04.05 - 별질량 급 블랙홀(Stellar Mass Black Holes) [커세라 강의페이지]
Stellar-mass black holes are born during the violent deaths of massive stars. If the star in question wandered through space as an isolated star, like our sun, then the black hole formed as a result of the star's death would also be an isolated black hole.
별질량급 블랙홀은 무거운 별이 사멸되가는 중에 급격한 폭발로 만들어진다. 우리 태양처럼 의문의 외톨이 별이 우주공간을 떠다니다 사멸하면 역시 외톨이 블랙홀이 될 수도 있다.
Since isolated black holes wander through space without a companion, they have little to feast upon. As a result, there is little material for them to consume, and so they can be virtually undetectable. Such isolated black holes can also be formed by a different route.
동반성 없이 우주공간을 홀로 방황하는 외톨이 블랙홀은 몸집을 불릴 기회가 거의 없다. 결과적으로 흡수할 물질이 매우 적어 사실상 이 블랙홀을 발견하기란 불가능하다. 이런 외톨이 블랙홀의 형성 과정은 일반적이지 않다. [외톨이 별이 일반적이지 않듯이.... 우리 태양은 현재까지 동반성이 발견되지 않았다.]
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Stars are more generally birthed in multiples, so as binaries, triplets, or quadruplets, and so on. If one of these stars is a high-mass star, it will burn through its fuel more rapidly than the others in its family.
별은 대개 이중성, 삼중성, 사중성 혹은 그보다 더 많은 다중성으로 태어난다. 다중성의 구성원 중 하나라도 질량이 좀더 크면 형재 중 먼저 연료를 빠르게 태우는 별이 있게된다.
At the end of its life, it will explode in a violent supernova explosion. This explosion can provide a kick that if strong enough, would break up the family, throwing a black hole out into space by itself. The ejected black hole may even be on a trajectory that throws it out of the disk of its host galaxy.
종국에는 그 별이 격렬히 초신성 폭발을 잃으킨다. 이 폭발의 결과로, 그러니까 폭발이 정말로 세다면 형제들을 분열 시키고 블랙홀은 홀로 우주 밖으로 내쫒기게 된다. 내쫒긴 블랙홀은 속해있던 은하의 원반 밖의 궤적을 그릴 수도 있을 것이다.
If, however, the kick is small, the binary will remain intact, providing a black hole with a handy food source to munch on for many years to come. Since stellar-mass black holes are the endpoint of a star's life, they can occur anywhere you would find stars. This means that stellar-mass black holes are found scattered throughout galaxies. They can be seen around the core of a galaxy, or at its outer limits.
하지만 폭발이 약해 어설피 내쫒긴 경우 형제를 동반한 이중성으로 남아 있을 수도 있다. 이 동반성은 블랙홀에게 오랜 시간에 걸쳐 손쉬운 먹잇감이 되준다. 별의 최후가 별질량 급 블랙홀 이므로 별이 있는 곳에 어디든 존재할 수 있다. 이는 별질량 급 블랙홀은 은하내 어디든 산재해 있을 것이라는 뜻이기도 하다. 은하 중심부 주변에는 물론 은하 외곽 어디든 발견 될 수 있다.
Almost all of the known stellar-mass black holes have been found in binary systems, but this doesn't mean that black holes in binaries are more common than isolated black holes. Instead, this is most likely due to selection bias.
현재까지 발견된 별질량 급은 거의 이중성계다. 그렇다고 외톨이 블랙홀에 비해 쌍성계 블랙홀이 일반적이라는 뜻은 아니다. 그대신 (쌍성계 블랙홀이 일반적이라고 믿게된 원인은) '선택편향'의 오류 때문일 가능성이 높다.
In science, whenever we choose a sample based on how easy it is to find something, instead of how common it truly is, we introduce a bias. This is called selection bias. Actively feeding black holes in binaries are much easier to spot than their fasting counterparts. This means that we are much more likely to detect stellar-mass black holes in binaries when we look out at the night sky.
과학적 연구 방법에서 실제보다 발견할 가능성이 높은 증거를 수월하게 선택하는 경향이 있기 때문에 이런 편향된 오류를 감안해야 한다. 외톨이별에 비해 쌍성계에서 블랙홀이 더 수월하게 몸집을 불릴 수 있다. 하늘을 관측할 때 쌍성계의 관측이 수월하기 때문이다. [동반성을 관측하므로서 블랙홀의 존재를 알수있다. 블랙홀의 직접관측은 어렵다.]
Theorists have predicted that it is more likely that black holes will be isolated. The reason is, that there are more ways to make isolated stellar-mass black holes.
연구자들은 이론적으로 외톨이 블랙홀이 훨씬 더 많이 존재할 것이라고 예측한다. 외톨이 블랙홀이 형성될 수 있는 방법이 더많기 때문이다. [동반성을 흡수하는 방법은 별이 블랙홀로 발전하기 위해 몸집을 불리는 방법 중 하나다.]
So now we know how stellar-mass black holes are born, where to find them, and what they can feed on. What about other types of black holes? Where can we find, a super-massive black hole? Let's explore that next.
별질량급 블랙홀이 어떻게 탄생되는 지, 어디에서 발견되는지, 어떻게 성장하는지 알아봤다. 다른 급의 블랙홀은 어떨까? 초거대 블랙홀은 어디서 찾을 수 있나? 다음 편에서 알아보기로 한다.
04.04 - 대대형 블랙홀 체급 나누기(The Big Black Hole Weigh-in) [커세라 강의 페이지]
In this corner of the ring, we have a compact object, let's welcome neutron star. And in this corner of the ring, we have a black hole let's welcome stellar mass. And three, two, one, orbit.
When a black hole is in a binary system, we're able to deduce how massive it is, but that alone isn't enough to really say what a black hole is like. We need to explore the way that black holes are classified.
블랙홀이 쌍성계를 이루고 있다면 무게를 추정해 낼 수 있다. 하지만 독립적인 블랙홀의 경우 어느 정도 질량을 가졌는지 알기는 매우 어렵다. 블랙홀의 종류를 분류해 낼 방법을 찾아보기로 하자.
Any black hole astrophysicist will tell you about three basic weight classifications, stellar mass, intermediate mass, and super-massive black holes. There are other ways of classifying black holes as well. Like whether they have charge, or spin, but there might be some black holes that don't fit into these categories at all.
