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초대질량 블랙홀 연구의 역사
초대질량 블랙홀이 발견된 이야기는 1963년 마르턴 스밋이 3C 273의 전파원을 조사하면서 시작되었다. 처음에는 이것이 별이라고 생각되었지만, 그 스펙트럼은 의아한 것으로 판명되었다. 그것은 적색편이 된 수소 방출선으로 확인되었는데, 이는 그 천체가 지구에서 멀어지고 있음을 나타낸다. 허블-르메트르 법칙은 그 천체가 수십억 광년 떨어진 곳에 있음을 보여주었고, 따라서 수백 개의 은하들에 해당하는 에너지를 방출하고 있어야 한다. 준 항성체 또는 퀘이사라고 불리는 그 광원의 빛 변화율은 방출 영역의 직경이 1파섹 이하임을 시사했다. 1964년까지 이러한 광원들 네 개가 확인되었다.
초대질량 블랙홀 연구의 역사
1963년에, 프레드 호일과 W. A. 파울러는 퀘이사의 컴팩트항 크기와 높은 에너지 출력에 대한 설명으로 수소 연소의 초대질량 별(supermassive star SMS)의 존재를 제안했다. 이들은 질량이 약 105~109M☉일 것이다. 그러나, 리처드 파인만은 특정 임계 질량 이상의 별은 동적으로 불안정하며 또한, 적어도 자전하지 않는다면, 블랙홀로 붕괴할 것이라고 지적했다. 파울러는 그런 다음 이러한 초대질량 별이 일련의 붕괴 및 폭발 진동들을 겪게되고, 그래서 그 에너지 출력 패턴을 설명하는 것이라고 제안했다. 아펜젤러Appenzeller와 프리케Fricke(1972)는 이러한 행동에 대한 모형을 만들었지만, 그 결과 별이 여전히 붕괴를 겪을 것이라는 사실을 발견하고, 회전하지 않는 0.75×106M☉ SMS는 "CNO 순환을 통해 수소를 연소시킴으로써 블랙홀로의 붕괴를 피할 수는 없다"는 결론을 내렸다.
초대질량 블랙홀 연구의 역사
에드윈 E. 살피터Edwin E. Salpeter과 야코프 젤도비치는 1964년에 대질량 컴팩트 천체에 물질이 떨어짐이 퀘이사의 특성을 설명할 수 있다고 제안했다. 이러한 물체의 출력과 일치하려면 약 108M☉의 질량이 필요할 것이다. 도널드 린든-벨Donald Lynden-Bell은 1969년에 떨어지는 가스가 중앙의 "슈바르츠실트 목구멍"속으로 나선형으로 나가는 한 평평한 원반을 형성할 것이라는 점에 주목했다. 그는 인근 은하핵들의 상대적으로 낮은 출력은 이것들이 오래된 비활성 퀘이사들라는 것을 암시한다고 지적했다. 한편 1967년 마틴 라일과 말콤 롱에어Malcolm Longair는 거의 모든 은하계외 전파 방출원이 은하에서 입자들이 상대론적 속도로 방출되는 모형, 즉 광속에 가깝게 움직이는 모형에 의해 설명될 수 있다고 제안했다. 마틴 라일, 말콤 롱에어 및 피터 쇼이어Peter Scheuer는 1973년에 컴팩트한 중심핵이 이러한 상대론적 제트의 원래 에너지원이 될 수 있다고 제안했다.
초대질량 블랙홀 연구의 역사
아서 울프Arthur M. Wolfe와 제프리 버비지Geoffrey Burbidge는 1970년에 타원 은하의 핵 영역에 있는 별의 큰 속도 분산은 핵의 큰 대질량 농축에 의해서만 설명될 수 있다; 일반 별들에 의해 설명될 수 있는 것보다 더 크다고 지적했다. 그들은 그 거동이 최대 1010M☉의 대질량 블랙홀 또는 103M☉이하의 질량을 가진 많은 수의 작은 블랙홀로 설명될 수 있음을 보여주었다. 대질량 암흑 천체에 대한 역학적 증거는 1978년 활동 타원은하 메시에 87의 중심부에서 발견되었으며, 처음에는 5×109M☉으로 추정되었다. 1984년 안드로메다 은하와 1988년 솜브레로 은하를 포함하여 다른 은들에서 유사한 거동이 곧 이어 발견되었다.
초대질량 블랙홀 연구의 역사
도널드 린든 벨Donald Lynden-Bell과 마틴 리스는 1971년 은하계 중심에 거대한 블랙홀이 있을 것이라고 가정했다. 궁수자리 A*는 1974년 2월 13일과 15일에 천문학자 브루스 발릭Bruce Balick과 로버트 브라운Robert Brown에 의하여 미국 국립 전파 천문대의 그린 뱅크 간섭계(Green Bank Interferometer)를 사용하여 발견되었다. 그들은 싱크로트론 복사을 방출하는 전파원을 발견했다; 그것은 중력 때문에 밀도가 높고 움직이지 않는 것으로 밝혀졌다. 따라서, 이것은 우리은하 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다는 최초의 징후였다.
1990년에 발사된 허블 우주 망원경은 은하핵을 보다 정밀하게 관측하는 데 필요한 해상도를 제공했다. 1994년 허블의 미약 천체 분광기(Faint Object Spectrograph)를 사용하여 메시에 87을 관측한 결과, 이온화된 가스가 ±500km/s의 속도로 핵의 중심부를 공전하는 것을 발견했다. 이 데이터는 (2.4±0.7)×109M☉의 농축된 질량이 0.25인치 범위 내에 놓여 있음을 나타내었고, 이는 초대질량 블랙홀의 강력한 증거를 제공했다. 메시에 106을 관측하기 위해 초장 기선 어레이를 사용하여 미요시Miyoshi 등(1995)은 이 은하의 H2O 메이저에서 나오는 방출이 반경 0.13파섹으로 제한된 3.6×107M☉의 농축 질량을 공전하는 핵에서 가스 원반으로부터 나온다는 것을 증명할 수 있었다. 그들의 획기적인 연구는이 작은 반경 내의 한무리의 태양 질량 블랙홀들이 충돌을 겪지 않고는 오래 살아남지 못할 것이며, 초대질량 블랙홀이 유일한 후보가 된다는 것을 지적했다. 초대질량 블랙홀을 처음으로 확인한 이 관측과 함께 MCG-6-30-15 은하로부터의 매우 확장된 이온화 된 철 Kα 방출선(6.4 keV)이 발견되었다. 이 확장은 빛이 블랙홀로부터 3~10 슈바르츠실트 반경에서 빠져나오면서 빛의 중력 적색편이가 일어났기 때문이다.
2019년 4월 10일에, 사건 지평선 망원경{Event Horizon Telescope} 협업은 메시에 87은하 중심에 있는 블랙홀의 첫 번째 수평선 축척 이미지를 공개했다. 2020년 3월에, 천문학자들은 첫 번째 블랙홀 이미지에서 이러한 신호를 더 잘 감지할 수 있는 방법을 제안하면서 추가의 서브링들이 광자링을 형성해야 한다고 시사했다.
