02.12 - 전문가 대화: 태양의 자매별은 어디에?(Where are the Sun's siblings?) [커세라 강의 페이지]
One of the outcomes of our thinking about the sun growing up or being born in a neighborhood and then growing up with a bunch of other stars is that we actually have stellar siblings. Those stellar siblings have left the nest, this cluster in which we formed and have gone out, and we think that right now we have stellar siblings that are spread throughout the galaxy.
The stars that are formed in clusters ultimately dissolve into the background of stars within the galaxy. But if we look out, we can actually see individual stars out there that have basically the same pattern of chemical enrichment as the sun, and we think that those were the stars that we were formed with.
We can never know because we'd have to unwind billions of years of going around the center of the galaxy and map it back and make sure we're at the same place, and that's something we really can't understand from the dynamics of the stars around us. But the signature does point to every now and then we can look out and we pass one of the siblings stars near which we were born.
먼지구름(그래봐야 입방 미터당 먼지 분자 십여개)에서 별이 태어난다. 거대한 규모의 먼지 구름에서 태양만 생성 되었을까? 관측에 의하면 은하계 별중 절반이상이 동반성을 가지고 있다. 그렇다면 태양은? 태양은 동반성이 발견되지 않았다. 태양은 특별한 존재인가? 그럴리가!
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2020년 4월 6일 월요일
02.11 - 평가문제(Quiz Module 2: Life and Death of a Star)
02.11 - 평가문제(Quiz Module 2: Life and Death of a Star)
* 별이 태어나는 곳은 먼지 분자구름
* 정역학 균형: 중력을 버티는 내부 압력은 별의 생애마다 다르다. 주계열 별과 적색 거성은 내부핵융합에너지의 복사압, 백색왜성은 전자의 축퇴압, 중성자 별은 중성자의 축퇴압.
* 관측은 별의 표면 온도를 최고 방출스펙트럼의 파장을 측정함(빈의 법칙). 별의 밝기는 표면적의 크기에 따라 복사량이 다르다. 무거운 주계열별은 큰데다 내부 핵용합이 활발해서 고온이다. 적색 거성은 표면적이 넓고 표면 온도는 낮다.
* 첫단계 핵융합은 수소. 핵융합으로 더 무거운 원소가 생산된다.
* 뜨거운 주계열별은 크고 파랗다. 차가운 주계열 별은 작고 빨갛다.
* 현재 태양은 최고 복사 파장이 녹색인 주계열 별이다.
* 최고 복사 파장이 녹색. 전체 (에너지) 복사 파장이 더해져 노랗게 보일뿐. 빨간 태양은 뜨거운 기분탓이다.
* 핵융합: 결합에너지가 약한 원소의 핵을 깨서 붕괴를 일으켜 더무거운 원소(결합된 양성자 갯수가 많음)로 변화함. 철의 결합에너지가 가장 강함(핵융합의 종착지)
* 중심부에 철 생성 핵융합이 진행중인 별이다. 엄청나게 무거운 별(태양의 30 배 이상)이며 종착지에 도달한 별이다.
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* 별(star): 중심에서 핵융합이 시작되어 방출되는 에너지의 압력과 중력에 의한 붕괴의균형. 정역학 평형을 이루고 있다.
* 별이 태어나는 곳은 먼지 분자구름
* 정역학 균형: 중력을 버티는 내부 압력은 별의 생애마다 다르다. 주계열 별과 적색 거성은 내부핵융합에너지의 복사압, 백색왜성은 전자의 축퇴압, 중성자 별은 중성자의 축퇴압.
* 관측은 별의 표면 온도를 최고 방출스펙트럼의 파장을 측정함(빈의 법칙). 별의 밝기는 표면적의 크기에 따라 복사량이 다르다. 무거운 주계열별은 큰데다 내부 핵용합이 활발해서 고온이다. 적색 거성은 표면적이 넓고 표면 온도는 낮다.
* 첫단계 핵융합은 수소. 핵융합으로 더 무거운 원소가 생산된다.
* 뜨거운 주계열별은 크고 파랗다. 차가운 주계열 별은 작고 빨갛다.
* 현재 태양은 최고 복사 파장이 녹색인 주계열 별이다.
* 최고 복사 파장이 녹색. 전체 (에너지) 복사 파장이 더해져 노랗게 보일뿐. 빨간 태양은 뜨거운 기분탓이다.
* 핵융합: 결합에너지가 약한 원소의 핵을 깨서 붕괴를 일으켜 더무거운 원소(결합된 양성자 갯수가 많음)로 변화함. 철의 결합에너지가 가장 강함(핵융합의 종착지)
* 중심부에 철 생성 핵융합이 진행중인 별이다. 엄청나게 무거운 별(태양의 30 배 이상)이며 종착지에 도달한 별이다.
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02.10 - 요약(Summary: The Circle of Life)
02.10 - 요약(Summary: The Circle of Life) [커세라 강의페이지]
All stars are born from the accretion of interstellar gas and dust. When enough hydrogen and helium gas accretes by the forces of gravity, stable nuclear fusion sets in at the core of the new star.
모든 별은 성간 먼지와 가스의 강착 원반에서 태어난다. 수소와 헬륨 가스가 중력에 의해 충분히 들어 붙으면(강착: accretion) 중심에서 핵융합이 안정적으로 일어나 새로운 별이 된다.