대부분 천체물리학자들은 기본적으로 질량으로 블랙홀을 나눈다. 별질량, 중간 질량 그리고 초거대 질량 블랙홀. 물론 블랙홀을 분류하는 다른 기준도 있을 수 있다. 가령 전하 또는 회전 따위들이다. 하지만 이런 분류기준에 부합하지 않는 블랙홀들도 있다. [직접 관측이 불가능한 블랙홀을 분류할 수 있는 범용 기준은 그나마 쌍성계의 동반성을 통해 측정할 수 있는 질량이다.]
Stellar mass black holes are the light weights of the black hole family. They're produced at the end stages of a star's life, and range between three solar masses up to about 100. This is due to the 20 to 30 solar mass minimum mass for a dying star that scientists theorize is required to create a black hole. Also a main sequence stars only get about as big as 100 solar masses.
별질량 블랙홀은 블랙홀 중 가장 가벼운축에 속한다. 태양 질량의 3배에서 100배 가량 되는 별의 생애 마지막에 만들어 진다. 이런 정도 질량을 가져야 한다는 근거로 과학자들이 세운 이론에 따르면 블랙홀이 만들어지기에 필요한 죽어가는 별의 최소 질량은 태양의 20배에서 30배다. 또한 주계열별이 가질 수 있는 최대 질량은 태양의 100배다.
Since stellar mass black holes require the collapse of a star, they are sometimes called collapsars. During the collapse, lots of gas will be expelled before the black hole forms. The resulting black hole will therefore have a much lower mass than the progenitor star.
별질량 블랙홀은 별이 붕괴한 결과이므로 이를 "컬랩서(Collapsars)"라고 부르기도 한다. 붕괴과정에서 블랙홀로 변하기 전에 엄청난 양의 가스들이 떨어져 나간다. 그결과 만들어진 블랙홀은 이전의 별보다 낮은 질량을 갖게된다.
The collapse of a supergiant star might produce a three solar mass black hole. The Schwarzschild radius equation tells us that a three solar mass black hole would have an event horizon roughly nine kilometers in radius.
초거성이 붕괴하여 태양의 3배질량을 갖는 블랙홀이 만들어질 것이다. 슈발츠쉴트 반경 공식에 따르면 태양의 3배 질량 블랙홀의 사건의 지평선 반경은 대략 9 킬로미터쯤 될 것이다.
[거대 주계열별(태양질량의 20~100배인 초거성)이 붕괴하여 블랙홀이 된다. 붕괴(폭발) 하면서 대부분 물질들이 날아가 버린다. 결국 태양 질량의 3배 가량 남은 물질(중성자)이 남아 블랙홀이 된다. 태양보다 3배나 무거운 이 블랙홀의 사건지평선 반경이 에버레스트 산보다 작다 ! 태양의 반경(69만km)은 지구반경(6천3백km)의 100배다. 태양보다 3배 무거운 블랙홀의 사건 지평선 반경은 9km!]
That's an easy ratio to remember. For every solar mass, the radius of the event horizon gets roughly three kilometers larger. A nine kilometer radius black hole would be about the same height as Mount Everest. Since the diameter is double the radius, a three solar mass black hole would have a diameter of 18 kilometers, which would make its diameter roughly twice the height of Earth's highest mountain Mount Everest. If instead you measure 18 kilometers across the ground, you could walk across a stellar mass black hole in a little more than three hours. As long as you could survive the extreme gravity.
사건 지평선의 범위를 기억하기 쉬운 방법. 태양 질량당 사건 지평선의 반경은 3km로 늘어난다. 태양 질량의 3배 무게의 블랙홀의 사건 지평선반경은 9km다. 이정도 거리는 에버레스트 산의 높이와 비슷하다. 직경은 반경의 2배이므로 이 블랙홀의 범위는 18km다. 엄청난 중력을 견딜수만 있다면 걸어서 세 시간내에 블랙홀을 통과할 수도 있다.
Intermediate mass black holes are the middle weights of the black hole family. These black holes aren't the result of a stellar collapse, but of an existing stellar mass black hole growing by consuming gas, dust, stars, and other black holes to become more massive.
중간질량 블랙홀은 블랙홀 계보의 중간급에 속한다. 이 블랙홀은 별의 붕괴(초신성 폭발)로 생겨난 것이 아니다. 이미존재하던 블랙홀이 가스, 먼지, 다른 별 심지어 다른 블랙홀을 흡수하여 점점 더 무거운 성장했다.
Intermediate-mass black holes are classified in a range between 100 and 100,000 solar masses. At 100 solar masses, the lightest of the intermediate-mass black holes would be roughly 300 kilometers in radius, which means that they would span the orbital height of the International Space Station which orbits Earth 400 kilometers above the surface.
중간질량 블랙홀의 질량은 태양의 100배에서 100,000배에 이른다. 태양 질량의 100배급 블랙홀은 비교적 가벼운축에 속하는데 반경이 대략 300km 다. 이정도 반경은 지구 표면에서 400 km 위에 떠 있는 우주 정거장의 궤도 높이와 비슷하다.
Supermassive black holes, the heavyweights of the black hole family occupy everything above a 100,000 solar masses. These are the black holes that reside at the center of galaxies, and are some of the oldest objects in the universe.
초거대 블랙홀은 태양보다 1십만배 이상 무게가 나가는 모든 블랙홀 들로서 가장 무거운 급이다. 이 블랙홀은 은하의 중심에 존재하는 것으로 그중 몇몇은 우주에서 가장 오래된 천체다.
Weighing 100,000 solar masses, the diameter of the smallest supermassive black hole's event horizon would be about 600,000 kilometers. That's 40 percent as big as the sun.
초거대 블랙홀 급 중 작은 축에 속하는 태양 질량의 1십만배 질량이 나가는 블랙홀의 사건 지평선반경은 약 6십만km 다. 태양의 크기에 약 40퍼센트 크기다. [태양 반경은 약 69만 km]
A black hole eclipse would sure look strange.
블랙홀이 태양을 가려놓은 이 비교 그림을 보면 기이하다. [무게는 1십만배 지만 사건지 평선크기는 태양을 채가리지도못한다.]