초대질량 블랙홀 형성
초대질량 블랙홀의 기원은 여전히 활발한 연구 분야이다. 천체물리학자들은 블랙홀이 물질의 강착과 다른 블랙홀과의 병합을 통해 성장할 수 있다는 데 동의한다. 초대질량 블랙홀의 조상들, 즉 "씨앗들"의 형성 메커니즘과 초기 질량에 대한 몇 가지 가설들이 있다. 블랙홀 씨앗의 특정 형성 채널과는 별개로, 근처에 충분한 질량이 주어지면, 그것은 축적되어 중간 질량 블랙홀이 될 수 있으며, 축적 속도가 지속되면 또한 SMBH가 될 수도 있다.
QSO J0313–1806 및 ULAS J1342+0928과 같은 원거리의 초기 초대질량 블랙홀들은 대폭발(빅뱅) 직후라서 설명하기 어렵다. 어떤 사람들은 그것들이 자기 상호작용을 가진 암흑 물질의 직접 붕괴에서 비롯된 것이라고 가정한다. 소수의 출처들은 이러한 초대질량 블랙홀이 대폭발 이전에 형성되어, 우주가 대폭발 대신에, 빅 바운스의 결과라는 증거 일 수 있다고 주장한다.
초대질량 블랙홀 형성
초기의 조상 항성의 씨앗들은 대질량의 별들의 폭발로 남겨진 수십 또는 수백 M☉의 블랙홀들일 수 있으며, 물질의 강착에 의해 성장한다. 또 다른 모형은 시스템의 음의 열용량이 중심부 내에서 속도 분산을 상대론적 속도로 유도하여 중심부 붕괴를 겪는 한 조밀한 성단을 포함한다.
최초의 별 이전에, 큰 가스 구름은 "쿼시 별"로 붕괴되어 약 20M☉의 블랙홀로 붕괴될 수 있다. 이 별들은 또한 중력에 의해 엄청난 양의 가스를 끌어 당기는 암흑 물질 헤일로에 의해 형성되었을 수 있으며, 이는 수만 M☉의 초대질량 별들을 생성할 것이다. "쿼시 별"은 핵에서 전자-양전자 쌍생성으로 인해 방사형 섭동에 불안정해지고 어떤 초신성 폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴할 수 있다 (대부분의 질량을 방출하여, 블랙홀이 빠르게 성장하는 것을 방지한다).
보다 최근의 이론에 따르면 SMBH 씨앗은 각각 질량이 약 100,000M☉인 초대질량 별의 붕괴로 인해 초기 우주에서 형성되었다고 한다.
초대질량 블랙홀 형성
금속이 없는 가스의 크고 높은 적색편이 구름은, 충분히 강렬한 라이먼-베르너 광자(Lyman–Werner photons}의 플럭스에 의해 조사되면, 냉각화 및 조각화를 피할 수 있으므로 자가 중력(self-gravitation)으로 인해 한 단일 천체로 붕괴된다. 붕괴하는 천체의 중심부는 약 107g/cm3 정도의 매우 큰 물질 밀도 값에 도달하고, 그래서 어떤 일반 상대론적 불안정성을 유발한다. 따라서, 그 천체는 별 또는 콰시 별의 중간 단계를 거치지 않고 블랙홀로 직접 붕괴한다. 이러한 천체는 일반적으로 약 100,000M☉의 질량을 가지며 직접 붕괴 블랙홀{Direct collapse black hole}로 명명된다. 한 2022년 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 최초의 초대질량 블랙홀은 비정상적으로 강한 차가운 가스의 흐름에 의해 공급되는 원시 헤일로라고 불리는 드문 난류 가스 덩어리들에서 발생할 수 있음을 보여주었다. 주요 시뮬레이션 결과는 차가운 흐름들이 난류성 헤일로에서 별 형성을 억제하다가 마침내 헤일로의 중력이 난류를 극복하고 31,000M☉와 40,000M☉의 두 개의 직접 붕괴 블랙홀을 형성할 수 있을 때까지 난류성 헤일로 속에서의 별의 형성을 억제했다는 것이다. 따라서 최초의 SMBH의 탄생은 거의 20년 동안 생각했던 것과는 달리 표준 우주 구조 형성의 결과일 수 있다.
초대질량 블랙홀 형성
마지막으로, 원시 블랙홀들(PBHs)은 대폭발(빅뱅) 후 첫 순간에 외부 압력으로부터 직접 생성되었을 수 있다. 이러한 블랙홀은 위의 어떤 강착하기 위한 모형들보다 더 많은 시간이 축적되어 초대질량 크기에 도달할 수 있는 충분한 시간을 가졌을 것이다. 최초의 별들의 죽음으로 인한 블랙홀들의 형성은 광범위하게 연구되어 왔으며 또한 관측을 통해 확증되었다. 위에 나열된 다른 블랙홀 형성 모형은 이론적인 것이다.
초대질량 블랙홀 형성
초대질량 블랙홀이 형성되려면 각운동량이 작은 어떤 비교적 작은 부피의 고밀도 물질이 필요하다. 일반적으로, 각착의 과정에는 커다란 각운동량의 초기 부여를 바깥으로 운반하는 과정이 포함되며, 이것이 블랙홀 성장의 제한 요인으로 보인다. 이것이 바로 강착원반 이론의 한 주요 구성 요소이다. 가스 강착은 블랙홀이 성장하는 가장 효율적이면서도 가장 눈에 띄는 방식이다. 초대질량 블랙홀의 질량 성장의 대부분은 활동은하핵 또는 퀘이사로 관측되는 빠른 가스 강착 에피소드들을 통해 발생하는 것으로 생각된다. 관측들은 우주가 더 젊었을 때 퀘이사가 훨씬 더 빈번하다는 것을 드러내 보이며, 이는 초대질량 블랙홀이 초기에 형성되고 또한 성장했음을 나타낸다. 초대질량 블랙홀 형성 이론의 한 주요 제약 요인은 멀리 떨어진 발광 퀘이사들의 관측으로, 이는 우주가 10억 년이 채 되지 않았을 때 수십억 M☉의 초대질량 블랙홀들이 이미 형성되었음을 나타낸다. 이것은 초대질량 블랙홀들이 우주 초기에 최초의 거대 은하들 내부에서 발생했음을 시사한다.
초대질량 블랙홀 형성
초대질량 블랙홀이 얼마나 크게 성장할 수 있는지에 대한 한 자연적 상한선이 있다. 퀘이사 또는 활동성 은하핵(AGN)에 있는 초대질량 블랙홀((SMBH))의 한 이론적 상한은 일반적인 매개변수에 대해 물리적으로 약 500억 M☉인 것으로 보이는데, 그 이상인 모든 것들은 성장이 서행으로 느려지고(감속은 100억 M☉ 정도에서 시작되는 경향이 있음) 블랙홀을 둘러싼 불안정한 강착원반을 그 궤도를 도는 별들로 융합하기 때문이다. 한 연구는 이 한계를 초과하는 SMBH 질량의 가장 안쪽의 안정된 원형 궤도(innermost stable circular orbit ISCO)의 반경은 자가 중력(self-gravity) 반경을 초과하여, 원반 형성이 더 이상 불가능하개 만든다는 결론을 내렸다.