Small stars burn for many billions of years and enjoy a long retirement before their gentle end. We are lucky that our own sun is one such middle aged star. Humanity and all life on Earth will continue to enjoy the sun for billions of years to come.
가 벼운별은 수십억 년간 장수를 누리다 조용히 생을 마친다. 우리의 태양도 이런 류의 별로 현재생의 중반에 와 있다. 인간과 지구상의 모든 생명은 앞으로 남은 수십억 년의 삶을 이어갈 것이다.
On the other hand, large stars, ones with more than eight times our sun's mass, live life on the edge. They burn through vast amounts of hydrogen and helium and continue to brighten as they fuse heavier and heavier elements. Just like a rock star who lives life on the edge, the fast pace is enough to wear out anyone. Massive stars rock and roll into early deaths and violent ones at that: supernova explosions.
무거운별, 태양보다 8배 큰 질량(주계열에 있을 때)의 별은 파란만장한 삶을 산다. 수소와 헬륨 핵융합에 이어 더 무거운 원소로 핵융합이 이어져 더 밝아진다. 파란만장한 생은 짧고 그 끝도 요란히 초신성 폭팔로마친다.
Not all stars that explode at the end of their lives end up as black holes. Only stars which are much more massive than our sun, go on to produce black holes.
모든 별이 폭발로 생을 끝맺는 것은 아니다. 태양보다 아주 무거운 별은 폭발 이 후 블랙홀이 된다.
Hydrostatic equilibrium is the principle that explains why stars don't collapse at different stages of their life. Each of the remnants, white dwarf stars and neutron stars depend on different types of pressure to maintain their surfaces. However, black holes don't have a surface per se because, there is no force strong enough to overcome the force of gravity around the black hole. Black holes generate such a strong gravitational field that they permanently warp space and time creating a hole in the fabric of the universe.
정역학 평형이 각 단계에서 붕괴하지 않고 별을 유지하는 원리다. 폭발로 인해 남겨진 잔해인 백색 왜성과 중성자 별의 표면(모습)을 유지하는 앞력은 서로 다르다. 하지만 블랙홀의 경우 표면의 모습은 없다. 엄청난 중력을 이길 만한 힘(압력)이 없기 때문이다. 블랙홀은 그런 엄청난 중력장을 형성하여 시공간을 무한히 왜곡 시킨다.
* 주계열 별과적 색거성들은 중심에 핵융합이 진행중이다. 이런 별의 정역학 균형은 복사압( radiation pressure)과 중력이다.
** 태양보다 8배 무거운 별은 적색 거성을 거쳐 탄소 핵융합 까지 진행되다 더이상 핵융합 없이 부피 팽창 폭발(Ia형 초신성) 후 백색 외성을 거쳐 소멸, 백색외성의 정역학 균형은 전자의 축퇴압(electron zooming and degeneracy pressure)과 중력이다.
*** 태양의 30배 질량의 별은 엄청난 중력의 영향으로 철까지 핵융합 진행. 그 이후 중심 축퇴에 의한 폭발(II형 초신성). 엄청난 중력으로 중성자조차 붕괴되지 않을 만큼 뭉쳐 있음. 중성자 축퇴압(neutron zooming and degeneracy pressure)이 정역학 균형으로 작동.
**** 전자와 중성자는 파울리 배타의 원리를 따르는 입자들이다.
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All stars are born from the accretion of interstellar gas and dust. When enough hydrogen and helium gas accretes by the forces of gravity, stable nuclear fusion sets in at the core of the new star.
모든 별은 성간 먼지와 가스의 강착 원반에서 태어난다. 수소와 헬륨 가스가 중력에 의해 충분히 들어 붙으면(강착: accretion) 중심에서 핵융합이 안정적으로 일어나 새로운 별이 된다.
Small stars burn for many billions of years and enjoy a long retirement before their gentle end. We are lucky that our own sun is one such middle aged star. Humanity and all life on Earth will continue to enjoy the sun for billions of years to come.
가 벼운별은 수십억 년간 장수를 누리다 조용히 생을 마친다. 우리의 태양도 이런 류의 별로 현재생의 중반에 와 있다. 인간과 지구상의 모든 생명은 앞으로 남은 수십억 년의 삶을 이어갈 것이다.
On the other hand, large stars, ones with more than eight times our sun's mass, live life on the edge. They burn through vast amounts of hydrogen and helium and continue to brighten as they fuse heavier and heavier elements. Just like a rock star who lives life on the edge, the fast pace is enough to wear out anyone. Massive stars rock and roll into early deaths and violent ones at that: supernova explosions.
무거운별, 태양보다 8배 큰 질량(주계열에 있을 때)의 별은 파란만장한 삶을 산다. 수소와 헬륨 핵융합에 이어 더 무거운 원소로 핵융합이 이어져 더 밝아진다. 파란만장한 생은 짧고 그 끝도 요란히 초신성 폭팔로마친다.
Not all stars that explode at the end of their lives end up as black holes. Only stars which are much more massive than our sun, go on to produce black holes.
모든 별이 폭발로 생을 끝맺는 것은 아니다. 태양보다 아주 무거운 별은 폭발 이 후 블랙홀이 된다.