The biggest black holes that astrophysicists theorize are limited to no heavier than about 50 billion solar masses. That would make the largest mass black holes about 300 billion kilometers across. At that size, the largest black holes would still be smaller than our own solar system.
천체 물리학자들의 이론에 따르면 가장 무거운 블랙홀도 태양 질량의 5백억 배를 넘지 못할 것이라 한다. 이 정도급의 블랙홀의 직경은 약 3천억 km 가량이다. 이렇게 거대한 블랙홀도 크기는 우리 태양계 보다 작다.
If you consider that it goes well beyond the orbit of Pluto to the edges of the Oort Cloud, which are five quadrillion kilometers from the Sun.
천왕성 궤도를 넘어 오르트 구름의 끝까지를 태양계 범위로 친다면 태양으로부터 1조 km에 이른다. [가장큰 블랙홀의 크기는 무척 작다.]
A photon traveling at the speed of light would take 58 days to cross a 50 billion solar mass black hole.
빛의 속도로 뻗어나가는 광자도 태양 질량의 5백억 배 블랙홀을 가로 지르려면 무려 58일이 걸린다.
We only calculated the smallest black hole in each of the categories in order to illustrate where the boundaries are in the range of sizes. In reality, these boundaries are more like scientific guidelines than they are rules. The black holes that we have observed and measured fall all across this scale.
앞서 블랙홀의 각 체급에서 규모를 짐작해보기 위해 가장 작은 크기의 블랙홀을 골라 계산을 해 봤다. 이 계산은 실제 블랙홀의 정체라기 보다 체급의 경계를 짓기 위한 과학적 지침일 뿐이다. 이제까지 관측되고 측정된 블랙홀이 이런 크기의 범주에 있다. [각 체급에서 작은크기의 블랙홀들이 관측 또는 계산 되었고 실제는 모른다.]
The first black hole merger detected by LIGO created a stellar mass black hole weighing 60 solar masses. We suspect that intermediate-mass black holes could be found at the center of smaller dwarf galaxies, which can be found in orbit around larger galaxies like the Milky Way.
LIGO[라이고]에 의해 최초로 블랙홀 합체가 관측 되었다. 이 [작은 블랙홀 두개의] 결합으로 태양 질량 60배의 별질량 블랙홀이 탄생됐다. 중간크기 블랙홀이 작은 왜소은하의 중심에서 발견될 것으로 기대한다. 이 왜소은하들은 우리은하 처럼 더 큰 은하의 주변을 공전하는 것으로 알려졌다.
They fall into the intermediate category, but below 10,000 solar masses, they are just below our guidelines for supermassive black holes. The black hole at the center of our galaxy is Sagittarius A-star. It weighs just over four million solar masses, our galaxy's heavyweight contender.
[다른 블랙홀을 흡수하여 성장한] 블랙홀은 태양 질량의 1만배에 미달 하지만 중간급으로 분류되며 우리가 세운 초거대 블랙홀에는 한참 밑돈다. 우리은하의 중심에 있는 블랙홀은 궁수자리 A-별이다. 태양 질량의 4백만배 질량에 이르며 우리은하는 중량급 상대에 해당한다.
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Is there a limit to the size of a black hole? Interview with Dr. Gregory Sivakoff, Professor at the University of Alberta
블랙홀의 크기에 한계는 없을까? 앨버타 대학 교수 그레고리 시바코프 박사님과의 인터뷰 [커세라 강의페이지]
In theory, there is no upper limit that I know of for how massive a black hole can grow. It needs to have nearby material that it can accrete from eventually will fall onto the black hole. So in some ways you might say, well, a black hole can only grow as big as the galaxies in. A matter of fact, most black holes don't grow bigger than about one 10th of a percent of the galaxy they're in. Because not all of the galaxies material is by the black hole.
이론적으로 주변에 먹을 것만 있다면 블랙홀이 성장할 크기에 대한 한계는 없다. 그럼 은하 전체를 집어 삼킬 수도 있다는 걸까? 실제로는 블랙홀은 속한 은하의 1퍼센트의 1/10보다 크게 성장 할 수 없다. 은하를 구성하는 물질이 모두 블랙홀에 먹히는 것은 아니기 때문이다.
The biggest black holes that I know of are probably about 10 billion times the mass of the sun, or in that rage. It's unlikely that we're going to get much bigger black holes because we don't have much bigger galaxies than these.
내가아는 블랙홀 중 가장 큰 경우는 태양질량의 약 1백억배는 그쯤에 달하는 경우였다. 우리는 (현재) 그보다 큰 블랙홀을 발견할 것 같진 않다. 그에 걸맞는 대규모 은하를 발견할 것 같지 않기 때문이다.
So perhaps in time, if a lots of galaxies were to merge, you might make even bigger black holes, but I doubt you're going to see something significantly bigger than that.
아마도 시간이 흐려면 수많은 은하들이 합쳐져서 더큰 은하 블랙홀들이 만들어질 것이다. 하지만 그것들(지금 알고있는 거대 블랙홀) 보다 더큰 엄청난 블랙홀을 볼 수 있을 가능성은 희박하다. [근거는 없지만 심정적으로 설마 그렇게 큰 블랙홀이 있겠어?]
04.03 - 별들과 춤을 (Dancing with the Stars) [커세라 강의 페이지]
Without hair, black holes are incredibly difficult objects to observe. In order to truly measure their mass, a second object hopefully one with hair, needs to be in the vicinity of the black hole. Fortunately, most stellar systems contain two or more massive bodies. Our home star the Sun is an isolated star. The closest star to us named Proxima Centauri is 4.2 light years away, but many stars including Proxima Centauri live in groups of two, three or even four stars.
머리카락 조차 없는 블랙홀을 관측하기는 어렵다. 블랙홀의 질량을 제대로 측정하기 위해선 아마도 머리카락을 가진 별이 근처에 있어야 한다. 대부분 별은 두배 이상의 질량 차가 나는 복수의 별들로 쌍성계를 이루고 있다. 우리의 태양은 외톨이 별이다. 태양계에서 가장 가까운 별은 4.2광년 떨어진 프록시마 센토리라는 별이다. 프록시마 센토리를 비롯해 많은 별들이 쌍성, 삼성 혹은 사성계를 이루고 있다.