초대질량 블랙홀 형성
약 2,700억 M☉의 어떤 더 큰 상한선은 극단적인 경우에 강착되는 SMBH의 절대 최대 질량 한계로 나타났는데, 예를 들어 무차원 스핀 매개변수가 a=1인 그것의 최대 순행 스핀이며, 하지만 블랙홀의 스핀 매개변수의 최대 한계는 a=9982에서는 아주 약간 낮디. 그 한계 바로 아래의 질량에서, 한 필드 은하의 원반 광도는 에딩턴 한계보다 낮을 가능성이 있으며 또한 M-시그마 관계를 기본으로 하는 피드백을 유발할만큼 강하지 않으므로, 한계에 가까운 SMBH들은 이것 이상으로 진화할 수 있다. 그러나, 이 한계에 가까운 블랙홀은 오히려 더 희귀할 가능성이 있는데, 그 이유는 블랙홀이 성장하고 ISCO(가장 안쪽의 안정된 원형 궤도)와 따라서 그 지렛대 팔로 인해서 역행성 강착의 스핀다운 효과가 순행성 강착에 의한 스핀업보다 더 크기 때문에 강착원반이 거의 영구적으로 순행해야만 한다는 사실이 주목된다. 이것은 결국 블랙홀 스핀이 블랙홀의 호스트 은하 내에서 가스 흐름을 제어하는 잠재적인 방향의 고정된 방향과 영구적으로 상관 관계가 있기를 요구하므로, 또한 이것은 따라서 스핀축과 은하와 유사하게 정렬되는 AGN 제트 방향을 생성하는경향을 나타낼 것이다. 그러나 현재의 관측은 이 상관 관계를 뒷받침하지 않는다. 소위 '혼돈적 강착'은 아마도. 만일 이런 방식으로 대규모 포텐셜에 의해 제어되지 않는다면, 본질적으로 시간과 방향이 무작위인 여러 소규모 사건들을 포함해야 할 것다. 이것은 역행 사건들이 순행보다 더 큰 지렛대 팔들을 가지고 거의 자주 발생하기 때문에 통계적으로 스핀다운으로 이어질 것이다. 또한 스핀을 통계적으로 감소시킬 수 있는, 다른 블랙홀과의 병합을 포함하여 스핀을 감소시키는 경향이있는 대형 SMBH들과의 다른 상호작용도 있다. 이러한 모든 고려 사항들은 SMBH들이 일반적으로 스핀 매개변수들의 적당한 값에서 임계 이론적 질량 한계를 초과하여, 드문 경우를 제외하고는 모두 5 × 1010M☉이된다는 것을 시사한다.
퀘이사 및 은하핵 내의 현대의 극초대질량 블랙홀(UMBH)은 강착원반을 통하고 또한 현재 우주의 나이를 고려할 때, 약 (5-27)×1010M☉이상으로 성장할 수 없지만, 우주의 이러한 괴물 블랙홀들 중 일부는 우주의 극히 먼 미래에 은하의 초은하단이 붕괴되는 동안에는 아마도 1014M☉의 엄청나게 커다란 질량까지 계속 성장할 것으로 예측된다.
초대질량 블랙홀 활동과 은하계의 진화
많은 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 세이퍼트 은하와 퀘이사와 같은 활성 천체에 동력을 공급하는 것으로 생각되며, 중앙 블랙홀의 질량과 호스트 은하의 질량 사이의 관계는 은하 유형에 따라 다르다. 초대질량 블랙홀의 크기와
한 은하 팽대부의 성간 속도 분산 는 M-시그마 관계라고 불린다.
한 AGN(활동은하핵)은 이제 물질을 강착하고 충분히 강한 광도를 나타내는 거대한 블랙홀을 호스팅하는 은하핵으로 간주된다. 예를 들어, 우리 은하의 핵 영역은 이 조건을 충족시키기에 충분한 광도가 부족하다. AGN의 통합 모형은 소수의 물리적 매개변수만으로 AGN 분류에서 관찰되는 광범위한 특성을 설명할 수 있다는 개념이다. 초기 모형의 경우, 이러한 값은 가시선에 대한 성운 원환의 각도와 광원의 광도로 구성되었다. AGN은 대부분의 출력이 광학적으로 두꺼운 강착원반을 통해 전자기복사의 형태인 복사 모드 AGN, 그리고 원반에 수직으로 상대론적 제트가 발생하는 제트 모드 두 가지 주요 그룹으로 나눌 수 있다..
초대질량 블랙홀 활동과 은하계의 진화
한 쌍의 SMBH를 호스팅하는 은하들의 상호작용은 병합 사건으로 이어질 수 있다. 호스팅된 SMBH 천체들에의 동적 마찰은 그것들이 병합된 질량의 중심을 향해 가라앉게 하여, 결국 1킬로파섹 미만의 이격 거리를 가진 한 쌍을 형성한다. 이 쌍이 주변 별들 및 가스와 상호 작용하여 그런 다음 SMBH가 10파섹 이하의 이격 거리를 가진 한 중력적으로 결합된(gravitationally bound)된 쌍성계로 서서히 합쳐지게 한다. 일단 그 쌍이 0.001파섹까지 가까워지면, 중력 복사는 그것들을
병합시킨다. 이 일이 일어날 때 쯤이면, 그 결과적 은하는 초기 폭발적 항성생성과 AGN이 사라져 합병 사건에서 벗어나 이완된 지 오래되었을 것이다.
초대질량 블랙홀 활동과 은하계의 진화
이 병합에서 발생하는 중력파는 결과물인 SMBH에 최대 수천 km/s의 속도 향상을 제공하여 은하 중심에서 멀어지고 심지어 은하에서 방출될 수도 있다. 이 현상을 중력 반동이라고 불린다. 블랙홀을 방출하는 또 다른 가능한 방법은 새총 반동이라고도 하는 고전적인 새총 시나리오이다. 이 시나리오에서는 먼저 두 은하의 병합을 통해 수명이 긴 쌍체 블랙홀이 형성된다. 두 번째 병합에서 세 번째 SMBH가 도입되어 은하 중심부로 가라앉는다. 삼체 상호작용으로 인해, 일반적으로 가장 가벼운 SMBH 중 하나가 방출된다. 선형 운동량 보존으로 인해 다른 두 SMBH는 쌍체로 반대 방향으로 추진된다. 이 시나리오에서는 모든 SMBH가 방출될 수 있다. 방출된 블랙홀은 폭주 블랙홀이라고 불린다.
반동 블랙홀들을 감지하는 방법에는 여러 가지가 있다. 종종 은하 중심에서 퀘이사/AGN의 변위 또는 퀘이사의 분광학적 쌍성 특성/AGN은 반동 블랙홀의 증거로 간주된다.
초대질량 블랙홀 활동과 은하계의 진화
반동 블랙홀 후보들은 NGC 3718, SDSS1133, 3C 186, E1821 + 643 및 SDSS J0927+2943들을 포함한다. 폭주 블랙홀 후보들은 HE0450-2958, CID-42 및 CP 28 주변의 천체들이다. 폭주 초대질량 블랙홀은 그 여파로 별 형성을 유발할 수 있다. 왜소은하 RCP 28 근처의 선형적 특징은 후보 폭주 블랙홀의 별 형성 여파로 해석되었다.