Hydrostatic equilibrium is the principle that explains why stars don't collapse at different stages of their life. Each of the remnants, white dwarf stars and neutron stars depend on different types of pressure to maintain their surfaces. However, black holes don't have a surface per se because, there is no force strong enough to overcome the force of gravity around the black hole. Black holes generate such a strong gravitational field that they permanently warp space and time creating a hole in the fabric of the universe.
정역학 평형이 각 단계에서 붕괴하지 않고 별을 유지하는 원리다. 폭발로 인해 남겨진 잔해인 백색 왜성과 중성자 별의 표면(모습)을 유지하는 앞력은 서로 다르다. 하지만 블랙홀의 경우 표면의 모습은 없다. 엄청난 중력을 이길 만한 힘(압력)이 없기 때문이다. 블랙홀은 그런 엄청난 중력장을 형성하여 시공간을 무한히 왜곡 시킨다.
* 주계열 별과적 색거성들은 중심에 핵융합이 진행중이다. 이런 별의 정역학 균형은 복사압( radiation pressure)과 중력이다.
** 태양보다 8배 무거운 별은 적색 거성을 거쳐 탄소 핵융합 까지 진행되다 더이상 핵융합 없이 부피 팽창 폭발(Ia형 초신성) 후 백색 외성을 거쳐 소멸, 백색외성의 정역학 균형은 전자의 축퇴압(electron zooming and degeneracy pressure)과 중력이다.
*** 태양의 30배 질량의 별은 엄청난 중력의 영향으로 철까지 핵융합 진행. 그 이후 중심 축퇴에 의한 폭발(II형 초신성). 엄청난 중력으로 중성자조차 붕괴되지 않을 만큼 뭉쳐 있음. 중성자 축퇴압(neutron zooming and degeneracy pressure)이 정역학 균형으로 작동.
**** 전자와 중성자는 파울리 배타의 원리를 따르는 입자들이다.
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02.09 - 무거운 별의 사후 노정(Life After the Death of High Mass Stars)
02.09 - 무거운 별의 사후 노정(Life After the Death of High Mass Stars) [커세라 강의 페이지]
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.
중성자 별의 크기는 매우작다. 중성자별의 전형적인 크기는 약 10km로 작은 도시 만하다. 백색왜성의 크기가 지구만 한 것에 비교하면 중성자별의 크기는 훨씬 작다. 중성자 별과 질량은 같으면서 크기는 더 작은 천체는 블랙홀이다. 예를 들어 블랙홀은 중성자별과 같은 질량이지만 반경이 3분의 1에 불과하다.
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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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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2020년 4월 4일 토요일
02.08 - 가벼운 별의 사후 노정(Life After the Death of Low Mass Stars)
02.08 - 가벼운 별의 사후 노정(Life After the Death of Low Mass Stars) [커세라 강의 페이지]
The Sun is a fairly ordinary star. There are stars that are much smaller than the Sun and also stars that are much larger than the Sun. Stars with larger masses than the Sun are also hotter and brighter than the Sun. Brighter stars produce energy at a faster rate than the Sun, which means that they run out of fuel faster. Bright stars also have a more spectacular death than our Sun. Yes, I said that our own Sun will eventually die. Don't worry though, it won't happen for approximately 5 billion years and it will be a rather slow and boring death.
태양은 아주 평범한 별이다. 태양보다 무거운별은 더 많은 에너지를 방출하고 더빨리 죽는다.죽는 순간도 아주 장관이다 [대폭발]. 태양도 언젠간 죽는다. 하지만 걱정할 필요 없다. 앞으로도 50억년간 천천히 수소를 태우며 시시하게 죽어 갈테니.
In case you're still worried about the death of the Sun, let's put 5 billion years into perspective. We often think about the pyramids of Giza as old, but they were built only about 5,000 years ago, within the realm of written history. Earlier still, the oldest archaeological artifacts from North America's first aboriginal peoples date from 14,000 years ago. Which from an astronomical perspective, is still very recent history compared to the first modern humans, homo sapiens sapiens, who lived about 200,000 years ago. To put that into perspective, that's about 800 generations of humans or a time when your great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, grandfather or grandmother lived. And that's only 200,000 years, we'll need another 25,000 of those to get to 5 billion. Let's jump back 1,000 times further. If we multiply 200,000 years by 1,000, we get 200 million years ago, which is the beginning of the Jurassic Age when dinosaurs roamed the Earth and Plesiosaurus, like this one, swam in the oceans.
우리가 오래된 과거라고 생각하는 기자의 피라미드는 겨우 5천년 전에 세워졌다. 현인류의 조상 이라는 호모 사피엔스 사피엔스가 살던 시절이 20만년 전이다. 원시 인류가 살던 20 만년을 2만5천 번 반복해야 50억 년이다. 주라기 시대가 시작될 쯤 공룡이 지구상을 거닐던 때가 2억년 전이다.
This is also close to the time it takes the Sun to make one full orbit around the center of the Milky Way Galaxy. That means the Sun celebrates its galactic birthday every 200 million years. If we multiple 200 million years by 10 we get 2 billion years, which is when the Earth's atmosphere first became rich in oxygen, a milestone in the evolution of plants and animals on Earth. The Sun is still older than 2 billion years though, since the Sun and the Earth were formed close to 5 billion years ago. This means that the Sun isn't even halfway through its life cycle yet, and it still has about 5 billion years to go.
