이 항목과 관련된 자는 너무나 거대하거나 세서 보는 것만으로도 목숨이 위태로우니 늦기 전에... 이미 늦었군요. 명복을 빕니다.
아아아아아아앍! 오마이숄더!
이과는 아다를 못 떼 마법을 쓰니까 말이죠...
천체 예술가가 그린 상상화로, 세페우스자리에 있는 매우 밝은 퀘이사 S5 0014+81의 중심 블랙홀이 주변 물질을 흡수하면서 회전축 방향으로 제트를 분출하는 모습을 묘사한 것이다. 다만 그림은 실제 관측 사진이 아니라 예술적 상상화이며, 제트는 블랙홀의 사건의 지평선 내부에서 물질이 빠져나오는 현상이 아니다.
개요
블랙홀(Black hole)은 중력이 극도로 강해 빛을 포함한 어떤 물질이나 신호도 일단 내부로 들어가면 외부로 빠져나올 수 없는 사건의 지평선을 가진 시공간의 영역이다.
쉽게 말해 들어갈 수는 있지만 다시 나올 수는 없는 우주의 일방통행 구역이다.
일반상대성이론에 따르면 블랙홀은 일정한 질량이 극도로 좁은 영역에 집중될 때 형성될 수 있다. 대표적으로 거대한 항성이 수명을 다하고 중심핵이 중력 붕괴를 일으키거나, 이미 존재하는 블랙홀들이 서로 합쳐지는 과정에서 생성된다.
고전적인 일반상대성이론에서는 블랙홀 내부에 밀도와 시공간 곡률이 무한대로 발산하는 특이점이 나타날 수 있다. 회전하지 않는 이상적인 블랙홀에서는 중심의 점 특이점이, 회전하는 커 블랙홀의 수학적 해에서는 고리 형태의 특이점이 등장한다.
그러나 이는 현재의 중력이론이 극한 상황에서 더 이상 완전한 설명을 제공하지 못한다는 의미일 수도 있다. 실제 자연에 부피가 정확히 0이고 밀도가 무한대인 물체가 존재하는지는 아직 확인되지 않았다.
로저 펜로즈의 특이점 정리는 특정 조건에서 중력 붕괴가 일어날 경우 시공간의 측지선이 불완전해진다는 사실을 보여준다. 다만 이것이 곧 실제 블랙홀의 물질이 반드시 크기 0인 점으로 존재한다는 것을 증명하지는 않는다.
또한 사건의 지평선과 특이점은 서로 다른 개념이다. 블랙홀의 사건의 지평선은 유한한 크기를 가질 수 있으며, 이 크기는 블랙홀의 질량과 회전 등에 따라 달라진다.
한마디로 중력의 결정체다.
단, 블랙홀의 중력이 모든 거리에서 무조건 무한대인 것은 아니다. 동일한 질량을 가진 다른 천체와 비교하면 충분히 먼 거리에서의 중력은 거의 동일하다.
상세
연구 역사
블랙홀과 비슷한 개념은 아이작 뉴턴의 중력법칙이 발표된 이후부터 등장했다.
18세기 영국의 존 미첼은 중력이 너무 강해 빛조차 탈출하지 못하는 천체를 상상했으며, 프랑스의 피에르시몽 라플라스 역시 비슷한 가능성을 논의했다.
당시에는 빛을 입자로 보는 관점에서 이러한 천체를 생각했으며, 나중에 어두운 별(Dark star)이라는 이름으로 알려졌다.
그러나 당시의 어두운 별과 현대 일반상대성이론에서 정의하는 블랙홀은 정확히 같은 개념은 아니다.
19세기 들어 제임스 클러크 맥스웰의 전자기 이론이 발전하면서 빛이 전자기파라는 사실이 정립됐고, 빛에 대한 이해 역시 크게 변화했다.
이후 1905년 알베르트 아인슈타인이 특수상대성이론과 광전효과에 관한 연구를 발표하면서 빛과 시공간에 대한 이해가 새로운 단계로 접어들었다.
아인슈타인은 1915년 일반상대성이론의 장방정식을 완성했으며, 1916년 카를 슈바르츠실트가 회전하지 않는 구대칭 질량체 주변의 시공간을 설명하는 해를 발견했다.
이 해는 훗날 슈바르츠실트 블랙홀을 설명하는 기초가 됐다.
다만 아인슈타인 자신은 실제 자연에서 완전한 중력 붕괴가 일어나 블랙홀이 만들어진다는 생각에 회의적인 태도를 보이기도 했다.
1930년대에는 수브라마니안 찬드라세카르가 백색왜성의 질량 한계를 연구했고, 로버트 오펜하이머와 동료들은 거대한 항성의 중력 붕괴 가능성을 이론적으로 설명했다.
특히 1939년 오펜하이머와 하틀랜드 스나이더는 충분히 무거운 천체가 중력에 의해 계속 붕괴하는 과정을 연구했다.
이후 오펜하이머가 맨해튼 프로젝트에 참여하면서 블랙홀 연구를 직접 이어가지는 못했지만, 중력 붕괴 이론 자체는 현대 블랙홀 연구의 중요한 기반이 됐다.
1963년에는 뉴질랜드의 물리학자 로이 커가 회전하는 블랙홀을 설명하는 해를 발견했다.
1960년대에는 로저 펜로즈가 특이점 정리를 발전시켰으며, 1967년경 존 아치볼드 휠러가 블랙홀이라는 명칭을 널리 퍼뜨렸다.
기존의 어두운 별이라는 표현보다 블랙홀이라는 이름이 훨씬 강렬했기 때문에 이 명칭은 빠르게 정착했다.
관측의 시작
1964년 관측된 강력한 X선 천체 백조자리 X-1은 이후 블랙홀 후보로 연구되었다.