호킹 복사는 사건 지평선 근처의 양자 효과로 인해 블랙홀이 방출할 것으로 예상되는 한 흑체 복사이다. 이 복사는 블랙홀의 질량과 에너지를 감소시켜 블랙홀을 수축시키고 궁극적으로 사라지게 한다. 만약 블랙홀이 호킹 복사를 통해 증발한다면, 질량이 1×1011M☉인 회전하지 않고 대전되지 않은 엄청나게 큰 블랙홀은 약 2.1×10100년 안에 증발할 것이다. 먼 미래에 1×1014M☉의 은하의 초은하단이 붕괴하는 동안 형성된 블랙홀은 최대 2.1×1019년의 시간 척도에 걸쳐 증발할 것으로 예측된다.
초대질량 블랙홀 증거
블랙홀의 존재에 대한 가장 좋은 증거 중 일부는 근처 궤도를 도는 물질의 빛이 후퇴할 때는 적색편이, 전진할 때는 청색편이가 되는 도플러 효과에 의해 제공된다. 블랙홀에 매우 가까운 물질의 경우 공전 속도가 빛의 속도와 비슷해야 하므로 후퇴하는 물질은 전진하는 물질에 비해 매우 희미하게 나타나며, 이는 본질적으로 대칭적인 원반과 고리를 가진 시스템은 매우 비대칭적인 시각적 외관을 갖게 된다는 것을 의미한다. 이 효과는 은하수 중심에 있는 궁수자리 A*의 초대질량 블랙홀에 대한 그럴듯한 모형을 기반으로 여기에 제시된 예와 같은 최신 컴퓨터 생성 이미지에서 허용되었다. 그러나 현재 사용가능한 망원경 기술이 제공하는 해상도는 이러한 예측을 직접 확인하기에는 아직 충분하지 않다.
초대질량 블랙홀 증거
이미 많은 시스템에서 직접 관측된 것은 블랙홀로 추정되는 것에서 더 멀리 떨어진 궤도를 도는 물질의 낮은 비상대론적 속도이다. 인근 은하의 핵들을 둘러싸고 있는 물(H2O) 메이저를 직접 도플러로 측정한 결과, 중심부에 물질이 고도로 집중되어 있을 때만 가능한 매우 빠른 케플러 운동이 밝혀졌다. 현재 이렇게 작은 공간에 충분한 물질을 채울 수 있는 유일한 천체는 블랙홀 또는 천체물리학적으로 짧은 시간 내에 블랙홀로 진화할 천체뿐이다. 더 멀리 떨어진 활동 은하의 경우, 넓은 스펙트럼 선의 폭을 사용하여 사건 지평선 근처를 공전하는 가스를 조사할 수 있다. 반향 매핑{Reverberation mapping} 기술은 이러한 선의 변동성을 이용해 활동 은하를 움직이는 블랙홀의 질량과 스핀을 측정한다.
증거에 따르면 우리 은하의 중심에는 태양계에서 26,000광년 떨어진 궁수자리 A*라는 영역에 초대질량 블랙홀이 있으니 왜냐하면:
초대질량 블랙홀 증거
궁수자리 A* 근처의 밝은 플레어 활동에 대한 적외선 관측은 후보 SMBH의 중력 반경의 6~10배 간격으로 45±15 분 주기로 플라즈마의 궤도 운동을 보여준다. 이 방출은 강한 자기장 속에서 강착원반의 편광된 "핫스팟"이 원형 궤도를 도는 것과 일치한다. 복사 물질은 가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도(innermost stable circular orbit) 바로 밖에서 광속의 30%로 공전하고 있다.
2015년 1월 5일, NASA는 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 엑스선 플레어를 관측하여 기록 갱신을 했다고 보고했다. 천문학자들에 따르면 이 이례적인 현상은 소행성이 블랙홀로 떨어져 나가거나 궁수자리 A*로 유입되는 가스 내의 자기장 선들이 얽혀서 발생했을 수 있다고 한다.
초대질량 블랙홀 증거
초대질량 블랙홀에 대한 명확한 역학적 증거는 소수의 은하에만 존재한다; 여기에는 우리 은하, 국부은하군 M31 및 M32, 그리고 국부은하군 너머의 NGC 4395와 같은 몇 개의 은하가 포함된다. 이 은하들에서 별이나 가스의 제곱평균제곱근 (또는 rms) 속도는 중심 근처에서 1/r에 비례하여 상승하고, 이것은 중심점 질량을 나타낸다. 현재까지 관측된 다른 모든 은하에서는 중심을 향해 rms 속도가 평평하거나 심지어 떨어지기 때문에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 확실하게 말할 수 없다. 그럼에도 불구하고 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 포함되어 있다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있다. 이 가정이 성립하는 이유는 M-시그마 관계, 즉 확실한 검출이 가능한 10여 개의 은하에서 블랙홀의 질량과 그 은하의 돌출부에 있는 별들의 속도 분산 사이의 긴밀한 (낮은 분산) 관계 때문이다. 이 상관 관계는 비록 소수의 은하를 기반으로하지만 많은 천문학자들에게 블랙홀의 형성과 은하 자체 사이의 강력한 연관성을 시사한다.
2011년 3월 28일에, 초대질량 블랙홀이 중간 크기의 별을 해체시키는 것이 목격되었다. 이것은 그날 갑작스런 엑스선 복사와 후속 광대역 관측에 대한 유일하게 그럴듯한 설명이다. 그 근원은 이전에 비활성 은하핵이었고, 또한 폭발에 대한 연구로부터 그 은하핵은 질량이 백만 M☉ 정도인 SMBH로 추정된다. 이 드문 사건은 SMBH에 의해 조석력으로 파괴된 별에서 상대론적 유출(빛의 속도의 상당한 부분으로 제트 형태로 방출되는 물질)로 추정된다. 한 태양 질량의 상당 부분의 물질이 SMBH에강착되었을 것으로 예상된다. 이후 장기 관측을 통해 만일 제트에서 방출되는 물질이 한 SMBH에 질량 강착을 위해 예상되는 속도로 붕괴한다면 이 가정이 확인될 수 있다.
초대질량 블랙홀 개별적 연구
250만 광년 떨어진 인근 안드로메다 은하는 우리 은하보다 훨씬 큰 1.4+0.65−0.45×108 (1억 4천만) M☉ 중심 블랙홀을 포함하고 있다. 은하 근처에서 가장 큰 초대질량 블랙홀은 메시에 87 (즉, M87*), 4892만 광년 거리에서 질량 (6.5 ± 0.7)×109 (약 65 억) M☉. 머리털자리 별자리에 336만 광년 떨어진 거리에 초거대 타원은하 NGC 4889는 2.1+3.5−1.3×1010 (210억) M☉로 측정된 블랙홀을 포함하고 있다.
초대질량 블랙홀 개별적 연구
퀘이사의 블랙홀 질량은 상당한 불확실성이있는 간접적인 방법을 통해 추정할 수 있다. 그만큼 퀘이사 TON 618 4.07×1010 (407 억) M☉로 추정되는 매우 큰 블랙홀을 가진 물체의 예이다. 그것의 적색편이는 2.219이다. 블랙홀 질량이 큰 것으로 추정되는 퀘이사의 다른 예로는 질량이 1×1010 (100억) M☉로 추정되는 극발광(hyperlouminoys) 퀘이사 APM 08279 + 5255, 그리고 질량이 (3.4±0.6)×1010 (340억) M☉ 또는 우리 은하 중심 블랙홀 질량의 거의 10,000배에 달하는 질량을 갖는 퀘이사 SMSS J215728. 21-360215.1 등이다.
