubble Space Telescope. It's an image of the closest neutron star which is 400 light years away. Most neutron stars are thousands of light years away. It is not possible with today's technology to resolve features on something that small and far away.
이 사진은 허블 우주 망원경으로 찍은 가장 흥미로운 시각적 관측들 중 하나가 될 것이다. 우리 태양계에서 가장 가까운 중성자 별의 영상이다. 약 400 광년 떨어져 있다. 대부분 중성자별은 수천 광년 멀리 있다. 현재 기술로는 그렇게 멀리 떨어진 작은 천체의 특징을 선명하게 잡아낼 수 없다.
Just like white dwarf stars, neutron stars also have an upper mass limit. However, unlike white dwarf stars, the value of this upper mass limit is not known exactly. The maximum allowed mass is larger than two times the mass of the sun and less than three times the mass of the sun, but we don't really know the value more accurately than this. If a neutron star gains mass above this maximum mass, it will start to collapse probably forming a black hole. The maximum allowed mass for a neutron star is very important for identifying black holes.
백색왜성처럼 중성자별도 질량의 상한이 있다. 하지만 백색왜성 [첸드라세커드 질량] 처럼 명확하지 않다. 중성자별의 중량 최대치는 태양 질량의 2배를 넘지만 3배 이하가 될 것으로 예상된다. 하지만 그보다 정확하값은 모른다. 만일 중성자 별이 최대 질량치 보다 많은 가스 질량을 얻는다면 아마도 블랙홀 형성 과정으로 돌입할 것이다. 따라서 중성자 별이 될 최대 질량치가 중요하다.
Often, we observe x-ray emitting binary star systems. The x-ray emitting properties of neutron stars and black holes are very similar. So, it's easy to confuse one for the other. One way to tell them apart is to measure the mass of the x-ray emitting object as we'll learn how to do in module four.
엑스선을 방출하는 쌍성계가 드물지 않게 관측된다. 엑스선의 방출은 중성자 별과 블랙홀에서 나타나는 매우 유사한 특징이다. 따라서 X선 방출 천체가 중성자 별인지 블랙홀인지 구분하기 쉽지 않다. 4장에서 다룰 것이다.
If the mass is larger than three times the sun's mass, then it's a black hole. If the mass is less than three solar masses, then it could either be a neutron star or a black hole.
만일 질량이 태양의 세배보다 크면 그것은 확실히 블랙홀이다. 만일 태양 질량의 세배보다 작으면 중성자 별인지 블랙홀인지 알 수 없다.
In all cases where the mass is smaller than three solar masses, astronomers have found some other evidence such as pulsed emission from the surface which allows for an identification as a neutron star.
어떤 경우든 천문학자들은 질량이 태양의 3배 이하의 별에서 중성자 별로 판별할 표면에서의 펄스방출 외의 다른 증거를 찾고 있다.
* 표면에서 펄스 방출(pulsed emission from the surface): 중성자 별이 전자기파 펄스를 내는 것이 아니다. 빠르게 회전하는 탓에 자전축으로 뻗은 방출 선(robe) 이 마치 펄스 처럼 관측되는 것. 별이 무거우므로 자전 속도가 빠르다. 그리고 매우 정확하다.
The highest mass main sequence stars are thought to form black holes when they run out of fuel. However, there are still many open questions about how black holes form. For instance, how massive must a star be to form a black hole. The standard limit that is usually quoted is that the mass when it was main-sequence star should be larger than 30 solar masses.
주계열별 중 가장 큰 질량을 가진 별이 연료를 모두 소진하면 블랙홀로 진화한다고 여겨진다. 하지만 블랙홀 형성에 관한 여전히 많은 의문이 남아있다. 일예로 블랙홀이 될 별의 질량에 대한 의문이다. 일반적인 표준으로 인용되는 주계열 별의 질량은 태양보다 30배 이상은 되어야 한다.
However, this limit is not really known that accurately. It could be a bit smaller or a bit larger. One way to produce a black hole suggested in the 2009 Star Trek movie is to inject a planet with something called red matter. We have no idea what red matter might be so this is definitely in the realm of science fiction.
하지만 이 한계는 정확한 증거를 가지고 있지 않다. 그보다 조금 작거나 또는 조금 크다. 블랙홀을 만들어낼 한가지 방법이 2009년 스타트렉 영화에서 제시된 안으로 행성에 적색 물질을 주입하는 것이다. 적색물질의 정체를 현실에서 알수 없는 확실히 공상과학 영역이다.
Some core collapse supernovae might produce black holes instead of neutron stars. Astronomers carefully examine supernova remnants to see if any evidence of a black hole instead of a neutron star can be found. So far, there hasn't been any discovery of a black hole found inside of a supernova remnant. However, since black holes are difficult to detect, this doesn't necessarily mean that there aren't any.
중심 붕괴 초신성(II형)이 중성자 별대신 블랙홀이 된다는 점은 확실하다. 천문학자들은 중성자 별 대신 블랙홀로 진화하는 증거를 찾기 위해 초신성 잔해를 자세하게 살펴보고 있다. 지금까지는 그런 증거를 찾진 못했다. 하지만 블랙홀을 찾아내기 어렵기 때문에 찾지 못했다고 존재하지 않는 것은 아니다.
Another idea is something called a failed supernova. The left image from 2007 shows the red super giant star N6946-BH1, which has a mass that is about 25 times larger than the sun. In 2015, an image of the same star field shows no star. Astronomers did see the star get a little bit brighter but there was no supernova explosion before it disappeared.
블랙홀을 찾아낼 또다른 아이디어로 실패한 초신성이라 불리는 것이 있다. 왼쪽 사진은 2007년에 찍은 것으로 초거대 적색거성 N6946-BH 인데 태양보다 24배 큰 별이다. 2015년에 동일한 별밭을 찍은 사진에는 별이 없었다. 천문학자들은 그 별이 약간 밝아졌다가 폭발하지 못하고 사라졌다고 봤다.
Astronomers are now carefully watching this region to look for signs of the formation of an accretion disk. It's possible that we actually have caught a star in the act of collapsing to form a black hole. Alternatively, in some cases it might be possible for the birth of black holes to produce a burst of gamma rays. Gamma ray bursts are short-lived bright burst of gamma rays generally seen in faraway galaxies.
천문학자들은 강착원반을 형성하는 어떤 흔적이라도 찾고자 이 지역을 열심히 들여다 보고 있다. 블랙홀로 붕괘하는 별을 찾을 가능성이 있다. 한편, 감마선 방출의 폭증이 블랙홀의 탄생 과정에서 나타나는 현상 일지도 모른다. 감마선 폭증은 대개 먼 은하에서 반짝 관측된다.
This movie shows the whole sky mapped onto a sphere as viewed by gamma ray telescopes. On April 27th, 2013, the gamma-ray burst 130427A occurred as shown in this movie. Over the next few hours, astronomers observed this region using telescopes sensitive to x-rays, visible and radio waves. In some cases, when astronomers observed the place where the burst occurred, over the next few days, fainter light with the same spectrum as core-collapsed supernova appears. In other words, it appears that some gamma ray bursts are ultra bright supernovae. These ultra bright supernovae are sometimes called hypernovae. It is very likely that some of these supernovae explosions produce black holes.
초거대 초신성 폭발이 블랙홀을 만드는 것으로 보인다.
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