백조자리 X-1은 동반성에서 흘러나온 물질이 매우 무거운 보이지 않는 천체 주변으로 떨어지면서 강한 X선을 방출하는 쌍성계다.
이 천체는 오랫동안 가장 유력한 블랙홀 후보 가운데 하나로 알려졌다.
그러나 백조자리 X-1이 1964년에 블랙홀로 직접 촬영되었다는 뜻은 아니다.
당시에는 X선 방출과 동반성의 운동 등을 통해 블랙홀의 존재를 간접적으로 추론했다.
2015년에는 LIGO가 두 블랙홀의 병합 과정에서 발생한 중력파를 최초로 직접 검출했다.
그리고 2019년 4월 10일에는 사건의 지평선 망원경(EHT)이 M87 은하 중심의 블랙홀 그림자를 최초로 영상화하는 데 성공했다.
2022년에는 우리 은하 중심 블랙홀인 궁수자리 A*의 그림자도 공개됐다.
이로써 블랙홀은 단순한 이론적 존재를 넘어 여러 독립적인 방법으로 관측 증거가 확보된 천체가 됐다.
생성 원리
항성의 중력 붕괴
항성은 엄청난 질량이 모여서 형성된 천체이기 때문에 그 중심핵은 강력한 중력에 의해 압축되고 있다.
예를 들어 태양의 중심부는 약 1,500만 켈빈에 달하는 고온 상태이며, 압력 역시 지구 표면과 비교할 수 없을 정도로 높다.
이러한 높은 온도와 압력에서는 중심핵에서 핵융합 반응이 일어난다.
핵융합을 통해 에너지가 방출되고, 항성 내부의 압력 기울기가 중력을 지탱하면서 별이 안정적인 상태를 유지한다.
하지만 핵융합 연료는 무한하지 않다.
중심핵에서 수소가 고갈되면 핵은 수축하고 온도가 상승한다. 질량이 충분한 항성에서는 이후 헬륨을 비롯한 더 무거운 원소들의 핵융합 반응이 진행될 수 있다.
질량이 큰 항성은 탄소, 네온, 산소, 규소 등의 연소 단계를 거쳐 철족 원소가 풍부한 중심핵을 형성한다.
철이 생성되면 왜 문제가 되는가
핵융합은 가벼운 원자핵이 결합하면서 에너지를 방출하는 반응이다.
하지만 철족 원소 부근에서는 원자핵의 결합에너지가 최대에 가까워진다.
따라서 이러한 원소들로 더 무거운 원소를 만들기 위해 핵융합을 계속한다고 해서 기존처럼 에너지가 충분히 방출되는 것이 아니다.
정확히 말하면 원자핵 하나당 결합에너지가 최대에 가까운 원소는 철-56이나 니켈-62 등 철족 원소에 해당하며, 결합에너지의 비교 기준에 따라 최대값을 가지는 핵종은 달라질 수 있다.
또한 규소 연소에서는 니켈-56과 같은 방사성 핵종도 생성된다. 니켈-56은 코발트-56을 거쳐 철-56으로 붕괴한다.
다만 실제 무거운 항성의 중심핵 붕괴는 니켈-56이 모두 철로 붕괴하기를 기다렸다가 시작되는 단순한 과정이 아니다.
철족 원소로 구성된 중심핵이 충분히 무거워지고 더 이상 중력에 저항할 수 없는 상태가 되면 급격한 붕괴가 시작된다.
여기에는 전자 포획과 고에너지 광자에 의한 원자핵의 광붕괴 등이 중요한 역할을 한다.
백색왜성과 찬드라세카르 한계
상대적으로 질량이 작은 항성은 최종적으로 백색왜성을 남길 수 있다.
백색왜성은 파울리 배타 원리에 기반한 전자 축퇴압으로 중력 붕괴에 저항한다.
백색왜성이 안정적으로 유지될 수 있는 대표적인 이론적 질량 한계는 태양 질량의 약 1.4배로, 이를 찬드라세카르 한계라고 부른다.
그러나 이는 항성의 초기 전체 질량이 아니라 백색왜성 또는 축퇴된 중심핵의 질량에 관한 한계다.
따라서 처음부터 태양 질량의 1.4배를 넘는 별이 무조건 블랙홀이 되는 것은 아니다.
중성자별의 탄생
질량이 충분히 큰 항성은 중심핵이 중력을 견디지 못하고 급격하게 붕괴한다.
이 과정에서 전자와 양성자가 결합해 중성자가 생성되는 전자 포획 반응이 발생한다.
중심핵은 빠르게 수축하면서 극도로 높은 밀도에 도달하고, 중성자 축퇴압과 핵물질의 상호작용이 붕괴에 저항하게 된다.
이 과정에서 충격파가 발생하고, 중성미자에 의한 에너지 전달 등의 복잡한 과정을 거쳐 초신성 폭발이 일어날 수 있다.
폭발 이후 중심부에는 극도로 밀도가 높은 중성자별이 남을 수 있다.
중성자별은 대략 도시 정도의 크기에 태양과 비슷하거나 그보다 큰 질량이 집중된 천체다.
블랙홀의 탄생
그러나 중심핵이 중성자별의 압력으로도 지탱할 수 없을 정도로 무겁다면 중력 붕괴가 계속된다.
이때 형성되는 것이 블랙홀이다.
회전하지 않는 중성자별이 안정적으로 버틸 수 있는 최대 질량은 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계라고 부른다.
이 한계는 초고밀도 핵물질의 상태방정식에 따라 달라지므로 정확한 값이 아직 확정되지 않았다. 일반적으로 태양 질량의 2배를 조금 넘는 수준에서 몇 배 이내의 범위를 연구하고 있다.
