So far, we have looked at the extremes of the astrophysical black hole scale, stellar-mass black holes and supermassive black holes. There is a good reason for this. These extremes are the most well-known cases. If we consider all the measured masses of black holes to date, so as of late 2017, we see a cluster of objects in the range of about 5-20 solar masses with some reaching as high as possibly 70-80 solar masses. These are the stellar-mass black holes. There are also a large number of objects towards the right side of this plot, at the highest mass end. These are the supermassive black holes that are thought to reside in the centers of most galaxies. Masses have also been obtained for many other low-mass compact objects. These low-mass stellar remnants populate the far left of this plot and are classified as either neutron stars or white dwarfs. In the middle of this plot, there is a great deal of empty space. Should there not be something lying in the middle?
앞서 블랙홀의 천체 물리학적 크기의 극단적인 경우, 항성급 블랙홀과 초거대 블랙홀에 대해 살펴봤다. 이렇게 극단적인 경우를 먼저 살펴본 데에는 이유가 있다. 이 극단적인 블랙홀에 대해서 알고 있는 바가 많기 때문이다. 블랙홀의 질량으로 분류를 해보면, 2017년 말 현재기준으로[중간급 블랙홀에 대해 더 알게 되면 분류기준이 변할 수 있다.] 태양질량의 5~20배인 구간에서 간혹 그보다 무거운 70~80 배 태양질량까지를 한 그룹으로 분류한다. 이에 해당하는 블랙홀을 항성급 블랙홀 이라한다. 분류표에서 가장 오른편에 초거대 블랙홀이 차지하고 있다. 이 초거대 블랙홀들은 은하 중심에 놓여 있으리라 여겨진다. 질량으로 따져서 블랙홀에 이르지 못한 아주 가벼운 천체들도 있다. 도표에서 가장 왼쪽에 놓은 천체들로 중성자 별과 백색왜성이 이에 분류된다. 분류표의 가운데 부분은 가장 넓은 구간이 비어 있다. 이 넓은 구간에 뭔가 채워져야 하지 않을까?
This is one of the many questions perplexing astronomers today. If we were to find black holes lying in the center of this plot, they would be known as intermediate-mass black holes. Although the search for these sources is ongoing, intermediate-mass black holes have proven themselves to be very elusive.
이 점이 오늘날 천문학자를 당혹케 하는 여러 의문중 하나다. 우리가 이 도표의 중심부에 해당하는 블랙홀을 찾을 수 있었다면 중간 질량급 블랙홀의 정체를 알았을 것이다. 여전히 이에 해당하는 증거를 찾기위한 노력이 진행중이나 중간급 블랙홀은 스스로 모습을 드러내지 않고 있다.
Intermediate-mass black holes are just that. They have masses that lie between the heaviest stellar-mass black holes and the lightest supermassive black holes, making them intermediate on the mass scale of the astrophysical black holes, hence the name. But what are these objects, how are they made and why should we care about them?
중간급 블랙홀은 가장 무거운 항성급에서 가장 가벼운 초거대 블랙홀 사이에 빈자리를 차지하겠기에 그렇게 명명됐을 뿐이다. [항성급과 초거대 블랙홀에 대해서, 특히 질량 같은 물리적 특성, 상당한 이론적 근거와 간접적인 관측자료를 가지고 있다.] 하지만 중간급은 그것이 어떤 특성을 가졌는지 어떻게 만들어 지는지 모른다. 그리고 이 급의 블랙홀을 어떤 의미로 다뤄야 할까?
Intermediate-mass black holes weigh more than 100 times the mass of our sun, reaching up to 100,000 times the mass of our sun. They are thought to be too big to form from the death of stars that exist in our universe today. If this is the case, how are they made?
중간질량 블랙홀의 무게는 태양의 100배에서 1 십만배에 이른다. 이정도 무게의 천체는 현재 우주에 존재하는 별들의 죽음으로 생겼다기에는 너무 크다. 그렇다면 이 중간질량급 블랙홀은 어떻게 만들어진 걸까? [존재하기는 할까?]
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One theory suggests that these behemoths were formed early in the universe when it was a much simpler place, chemically speaking that is. The first stars formed when the universe was only about 100 million years old. At this time, the universe contained only the simplest elements, so that was just hydrogen and helium. This early in the universe, stars could become much larger than they are today, sometimes containing upwards of hundreds of solar masses.