태양이 우리 은하를 한번 공전하는데 2억 5천만년 쯤 걸린다. 지구에 산소가 풍부해져서 식물과 동물이 번성하게 된 시기는 열바퀴 쯤 돌았을 때 였다. 태양계가 형성된지 50억년 전이므로 지구상에 생명체가 번성한 이후 오늘날에 이르기까지 20억년 은 더 지났다. 태양 크기의 별이 주계열에 머무는 기간은 100억년 가량이다. 현재 태양은 50억년 됐고 앞으로 50억년은 더 산다.
It is convenient to classify the main sequence stars into two groups. High mass stars, with mass eight times the Sun's mass or larger, that die in a supernova explosion, and low mass stars with less than eight solar masses that have gentle deaths. When a star runs out of hydrogen in its core, it transforms into a red giant star which is stable for a period of time that is about one-tenth as long as the time period that it is a main sequence star. For instance, the Sun is estimated to have a total lifetime of 10 billion years as a main sequence star and another 1 billion years as a red giant star. During the red giant stage of a stars life it swells out to a larger size that could be 10 or 100 times larger than it was during the main sequence. When it swells, its surface cools off, so from Wien's Law, its color becomes redder, hence the name red giant.
주계열 별을 편의상 무게만 가지고 분류해보자. 태양보다 8배 또는 그 이상의 무게를 갖는 별을 무거운 별이라 하자. 무거운별은 짧은 생을 살다 대폭발로 마감한다. 그 이하의 무게를 갖는 가벼운 별은 잔잔한 최후를 맞는다. 수소를 소진하기까지 주계열에 약 90%를 머물다 마지막 10%의 기간을 적색거성으로 지낸다. 적색거성이 되면 부피가 주계열 별일때 보다 10에서 100배까지 불어난다. 표면이 불어나서 냉각 되면 빈법칙(Wien's Law)에서 보여 주듯이 적색으로 변하므로 적색거성이라고 부른다.
The star will expand during the red giant phase. During this phase, its mass stays approximately constant, but its radius becomes larger. The acceleration due to gravity depends on a constant divided by the square of the star's radius. This means that as a star expands, the acceleration due to gravity at the surface of the star becomes smaller. If an astronaut visits the star and floats near the surface of the star, the astronaut will feel a weaker gravitational force towards the star when the star expands. This makes it easier for the astronaut to escape from the star's gravitational pull as they leave. What is true for the astronaut is also true for the gas and the outer layers of a red giant star. As the star expands, the star's outer layers aren't very strongly attracted to the rest of the star. Any small disturbance can end up pushing the outer layers outwards.
별이 팽창하는 동안 질량은 거의 변함이 없다. 중력가속도는 중심에서 거리, 즉 반경의 제곱에 반비례한다. 팽창한 별의 표면에 있는 물질들이 받는 중력이 약해진다는 뜻이다. 중심에서 멀어 질수록 탈출 속도는 낮아지는 이유와 같다. 100배까지 팽창한 적색거성의 표면에 분포한 물질들이 받는 중력이 약해져 작은 요인에도 외부로 떨어져 나가기 쉽다.
Eventually low-mass stars end up as a red giant that sheds it outer layers into a beautiful cloud of gas confusingly called a planetary nebula. This image is a particular planetary nebula that is commonly called the ring nebula. The radius of the nebula is approximately one light year across, which is much larger than the size of the red giant whose outer layers disperse to create the nebula. At the center of the nebula, you can see a bright star. That star is a leftover core of what was once a red giant star and it's called a white dwarf star.
이 사진은 반지성운(Ring Nebula)이라고 알려진 행성상 성운(planetary nebula)이다. 적색 거성의 표면이 떨어져 나간 물질들이 중심 별의 주변에 행성처럼(planetary) 둘러싸고 있다. 성운의 중심에 있는 별을 백색왜성이다.
A white dwarf star is a rather peculiar type of star. The strangest thing about a white dwarf is that it can keep its size constant in time without any nuclear fusion keeping it hot. A typical white dwarf has a mass that is about the same as the Sun, but a size that is closer to the size of the Earth. The composition is mainly carbon that has solidified into a crystal structure, the electrons zoom around wildly creating an upward pressure that balances gravity. The electrons travel around rapidly due to a quantum mechanical effect called degeneracy pressure.
백색왜성은 아주 기이한 별이다. 내부에 뜨거운 핵융합 없이 크기를 유지하고 있다. 전형적인 백색왜성의 질량은 태양과 비슷하지만 크기는 지구만하다. 내부는 대부분 탄소로 구성되어 있는데 마치 수정처럼 결합된 고체다. 전자들이 넓게 떠 바치고 있어서 중력을 견딘다. 전자들이 빠르게 움직이는데 양자역학에서 말하는 이른바 축퇴압을 만들어낸다.
Degeneracy pressure is due to the Pauli Exclusion Principle, that states that particles such as electrons or neutrons are not allowed to exist in exactly the same state. If we were to try to make the particles have exactly the same location with zero speed, they would be identical. In order to keep their identities unique, the particles move quickly with different speeds. As a result, they move around and bounce into each other, creating a gas pressure. This effect does not depend on the temperature. So if a white dwarf cools down, the degeneracy pressure will keep the star a constant size. This means that a white dwarf star could potentially life forever.