중심핵이 한계를 초과하면 더 이상 안정적인 중성자별로 유지되지 못하고 블랙홀이 형성될 수 있다.
일부 거대한 별은 초신성 폭발 이후 남은 물질이 중심부로 다시 떨어지는 과정을 통해 블랙홀을 만들기도 한다.
또한 폭발이 매우 약하거나 실패해 항성의 중심부가 직접 블랙홀로 붕괴하는 경우도 이론적으로 가능하다.
따라서 모든 블랙홀이 반드시 화려한 초신성 폭발과 함께 탄생하는 것은 아니다.
중성자별과 블랙홀의 충돌
블랙홀은 항성의 붕괴뿐 아니라 다른 고밀도 천체와의 충돌로도 형성될 수 있다.
특히 두 중성자별이 서로 공전하면서 중력파를 방출하면 궤도가 점점 작아지고, 결국 병합할 수 있다.
이 과정에서는 킬로노바라고 부르는 밝은 전자기파 방출 현상이 나타날 수 있다.
킬로노바는 금이나 백금 같은 무거운 원소가 생성되는 과정과도 관계가 있다.
병합 이후 남은 천체가 충분히 무거우면 블랙홀로 붕괴할 수 있다.
또한 블랙홀끼리 합쳐지면 더 무거운 블랙홀이 탄생하며, 병합 과정에서 상당한 에너지가 중력파로 방출된다.
구멍?
엄밀히 말하자면 우리가 일반적으로 생각하는 구멍이 아니다.
블랙홀은 우주 공간 어딘가에 뚫려 있는 물리적인 구멍이나 다른 세계로 연결된 통로가 아니라, 사건의 지평선을 가진 시공간의 영역이다.
사건의 지평선 내부에서 외부로 향하는 빛이나 신호가 도달할 수 없기 때문에 외부 관측자는 그 안에서 일어나는 사건을 직접 확인할 수 없다.
그러나 블랙홀이 빛을 전혀 방출하지 않는다고 해서 주변까지 모두 완벽하게 검은 것은 아니다.
블랙홀 주변에 가스나 먼지가 존재하면 이들이 빠르게 회전하면서 매우 높은 온도로 가열되어 강한 빛과 X선 등을 방출할 수 있다.
이 때문에 실제 블랙홀 관측 사진에서는 검은 중심부 주변으로 밝은 고리 모양의 구조가 나타난다.
참고로 검은 중심부는 블랙홀의 사건의 지평선 그 자체를 촬영한 것이 아니라 강한 중력에 의해 형성된 블랙홀의 그림자를 보여주는 것이다.
블랙홀의 구조
사건의 지평선
사건의 지평선은 블랙홀에서 가장 중요한 경계다.
이 경계를 넘어가면 빛조차 먼 외부로 탈출할 수 없다.
그러나 사건의 지평선은 지구의 표면처럼 단단한 물질로 이루어진 막이 아니다.
빛과 물질이 어떤 경로로 이동할 수 있는지를 기준으로 정의되는 시공간의 경계다.
회전하지 않고 전하가 없는 블랙홀의 사건의 지평선 반지름은 다음과 같이 표현된다.
여기서 G는 중력상수, M은 블랙홀의 질량, c는 진공에서의 빛의 속도다.
태양 질량과 같은 질량을 가진 슈바르츠실트 블랙홀의 사건의 지평선 반지름은 약 2.95km다.
즉 태양 전체의 질량을 반지름 약 3km 안에 집중시키면 블랙홀의 사건의 지평선이 만들어진다는 뜻이다.
특이점
특이점은 고전적인 일반상대성이론의 블랙홀 해에서 시공간 곡률이 무한대로 발산하는 영역이다.
하지만 실제 자연에 무한한 밀도와 곡률이 존재하는지는 알려지지 않았다.
많은 물리학자들은 특이점에서 양자 중력 효과가 중요해질 것으로 예상한다.
따라서 현재로서는 특이점을 블랙홀 내부에서 반드시 존재하는 물리적인 점으로 확정하기 어렵다.
강착 원반
블랙홀 주변의 가스와 먼지가 회전하면서 모이면 강착 원반을 형성할 수 있다.
강착 원반의 물질은 마찰과 자기장에 관련된 과정으로 에너지를 방출하면서 안쪽으로 이동한다.
이 과정에서 물질은 매우 높은 온도로 가열되며, 가시광선과 자외선, X선 등을 방출할 수 있다.
특히 활동성 은하핵과 퀘이사에서는 초대질량 블랙홀 주변의 강착 원반이 은하 전체에 맞먹거나 그보다 밝은 빛을 방출하기도 한다.
블랙홀 자체는 어둡지만 주변에서 일어나는 현상은 우주에서 가장 밝은 현상에 속할 수 있다는 것이다.
상대론적 제트
일부 블랙홀에서는 회전축 방향으로 매우 빠른 입자 흐름이 방출된다.
이를 상대론적 제트라고 한다.
제트는 블랙홀의 사건의 지평선 내부에서 탈출한 물질이 아니라, 블랙홀 주변의 강착 원반과 자기장, 회전 에너지 등에 의해 형성되는 것으로 이해된다.
제트의 속도는 빛의 속도에 매우 가깝게 도달할 수 있으며, 거대한 초대질량 블랙홀에서는 은하 규모에 이르는 제트가 관측되기도 한다.
블랙홀의 종류
슈바르츠실트 블랙홀
1916년 카를 슈바르츠실트가 일반상대성이론의 장방정식에 대한 해를 발견하면서 설명할 수 있게 된 블랙홀이다.
가장 단순한 형태로, 질량은 있지만 각운동량과 전하가 없는 이상적인 블랙홀이다.