In fact, systems consisting of two stars called binaries are just as common as single stars. Binary systems of two stars can consist of any combination of stars, neutron stars and black holes. They are scientifically important since they allow us to measure the masses of the components in the system and in some cases determine their sizes. Since the most accurate method for determining a black hole's mass is to observe its orbital dance with a companion star, we need to examine how stars move when they have a gravitational dance partner.
사실 두개의 별이 짝을 이루는 쌍성계는 외톨이 별 만큼이나 흔하다. 쌍성계를 이루는 별의 구성은 중성자 별과 블랙홀 같이 어떤 형태의 별과도 짝을 이룰 수 있다. 쌍성계를 형성하는 두별은 과학적으로 아주 중요한데 짝을 이룬 각 별의 질량과 경우에 따라 크기를 측정할 수 있게 해준다. 블랙홀의 질량을 정확히 측정하는 방법은 어울려 춤추는 동반성의 궤도를 관측하는 것이다. 따라서 두 별이 중력으로 묶여 춤추는 모습을 관측해야 한다.
When a compact object, either a black hole or a neutron star are in a dance with a companion star, it is sometimes hard to determine what the identity of the compact object is. This is because neutron stars can look strikingly similar to black holes, leading to cases of mistaken identity.
중성자 별이든 블랙홀 이든 조밀한 천체가 동반성과 짝을 이뤘을 경우 그 조밀한 천체의 정체를 파악하기 어렵다. 중성자 별은 블랙홀과 매우 유사하여 블랙홀로 오인되기도 한다.
The weight of the compact object or really its mass, is the key difference that distinguishes between these two types of compact objects. Neutron stars cannot be heavier than three times the mass of our Sun or else they would be dense enough to become a black hole.
질량은 두 가지 조밀한 천체를 구분해 주는 중요한 단서다. 중성자 별의 질량은 태양 질량의 세배를 넘지 못한다. 그 이상의 질량을 가졌다면 블랙홀이 될만큼 충분히 높은 밀도를 가지게 될 것이다.
If we see a compact object hiding in a binary system that might be a black hole, we call it a black hole candidate. If we can measure the mass of the candidate and it is larger than three times the mass of the Sun, then we are confident that the object is not a neutron star and we call it a black hole.
만일 쌍성계에서 한 별이 숨겨져 있는 것을 알게 됐다면 그 숨어 있는 천체는 블랙홀일 가능성이 높다. 그 가능성 있는 천체의 질량을 측정할 수 있다면, 그리고 그 질량이 태양의 세배 이상 이라면 그 천체는 중성자 별이 아니라 블랙홀 이라고 확신할 수 있다.
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When two stars are in a binary system, they orbit on either circular or elliptical paths around a point in space called the center of mass. Let's start off with circular orbits, with both stars moving in a circle around the center of mass. The center of mass is a balance point that always falls on a line connecting the two stars. If the two stars have the same mass, then the system is perfectly balanced.
쌍성계의 두별은 서로 질량 중심을 두고 원 혹은 타원 경로의 궤도를 그리며 공전한다. 먼저 두 별이 질량중심에서 원궤도를 그리는 경우를 보자. 공전하는 두 천체를 잇는 직선은 항상 질량중심을 가로 지른다. 이렇게 완전한 균형을 이루고 있다면 두 천체의 질량은 완벽하게 같다.
Notice in this animation, that the two stars have the same mass and move on the same circular path around the center of mass. The center of mass is always directly in-between the two stars. We call the time that it takes for a star to travel one time around the center of mass the orbital period. Notice that both stars take the same amount of time to make one full orbit.
두개의 별이 동일한 원 경로를 따라 질량 중심을 두고 돌고 있다. 질량 중심은 항상 두 천체 사이에 놓인다. 별이 질량중심을 두고 한 바퀴 회전하는 시간을 공전 주기라고 하자. 질량이 동일한 두 별이 공전 궤도를 한 바퀴도는 시간은 동일하다.
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If the two stars in a binary system have different masses, the balance point between them will no longer be equal distance between them. Instead, the higher mass star will be closer to the center of mass while the lower mass star will orbit further away. In this picture, the high-mass blue star has two times more mass than the little red star. The little red star orbits in a circle with a radius that is two times larger than the radius of the circle that the big blue star orbits on.
질량이 다른 두 천체가 쌍성계를 이루는 경우 질량중심은 두 천체의 거리 가운데에 놓이지 않는다. 좀더 무거운 별이 질량 중심에서 가까운 반면 가벼운 천체의 궤도는 더 먼 거리에 있다. 그림에서 높은 질량의 파란색 별은 작은 적색 별보다 질량이 두배다. 작은 적색별의 공전 궤도 반경은 큰 청색별의 궤도 반경의 두배가 된다.
The situation is similar to when my little sister and I played together when we were children. My sister is four years younger than me. So, when I was eight years old and she was four years old, I weighed two times more than she did. Sometimes we played on a teeter-totter. If we both sat in the seats at equal distances from the pivot point, then the teeter-totter was unbalanced and I could stay low and keep my sister up high. This led to her crying, which wasn't really very nice. The only way I could stop her crying was if I moved closer to the pivot point. Once I found the correct balance point, we could then swing up and down and have fun.
이는 시소 놀이 기구의 상황과 같다. 무거운 몸무게를 가진 사람이 가벼운 사람보다 중심축에 가깝게 앉아야 놀수 있다.
The kids playing on a teeter-totter are similar to two stars in a binary system. The pivot point is like the center of mass. The kids are like the stars, except that the stars move in circles while the kids move up and down. The larger mass kid or star has to be located closer to the center of mass. While the smaller mass kid or star has to be further from the center of mass.
아이들의 시소 놀이기구처럼 쌍성계의 두 별의 상황도 동일하다. 시소의 균형축이 바로 무게중심이다. 다만 놀이 기구에서는 두 아이가 상하로 움직이는 대신 쌍성계의 두 별은 무게 중심을 두고 원궤도를 돈다. 무거운 아이 혹은 무거운 별은 중심에 가깝게 놓인다. 가벼운 아이 혹은 가벼운 별은 중심에서 멀리 떨어진다.
We can quantify the relative distances that the stars have to be from the center of mass in order to balance the binary. The two stars have masses M1 and M2. The first star is at a distance a1 from the center of mass while the second star is located at a distance a2 from the center of mass. The equation relating the stars, masses and locations is M1 times a1 equals M2 times a2.