초대질량 블랙홀 개별적 연구
4C +37.11와 같은 일부 은하는, 중앙에 두 개의 초대질량 블랙홀을 갖는 것으로 보이며, 쌍체 시스템(binary system)을 형성한다. 만일 그들이 충돌한다면, 그 사건은 강한 중력파를 생성할 것이다. 쌍초대질량 블랙홀은 은하 병합의 일반적인 결과로 여겨진다. 35억 광년 떨어진 OJ 287속의 쌍블랙홀의 짝은 질량이 183억 4,800만 M☉으로 추정되는 가장 거대한 블랙홀을 포함한다. 2011년에, 왜소은하 Henize 2-10에서 초대질량 블랙홀이 발견되었는데, 이는 팽대부을 갖지 않는다. 이 발견의 블랙홀 형성에 미치는 정확한 의미는 알려지지 않았지만, 블랙홀이 팽대해지기 전에 형성되었음을 가리킬 수 있다.
초대질량 블랙홀 개별적 연구
2012년에. 천문학자들은 페르세우스 별자리에서 2억 2천만 광년 떨어진 곳에있는 소형 렌즈형은하 NGC 1277의 블랙홀에 대해 약 170억 M☉의 비정상적으로 큰 질량을 보고했다. 그 추정되는 블랙홀은 이 렌즈형은하의 팽대부 질량의 약 59%(은하 전체 항성 질량의 14%)를 갖는다. 또 다른 연구에서는 이 블랙홀이 특별히 과대 질량이 아니며, 20억~50억 M☉으로 추정되며 50억 M☉이 가장 유력한 값이라는 매우 다른 결론에 도달했다. 2013년 2월 28일 천문학자들은 NuSTAR 위성을 사용하여 NGC 1365에서 처음으로 초대질량 블랙홀의 스핀을 정확하게 측정하여 사건의 지평선이 거의 빛의 속도로 회전하고 있다고 보고했다.
2014년 9월에, 여러 엑스선 망원경의 데이터에 따르면 매우 작고 밀도가 높은 초밀집왜소은하 M60-UCD1의 중심에는 은하 전체 질량의 10% 이상을 차지하는 2천만 태양 질량 블랙홀이 있다. 그 발견은 매우 놀라운 것으로, 왜냐하면 이 은하가 은하 질량의 5천 분의 1도 안 되는 작은 은하임에도 불구하고 블랙홀의 질량이 은하계의 블랙홀보다 5배나 더 크가 때문이다.
초대질량 블랙홀 개별적 연구
일부 은하에는 중심부에 초대질량 블랙홀이 없다. 초대질량 블랙홀이 없는 대부분의 은하는 매우 작은 왜소은하이지만, 한 가지 발견은 여전히 미스터리로 남아 있다. 초거대 타원형 cD 은하 A2261-BCG는 은하가 우리 은하보다 6배 이상 크고 질량이 천 배 이상 큰 알려진 가장 큰 은하 중 하나이지만 최소 1010M☉의 활성 초대질량 블랙홀을 포함하는 것으로 밝혀지지 않았다. 그럼에도 불구하고 여러 연구에서 A2261-BGC 내부에 있을 수 있는 중심 블랙홀의 질량 값이 매우 커서 6.5+10.9−4.1×1010 M☉ 또는 (6-11)×109 M☉ 정도로 낮다. 초대질량 블랙홀은 축적되는 동안에만 볼 수 있기 때문에 항성 궤도에 미치는 영향을 제외하고는 초대질량 블랙홀이 거의 보이지 않을 수 있다. 이것은 A2261-BGC의 중심 블랙홀이 낮은 수준에서 축적되고 있거나 질량이 1010M☉보다 다소 낮다는 것을 의미한다.
2017년 12월에, 천문학자들은 지금까지 알려진 가장 먼 초대질량 블랙홀을 포함하는 가장 먼 퀘이사인 ULAS J1342+0928을 z = 7.54의 적색편이로 감지하여 이전에 알려진 가장 먼 퀘이사 ULAS J1120 + 0641의 적색편이 7을 능가하는 것으로 보고했다.
2020년 2월, 천문학자들은 대폭발(빅뱅) 이후 우주에서 가장 에너지가 넘치는 사건인 오피우추스 초은하단 폭발(Ophiuchus Supercluster eruption)을 발견했다고 발표했다. 오피우추스 초은하단 폭발은 은하계 NeVe 1의 오피우추스 성단에서 발생했으며, 중심 초대질량 블랙홀이 약 2억 7천만 M☉의 물질을 축적하여 일어났다. 이 폭발은 약 1억 년 동안 지속되었으며 지금까지 알려진 가장 강력한 감마선 폭발보다 570만 배 더 많은 에너지를 방출했다. 폭발은 충격파와 고에너지 입자 제트를 방출하여 은하단내부매질을 뚫고 우리 은하 지름의 10배인 약 150만 광년 너비의 공동을 만들었다.
2021년 2월 천문학자들은 유럽의 LOFAR 탐지한 초저주파 파장(ultra-low radio wavelengths)을 기반으로 stial hemisphere|북쪽 천구(northern celestial hemisphere}의 4%를 차지하는 25,000개의 활성 초대질량 블랙홀의 초고해상도 이미지를 처음으로 공개했다.
초대질량 블랙홀 추가 읽기
Carr, Bernard; Kühnel, Florian (2022). “Primordial black holes as dark matter candidates”. 《SciPost Physics Lecture Notes》. arXiv:2110.02821. doi:10.21468/SciPostPhysLectNotes.48. S2CID 238407875.
Chakraborty, Amlan; Chanda, Prolay K.; Pandey, Kanhaiya Lal; Das, Subinoy (2022). “Formation and Abundance of Late-forming Primordial Black Holes as Dark Matter”. 《The Astrophysical Journal》 932 (2): 119. arXiv:2204.09628. Bibcode:2022ApJ...932..119C. doi:10.3847/1538-4357/ac6ddd. S2CID 248266315.
초대질량 블랙홀 추가 읽기
Ferrarese, Laura; Merritt, David (2002). “Supermassive Black Holes”. 《Physics World》 15 (1): 41–46. arXiv:astro-ph/0206222. Bibcode:2002astro.ph..6222F. doi:10.1088/2058-7058/15/6/43. S2CID 5266031.  지원되지 않는 변수 무시됨: |name-list-style= (도움말)
Dotan, Calanit; Rossi, Elena M.; Shaviv, Nir J. (2011). “A lower limit on the halo mass to form supermassive black holes”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 417 (4): 3035–3046. arXiv:1107.3562. Bibcode:2011MNRAS.417.3035D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19461.x. S2CID 54854781.
초대질량 블랙홀 추가 읽기
Argüelles, Carlos R.; Díaz, Manuel I.; Krut, Andreas; Yunis, Rafael (2021). “On the formation and stability of fermionic dark matter haloes in a cosmological framework”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 502 (3): 4227–4246. arXiv:2012.11709. doi:10.1093/mnras/staa3986.
Fiacconi, Davide; Rossi, Elena M. (2017). “Light or heavy supermassive black hole seeds: The role of internal rotation in the fate of supermassive stars”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 464 (2): 2259–2269. arXiv:1604.03936. doi:10.1093/mnras/stw2505.