고전적인 수학적 해에서 특이점은 점 형태이며, 사건의 지평선은 하나다.
실제 천체는 대부분 어느 정도 회전하고 있기 때문에 완벽한 슈바르츠실트 블랙홀이 자연에 존재할 가능성은 낮다.
그러나 계산이 비교적 간단하고 기본적인 블랙홀 현상을 설명하는 데 유용하기 때문에 이론 연구에서 널리 사용된다.
커 블랙홀
1963년 뉴질랜드의 물리학자 로이 커가 발견한 해로 설명되는 회전 블랙홀이다.
질량과 각운동량을 가지며 전하는 없는 이상적인 블랙홀에 해당한다.
현실의 블랙홀은 대체로 회전한다고 생각되므로 커 블랙홀은 천체물리학에서 매우 중요하다.
블랙홀이 회전하면 주변 시공간이 함께 끌려가는 틀 끌림 현상이 발생한다.
또한 사건의 지평선 바깥쪽에 에르고스피어라고 불리는 영역이 생긴다.
이 영역에서는 블랙홀의 회전 방향으로 시공간이 강하게 끌려가므로 먼 외부 관측자에 대해 정지한 상태를 유지할 수 없다.
그러나 에르고스피어 전체에서 빛의 탈출이 불가능한 것은 아니다. 에르고스피어와 사건의 지평선은 서로 다른 경계다.
이론적으로는 에르고스피어에서 펜로즈 과정을 이용해 회전 블랙홀의 에너지를 추출할 수 있다.
커 블랙홀의 수학적 해에는 고리 모양의 특이점과 내부 지평선 등이 등장한다.
이 때문에 특이점 너머로 다른 우주에 도달할 수 있다는 등의 상상도 존재한다.
하지만 실제 블랙홀에서 이러한 경로가 안정적으로 유지되는지는 확인되지 않았으며, 물리적으로 가능한 여행 방법이라고 볼 근거도 없다.
특이점을 피해 통과하면 이세계가 나온다는 썰이 있다. 물론 그곳이 거주할 수 있는 환경인지는 모른다.
ㄴ 애초에 그런 공간이 실제로 존재한다는 증거도 없다.
인터스텔라의 가르강튀아는 회전하는 블랙홀의 중력 렌즈 효과를 시각적으로 표현한 유명한 사례다.
영화 제작 과정에서는 물리학자 킵 손이 과학 자문에 참여했으며, 빛이 블랙홀 주변에서 휘어지는 현상을 계산해 시각화했다.
다만 영화의 시각 효과는 관객이 이해하기 쉽도록 일부 물리적 효과를 단순화하거나 표현을 조정한 부분도 있다.
라이스너-노르드스트룀 블랙홀
대전(帶電) 블랙홀이라고도 한다.
회전하지 않지만 전하를 가진 블랙홀을 설명하는 해다.
이상적인 비극한 조건에서는 외부 사건의 지평선과 내부 지평선이 존재한다.
다만 현실의 천체물리학적 블랙홀은 주변의 반대 전하를 가진 입자를 끌어들여 전기적으로 중성에 가까워질 것으로 예상된다.
따라서 전하가 큰 블랙홀은 주로 이론적인 연구 대상이다.
커-뉴먼 블랙홀
커 블랙홀과 라이스너-노르드스트룀 블랙홀의 특징을 결합한 형태다.
질량과 각운동량, 전하를 모두 가지고 있다.
고전적인 일반상대성이론에서는 가장 일반적인 정상상태의 전하를 가진 회전 블랙홀을 설명하는 해 가운데 하나다.
그러나 실제 우주에 존재하는 거대한 블랙홀의 전하는 매우 작을 것으로 예상되므로 현실적인 설명에서는 커 블랙홀을 사용하는 경우가 많다.
블랙홀의 죽음
영겁에 가까운 시간이 걸리겠지만 블랙홀도 소멸할 수 있다.
이론적으로 블랙홀은 호킹 복사를 통해 에너지를 방출하며 아주 천천히 질량을 잃을 수 있다.
1974년 스티븐 호킹은 양자장론을 블랙홀 주변의 휘어진 시공간에 적용하여 블랙홀이 열복사를 방출할 수 있다는 결과를 제시했다.
흔히 다음과 같은 설명이 사용된다.
- 진공에서는 양자 요동이 존재한다.
- 사건의 지평선 근처에서 입자와 반입자 쌍이 생성된다고 상상한다.
- 한쪽은 블랙홀로 떨어지고 다른 한쪽은 외부로 탈출한다.
- 결과적으로 블랙홀의 에너지가 감소하며 질량이 줄어든다.
다만 위 설명은 이해를 돕기 위한 비유다.
실제 호킹 복사는 단순히 사건의 지평선에서 입자와 반입자 두 개가 만들어져 한쪽은 들어가고 다른 한쪽은 나오는 과정을 그대로 의미하지 않는다.
정확한 이론적 설명에는 휘어진 시공간에서의 양자장과 서로 다른 관측자가 정의하는 입자 상태의 차이 등이 포함된다.
또한 블랙홀에 음의 질량을 가진 입자가 실제로 들어간다고 단순하게 이해하는 것도 정확하지 않다.
호킹 복사로 인해 블랙홀이 잃는 에너지는 질량 감소로 이어진다.
블랙홀의 질량이 작을수록 호킹 온도는 높아지고, 복사에 의한 질량 감소 속도도 빨라진다.
반대로 질량이 큰 블랙홀은 매우 낮은 온도를 가지므로 증발 속도가 극도로 느리다.
회전하지 않고 전하가 없는 블랙홀의 호킹 온도는 다음과 같다.
태양 질량과 같은 질량의 블랙홀은 호킹 온도가 약 6×10-8K에 불과하다.