쌍성계를 유지하기 위한 질량 중심에서 두 별의 상대적 거리의 관계식을 세울 수 있다. 두 별의 질량을 각각 M1과 M2라 하자. 질량중심에서 첫번째 별까지 거리는 a1, 두 번째 별까지 거리는 a2 다. 두별의 질량과 중심에서 거리의 관계 식은 M1 곱하기 a1은 M2 곱하기 a2와 같다.
In order to balance the binary, we have to balance the equation so that the larger mass has the smaller distance from the center of mass. In this picture, we can see by eye that a1 is two times larger than a2. This tells us that M2 is two times larger than M1.
쌍성이 균형을 이루기 위해서 무거운 별은 중심에서 가깝게 가벼운 별은 중심에서 멀리 떨어져 있어야 한다. 그림에서 보듯이 거리 a1이 a2보다 두배 멀다. 관계식에 따라 질량 M2가 M1보다 두배 무겁다는 뜻이다.
In a circular binary, the total distance between the stars is constant in time as the stars move in their circular orbits. If we define the total distance between the stars to be a, then you can see from the picture that a equals a1 plus a2.
원궤도 쌍성계의 경우 두 별사이의 거리는 별들이 공전하는 내내 항상 같다. 두 별 사이의 거리를 a 라 한다면, a 는 a1 더하기 a2 다.
Sometimes a binary star system consists of a bright easy to see star and an invisible star. Even though we can't see the invisible star, we can deduce its presence when we see the bright star moving in circles around a point in the sky.
어떤 쌍성계는 한 별은 아주 잘보이고 다른 별은 보이지 않는 경우도 있다. 비록 둘 중 한 별이 보이지 않더라도 밝은 별이 한 점을 중심으로 원궤도 공전을 관측된다면 보이지 않는 다른 별이 있다고 예측할 수 있다.
The empty point in the sky is the center of mass and the invisible star is also orbiting the same point. The invisible star might be a dim star like a neutron star, or it could be something that isn't really a star like a planet or a black hole.
허공에 한 점이 질량중심이며 보이진 않지만 다른 별 역시 같은 지점을 중심으로 삼아 공전하고 있다. 보이지 않는 별은 어쩌면 중성자 별 처럼 어두운 별 이거나 실제로 별이 아닌 행성일 수도 있고 어쩌면 블랙홀 일지도 모른다.
Often, we can't see the orbital motion as circles in the sky because the stars are too far away. But what we can do is detect Doppler shifts in the light emitted by the stars. When the star is moving towards us, its light is blue shifted, and when it is moving away from us, the light is red shifted. When we see light from a star periodically Doppler shifting from blue to red to blue, we can deduce that we are observing a binary star system. This is actually the most common way that binaries are detected.
대부분 별들이 워낙 멀리 있기에 하늘에서 별이 돌고 있는 원궤도를 관측할 수는 없다. 하지만 별에서 방출되는 빛의 도플러 편이를 측정할 수 있다. 별이 우리 쪽으로 향할 때 빛은 청색 편이를 보이고 멀어지면 적색 편이를 보인다. 별에서 방출된 빛이 주기적으로 적색과 청색 편이를 보인다면 이중성 계의 별이라고 예상할 수 있다. 이는 실제로 쌍성계를 관측하는 아주 보편적인 방법이다.
The motion of the planets around the Sun is similar to a binary system. Suppose that we ignored all the planets except for Jupiter, since Jupiter is the biggest planet in our solar system, then the Sun and Jupiter are like a binary system. Since the mass of the Sun is 1,000 times larger than Jupiter, we shouldn't expect that the center of mass is exactly at the center of the Sun. Jupiter is massive enough to pull the center of gravity away from the center of the Sun, somewhere closer to the Sun's surface.
태양을 도는 행성의 운동도 쌍성계와 비슷하다. 태양계의 다른 행성들은 무시하고 태양과 목성만을 따져보자. 목성은 태양계에서 가장큰 행성으로 둘의 운동은 쌍성계와 비슷하다. 태양은 목성의 질량의 1,000배에 달하기 때문에 질량 중심은 태양에 치우치는데 거의 태양중심에 가깝다. 무거운 목성이 질량중심을 태양 중심에서 끌어 당겼더라도 태양의 표면께에 이를 것이다.
Johannes Kepler studied the motion of the planets around the Sun and came up with a set of three laws of planetary motion. The first law is the law of orbits that states planets orbit the Sun in an ellipse where the Sun is located at one focus.
요하네스 케플러는 태양을 도는 행성의 운동을 연구하여 세가지 행성운동 법칙을 알아내기에 이르렀다. 첫번째 법칙은행성의 공전궤도법칙이다. 행성은 타원궤도로 공전하며 타원의 한 촛점에 태양이 위치한다.
An ellipse is a shape that is sort of like a squashed circle with a short dimension and a long dimension. It has two special points inside that are called the focus points. A circle is a special type of ellipse where both dimensions are the same size and the two focus points converge to a point at the center of the circle.
타원은 짜브러진 원과 같은 모습으로 한 반경과 다른 반경을 가지고 있다. 그리고 두 개의 촛점을 가진다. 타원의 특별한 형태로 두 촛점이 일치하면 원이다.
Although the planets travel on elliptical orbits, these ellipses are almost circular for most of the planets. The Earth's orbit is just a tiny bit elliptical and the Earth is closest to the Sun in January and furthest from the Sun in July.
행성의 공전궤도가 타원이라고 하지만 (워낙 행성에 비해 태양이 무거우므로) 거의 원운동에 가깝다. 지구의 공전궤도도 약간 타원으로 1월에 가장 가깝고 7월에 가장멀다. (그렇다고 계절의 기온에 영향을 주는 원인은 아니다. 계절의 기온차는 자전축이 기울었기 때문이다.)
In a binary star system, Kepler's first law tells us that the stars orbit on ellipses with the center of mass located at one of the focus points.
케플러의 제 1법칙을 쌍성계에 적용하면 가벼운별이 운동하는 타원궤도의 한 촛점에 무거운별이 위치한다고 볼 수 있다.
Kepler's second law is the law of equal areas. Imagine a line joining the Sun and the planet. As the planet moves, the line sweeps out an area. Kepler's second law is that the line sweeps out equal areas in equal times.