한 이론에 따르면 [중간 질량급 블랙홀은] 화학조성이 아주 단순했던 우주 생성 초기에 만들어졌을 것이다. 우주가 약 1억년쯤 됐을 때 최초의 별이 형성됐다. 이때 우주는 수소와 헬륨의 아주 단순한 원소들만 존재했다. 초기 우주에 별들은 지금보다 훨씬 커서 태양 질량의 수백배를 상회했다.
We have already learned that massive stars burn hotter, brighter, and quicker than their low-mass counterparts. This was true for those first stars too. Such huge stars would have very short lives indeed. We have also seen that massive stars can lose their mass through winds. What we have not yet mentioned though, is that the power of this wind is a function of the star's chemistry.
앞서 배웠듯이 무거운 별 일수록 작은 질량의 별에 비해 뜨겁고 밝으며 빠르게 불탄다. 이는 초창기 우주의 최초별들도 마찬가지다. 그런 거대한 별의생은 아주 짧다. 무거운 별은 바람(stellar wind: 항성풍/solar wind: 태양풍)에 실려 물질[항성 대기 상층부의 하전 입자들]을 날려 버리기도한다. 아직 설명하지 않았으나 이 바람은 별의 화학성분을 변화시키는 동력이 된다.
Astronomers have found that the metallicity of a star or the amount of metals it contains, affect the strength of the star's wind. Here is where I should point out a quirk of astronomy. Forget the high school chemistry class for the moment, according to astronomers, the universe is made up of hydrogen, helium, and metals. Anything that contains more than two protons is a metal, strange but true in the astronomical circles.
천문학자들은 별에서 항성풍의 영향으로 생성된 금속 성분 혹은 금속을 발견하였다. 이쯤에서 천문학에서 화학 원소를 취급하는 특이한 방식에 대해 밝혀둔다. 고등학교의 화학은 잠시 제쳐두자. 천문학에서는 우주가 수소와 헬륨 그리고 금속으로 이뤄졌다고 한다. 두개 이상의 양성자로 구성된 원소는 모두 금속으로 간주한다. 좀 이상할지 모르나 천문학에서는 그렇게 취급한다.
[화학 원소는 핵을 구성하는 양성자의 갯수로 구분한다. 입자를 다루는 입장에서, 천문학 포함, 이온화된(전자는 쉽게 떨어져 나간다) 수소의 핵은 양성자 1개인 양성자 입자로 헬륨의 핵은 양성자 2개로 구성된 알파 입자라 한다. 그 이상의 양성자로 구성된 원소는 모두 금속이다.]
Anyway, back to stellar winds. Therefore, the metallicity of a star or a region give you an indication of how much of these metals are present.
다시 항성풍으로 돌아와서, 별에서 혹은 우주공간에서 금속성분이 나온다면 이는 금속원소가 별에 얼마나 많이 존재하는지 보여주는 근거다.
When the metallicity is essentially zero, we find that a star loses little to no mass via it's wind, irrespective of its size. This means that those first stars would have lost very little mass by the ends of their lives.
금속성분이 실질적으로 0 이라면 별들의 크기에 비해 항성풍으로 떨어져나간 질량이 거의 없다는 것을 알 수 있다. [뜨거운 하전입자가 퍼져나가지 않았다는 뜻이며 폭발은 없었다는 의미다. 주계열성 시절 별이 방출하는 항성풍은 항성의 진화 양상에 큰 영향을 끼치지는 않지만, 주계열을 벗어나 죽음 직전 단계에서는 자신이 지니고 있던 물질을 대량으로 우주로 되돌린다. 이때 물질을 잃는 비율에 따라 그 별의 운명이 결정된다.]
At the end of the short life, well, here's another place where it changes from a life of stars today. Given the huge mass contained in these first stars, astronomers think that they may not have ended in a huge explosion as massive stars do today.
우주 초창기 첫번째 별의 짧은 생의 마지막은 오늘날의 별들과 다른 모습을 보여준다. 천문학자들은 엄청난 질량을 가진 첫번째 별은 현재의 거대질량 별과는 다르게 거대한 폭발이 없이 종말을 맞이 했다고 생각한다.
Instead, it is thought that once the star ran out of fuel, the force of gravity would be so strong that all of the star would collapse directly down to a black hole. The outer envelope of the star, would not be blown away as it is today, it will be dragged down into the black hole to join the core of the star. This stellar death is called direct collapse. This means that the first stars in the universe may have collapsed to form black holes weighing hundreds of solar masses, they would have created intermediate-mass black holes.