초대질량 블랙홀 추가 읽기
Davelaar, Jordy; Bronzwaer, Thomas; Kok, Daniel; Younsi, Ziri; Mościbrodzka, Monika; Falcke, Heino (2018). “Observing supermassive black holes in virtual reality”. 《Computational Astrophysics and Cosmology》 5 (1): 1. arXiv:1811.08369. Bibcode:2018ComAC...5....1D. doi:10.1186/s40668-018-0023-7.
변설호
변설호(卞雪醐, 일본식 이름: 星下榮次, 1888년 6월 12일(음력 5월 3일) ~ 1976년)는 한국의 불교 승려이다. 법명은 영세(榮世), 호는 초우(草牛)이다.
변설호 생애
경상남도 합천군 출신이다. 48세 때인 1935년에 금강산 유점사 강주로 있다가 경성부의 유점사 경성포교당에 포교사로 부임해 오면서 처음 공식 기록에 모습을 드러낸다.
서울로 올라와 포교 활동을 하던 중, 1937년 중일 전쟁이 발발했다. 전쟁으로 인해 중국에서 전사한 일본군 전사자가 속출하여 서울로 유골이 운반되어 오기 시작했는데, 변설호는 용산의 조선군사령부에 가서 독경과 분향을 했다. 이런 일은 전쟁이 지속되면서 계속되었고, 일본군 승리를 기원하는 제사를 올리고 국방헌금을 헌납하였으며 출정하는 일본군을 직접 송영하는 등 전쟁 지원에 적극 참여하여 공을 인정받았다.
당시 합천 해인사가 선거를 통해 주지를 선출하고도 두 차례나 총독부의 인가를 받지 못해 주지직이 공석으로 남아 있었다. 총독부는 1938년 경찰관을 배석시켜 해인사 주지 선거를 실시하였고, 이 절과는 아무런 연고가 없는 변설호가 출마하여 당선되었다. 총독부의 비호로 주지지에 당선된 변설호는 국방헌금 모금에 적극 나섰으나, 사찰의 부채를 정리하고 건물을 수리하여 신도를 모으는 데 노력도 기울여 1941년 주지 선거에서 재선되었다.
변설호 생애
그러나 두 번째 임기 중인 1943년에 해인사에서는 두 가지 불미스러운 사건이 벌어졌다. 첫 번째는 변설호 이전에 해인사 주지 선거에 당선되었으나 총독부의 인가를 얻지 못했던 이고경의 옥사 사건이다. 이고경과 임환경은 해인사 강원에서 강의하며 학승들에게 불교경전 외에 역사와 같은 다른 과목을 가르쳤는데, 변설호가 이를 항일 교육이라며 일제 경찰에 밀고한 것이었다. 이는 다음 주지 선거를 1년 앞두고 해인사에서 신망이 두터운 두 사람을 경쟁자로 여긴 변설호의 무고로 추정된다. 《임진록》 등 불온 서적을 갖고 있던 이들은 제자들과 함께 연행되어 심한 고문을 받았고, 이 중 이고경은 생명이 위독해져 풀려난 직후 사망했다.
두 번째는 해인사 홍제암에 세워져 있던 사명대사 표충비가 일본 형사들에 의해 파괴된 사건이다. 이들은 사명대사 표충비에 새겨진 사명대사와 가토 기요마사의 대화 부분 등을 문제 삼아 표충비를 정과 망치로 깨어뜨리고, 부서진 비석을 경찰주재소의 디딤돌로 사용했다. 이런 일이 벌어진 데에는 변설호의 사전 내락이 있었던 것으로 알려졌다.
변설호 생애
두 사건으로 많은 원한을 산 변설호는 1944년 주지 선거에서 낙선했다. 광복 직후에는 이고경 옥사 사건 때 체포되었던 승려 한 명에게 칼을 맞는 일도 있었다. 1946년 조선 불교계는 사명대사 표충비 파괴 사건의 책임을 물어 변설호의 승권을 빼앗고 절에서 내쫓는 중징계를 내렸다. 반민족행위처벌법이 시행된 1949년에 변설호도 밀고자로 기소되었으나 반민특위가 해체되면서 처벌을 받지 않았다.
1975년 불교 종단인 대한불교총화종이 출범하면서 변설호를 종정으로 추대하여 다시 모습을 드러냈다. 이듬해 89세의 나이로 사망했다.
변설호 사후
변설호가 일본 경찰과 공모해 깨뜨린 사명대사 표충비는 1947년에 변영로가 새로 비문을 지어 다시 세워졌는데, 변설호와 그 무리들을 가리키는 "절 안의 벌레"라는 구절이 서두에 적혀 있다. 1948년 발행된 《불교》에도 "변한(卞漢)과 그 일당으로 하여금 같은 모양의 악형으로 그 죄를 속케 할지니"라며 변설호에 대한 불교계의 공분을 담은 글이 남아 있다.
고은의 《만인보》 중 〈변설호〉라는 시에도 변설호가 친일 승려로 등장한다. 고은은 4·19 혁명 직후 해인사에 잠시 머물 때 변설호를 만났던 것으로 알려졌다.
2008년 민족문제연구소가 발표한 민족문제연구소의 친일인명사전 수록예정자 명단 중 종교 부문에 포함되었다.
전상욱 (프로게이머)
전상욱 (全相昱, 1987년 2월 21일~ )은 대한민국의 전직 스타크래프트 프로게이머이다. midas[gm]이라는 아이디를 사용하며, 종족은 테란이다.
2009년 8월 말, FA를 선언하나 어느 팀에게도 입찰받지 못한다. 은퇴와 재계약의 기로에 선 시점에서, SK텔레콤 T1과의 재계약에 성공해 팀에 잔류하였지만 2009년 9월 8일, 위메이드 폭스로 이적하였다.
2011년 11월 은퇴를 선언하였고, 2012년 1월 3일 현역으로 입대하였다. 2013년 10월 2일 제대하였다.
은퇴 후 아프리카TV에서 Midas전상욱이라는 닉네임으로 스타크래프트 개인 방송을 하다가 그만두었다.
전상욱 (프로게이머) 약력
2001년 《킹덤 언더 파이어》라는 게임으로 프로게임계에 데뷔하여, 온게임넷 주최의 킹덤 언더 파이어 3차와 4차리그를 우승했다. 그 후, 킹덤 언더 파이어 리그가 명맥을 잇지 못하자, 스타크래프트로 전향하여 서지훈의 발견으로 2003년 슈마 GO(현 하이트 엔투스)에 입단했다.
2003년 중반부터 2004년 2월까지 열린 온게임넷 네오위즈 피망 프로리그에서는, "어나더데이"라는 맵의 전담으로 나서 8승 무패를 거두며 소속팀(당시 슈마GO)의 우승을 이끌었다.
2005년 3월에는 같은 GO팀 소속이던 박태민과 함께 SK텔레콤 T1으로 이적했다.
2005년 눈부신 성장과 함께 토스전 승률 1위라는 대기록과 E스포츠 최고의 승률 상을 수상하여 2006년 프링글스 MSL 3위 신한은행스타리그 시즌 2 3위 와 T1의 광안리 오버 트리플 크라운의 주역 으로활동하여 전성기시절 마재윤의 유일한 대항마로 꼽히기도 했다.
SK텔레콤의 전성기를 주도한 선수 중 하나다.