이는 현재 우주배경복사의 온도인 약 2.7K보다 훨씬 낮다.
따라서 현재 우주에서 이러한 블랙홀은 주변 복사와 물질을 흡수하는 효과까지 고려하면 순수하게 증발만 하는 상태라고 보기 어렵다.
블랙홀의 수명
태양 질량의 블랙홀이 다른 물질을 추가로 흡수하지 않고 호킹 복사만으로 완전히 증발하는 데 걸리는 시간은 단순한 모형에서 약 1067년으로 계산된다.
태양 질량의 수백만 배 또는 수십억 배에 달하는 블랙홀은 이보다 훨씬 오래 걸린다.
회전하지 않는 이상적인 블랙홀의 증발 시간은 질량의 세제곱에 비례한다.
따라서 질량이 10배 늘어나면 증발 시간은 대략 1,000배 늘어난다.
현재 우주의 나이가 약 138억 년이라는 점을 생각하면 사실상 상상하기 어려운 시간이다.
또한 블랙홀의 최종 증발 과정이 정확히 어떤 모습일지는 아직 밝혀지지 않았다.
고전적인 반고전적 계산에서는 마지막 단계에서 매우 강한 복사가 나타날 수 있지만, 질량이 극도로 작아진 상태에서는 양자 중력 효과가 중요해지므로 최종 결과를 확정하기 어렵다.
블랙홀이 죽기 전에 우주의 별들이 먼저 다 꺼질 가능성이 훨씬 높다.
근데 블랙홀 입장에서 보면 수명이 존나 짧을지도...?
블랙홀의 크기
마이크로 블랙홀
마이크로 블랙홀은 매우 작은 질량이나 크기를 가진 가상의 블랙홀을 가리킨다.
일부 이론에서는 우주 초기의 극한적인 환경이나 고에너지 입자 충돌에서 작은 블랙홀이 형성될 수 있다고 예측한다.
그러나 현재까지 마이크로 블랙홀의 존재는 실험적으로 확인되지 않았다.
강력한 우주선(宇宙線)이 지구 대기권의 입자와 충돌할 때 생성될 수 있다는 가설도 있으나, 실제 생성이 확인된 것은 아니다.
과거에는 질량 10㎍ 정도의 작은 블랙홀이 극히 짧은 시간에 증발할 것이라는 식의 설명이 사용되기도 했다.
하지만 질량과 수명은 적용하는 이론에 따라 달라지며, 특정 질량의 마이크로 블랙홀이 자연에서 실제로 만들어진다는 증거는 없다.
원시 블랙홀
원시 블랙홀은 우주 초기의 매우 높은 밀도 환경에서 형성되었을 가능성이 있는 가상의 블랙홀이다.
일반적인 항성 붕괴로 생성되는 블랙홀과 달리 별이 형성되기 이전의 우주에서도 탄생할 수 있다.
원시 블랙홀은 질량의 범위가 매우 넓을 수 있으며, 일부 질량대에서는 암흑물질의 후보로도 연구된다.
그러나 원시 블랙홀의 존재는 아직 확정되지 않았다.
질량이 작은 원시 블랙홀은 호킹 복사로 이미 증발했을 가능성도 연구되고 있다.
항성질량 블랙홀
일반적으로 거대한 항성이 수명을 다한 뒤 중심핵의 중력 붕괴로 형성되는 블랙홀이다.
질량은 대략 태양 질량의 몇 배에서 수십 배 수준인 경우가 많지만, 별의 금속함량과 질량 손실, 쌍성 진화, 블랙홀 병합 등에 따라 더 무거운 천체도 형성될 수 있다.
따라서 모든 항성질량 블랙홀에 통일된 최대 질량이 존재한다고 단정하기 어렵다.
2019년에 관측된 GW190521은 매우 무거운 두 블랙홀의 병합으로 유명하다.
이 사건에서는 태양 질량의 약 85배와 66배인 두 블랙홀이 합쳐져 태양 질량 약 142배의 블랙홀이 형성된 것으로 추정된다.
차이에 해당하는 태양 질량 약 8배 수준의 에너지는 중력파로 방출됐다.
이 사건은 중간질량 블랙홀이 형성되는 과정을 직접적인 중력파 관측으로 확인한 중요한 사례다.
다만 GW190521의 142태양질량 천체는 최종 병합 산물로서 중간질량 블랙홀에 해당하며, 모든 항성질량 블랙홀 중 가장 무겁다는 의미는 아니다.
중간질량 블랙홀
'초대질량 블랙홀'보다 작고 '항성질량 블랙홀'보다 큰, 말 그대로 중간급 블랙홀이다.
일반적으로 태양 질량의 약 100배에서 10만 배 정도에 해당하는 천체를 가리키지만, 구체적인 분류 경계는 연구 분야에 따라 다를 수 있다.
2004년에는 우리 은하 중심부에서 중간질량 블랙홀의 후보가 제시되기도 했다.
또한 초고광도 X선원(ULX)이나 밀집 성단의 운동 등을 통해 중간질량 블랙홀의 후보들이 연구됐다.
2020년에는 GW190521의 관측 결과가 발표되면서 태양 질량 약 142배의 병합 잔해가 중간질량 블랙홀의 강력한 증거로 제시됐다.
중간질량 블랙홀은 항성질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀의 성장 과정을 연결하는 데 중요한 연구 대상이다.
다만 모든 초대질량 블랙홀이 반드시 중간질량 블랙홀 단계를 동일한 방식으로 거쳐 형성되었다고 확정할 수는 없다.
초대질량 블랙홀
태양 질량의 수십만 배에서 수십억 배 이상에 이르는 매우 거대한 블랙홀이다.