축퇴압은 파울리의 배타원리로 설명된다. 전자나 중성자 같은 입자들은 동일한 상태(속도, 위치 등)에 동시에 존재할 수 없다. 만일 입자들을 동일한 위치에 0의 속도로 놓을 수 있다면 그 입자들은 한개의 입자로 본다. 따라서 입자들이 별개로 존재 하려면 속도가 저마다 달라야 한다. 결과적으로 이 저마다 다른 속도를 갖는 전자들이 움직이며 충돌하여 압력을 만드는데 이를 축퇴압 이라한다. 이 효과는 온도와 상관없다. 따라서 백색왜성이 냉각되더라로 축퇴압에 의해 그 크기를 유지한다. 말하자면 백색왜성은 불멸할 지도 모른다.
When we look at planetary nebula, we always see a white dwarf in the center. Ultraviolet photons emitted by the white dwarf ionize the gas in the nebula, causing it to glow with beautiful colors. Over the course of thousands of years, the gas in the nebula slowly starts to disperse and mix with the other gas in between the stars, and the white dwarf cools. After a few tens of thousands of years, the white dwarf will be isolated and will slowly cool down and fade away.
행성상 성운을 보면 중심에 항상 백색왜성이 보인다. 그리고 이 왜성이 뿜어낸 전리된 가스에서 방출되는 자외선 광자들이 멋진색을 빛어 낸다.
수천년에 걸쳐 이 가스들은 퍼져나가 다른 성간 가스들과 섞인다. 그리고 백색 왜성은 냉각된다. 일만년 쯤 후에 외톨이가 된 백색왜성은 천천히 식어가며 사라질 것이다.
In the early 1900s, astronomers thought that all stars ended up as white dwarfs. That changed in 1930 when a young Indian astrophysicist named Chandrasekhar started thinking about the electrons zooming around in a white dwarf star keeping it from gravitationally collapsing. Chandrasekhar realized that in order to keep a high mass white dwarf star from collapsing, the electrons would have to travel at faster and faster speeds. If you extrapolate, the prediction is that at some critical stellar mass, the electrons would have to move at speeds faster than light. Chandrasekhar knew that it is impossible for electrons to travel faster than the speed of light. This led him to calculate the largest mass that a white dwarf star can have. This mass is now called the Chandrasekhar mass and it's 1.4 times the mass of the Sun.
1900년대 초까지만 해도 천문학자들은 별이모두 백색왜성으로 끝나는 줄알았다. 1930년 인도의 젊은 천체 물리학자 챈드라세카드는 백색왜성의 축퇴압을 만드는 전자의 확대(the electrons zooming=전자에 의한 부풀림?)에 대해 생각하다가 거대한 백색왜성을 유지하려면 전자의 속도가 아주 빨라야 한다는 생각에 이르렀다. 그런데 전자의 속도는 빛보다 빠를수 없다. 따라서 그는 태양보다 1.4배 무거운 별은 백색왜성이 될수 없다는 결론에 이른다.
What happens if you try to add extra mass to a stable white dwarf star that has a mass equal to the Chandrasekhar mass? Well, electron degeneracy pressure will not be capable of combating gravity, and the star will collapse.
챈드라세카드 질량보다 더 무거운 별은 전자 축퇴압으로 중력을 버틸 수 없다.
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Approximately half of all stars have a binary companion. We will learn later on in module five that if two stars are very close to each other, mass can flow from one star to the other. There are many binary systems where a white dwarf star gains mass from another star.
거의 절반 이상의 별은 동반성을 가지고 있다. 나중에 5장에서 자세히 다루겠지만 한 별에서 다른별로 물질들이 빨려 들어간다. 다양한 형태의 이중성(동반성 포함) 체계에서 백생왜성은 한 별에서 다른별의 물질을 흡수하는 경우다.
If the added mass makes the white dwarf's mass go over the Chandrasekhar limit, then the white dwarf will implode. This implosion heats the star, allowing the carbon in the star to explosively fuse into heavy elements such as uranium. The explosion destroys the star and sends the heavy elements outwards. This type of explosion is called a Type One A Supernova.
만일 백색왜성의 질량이 챈드라세카르 질랴오다 커지면 (축퇴압이 중력을 견디지 못하여) 내부폭발(implosion)한다. 이때 내폭열로 인해 탄소가 우라늄 같은매우 무거운 원소로 급격히 결합(fuse) 한다. 폭발은 별을 파괴하고 무거운 원소들을 외부로 퍼뜨리는데 이를 1a형 초신성 이라한다.
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After a supernova explosion takes place, there's a hot glowing cloud of gas leftover called a supernova remnant. In the year 1572, the Danish astronomer, Tycho Brahe, observed a bright new star appear in the sky and then fade away. The new star was the supernova explosion. In modern times when we point a telescope in the part of sky where Tycho Brahe observed the supernova, we see this glowing and expanding supernova remnant. We now call this supernova remnant Tycho, after Tycho Brahe.