전상욱 (프로게이머) 약력
이후 부진을 거듭하다가 2009년 9월 8일 위메이드 폭스로 이적했다. 이적 후 09-10 시즌 프로리그에서 신상문을 잡고 1년 3개월만에 승리를 거두었으며, MBC게임 서바이버 예선을 통과하고 스타리그 예선에서도 최종전에서 아쉽게 탈락하는 등 서서히 부활의 조짐을 보이고 있다.
2010 MSL 서바이버 토너먼트 시즌1에서 조일장, 신상문을 꺾고 8시즌 만에 MSL에 복귀하였고, 2010년 2월 21일 한상봉과 김명운을 선봉으로 나서서 2킬을 하는 등 서서히 전성기시절의 탄탄한 운영능력을 되찾아가고 있다.
전상욱 (프로게이머) 약력
하나대투증권 MSL 2010에서는 현존 최강의 테란으로 불리는 이영호와 이스트로의 저그라인의 한 축을 맡고 있는 김성대를 꺾고 16강에 진출했으며, 이후 프로리그에서의 2번의 경기도 모두 승리를 거뒀다. 그리고 MSL 16강에서는 허영무를 2:1로 꺾고 11시즌 만에 MSL 8강에 진출하며 부활의 불씨를 살리고 있다. 최근 MBC게임에서 열린 빅파일 MSL 에서도 박상우를 2번꺾고 2승1패로 조2위로 16강본선에 진출하였다.
최근 위메이드 폭스를 준PO에 진출하는 등 프로리그 09-10시즌 포스트시즌 3승 2패, 총 포스트시즌 10승3패로 여전히 원조 포스트시즌의 사나이 라는걸 증명했다
최근 열린 2011 MSL 서바이버 토너먼트에서 박재혁을 잡고 승자전에 진출하였으나 이영호 ,박재혁에게 연달아 2패하며 MSL 8회본선과 4회연속 진출은 좌절되었다.
2011년 8월 22일 위메이드 폭스가 해체되었고 타 팀과의 이적 협상에 실패하여 거취가 불분명해지자 2011년 11월 전상욱은 결국 은퇴를 선언하였다.
군제대후 2013년 12월부터 아프리카 방송을 시작하였다. 9차 소닉스타리그에 참여하였으나 32강에서 임진묵 선수에게 1승 2패하고 하늘선수에게 안타깝게 패해 16강 진출은 좌절되었다. 하지만 경기내용으로 봤을 때 결코 꿀리는 모습을 보이지 않아 비록 화려한 복귀에는 실패하였지만 예전 기량을 어느정도 회복한 모습을 보였다.
전상욱 (프로게이머) 전성기 시절
전상욱의 전성기 시절은 2005~2006년 사이였다.
그 당시 전상욱은 2005년도 e스포츠 최고의 승률상 수상과 함께 대 프로토스전 승률 1위라는 기록으로 '프로토스 킬러'라고 불리었다.
2006년에 양대 개인리그(MSL, 스타리그) 4 WCG 국가대표 선발전 준우승, 그랜드파이널 3위라는 놀라운 성적을 기록하였으며 2006년도에 기본 연봉1억원+옵션 포합(3년동안)이라는 연봉을 받았으며 엄청난 명성을 끌어나갔다.
특히 2006년도 당시 프로리그에서는 1승 카드의 역할을 해 주었다.
통산전적 (11.7.6 기준)
전상욱 (프로게이머) 기타
경기가 끝난 후 인터뷰에서 "운이 좋았다"라는 말을 많이 하는 편이다.
김민구 (프로게이머)
김민구(金旼枸, 1985년 10월 29일~ )은 대한민국의 전직 스타크래프트 프로게이머이다. ][Min][Gu][라는 아이디를 사용하며, 종족은 저그이다.
김민구 (프로게이머) 경력
2004년 KTF 매직엔스에 입단하며 프로게이머 생활을 시작했다. 2006년 4월 24일 CJ 엔투스로 이적한 뒤, 2007년 7월 3일 eSTRO로 다시 이적했다. 2008년 7월 13일 공식적으로 은퇴를 발표했다.
최원호 (1898년)
최원호(崔瑗浩, 1898년 4월 16일 경남 김해 ~ 1980년 2월 27일)는 제2·5대 국회의원을 지낸 대한민국의 정치인이다.
프랑스 혁명군
프랑스 혁명군(프랑스어: Armées de la Révolution)은 루이 16세가 폐위되고 처형된 1792년부터 프랑스가 제국이 된 1804년까지 프랑스 군을 두루 일컫는 말이다.
프랑스 혁명군 현역 야전군 1792년~1804년
1792년
1793년 개혁후
이해 10월 1일 라 로쉘 방면군은 라 우에스트 방면군으로 다시 명시되었다.
에이번강 (햄프셔주)
에이번강(River Avon)은 영국의 햄프셔 지방에 있는 강으로서 잉글랜드의 남쪽지역에 위치하고 있다. 강의 발원지는 윌크셔 지방인 것으로 알려져 있으며 동쪽으로 디바이지스 지방을 거쳐 남쪽으로 향한다. 남쪽 지방을 지나치며 마지막에 영국 해협으로 흘러들어간다.
에이번이라는 강의 이름은 켈트어의 어파인 브리손 말에서 유래한 것으로 보이며 그들의 언어에서 에이번이란 말은 강을 뜻한다. 따라서 이 의미를 안다면 강의 이름은 "강강"(River River)이 되는 것이다.
부분적으로는 도싯과 햄프셔의 경계를 짓는 분수계의 역할을 하며 영국에서의 지방자치운동 이전에 전체 부분은 도싯 주로서 햄프셔가 이에 속해 있어 당시 사람들은 햄프셔 에이번(Hampshire Avon)이라고 불렀다고도 한다.
하나금융그룹
하나금융그룹(Hana Financial Group Inc.)은 2005년 12월 1일 출범한 대한민국의 금융 전문 기업집단이다.
기스베르트 야픽스
기스베르트 야픽스(서프리슬란트어: Gysbert Japiks1603년 - 1666년)는 프리슬란트 르네상스기를 대표하는 작가이다. 프리지아의 국민 시인으로 통하며, 프리지아어 문어체계의 기초를 다진 인물이다.
기스베르트 야픽스 약력
네덜란드 프리슬란트주 볼스바르트 시에서 출생하였으며, 삶의 대부분을 그곳에서 교육자와 성가대 단원으로 보냈다. 1581년, 프리슬란트가 네덜란드 왕국의 일부로 병합되어 독자적인 언어와 문화가 쇠퇴할 위기에 처했으나, 프리지아어로 문학작품전통을 세움으로서 오늘날까지 네덜란드의 다른 지방과 구별되는 프리슬란트의 독자적 전통을 수립한 인물로 평가된다. 그는 당시 전성기를 구가하고 있던 네덜란드 문학 및 그리스 로마등의 고전문학과 프랑스 문학등을 두루 섭렵하였으며, 서사시, 서정시, 연예시, 회화시, 종교시, 희곡 등 광범위한 장르의 시를 썼다. 프리지아어에 의한 창작뿐아니라 세익스피어 작품 등을 프리지아어로 번역하기도 했다. 주요 작품집에는 Friessche tjerne (1640) 프리지아 시(Fryske rijmlerye) (1688) 등이 있다.