케플러의 제2법칙은 등면적의 법칙이다. 태양과 행성을 잇는 선을 가정해보자. 행성이 움직이면이 선이 쓸고간 면적이 나온다. 케플러 제2법칙은 같은 시간에 궤도를 따라 쓸고간 면적은 같다.
This is easier to think about in terms of an elliptical chocolate cake. Suppose that we want to cut slices of cake from the focus to the edges of the cake but everyone should have the same amount of cake. If we cut a wedge near the focus, then we need to cut a wide wedge since the length of the cuts are short. If we cut a wedge at the opposite side of the cake, the cuts will be long, so the wedge needs to be skinny. If we cut the cake like this, everyone gets the same amount of cake and everyone is happy.
타원형으로 생긴 초콜릿 케익을 모두 공평하게 나눠 먹기!
Based on the equal areas law, a planet travels faster when is near to the Sun and slower when it is further from the Sun. Here on Earth that means that in January when the Earth is closest to the Sun, the Earth travels faster and in July when the Earth is further from the Sun, it travels slower. As a result, the Earth spends more time in the outer parts of its orbit.
등면적 법칙에 따르면 행성이 태양에서 가깝게 있을 때 빠르게 움직이고 멀리 있을수록 궤도 운동속도는 느리다.
Kepler's third law originally only applied to planets, but Newton improved it so that it could be used to describe the orbit of stars in a binary system. Kepler's third law is an equation that relates the masses of the stars to the orbital period and the total distance between the stars.
케플러의 제3법칙은 원래행성에 한해 적용되었다. 하지만 뉴튼은 이 법칙을 쌍 성계의 별의 궤도에 적용할 수 있도록 개선하였다. 케플러의 제3법칙은 궤도 공전주기와 질량, 그리고 두 별 사이 총거리의 관계를 보여준다. [케플러는 관측을 통해 법칙을 찾아냈고, 이를 수학적으로 증명해낸 것은 뉴턴의 미적분이다. 그리고 만유인력의 법칙]
The equation is M1 plus M2 equals the cube of the total distance between the stars divided by the square of the orbital period of the stars. In this equation, a represents the total distance between the stars measured in astronomical units, which is the distance between the Earth and the Sun. The time for the stars to orbit around the center of mass, the orbital period, is represented by the letter P. The period is measured in units of years. The sum of the masses of the two stars is in units of the Sun's mass.
이 공식에서 두별의 합한 질량, M1 더하기 M2 는 총거리의 세제곱에 공전주기를 제곱하여 나눈 값과 같다. 이 공식에서 a 는 두 별사이의 총 거리를 천문 단위로 나타낸다. 천문단위(AU, astronomical unit)는 태양과 지구사이의 거리를 기준으로 삼은 거리 단위다. 공전주기는 별이 질량중심을 두고 한 바퀴 돈 시간으로 P로 나타냈다. 공전주기의 단위는 년(year)이다. 두별의 질량기준은 태양의 질량이다.
We had better do an example. Suppose that we observe two stars in a binary, we can easily time how long the orbits are by watching for a while and find that the stars take two years to make one full orbit. Measuring the distance between the two stars is harder to do but we learned that the distance is 4 astronomical units.
예를 하나 들어보는 것이 좋겠다. 쌍성계의 두별을 관측했다 하자. 시간을 갖고 지속적으로 관측하면 별의 공전 주기를 쉽게 알아낼 수 있다 [도플러 편이 관측] 별의 공전주기가 2년이라 하자. 별사이의 간격을 알기는 더 어렵긴 하다. 거리가 4 AU 로 측정되었다고 하자.
Using Kepler's third law, we can calculate the sum of the masses in the star system to be M1 plus M2 equals four cubed divided by two squared. You can probably do this math in your head or use a calculator to find that the sum of the two masses is 16 times larger than the Sun's mass.
케플러 제3법칙에 따라 쌍성계의 두별의 질량M1과 M2의 합한 질량은 거리 4의 세제곱을 주기 2 의 제곱으로 나눈 값이다. 암산으로도 가능한 간단한 계산으로 두 별의 질량이 태양의 16배임을 구했다.
Unfortunately, this only gives us the value of M1 plus M2. So, we'll need some more information to find out the masses of each stars as individuals. Perhaps, we can measure the properties of the light from one of the stars, and it is identical to our Sun. Then it would be logical to assume that its mass is the same as the Sun. So, M1 equals M_Sun then it is simple to solve for the mass of the other star. M2 equals 16 minus one equals 15 solar masses.
아쉽게도 위와 같이 구한 값은 두 별의 질량 M1과 M2를 합이다. 두 별 각각의 질량을 알아 내려면 또 다른 정보가 필요하다. 아마도 한 별에서 방출되는 빛의 특성을 (스펙트럼 분석으로) 측정한 후 태양과 비교해 보는 것이다. 그러면 태양과 유사성을 따져 논리적으로 태양 질량의 몇 배가 되는지 알 수 있다. 따라서 M1 이 태양 질량 M_Sun 과 같다면 나머지 별의 질량 M2 는 아주쉽게 알수 있다.
This is a simplified example but this is how astronomers measure the masses of stars and black holes. Now that we can finally deduce the mass of a black hole in a binary pair, we can now distinguish between different masses of black holes. Just like sports are often divided into weight classes, so too are black holes lumped into major categories.
위의 예는 단순해 보이지만 천문학자들이 별과 블랙홀의 무게를 측정하는 실제 방법이다. 이제 쌍성계를 통해 블랙홀의 질량을 추정해 낼수 있게 되었으니 다양한 질량의 블랙홀을 구분하여 보기로 하자. 격투기 운동에서 체급을 나누 듯이 블랙홀도 질량에 따라 여러 가지 등급으로 분류한다.
04.02 - 슈발츠쉴트의 가호가 함께하길...(May the Schwarzschild Be With You) [커세라 강의 페이지]
In the 1987 movie, Spaceballs, which is a parody of the Star Wars franchise, a mysterious force called the Schwartz allows Dark Helmet to battle Lone Star. Upon engaging in battle, Dark Helmet says to Lone Star, "I see that your Schwartz is as big as mine."
