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[[파일:Artist’s impression of the black hole inside NGC 300 X-1 (ESO 1004a).jpg|섬네일|나선은하 [[NGC 300]]의 항성질량 블랙홀(왼쪽)과 동반한 [[볼프–레이에별]]을 표현한 그림]]
'''항성질량 블랙홀'''(stellar-mass black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 [[중력붕괴]]로 인해 생성된 [[블랙홀]]이다. 이 과정은 [[초신성]] 또는 [[감마선 폭발]] 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 15.6±1.45{{태양질량}}에 다다른다.<ref>Nature 449, 799-801 (18 October 2007)</ref> 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 24{{태양질량}} 내지 33{{태양질량}}의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다.<ref>Prestwich et al., The Astrophysical Journal, volume 669, part 2 (2007), pages L21–L24</ref>

상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 [[원시 블랙홀]]일 것이다.

항성의 붕괴는 블랙홀을 형성하기 위한 자연 현상이다. 이 현상은 항성의 모든 에너지를 소진한 후 항성의 일생 중 마지막에 일어난다. 항성이 붕괴되는 부분의 질량이 확실한 임계값의 조건에 있다면 마지막 생성물은 [[백색왜성]] 또는 [[중성자성]]과 같은 [[밀집성]]이 된다. 이러한 항성들은 최대 질량을 갖는다. 하지만 만약 붕괴하는 항성이 이 한계를 넘으면 붕괴는 영원히 계속되고 블랙홀을 형성하게 된다. 중성자성의 최대질량은 아직 알려지지 않았지만 약 3{{태양질량}}정도로 예견된다. 최소질량을 갖는 매우 먼 거리에서 관측되는 항성 블랙홀은 3.8{{태양질량}} 정도로 추측된다. 항성 블랙홀들보다 훨씬 더 무거운 두 가지 다른 종류의 블랙홀에 대한 관측 증거들이 있다. 그것은 [[구상성단]] 중심에 있는 [[중간질량 블랙홀]]과 우리은하 그리고 외부은하 중심에 있는 [[초대질량 블랙홀]]이다.<ref>{{웹 인용 |url=http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html |제목=NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole |날짜=2008-04-01 |확인날짜=2009-06-16 |archive-date=2016-03-04 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304031505/http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/smallest_blackhole.html |url-status= }}</ref>

블랙홀은 [[질량]], [[전하]], [[각운동량]]의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 [[각운동량 보존]] 때문에 생긴다.

== 밀집 쌍성계의 엑스선에서 관측된 항성 블랙홀의 질량 ==
[[쌍성계]]에서의 항성 블랙홀들은 동반성의 물질이 블랙홀로 이동할 때 관측 가능하다. 밀집성이 되면서 방출되는 에너지는 물질의 온도를 수 억 도까지 올리고 엑스선을 방출시킬만큼 매우 크다. 그러므로 [[블랙홀]]은 엑스선으로 관측할 수 있다. 반면에 동반성은 광학 망원경으로 관측 가능하다. 블랙홀과 중성자성에서 방출된 에너지는 등급이 같다. 그래서 블랙홀과 중성자성은 종종 구분하기가 어렵다. 그러나 중성자성은 추가적인 성질을 가지고 있다. 그것은 다른 회전이 자기장을 가질 수 있고 국소적인 폭발을 나타낸다. 이와 같은 성질들이 관측되면 그 쌍성계에서의 밀집성은 중성자인 것으로 나타낸다. 밀집된 엑스선 소스의 관측으로부터 질량을 유도한다. 모든 확인된 중성자성은 3{{태양질량}}에서 5{{태양질량}} 사이의 질량을 갖고 있다. 5{{태양질량}} 이상의 질량을 갖는 밀집 체계가 없는 것은 중성자성의 성질이다. 이러한 요소들의 결합은 더욱 더 5{{태양질량}} 이상 되는 질량을 갖는 밀집성이 사실은 블랙홀이라는 것을 알려준다. 이런 항성 블랙홀들의 존재에 대한 증거가 모두 관측적인 것이 아니고 이론에 의존한다는 것을 알아야 한다.

우리는 쌍성계에서 블랙홀을 제외하고 이 정도로 무거운 밀집 체계를 갖는 물체는 없다는 것을 생각할 수 있다. 블랙홀의 안쪽으로 빨려드는 입자의 궤도를 실제로 관측한다면 블랙홀의 존재에 대한 직접적인 증거가 될지도 모른다.

== 항성 블랙홀 후보 ==
우리 은하에는 우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀 보다는 우리에게 더 친숙한 수 개의 블랙홀 후보를 갖고 있다. 이들 후보들은 모두 밀집된 물체가 동반성의 [[강착원반]]을 통해 물질을 빨아들이는 엑스선 쌍성계이다. 이들 한 쌍에서 있음직한 블랙홀은 3{{태양질량}}에서 12{{태양질량}} 이상까지 있을 수 있다.<ref>J. Casares: ''Observational evidence for stellar mass black holes.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312 Preprint]</ref><ref>M.R. Garcia et al.: ''Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 Preprint]</ref><ref>J.E. McClintock and R.A. Remillard: ''Black Hole Binaries.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306213 Preprint]</ref>

== 각주 ==
<references/>

== 같이 보기 ==
* [[블랙홀]]
** [[초대질량 블랙홀]]
** [[원시 블랙홀]]

;항성 블랙홀 후보들:
* [[백조자리 X-1]]
* [[LMC X-3]]
* [[A 0620-00]]
* [[SS 433]]

== 외부 링크 및 더 읽을 것들 ==
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20080517091731/http://hubblesite.org/go/blackholes Black Holes: Gravity's Relentless Pull] Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20021028112105/http://mintaka.sdsu.edu/faculty/orosz/web/ Black hole diagrams]
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20060301220813/http://www.citebase.org/cgi-bin/citations?id=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0307307 Janusz Ziółkowski "Black Hole Candidates"]
* {{언어링크|en}} [http://newswise.com/articles/view/534422/ Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy, Newswise, 17-Oct-2007]

{{블랙홀}}
{{항성}}
{{초신성}}
{{전거 통제}}

[[분류:항성의 형태]]
[[분류:항성질량 블랙홀| ]]
[[분류:블랙홀]]