준성

Quasi-star
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준성체나 퀘이사와 혼동하지 않기 위해서입니다.
가상의 준별과 가장 큰 것으로 알려진 일부 별의 크기 비교.
셀레스티아와 함께 만든 준별

준성( black星, 블랙홀별이라고도 함)은 우주의 역사 초기에 존재했을지도 모르는 극도로 질량이 크고 밝은 별의 가상적인 유형입니다. 핵융합으로 중심부에 동력을 얻는 현대의 별들과는 달리 준별의 에너지는 중심부의 블랙홀로 떨어지는 물질에서 나올 것입니다.[1]

형성 및 특성

준별은 거대한 원시별의 중심부가 붕괴하여 블랙홀로 만들어졌을 것이며, 원시별의 외층은 현대 초신성에서 발생하는 것처럼 날아가거나 떨어지지 않고 에너지를 흡수할 수 있을 정도로 충분히 거대합니다. 이런 별은 적어도 1,000 태양질량(2.0×1033 kg)은 되어야 합니다.[2] 준별은 또한 중력을 통해 엄청난 양의 가스를 끌어들이는 암흑 물질 후광으로부터 형성되었을 수 있으며, 이는 수만 개의 태양 질량을 가진 초질량 별을 생성할 수 있습니다.[3][4] 준별의 형성은 수소와 헬륨이 더 무거운 원소에 의해 오염되기 전인 우주의 발달 초기에만 일어날 수 있었습니다. 따라서 이들은 매우 거대한 Population III 별이었을지도[5] 모릅니다. 그런 별들은 가장 큰 현대의 별들 중 세 개인 무 세페이, VV 세페이 A, 큰곰자리 VY를 왜소하게 만들 것입니다.

일단 블랙홀이 원시성의 중심부에 형성되면, 블랙홀은 항성 물질의 유입으로부터 많은 양의 복사 에너지를 계속 생성할 것입니다. 이 지속적인 에너지 폭발은 중력에 대항하여 현대 핵융합 기반 별들을 지지하는 것과 유사한 평형을 형성할 것입니다.[6] 준별들은 약 700만 년의 짧은 최대 수명을 가졌을 것이며,[7] 이 기간 동안 중심부 블랙홀은 약 1,000~1만 태양질량(2×1033–2×1034 kg)까지 커졌을 것입니다.[1][6] 이 중간 질량의 블랙홀들은 은하 중심에 있는 블랙홀과 같은 현대 초질량 블랙홀의 시조로 제시되어 왔습니다.

준성은 표면 온도가 10,000 K (9,700 °C) 이상이었을 것으로 예상됩니다.[6] 이 온도에서 각각은 작은 은하만큼 밝을 것입니다.[1] 준별이 시간이 지남에 따라 식으면서, 4,000 K (3,730 °C)의 제한 온도까지 추가로 식을 때까지 외부 외피는 투명해집니다.[6] 이 한계 온도 이하에서는 유체정역학적 평형이 없기 때문에 이 한계 온도는 준성의 수명을 다하게 됩니다.[6] 그러면 그 물체는 중간 질량의 블랙홀을 뒤로하고 빠르게 사라질 것입니다.[6]

참고 항목

  • 강착(천체물리학) – 중력으로 더 많은 물질을 끌어들여 거대한 물체에 입자가 축적되는 것
  • 강착원반 – 거대한 중심체를 중심으로 궤도 운동을 하는 물질이 확산되어 형성된 구조
  • 블리처 – 중성자별의 가상적 유형
  • 쏜 – ż트코우 천체 – 이론적인 하이브리드 항성형
  • 중성자별 – 질량이 큰 별의 중심핵이 붕괴됨
  • 직접 붕괴 블랙홀 – 고질량 블랙홀 씨앗

참고문헌

  1. ^ a b c Battersby, Stephen (29 November 2007). "Biggest black holes may grow inside 'quasistars'". NewScientist.com news service.
  2. ^ https://arxiv.org/abs/1102.5098
  3. ^ Yasemin Saplakoglu (29 September 2017). "Zeroing In on How Supermassive Black Holes Formed". Scientific American. Retrieved 8 April 2019.
  4. ^ Mara Johnson-Goh (20 November 2017). "Cooking up supermassive black holes in the early universe". Astronomy. Retrieved 8 April 2019.
  5. ^ Ball, Warrick H.; Tout, Christopher A.; Żytkow, Anna N.; Eldridge, John J. (1 July 2011). "The structure and evolution of quasi-stars: The structure and evolution of quasi-stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2751–2762. arXiv:1102.5098. Bibcode:2011MNRAS.414.2751B. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18591.x.
  6. ^ a b c d e f Begelman, Mitch; Rossi, Elena; Armitage, Philip (2008). "Quasi-stars: accreting black holes inside massive envelopes". MNRAS. 387 (4): 1649–1659. arXiv:0711.4078. Bibcode:2008MNRAS.387.1649B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13344.x. S2CID 12044015.
  7. ^ Schleicher, Dominik R. G.; Palla, Francesco; Ferrara, Andrea; Galli, Daniele; Latif, Muhammad (25 May 2013). "Massive black hole factories: Supermassive and quasi-star formation in primordial halos". Astronomy & Astrophysics. 558: A59. arXiv:1305.5923. Bibcode:2013A&A...558A..59S. doi:10.1051/0004-6361/201321949. S2CID 119197147.

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외부 링크