1987년 스타워즈의 패러디 영화 "스페이스 볼"에서 미지의 힘으로 "슈워츠"가 나온다, 다크 헬밋이 론 스타에게 "내가 너의 슈워츠 보다 세다는 걸 보여 주겠다" 라고 말한다.
Strictly speaking, the Schwartz has nothing to do with black holes. But this scene is an easy way to remember the Schwarzschild radius is a measurement of the size of a black hole. In order to size up a black hole, you need to be able to deduce how massive it is.
엄밀히 말하면 슈워츠가 블랙홀에 대해 기여한 바는 없다. 하지만 이 장면은 "슈발츠 쉴트 반경"을 금방 떠올리게 하는데 바로 블랙홀의 크기를 짐작케 해준다. 블랙홀로 성장 하려면 얼마나 무거워야 하는지 알아야 한다.
The first major tool for discovering the properties of black holes was developed by Einstein, who first published his field equation formalism for general relativity in 1915. Einstein himself wasn't confident that his equations allowed exact solutions.
1915년 발표된 아인슈타인의 논문, 일반상대론에 장 방정식(field equation)이 블랙홀이 어떤 특성을 가져야 하는지 알려주는 최초의 과학적 도구였다. 아인슈타인은 이 방정식을 세웠으나 정확한 해에 확신을 갖지 (해의 의미를 해석하지)못했다.
I mean, just look at this mess. Well, luckily there are some people out there that don't listen to Einstein. Amazingly, a solution to Einstein's equations was developed by a German astronomer named Karl Schwarzschild the same year that Einstein introduced general relativity.
대부분 사람들은 아인슈타인의 이론을 알아듣지 못했다. 놀랍게도 독일 천문학자 칼 슈워츠(슈바르츠쉴트)가 아인슈타인의 상대론이 발표된 그해에 방정식의 해를 구했다.
Schwarzschild's solution to Einstein's field equations give us the first glimpse at the nature of black holes. The result, of course, is the expression for the Schwarzschild radius.
슈발츠 쉴트의 아인슈타인 장방정식 풀이는 블랙홀이 어떤 모습을 가져야 하는지 일단을 보여준다.[장방 정식의 풀이/해석은 지금도 박사학위 논문꺼리다.]
This equation relates the mass of a black hole with the size of its event horizon. The best part, Karl's solution to Einstein's equations were exact, making Einstein extremely happy.
이 방정식은 블랙홀의 질량과 사건의 지평선의 반경과 관련있다.[블랙홀의 무한히 작은 점에 거대 질량이 몰려 있다. 사건의 지평선 반경은 블랙홀 영향권이다.] 이는 칼 슈발츠쉴트의 해 중 가장 중요한 부분으로 아인슈타인도 이에 대해 매우 만족해 했다.
At first, it wasn't recognized that the Schwarzschild solution described black holes. In those early days, they called them totally gravitationally collapsed objects. Only much later, in 1957, were they formally called black holes.
처음부터 슈바르츠쉴트의 해가 블랙홀과 연결짓진 못했다. 그시절에는 중력에의해 완전히 붕괴된 천체라고 만 여겼다. 한참 후 1957년에 이르러 블랙홀이라는 말이 공식화 되었다.
Schwarzschild provided a convenient equation for deducing the radius of a black hole knowing only its mass. But, that still leaves us with a problem. We can't travel to a black hole to measure the size of its event horizon.
슈바르츠쉴트는 질량만으로 블랙홀의 반경[사건의 지평선/영향권]을 예측하는데 아주 유용한 해를 내놨다. 하지만 여전히 사건의 지평선 크기를 직접 측정할 수 없다는 문제를가지고 있다.
So, how are we supposed to deduce the mass of a black hole, in the first place? Karl Schwarzschild was serving in the German army when he wrote the solution in a letter to Einstein in December, 1915. Unfortunately, Schwarzschild was suffering from a skin condition and succumbed to it only six months later. He died on May 11th, 1916 without knowing the impact his work would have in the era of modern physics.
그렇다면 블랙홀의 질량을 어떻게 유추해 낼 수 있었을까? 칼 슈발르츠쉴트가 장방 정식의 해를 구해 아인슈타인에게 편지를 보낸때는 1915년 겨울이었다. 그때 그는 독일 육군에 복무중이었다.
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Why then is it so hard to measure the properties of black holes? Think about it like this, humans have five senses that we can use to touch, taste, smell, see, and hear objects in our environment. We're really good at it. We can distinguish millions of colors, thousands of smells, hundreds of tastes, etc. There's a reason for the English idiom, "A picture is worth a thousand words."
우리가 왜 블랙홀의 특성을 측정하기 어려운지 잠시 생각해 보자. 인간은 상황을 판단하는데 다섯 가지 감각을 이용한다; 촉각, 미각, 후각, 시각, 청각. 수백만 가지 색깔을 구분하고 수천가지 냄새를 맡으며 수백 가지 맛을 느낀다. 속담에 "백문이 불여일견"이라고 했다.
But, black holes have none of these things. They can't be tasted, smelled, they have no color, they make no sound. But above all, they emit no light.
하지만 블랙홀은 이 어느 감각으로도 알수가 없다. 맛도 냄새도 색깔도 없다. 소리도 내지 않는다. 무엇보다도 빛을 방출하지 않는다.
Back in 1967, an astrophysicist named Werner Israel, a professor here at the University of Alberta, was the first to demonstrate why black holes were so elusive. He showed that if any large feature existed on the black hole surface, like mountains or hair, they would tend to smooth out.
1967년으로 돌아가서 앨버타 대학의 워너 이스라엘 이라는 천체 물리학자가 블랙홀을 관측하기 어려운 이유를 처음으로 발표했다. 그에 따르면 블랙홀의 표면에 산이나 머리카락 같은 거대한 지형이 있더라도 뭉개져 버렸을 것이라고 했다.
Scientists now call this the "no-hair theorem". The name is used to illustrate that black holes have no other independent characteristics than their mass, charge, and spin.
과학자들은 이를 "민머리 이론" 이라고 부른다. 이는 블랙홀이 질량(mass), 전하(charge), 회전(spin) 말고는 어떤 물리적 특징도 갖고 있지 않다는 데서 기인한 이름이다. (외모의 완성은 머리 모양?) [털없음 정리 / no-hair theorem]
There are no black holes with ponytails, mullets or mohawks, because if indeed they had any kind of identifying feature on their event horizon, well, it would get sucked into the black hole. A black hole's event horizon is a featureless boundary, just like the scene in Spaceballs where Dark Helmet is searching the desert on the moon of Vega. If you try to comb a black hole, you aren't going to find anything.