이런 초신성의 폭발로 거대한 가스 구름 흔적을 남기는데 초신성 잔해(supernova remnant)라 한다. 1572년 티코 브라헤는 잠깐 반짝이다 사라진 별을 관측했다. 현재의 망원경으로 티코 브라헤가 봤던 초신성이 남긴 잔해가 팽창 중인 것을 관측했다.
This picture might look similar to the picture of the ring nebula that we showed earlier, but the ring nebula is smooth, while Tycho is very lumpy. This is evidence that the process that formed the ring nebula was gentle, while the formation of Tycho was violent.
앞서 봤던 부드러운 반지성운에 비해 아주거칠다. 이는 티코 성운의 형성 과정이 매우 격렬했음을 보여준다.
In addition, Tycho is emitting x-rays, while the ring mainly emits visible and ultraviolet light. Point sources of lights are foreground stars that are located between us and Tycho. There does not appear to be any stellar core leftover after the supernova. It's probably true that all type 1a supernovas do not leave behind any remnant star.
게다가 반지 성운이 가시광선과 자외선을 방출하는 반면 티고 티코 초신성 잔해는 x-선을 방출한다. 위 사진에 찍힌 별들은 성운과 관측자 중간에 위치한 별이다. 성운 중심의 별이 보이지 않는 것으로 봐서1a형 초신성은 별(행성상 성운의 중심성)을 남기지 않는 것으로 보인다.[격렬한 폭발]
Could our Sun die in a supernova explosion? The Sun will eventually transform into a white dwarf star, but since the Sun does not have a binary companion star, it will not be in any danger of gaining so much weight that it explodes.
태양도 폭발할까? 태양은 백색왜성으로 마감할 것이다. 동반성을 가지고 있지 않으므로 질량을 구할 곳이 없어서 폭발하지 않을 것이다.
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The Sun is a fairly ordinary star. There are stars that are much smaller than the Sun and also stars that are much larger than the Sun. Stars with larger masses than the Sun are also hotter and brighter than the Sun. Brighter stars produce energy at a faster rate than the Sun, which means that they run out of fuel faster. Bright stars also have a more spectacular death than our Sun. Yes, I said that our own Sun will eventually die. Don't worry though, it won't happen for approximately 5 billion years and it will be a rather slow and boring death.
태양은 아주 평범한 별이다. 태양보다 무거운별은 더 많은 에너지를 방출하고 더빨리 죽는다.죽는 순간도 아주 장관이다 [대폭발]. 태양도 언젠간 죽는다. 하지만 걱정할 필요 없다. 앞으로도 50억년간 천천히 수소를 태우며 시시하게 죽어 갈테니.
In case you're still worried about the death of the Sun, let's put 5 billion years into perspective. We often think about the pyramids of Giza as old, but they were built only about 5,000 years ago, within the realm of written history. Earlier still, the oldest archaeological artifacts from North America's first aboriginal peoples date from 14,000 years ago. Which from an astronomical perspective, is still very recent history compared to the first modern humans, homo sapiens sapiens, who lived about 200,000 years ago. To put that into perspective, that's about 800 generations of humans or a time when your great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, grandfather or grandmother lived. And that's only 200,000 years, we'll need another 25,000 of those to get to 5 billion. Let's jump back 1,000 times further. If we multiply 200,000 years by 1,000, we get 200 million years ago, which is the beginning of the Jurassic Age when dinosaurs roamed the Earth and Plesiosaurus, like this one, swam in the oceans.
우리가 오래된 과거라고 생각하는 기자의 피라미드는 겨우 5천년 전에 세워졌다. 현인류의 조상 이라는 호모 사피엔스 사피엔스가 살던 시절이 20만년 전이다. 원시 인류가 살던 20 만년을 2만5천 번 반복해야 50억 년이다. 주라기 시대가 시작될 쯤 공룡이 지구상을 거닐던 때가 2억년 전이다.
This is also close to the time it takes the Sun to make one full orbit around the center of the Milky Way Galaxy. That means the Sun celebrates its galactic birthday every 200 million years. If we multiple 200 million years by 10 we get 2 billion years, which is when the Earth's atmosphere first became rich in oxygen, a milestone in the evolution of plants and animals on Earth. The Sun is still older than 2 billion years though, since the Sun and the Earth were formed close to 5 billion years ago. This means that the Sun isn't even halfway through its life cycle yet, and it still has about 5 billion years to go.
태양이 우리 은하를 한번 공전하는데 2억 5천만년 쯤 걸린다. 지구에 산소가 풍부해져서 식물과 동물이 번성하게 된 시기는 열바퀴 쯤 돌았을 때 였다. 태양계가 형성된지 50억년 전이므로 지구상에 생명체가 번성한 이후 오늘날에 이르기까지 20억년 은 더 지났다. 태양 크기의 별이 주계열에 머무는 기간은 100억년 가량이다. 현재 태양은 50억년 됐고 앞으로 50억년은 더 산다.