거대한 은하들의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하는 경우가 많으며, 우리 은하의 중심에도 궁수자리 A*라는 초대질량 블랙홀이 있다.
궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 400만 배에 달한다.
초대질량 블랙홀의 탄생과 성장 과정은 아직 완전히 밝혀지지 않았다.
일반적인 항성질량 블랙홀이 주변 물질을 흡수하고 다른 블랙홀과 병합해 성장할 수 있지만, 우주 초기부터 매우 무거운 블랙홀이 존재했다는 관측은 기존 성장 모형에 어려운 문제를 제기한다.
특히 블랙홀이 물질을 흡수할 때 강한 복사가 발생하면 주변 물질이 밀려나 추가적인 성장이 제한될 수 있다.
이와 관련된 대표적인 개념이 에딩턴 한계다.
에딩턴 한계는 복사압과 중력 사이의 균형에 관한 개념이며, 모든 블랙홀이 무조건 1년에 자기 질량의 2%까지만 성장할 수 있다는 단순한 법칙은 아니다.
실제 질량 성장률은 복사 효율과 강착 환경 등에 따라 달라진다.
일부 이론에서는 우주 초기의 거대한 가스 구름이 직접 붕괴해 상대적으로 무거운 블랙홀 씨앗을 만들었을 가능성을 연구한다.
또 다른 가설로는 쿼시 별이 제안됐다.
쿼시 별은 거대한 가스층 내부에 블랙홀이 형성되고, 중심 블랙홀의 강착으로 발생하는 에너지가 외부의 가스층을 지탱하는 가상의 천체다.
이러한 과정을 거쳐 초기 우주에서 블랙홀의 씨앗이 빠르게 성장했을 가능성이 있다.
다만 쿼시 별은 아직 직접 관측으로 존재가 확인된 천체는 아니다.
극대질량 블랙홀
아아아아아아앍! 오마이숄더!
태양 질량의 약 100억 배 이상에 달하는 매우 거대한 블랙홀을 구분하기 위해 사용되는 명칭이다.
일반적인 초대질량 블랙홀의 범주에 포함되지만, 그중에서도 특히 무거운 천체들을 구분하기 위해 사용된다.
다만 극대질량 블랙홀이라는 명칭의 경계는 공식적으로 완전히 통일된 분류가 아니다.
대표적인 천체로는 TON 618이 있다.
TON 618은 매우 밝은 퀘이사로, 중심 블랙홀의 질량은 연구에 따라 태양 질량의 수백억 배 수준으로 추정됐다.
과거에는 약 660억 태양질량이라는 수치가 널리 알려졌지만, 이후 다른 모형과 관측을 바탕으로 약 400억 태양질량 수준의 추정도 제시됐다.
또한 불사조자리 A의 중심 블랙홀에 대해서는 태양 질량 1,000억 배를 넘는다는 추정이 소개되기도 했으나, 이는 불확실성이 크고 확정된 측정값이라고 보기 어렵다.
초대질량 블랙홀의 질량은 주변 가스의 운동이나 방출선의 폭, 광도, 강착 모형 등을 활용해 추정하는 경우가 많다.
이러한 방법들은 적용하는 가정과 모형에 따라 서로 다른 결과를 낼 수 있다.
따라서 현재 우주에서 가장 무거운 블랙홀이 무엇인지는 추정값의 신뢰도와 측정 방법을 함께 고려해야 하는 문제다.
또한 블랙홀의 질량이 일정한 값 이상으로 절대 성장할 수 없다는 보편적인 한계가 관측을 통해 확정된 것도 아니다.
블랙홀의 털없음 정리
희망을 잃지 마십시오! (이봐 머대리, 머리 좀 기르세, //네 과장님 ㅠㅠ)
민머리 대머리 맨들맨들 빡빡이♩♪♬~ 민머리 대머리 맨들맨들 빡빡이♩♪♬~
블랙홀 무모 정리(No-hair theorem)는 정상상태에 도달한 블랙홀이 외부에서 관측 가능한 몇 가지 물리량으로 설명될 수 있다는 이론적 성질을 가리킨다.
대표적으로 다음과 같은 세 가지 물리량이 사용된다.
- 질량
- 각운동량
- 전하
쉽게 말해 블랙홀이 어떻게 만들어졌고 이전에 어떤 물질을 흡수했는지와 관계없이, 정상상태에 도달한 블랙홀은 외부에서 몇 가지 특징만으로 구분된다는 것이다.
다만 실제 블랙홀의 모든 물리적 특성과 가능한 물질장에 대해 하나의 간단한 정리가 완전히 일반적으로 성립한다고 말할 수는 없다.
특히 블랙홀 주변의 물질이나 자기장, 새로운 물리학의 가능성 등을 포함하면 문제가 더 복잡해진다.
우주에서 가장 무거운 머대리다.
블랙홀과 정보
정보 보존 법칙
양자역학에서는 닫힌 계의 시간 진화가 유니터리하게 이루어진다는 원리가 중요하다.
이는 초기 양자 상태에 관한 정보가 시간 진화 과정에서 근본적으로 소실되지 않는다는 의미를 가진다.
종이를 태우면 재가 되지만 거기에 들어있는 원소들은 그대로이므로 종이에 들어있는 원소들을 다시 하나하나 모으고 불에서 방출된 연기와 불의 속성을 정확히 안다면 이론적으로 종이를 다시 만들 수 있다.
다만 실제로 이를 구현하려면 종이뿐 아니라 방출된 빛과 열, 주변 환경과의 상호작용에 관한 엄청난 양의 정보가 필요하다.
따라서 이론적 정보 보존과 현실적으로 과거의 물체를 완벽하게 복원할 수 있다는 것은 서로 다른 이야기다.