특정한 외모(헤어스타일)를 가진 블랙홀은 없다. 모두다 블랙홀로 빨려들어 갔을 테니 사건의 지평선에 어떠한 특징을 보여주지 않는다. 마치 영화 "스페이스 볼" 에서 다크 헬밋이 찾아 헤메던 베가의 달 사막 만큼이나 블랙홀의 사건의 지평선에는 어떤 특징도 없다. 블랙홀의 머리를 빗겨주려 해도 머리카락 한 올도 찾을 수 없다.
When you rub a balloon against your head, you create a difference in charges between your head and the balloon. Your hair, charged with static electricity, will stand up straight while the balloon can now stick to a nearby wall.
풍선을 머리카락에 문지르면 풍선과 머리카락 사이에 상반된 전하가 생긴다. 정전기를 띈 머리카락은 위로 떠올라 산발이 되고 풍선은 벽에 붙으려한다.
A law of physics, called the law of conservation of charge, tells us that charge can't be created or destroyed. So, even when charges are separated, they're always balanced between positive and negative charges.
전하보존 물리법칙에 따르면 전하는 저절로 생겨나거나 소멸 되지 않고 항상 음과 양의 전하가 균형을 이룬다. 심지어 전하가 떨어져 있어도 음과 양전하 사이에 균형을 맞추려는 힘이 작용한다.
Since black holes don't have hair, you can't rub a balloon against them. But, a black hole can have charge. This might happen if say, a statically charged balloon is carried across the event horizon, but not the head of hair with the balancing charge.
블랙홀은 머리카락이 없기 때문에 풍선을 문지를 수 없다. 하지만 블랙홀은 하전될 수 있는데 전하를 가진 풍선이 사건의 지평선을 넘는 경우다. 어쨌든 머리카락을 이고있는 머리는 전기적 중성이다.
However, there is a force of electrostatic attraction between the positive and the negative which like gravity, will pull these two objects together. This means that any charged black hole will attract the opposite charge and eventually, it will become neutral. Most black holes are theorized to be neutrally charged.
어쨌든 질량을 가진 두 물체 사이에 중력이 있듯이 음과 양전하 음과 양전하를 띈 두 물체 사이에 정전기력이 존재한다. 이는 하전된 블랙홀도 반대 전하를 띈 물체를 끌어 들여 마침내 중성화 될 것이라는 뜻이다. 대부분 블랙홀은 이론적으로 전기적 중성이다.
The opposite is true for black hole spin. We mostly talk about black holes that have no spin. But, what would happen if say, I throw a frisbee that is rotating in? Any of the angular momentum carried by the frisbee will have to be transferred to the black hole once it crosses the event horizon. A Schwarzschild black hole is a non spinning black hole, and these types of black holes aren't very realistic. Out in space, even a spinning frisbee is enough to impart spin on a black hole.
블랙홀의 자전에 대해서도 마찬가지다. 블랙홀은 자전하지 않는 것으로 알려졌다. 하지만 블랙홀을 향해 회전하는 원반, 프리스비를 던지면 어떻게 될까? 원반이 사건의 지평선을 넘으면 회전 운동량이 블랙홀로 전달될 것이다. 슈발츠쉴트 블랙홀은 자전하지 않는다(원운동량에 대한 고려가 없다). 하지만 이런 블랙홀은 아주 사실적이지 못하다. 우주에는 프리스비 조차 회전 하는데 블랙홀이 자전하게 만들 요소는 충분하다. (자전하지 않는 천체가 있을까?)
We've spent an awful lot of this lesson telling you what you can't measure about black holes. So now we need to ask what you can measure. Well, a black hole all by itself isn't going to tell you everything you want to know. A second object is required, something that's big enough and even bright enough for us to see which will interact with the black hole and therefore reveal its secrets.
블랙홀의 관측에 관한 몇가지 요건들에 대해 알아봤다. 이제 블랙홀을 관측하려면 무엇을 해야 할지 물어볼 차례다. 블랙홀 자체만으로는 아무것도 알아낼 수 없다. 뭔가 두번째 천체가 필요하다. [동반성을 통해 간접적으로 블랙홀을 관측] 그 천체는 우리가 관측할 수 있을 만큼 크고 밝아야 하며 블랙홀과 상호작용 중이어서 블랙홀의 비밀을 드러내 주길 바란다.
I'm leaving you in good hands, but before I go, may the Schwarzschild be with you.
04.01 - 블랙홀 덩치 키우기(Introduction: Sizing up Black Holes) [커세라 강의 페이지]
Black holes represent spacetime that is so warped, light itself is unable to climb beyond the event horizon. The properties of a black hole depend on its mass and its spin.
블랙홀은 시공간이 매우 밀접하게 결합된 경우로서 빛이 사건의 지평선을 넘을 수 없다. 블랙홀의 특징은 자체의 질량(mass)과 회전(spin)에 따라 결정된다.
Observations of black holes support a categorization system that divides black holes by mass: stellar mass, intermediate mass, and supermassive black holes. The black hole categories reflect the environments where the black holes live and the way these black holes form.
블랙홀은 질량에 따라 분류된다: 항성질량 블랙홀, 중간질량 블랙홀, 거대 질량 블랙홀. 이런 분류는 블랙홀의 존재와 형성된 과정에 영향을 받는다.
Stellar mass black holes form from the collapse of a star. Less is known about the formation of intermediate and supermassive black holes. The stellar mass black holes may act as the seeds for larger black holes that grow as other stars and black holes collide and merge. Let's explore the characteristics of each category of black hole.
항성급 블랙홀은 별의 수축으로 형성 된다. 중간급 및 거대 블랙홀에 대해서는 알려진 바가 많지 않다. 항성급 블랙홀이 주변 물질을 빨아들여 성장하거나 다른 블랙홀과 충돌과 합침(collide and merge)으로 거대 블랙홀이 되는 것으로 짐작된다. 체급별 블랙홀의 체급별 특성에 대해 알아보자.