이한창
이한창(李漢昌, 일본식 이름: 平川眞次, 1883년 5월 24일 ~ 1980년 6월 20일)은 일제강점기의 관료이다. 본관은 전의이며, 출신지는 충청남도 아산과 전라남도 구례의 두 가지로 전한다.
전남 도청 내무부에서 근무하다가 1930년대에 조선총독부 군수로 재직했다. 광복 후에도 전남 농림국장을 지냈으며, 이판열 사망으로 인한 1952년의 구례군 국회의원 보궐선거에서 당선되어 대한민국의 제2대 국회의원이 되었다. 원내 활동은 활발하지 않으나 청빈한 인물이라는 평이 남아 있다.
2008년 민족문제연구소가 발표한 친일인명사전 수록예정자 명단 관료 부문에 포함되었다.
난부 시게노부
난부 시게노부(일본어: 南部重信, 1616년 6월 28일 ~ 1702년 7월 12일)는 모리오카번의 3대 번주이다. 어릴적 이름은 히코로쿠로(彦六郎)이며, 별명은 오토마쓰(乙松), 나베마쓰마루(鍋松丸)이다. 초명은 하나와 시게마사(花輪重政)였다가 시치노헤 가문을 계승하여 시치노헤 시게노부(七戸重信)라 불렸고, 시치노헤 하야토(七戸隼人)라는 별명을 가졌다. 본가 당주가 되면서 다시 난부 성을 사용하였다.
난부 시게노부
초대 번주 난부 도시나오의 다섯째 아들로 시모헤이 군 하나와에서 태어났다. 어머니는 하나와 마사토모의 딸 마쓰(松)이나, 일설에는 니사토 촌의 헤이 씨(閉伊氏) 출신이라고도 한다. 형 난부 시게나오가 건재했기 때문에 본가를 계승하지는 못하고 1648년에 시치노헤 가문의 대를 잇고 시치노헤 성주 자리에 머물렀다. 1664년, 형 시게나오가 후사 없이 사망하자 모리오카 10만 석 중 8만 석 영지를 분할 상속받았다. 하치노헤 2만 석은 나카사토 나오요시에게 돌아갔다. 1680년, 4대 쇼군 도쿠가와 이에쓰나가 후사 없이 사망하면서, 이에쓰나의 조카 쓰나토요와 동생 쓰나요시가 5대 쇼군 후보로 경합하였을 때, 과감히 쓰나요시를 지지하여 새로운 쇼군으로 취임하는 데에 일조하였다. 관위가 종4위로 올라가고 고산케 대접을 받게 된 것도 이 때문이라고 한다. 1692년 음력 9월 27일에 장남 유키노부에게 번주직을 양위하고 은거하였으며, 1702년에 87세의 나이로 에도에서 사망하였다.
케이 라이더즈
케이 라이더스(K-Ryders)는 2000년에서 2002년 초까지 활동하였던 대한민국의 힙합 그룹이다. 팀 이름은 흑기사를 뜻하는 "Knight Riders"에서 왔다.
케이 라이더즈 역사
J-Win은 어려서부터 AFKN이나 어렵게 모아온 수입음반들로 외국 흑인 음악을 접해왔던 매니아였다. 그러던 중 오래전부터 회원으로 활동해오던 하이텔 흑인음악 동호회 BLEX를 통해 1998년 클럽 마스터플랜의 힙합 공연들을 보게되고 한국 언더 힙합에 대한 관심을 가지게 된다. 그당시 미국 유학 중이었던 그는, 방학 동안 한국에 머물면서 음악 생활을 시작하려 했지만 부모님의 반대로 미국으로 돌아갔다. 그러다가 1999년 12월 학교를 휴학하고 귀국, 음악의 길을 걷기 시작했다.
이후 2000년 4월부터 팀 멤버를 모집하기 시작했으나 자신과 마음이 맞는 멤버를 찾는 것은 차질을 빚었다. 그러다가 우연히 가입했던 다음 카페인 "프리스타일"에서 경빈과 미쓰라 진을 만나게 되었다. 이 둘과 음악적 성향이 일치하고 성실함에 반했던 J-Win은 2000년 6월 곧바로 팀을 결성하였다. 그리고 2000년 8월, 클럽 MP를 중심으로 본격적으로 무대에 오르기 시작하였다.
케이 라이더즈 역사
J-Win의 강렬한 비트가 중심이 되어 시적인 가사로 랩을 했던 이들은, "비트에 충실한 음악"을 하고 싶다고 밝혔으며, 2001년에는 DJ D-Tones가 세션 멤버로 들어와 스크래치를 통해 부족한 점을 채워주었다. 이들은 2001년을 목표로 앨범을 작업하였으나 여러 사정으로 차질을 빚었고, 결국 2002년 초 해체하고 말았다.
대표곡: Execute Them, Saint
Blackout (브리트니 스피어스의 음반)
《Blackout》은 브리트니 스피어스의 5집 앨범이다. 오스트레일리아에서는 2007년 10월 27일, 영국에서는 10월 29일, 미국과 그 외의 지역에서는 10월 30일에 발매되었다. 롤링 스톤지가 선정한 2007년 50대 음반에 선정되기도 했다. 앨범의 첫 싱글인 〈Gimme More〉는 빌보드 핫 100에서 3위를 차지했으며, 세 번째 싱글인 〈Break the Ice〉는 50위권에 진입했다. 현재 Rock&Roll 명예의전당에 기록된 앨범이다.
미쓰라 진
미쓰라 진(Mithra 眞, 본명: 최진(崔眞), 1983년 1월 6일 ~ )은 대한민국의 힙합 래퍼이다. a.k.a는 Sleeping M이다. 3인조 힙합 그룹 에픽하이의 멤버로 활발하게 활동하고 있다. 미쓰라 진 (Mithra 眞)이란 이름은 페르시아 신화에 나오는 빛과 진리의 신 미트라 (Mithra, Miθra)와 그의 이름인 참 진(眞)을 붙여, "빛과 진리로 세상의 어둠을 밝혀 세상의 등불이 된다"는 뜻으로 만든 것이다. 2010년 8월 3일에 군입대 하여, 21개월 간의 군복무를 마치고 2012년 5월 14일에 제대하였다.
미쓰라 진 배경
1983년 1월 6일, 전라남도 고흥군에서 태어나 2살 때부터 서울에서 자랐다. 고등학교 2학년 때 처음 힙합을 접한 뒤, 다음 카페인 "프리스타일"에서 활동을 하면서 실력을 가진 MC로 사람들에게 좋은 평을 받았다. 불과 몇 개월이 지나지 않아 팀 멤버를 모집하고 있던 J-Win에게 발견되었고 2000년 6월에 MC 경빈, J-Win과 함께 케이 라이더즈란 팀을 결성하였다.
케이 라이더즈는 클럽 마스터플랜을 중심으로 활동하면서 《2001 대한민국》에 참여하는 등 나름의 활발한 활동을 하였으나, 2001년 말 해체하였다. 팀 해체 후 미쓰라 진은 가라사대와 계약을 맺고, 비슷한 시기에 J-Win의 도움으로 타블로, DJ 투컷을 만나 에픽하이를 결성하였다. 2002년 3월에는 가라사대의 멤버로써 다 크루의 싱글에 참여하기도 하였으나, 곧 가라사대에서 탈퇴한 뒤 에픽하이 멤버로서 울림 엔터테인먼트와 계약을 맺었다.