형태를 알아볼 수 없을 뿐이지 우주에 그대로 남아있다. 해석하기도 매우 빡세서 문제지만...
즉, 한마디로 이론적으로 죽어도 부활 쌉가능하다는 거다.
ㄴ 정보 보존이 곧 죽은 사람을 실제로 부활시킬 수 있다는 의미는 아니다.
정보 추적이 가능하다면 우주의 역사도 들여다 볼 수 있을 것이고 짱깨국이 아무리 만물짱깨설을 내밀어도 세계인은 ㅈ도 안믿을거다. 우주의 정보는 사실대로만 뱉어냈으면 뱉어냈지 구라 안친다.
문제는 블랙홀이다. 아래 항목 참조.
블랙홀 정보 역설
완전 불쾌합니다!!!
블랙홀에 들어간 물질들의 정보는 어떻게 되는가?
블랙홀 정보 역설은 블랙홀의 형성과 증발을 양자역학의 정보 보존 원리와 함께 설명하려 할 때 발생하는 문제다.
블랙홀에 물질이 들어가면 외부 관측자는 사건의 지평선 내부의 정보를 직접 확인할 수 없다.
그런데 블랙홀이 호킹 복사를 방출해 결국 완전히 사라진다면, 블랙홀에 들어갔던 물질의 정보가 어디로 갔는지 문제가 발생한다.
초기의 단순한 계산에서 호킹 복사는 열복사처럼 나타나기 때문에 블랙홀에 들어간 물질의 상세한 정보를 복원하기 어려워 보였다.
이는 양자역학의 유니터리한 시간 진화 원리와 충돌할 가능성을 제기했다.
이후 홀로그래피 원리, AdS/CFT 대응성, 양자 얽힘과 엔트로피 계산, 이른바 아일랜드 공식 등 여러 연구가 발전하면서 정보가 근본적으로 보존될 수 있다는 강력한 이론적 근거들이 제시됐다.
하지만 현실 우주에 존재하는 모든 종류의 블랙홀에 대해 정보가 구체적으로 어떻게 회수되는지 완전히 설명하는 문제는 여전히 연구 대상이다.
양자 중력 문제
양자 중력은 일반상대성이론과 양자역학을 하나의 일관된 이론으로 설명하려는 연구 분야다.
현재 일반상대성이론은 거대한 질량과 시공간의 중력을 매우 정확하게 설명하고, 양자역학은 미시세계의 입자와 상호작용을 성공적으로 설명한다.
그러나 두 이론을 동시에 적용해야 하는 블랙홀의 특이점이나 우주 초기의 극한적인 상황에서는 기존 이론만으로 완전한 설명을 제공하기 어렵다.
특히 블랙홀 내부의 매우 높은 곡률 영역에서는 양자 중력 효과가 중요할 것으로 예상된다.
고로 특이점에는 4대힘 모두가 작용하게 되는데 중력이 양자 단위에서 어떻게 작용하는지 모른다는 거다.
다만 특이점에서 실제로 네 가지 기본 상호작용이 어떤 형태로 작용하는지는 알려져 있지 않다.
거기다가 제5의 힘 떡밥도 있어서 그거대로 문제가 된다.
새로운 기본 상호작용이나 추가적인 입자가 존재할 가능성에 관한 연구도 있지만, 그러한 가설이 양자 중력 문제의 원인이라고 확정된 것은 아니다.
고차원 블랙홀
고차원 블랙홀은 우리 상식을 존나 벗어나는 경우도 있다.
일반적인 4차원 시공간에서는 블랙홀의 사건의 지평선이 특정한 조건을 만족하는 형태로 제한되지만, 공간 차원이 더 높은 이론에서는 다양한 형태의 블랙홀 해가 등장한다.
블랙스트링
블랙스트링은 높은 차원의 시공간에서 검은 끈처럼 길게 뻗은 형태를 가지는 블랙홀 해다.
특정 조건에서는 그레고리-라플람 불안정성에 의해 불안정해질 수 있다.
다만 모든 블랙스트링이 반드시 같은 방식으로 붕괴한다고 단정할 수는 없다.
블랙링
블랙링은 도넛처럼 생긴 사건의 지평선을 가진 고차원 블랙홀이다.
일반적인 구형 블랙홀과 달리 고리 형태를 가진다는 점이 특징이다.
플로우식이 싫어한다.
블랙새턴
블랙새턴은 구형 블랙홀과 이를 둘러싼 고리 모양의 블랙홀이 함께 존재하는 이론적 해다.
마치 토성과 그 주변의 고리를 연상시키는 구조다.
다만 실제로 관측된 천체는 아니다.
바이사이클링 블랙링
바이사이클링 블랙링은 두 개의 회전하는 블랙링이 함께 존재하는 형태의 고차원 해다.
일반적인 블랙홀과는 달리 매우 복잡한 사건의 지평선 구조를 가질 수 있다.
모양이 좆나 희한하다.
P.S. 뉴턴 과학잡지책-블랙홀, 화이트홀 사봐라. 좆나 희한한 고차원 블랙홀에 관한것도 나온다.
← 이거 갓꿀잼책이다 읽어라.
위의 고차원 블랙홀들은 수학적 모형에서 등장하는 구조이며, 현재 실제 우주에서 그러한 블랙홀을 관측했다는 증거는 없다.
떠돌이 블랙홀
초신성 폭발 중에 뭔가가 잘못되었거나 은하끼리 충돌하는 이런 우주구급 대규모 사건이 벌어지면 블랙홀은 지자리에서 튕겨나가 성간 공간을 떠돌아 다니는 경우가 있다고 한다.
실제로 별이나 블랙홀은 초신성 폭발의 비대칭적인 운동량 전달, 다체 중력 상호작용, 블랙홀 병합 과정의 중력파 반동 등으로 인해 기존 위치에서 밀려날 수 있다.