주계열 별을 편의상 무게만 가지고 분류해보자. 태양보다 8배 또는 그 이상의 무게를 갖는 별을 무거운 별이라 하자. 무거운별은 짧은 생을 살다 대폭발로 마감한다. 그 이하의 무게를 갖는 가벼운 별은 잔잔한 최후를 맞는다. 수소를 소진하기까지 주계열에 약 90%를 머물다 마지막 10%의 기간을 적색거성으로 지낸다. 적색거성이 되면 부피가 주계열 별일때 보다 10에서 100배까지 불어난다. 표면이 불어나서 냉각 되면 빈법칙(Wien's Law)에서 보여 주듯이 적색으로 변하므로 적색거성이라고 부른다.
The star will expand during the red giant phase. During this phase, its mass stays approximately constant, but its radius becomes larger. The acceleration due to gravity depends on a constant divided by the square of the star's radius. This means that as a star expands, the acceleration due to gravity at the surface of the star becomes smaller. If an astronaut visits the star and floats near the surface of the star, the astronaut will feel a weaker gravitational force towards the star when the star expands. This makes it easier for the astronaut to escape from the star's gravitational pull as they leave. What is true for the astronaut is also true for the gas and the outer layers of a red giant star. As the star expands, the star's outer layers aren't very strongly attracted to the rest of the star. Any small disturbance can end up pushing the outer layers outwards.
별이 팽창하는 동안 질량은 거의 변함이 없다. 중력가속도는 중심에서 거리, 즉 반경의 제곱에 반비례한다. 팽창한 별의 표면에 있는 물질들이 받는 중력이 약해진다는 뜻이다. 중심에서 멀어 질수록 탈출 속도는 낮아지는 이유와 같다. 100배까지 팽창한 적색거성의 표면에 분포한 물질들이 받는 중력이 약해져 작은 요인에도 외부로 떨어져 나가기 쉽다.
Eventually low-mass stars end up as a red giant that sheds it outer layers into a beautiful cloud of gas confusingly called a planetary nebula. This image is a particular planetary nebula that is commonly called the ring nebula. The radius of the nebula is approximately one light year across, which is much larger than the size of the red giant whose outer layers disperse to create the nebula. At the center of the nebula, you can see a bright star. That star is a leftover core of what was once a red giant star and it's called a white dwarf star.
이 사진은 반지성운(Ring Nebula)이라고 알려진 행성상 성운(planetary nebula)이다. 적색 거성의 표면이 떨어져 나간 물질들이 중심 별의 주변에 행성처럼(planetary) 둘러싸고 있다. 성운의 중심에 있는 별을 백색왜성이다.
A white dwarf star is a rather peculiar type of star. The strangest thing about a white dwarf is that it can keep its size constant in time without any nuclear fusion keeping it hot. A typical white dwarf has a mass that is about the same as the Sun, but a size that is closer to the size of the Earth. The composition is mainly carbon that has solidified into a crystal structure, the electrons zoom around wildly creating an upward pressure that balances gravity. The electrons travel around rapidly due to a quantum mechanical effect called degeneracy pressure.
백색왜성은 아주 기이한 별이다. 내부에 뜨거운 핵융합 없이 크기를 유지하고 있다. 전형적인 백색왜성의 질량은 태양과 비슷하지만 크기는 지구만하다. 내부는 대부분 탄소로 구성되어 있는데 마치 수정처럼 결합된 고체다. 전자들이 넓게 떠 바치고 있어서 중력을 견딘다. 전자들이 빠르게 움직이는데 양자역학에서 말하는 이른바 축퇴압을 만들어낸다.
Degeneracy pressure is due to the Pauli Exclusion Principle, that states that particles such as electrons or neutrons are not allowed to exist in exactly the same state. If we were to try to make the particles have exactly the same location with zero speed, they would be identical. In order to keep their identities unique, the particles move quickly with different speeds. As a result, they move around and bounce into each other, creating a gas pressure. This effect does not depend on the temperature. So if a white dwarf cools down, the degeneracy pressure will keep the star a constant size. This means that a white dwarf star could potentially life forever.
축퇴압은 파울리의 배타원리로 설명된다. 전자나 중성자 같은 입자들은 동일한 상태(속도, 위치 등)에 동시에 존재할 수 없다. 만일 입자들을 동일한 위치에 0의 속도로 놓을 수 있다면 그 입자들은 한개의 입자로 본다. 따라서 입자들이 별개로 존재 하려면 속도가 저마다 달라야 한다. 결과적으로 이 저마다 다른 속도를 갖는 전자들이 움직이며 충돌하여 압력을 만드는데 이를 축퇴압 이라한다. 이 효과는 온도와 상관없다. 따라서 백색왜성이 냉각되더라로 축퇴압에 의해 그 크기를 유지한다. 말하자면 백색왜성은 불멸할 지도 모른다.
When we look at planetary nebula, we always see a white dwarf in the center. Ultraviolet photons emitted by the white dwarf ionize the gas in the nebula, causing it to glow with beautiful colors. Over the course of thousands of years, the gas in the nebula slowly starts to disperse and mix with the other gas in between the stars, and the white dwarf cools. After a few tens of thousands of years, the white dwarf will be isolated and will slowly cool down and fade away.
행성상 성운을 보면 중심에 항상 백색왜성이 보인다. 그리고 이 왜성이 뿜어낸 전리된 가스에서 방출되는 자외선 광자들이 멋진색을 빛어 낸다.
수천년에 걸쳐 이 가스들은 퍼져나가 다른 성간 가스들과 섞인다. 그리고 백색 왜성은 냉각된다. 일만년 쯤 후에 외톨이가 된 백색왜성은 천천히 식어가며 사라질 것이다.