폭발 대신 연료를 모두 소진하게되면 아주 강력한 중력[태양 질량의 수백배에 달하는 질량을 가졌다]에 묶여 그대로 수축해 버려 블랙홀이 된다. 별의 외곽층이 오늘날의 별이라면 그랬겠지만 [항성풍으로] 떨어져 나가지 않고 별 중심으로 끌려 들어가 블랙홀이 된다. 이런 별의 종말을 직접 수축(direct collapse)이라고 한다. 즉, 우주 초창기의 첫번째 별들은 스스로 수축하여 태양질량의 수백배에 이르는 중간 질량급 블랙홀이 되었다는 뜻이다.
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Now that we know a possible direct way to make intermediate-mass black holes, are there more indirect ways? Well, yes. We can make intermediate-mass black holes by combining two smaller stellar-mass black holes. Stellar-mass black holes are the easiest to see when they are actively feeding from their companion star in a binary system. If the companion is a massive star, then it may also create a black hole at the end of its life. If this happens, we would end up with a black hole binary containing two black holes. Over time, these black holes can spiral in, getting closer and closer together until they merge. When that happens, the merging black holes combine to form single more massive black hole.
직접수축 외에 중간 질량급 블랙홀이 만들어지는 다른 방법은 없을까? 있다. 두 별질량급 블랙홀이 합쳐져 중간 질량급 블랙홀이 되는 방법을 생각해 볼 수 있다. 쌍성계의 동반성으로부터 물질을 흡수하여 몸집을 불리는 별질량급 블랙홀은 어렵지 않게 찾아볼 수 있다. 쌍성계의 한 별이 질량이 아주 크다면 종국에는 블랙홀이 만들어 질 것이다. 두개의 블랙홀이 쌍성계를 이루다가 시간이 지나 합쳐질 수도 있다. 이런 일이 벌어지면 합체된 [항성급 질량 블랙홀보다] 무거운 블랙홀이 된다.
This is an idea that has been around for a while but recently, has gained traction due to this discovery of black hole mergers with LIGO, the Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory.
이렇게 두 즐랙홀이 합쳐진다는 생각은 그전부터 있었지만 최근에 LIGO(Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory; 레이져 간섭계 중력파 관측천문대)가 블랙홀 합침을 발견한 이후 더욱 관심을 끌고 있다.
We will be going into more detail about the facilities such as LIGO and the physics behind them in a later module. By combining stellar-mass black holes in this way, it's possible to step up the mass scale to intermediate-mass black hole range. So, for example, if two black holes came together that each weighed in at about 60 solar masses, the result would be a black hole lying in the intermediate-mass black hole range.
LIGO 시설과 그에 관련된 물리학에 대해서는 다음 강의에서 자세히 다뤄볼 것이다. 이런식으로 항성 질량급 블랙홀이 합쳐짐으로써 (여러번에 걸친 합침이 이어져) 중간 질량급 블랙홀의 등장이 가능하다. 예를들어 두 블랙홀이 합쳐져 태양질량 60배에 달하는 블랙홀이 만들어지고 결과적으로 중간 질량급 블랙홀이 된다.
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Some theoretical astronomers have suggested that intermediate-mass black holes could also form by a process known as runaway formation. Runaway formation can only occur in dense regions. Dense regions are areas in space where many stars are clumped closely together, as they are in some stellar clusters. Within the central region of the cluster, you can think of the stars as dancers in a club. They are moving around each other as they travel under the influence of gravity.
또다른 천문학자들은 중간급 블랙홀이 만들어지는 이론을 제시한다. 소위 도약대 형성(runaway formation)이라고 알려진 과정이다. 성단(stellar cluster)의 중심부에 수많은 별들이 밀집되어 있는 경우가 있다. 이 밀집된 성단의 중심부는 마치 댄스 클럽과도 같다. 별들이 서로의 중력이 이끌려 주변을 맴돈다.
If two of these stars get too close together, they can start orbiting as binaries do, or they can spiral in towards each other and merge. This new star will have more gravity and attract other nearby stars. As they spiral in and merge, the object at the center will have even more gravity, and the cycle will continue, allowing this object to grow and grow until the gravity of this object is so strong that the supermassive star is forced to collapse to make an intermediate-mass black hole.
그러다 두별이 아주 가까워지면 쌍성계를 이루게 되어 서로 맴돌다 합쳐지게 된다. 이 새롭게 성장한 별은 다시 주변의 가벼운 별들을 중력으로 끌어들인다. 맴돌이와 합침이 이어진 성단 중심부는 강력한 중력 덕에 초거대 질량 별로 성장한 끝에 중간급 블랙홀이 된다.
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