In the early 1900s, astronomers thought that all stars ended up as white dwarfs. That changed in 1930 when a young Indian astrophysicist named Chandrasekhar started thinking about the electrons zooming around in a white dwarf star keeping it from gravitationally collapsing. Chandrasekhar realized that in order to keep a high mass white dwarf star from collapsing, the electrons would have to travel at faster and faster speeds. If you extrapolate, the prediction is that at some critical stellar mass, the electrons would have to move at speeds faster than light. Chandrasekhar knew that it is impossible for electrons to travel faster than the speed of light. This led him to calculate the largest mass that a white dwarf star can have. This mass is now called the Chandrasekhar mass and it's 1.4 times the mass of the Sun.
1900년대 초까지만 해도 천문학자들은 별이모두 백색왜성으로 끝나는 줄알았다. 1930년 인도의 젊은 천체 물리학자 챈드라세카드는 백색왜성의 축퇴압을 만드는 전자의 확대(the electrons zooming=전자에 의한 부풀림?)에 대해 생각하다가 거대한 백색왜성을 유지하려면 전자의 속도가 아주 빨라야 한다는 생각에 이르렀다. 그런데 전자의 속도는 빛보다 빠를수 없다. 따라서 그는 태양보다 1.4배 무거운 별은 백색왜성이 될수 없다는 결론에 이른다.
What happens if you try to add extra mass to a stable white dwarf star that has a mass equal to the Chandrasekhar mass? Well, electron degeneracy pressure will not be capable of combating gravity, and the star will collapse.
챈드라세카드 질량보다 더 무거운 별은 전자 축퇴압으로 중력을 버틸 수 없다.
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Approximately half of all stars have a binary companion. We will learn later on in module five that if two stars are very close to each other, mass can flow from one star to the other. There are many binary systems where a white dwarf star gains mass from another star.
거의 절반 이상의 별은 동반성을 가지고 있다. 나중에 5장에서 자세히 다루겠지만 한 별에서 다른별로 물질들이 빨려 들어간다. 다양한 형태의 이중성(동반성 포함) 체계에서 백생왜성은 한 별에서 다른별의 물질을 흡수하는 경우다.
If the added mass makes the white dwarf's mass go over the Chandrasekhar limit, then the white dwarf will implode. This implosion heats the star, allowing the carbon in the star to explosively fuse into heavy elements such as uranium. The explosion destroys the star and sends the heavy elements outwards. This type of explosion is called a Type One A Supernova.
만일 백색왜성의 질량이 챈드라세카르 질랴오다 커지면 (축퇴압이 중력을 견디지 못하여) 내부폭발(implosion)한다. 이때 내폭열로 인해 탄소가 우라늄 같은매우 무거운 원소로 급격히 결합(fuse) 한다. 폭발은 별을 파괴하고 무거운 원소들을 외부로 퍼뜨리는데 이를 1a형 초신성 이라한다.
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After a supernova explosion takes place, there's a hot glowing cloud of gas leftover called a supernova remnant. In the year 1572, the Danish astronomer, Tycho Brahe, observed a bright new star appear in the sky and then fade away. The new star was the supernova explosion. In modern times when we point a telescope in the part of sky where Tycho Brahe observed the supernova, we see this glowing and expanding supernova remnant. We now call this supernova remnant Tycho, after Tycho Brahe.
이런 초신성의 폭발로 거대한 가스 구름 흔적을 남기는데 초신성 잔해(supernova remnant)라 한다. 1572년 티코 브라헤는 잠깐 반짝이다 사라진 별을 관측했다. 현재의 망원경으로 티코 브라헤가 봤던 초신성이 남긴 잔해가 팽창 중인 것을 관측했다.
This picture might look similar to the picture of the ring nebula that we showed earlier, but the ring nebula is smooth, while Tycho is very lumpy. This is evidence that the process that formed the ring nebula was gentle, while the formation of Tycho was violent.
앞서 봤던 부드러운 반지성운에 비해 아주거칠다. 이는 티코 성운의 형성 과정이 매우 격렬했음을 보여준다.
In addition, Tycho is emitting x-rays, while the ring mainly emits visible and ultraviolet light. Point sources of lights are foreground stars that are located between us and Tycho. There does not appear to be any stellar core leftover after the supernova. It's probably true that all type 1a supernovas do not leave behind any remnant star.
게다가 반지 성운이 가시광선과 자외선을 방출하는 반면 티고 티코 초신성 잔해는 x-선을 방출한다. 위 사진에 찍힌 별들은 성운과 관측자 중간에 위치한 별이다. 성운 중심의 별이 보이지 않는 것으로 봐서1a형 초신성은 별(행성상 성운의 중심성)을 남기지 않는 것으로 보인다.[격렬한 폭발]
Could our Sun die in a supernova explosion? The Sun will eventually transform into a white dwarf star, but since the Sun does not have a binary companion star, it will not be in any danger of gaining so much weight that it explodes.
태양도 폭발할까? 태양은 백색왜성으로 마감할 것이다. 동반성을 가지고 있지 않으므로 질량을 구할 곳이 없어서 폭발하지 않을 것이다.
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