이렇게 은하 내부의 성간 공간을 이동하는 블랙홀을 떠돌이 블랙홀이라고 부르기도 한다.
특히 블랙홀 병합 과정에서는 방출되는 중력파가 비대칭적일 경우 최종 블랙홀이 강한 반동 속도를 얻을 수 있다.
은하 내에 떠돌이 블랙홀이 얼마나 존재하는지는 아직 정확하게 밝혀지지 않았다.
일부 연구에서는 우리 은하에도 상당한 수의 고립 블랙홀이 존재할 것으로 추정한다.
이들은 일반적으로 강한 빛을 방출하지 않으므로 직접 발견하기 어렵지만, 주변 별빛을 휘게 하는 중력렌즈 현상 등을 통해 존재를 추론할 수 있다.
헬우주네 씨발거....
블랙홀이 지구에 접근한다면
블랙홀이 지구에 접근하면 강력한 중력에 의해 지구와 다른 천체의 궤도가 교란될 수 있다.
그러나 블랙홀이 우주 공간의 모든 물질을 무제한으로 빨아들이는 진공청소기처럼 작동하는 것은 아니다.
예를 들어 태양과 정확히 같은 질량의 블랙홀이 태양 자리를 대체한다고 가정하면, 지구는 빛과 열을 공급받지 못하지만 중력만을 고려한 공전 궤도는 거의 그대로 유지된다.
물론 블랙홀이 지구에 충분히 가까워진다면 극도로 강한 조석력과 중력 효과 때문에 치명적인 결과가 발생할 수 있다.
하지만 현재 알려진 블랙홀 가운데 지구에 즉각적인 위협을 가하는 천체가 확인된 것은 아니다.
블랙홀 우주론
블랙홀 우주론은 우리 우주 자체가 다른 더 큰 우주의 블랙홀 내부에서 탄생했을 가능성을 다루는 가설들을 포함한다.
일부 이론에서는 블랙홀 내부의 시공간 구조와 우주 초기의 팽창 현상 사이에 관계가 있을 수 있다고 제안한다.
그러나 이러한 가설은 아직 관측으로 확인된 표준 우주론의 일부가 아니다.
현재 우주가 실제로 블랙홀 내부에 존재한다는 직접적인 증거는 없다.
진짜 블랙홀 공개
국제협력 프로젝트 사건의 지평선 망원경(EHT)에서 2019년 4월 10일 밤 10시(한국 시간)에 초대질량 블랙홀의 그림자 관측 결과를 공개했다.
이는 인류가 블랙홀의 그림자를 영상화한 최초의 사례였다.
보러온 사람들만 10만명 넘음 ㄷㄷ 참고로 우리나라 과학자들도 저 블랙홀 연구에 참여했다고 한다.
이 천체는 M87 은하의 중심에 있는 태양 질량의 약 65억 배인 초대질량 블랙홀이다.
블랙홀은 가시광선 영역으로 직접 볼 수 없기 때문에 지구 여러 지역의 전파망원경을 연결한 관측망을 이용했다.
관측은 약 1.3mm 파장의 전파를 이용했으며, 여러 관측소의 데이터를 결합해 블랙홀 주변의 밝은 고리와 어두운 중심부를 재구성했다.
공개된 이미지는 가시광선 카메라로 촬영한 사진이 아니라 전파 관측 결과를 사람이 알아보기 쉽도록 색상으로 표현한 것이다.
밝은 고리는 블랙홀 주변의 뜨거운 플라스마에서 방출된 전파를 보여주며, 가운데의 어두운 부분은 블랙홀의 그림자다.
아무리봐도 똥구멍 같이 생김.
사실
이 문서에서 뭐라고 지랄을 하든 그것은 옳습니다. 옳소!
RYZEN이라고 한다.
우리 은하 중심 블랙홀 공개
2022년 5월 12일 EHT 연구진은 우리 은하 중심에 있는 궁수자리 A*의 블랙홀 그림자를 공개했다.
궁수자리 A*는 지구에서 약 2만 7천 광년 떨어져 있으며, 질량은 태양의 약 400만 배다.
M87*보다 훨씬 가볍지만 지구에서 가까운 편이어서 관측할 수 있었다.
다만 궁수자리 A*는 주변 가스의 변화가 상대적으로 빠르게 일어나기 때문에 영상을 재구성하는 과정이 매우 어려웠다.
2022년 공개된 사진에서도 가운데의 어두운 부분과 이를 둘러싼 밝은 고리를 확인할 수 있다.
찌그러진 똥꼬같다.
중력파를 통한 블랙홀 관측
2015년 9월 14일 LIGO는 두 블랙홀이 합쳐지는 과정에서 발생한 중력파를 검출했다.
이 사건은 GW150914라는 이름으로 알려져 있다.
관측 결과는 2016년 2월 발표됐다.
이는 블랙홀 병합을 직접적인 중력파 신호로 확인한 최초의 사례로, 일반상대성이론의 중요한 예측을 검증했다.
이후 LIGO와 Virgo, KAGRA 등의 관측망은 여러 블랙홀과 중성자별 병합 후보를 관측했다.
블랙홀은 더 이상 사진으로만 연구하는 천체가 아니라 중력파를 통해 충돌과 병합 과정까지 연구할 수 있는 대상이 됐다.
블랙홀에 빠지면 어떻게 되는가
블랙홀에 빠진다면 가장 큰 문제는 강력한 조석력이다.
블랙홀에 가까운 쪽과 먼 쪽에 작용하는 중력의 차이가 매우 커지면 물체가 한 방향으로 늘어나고 다른 방향으로 압축될 수 있다.
이를 스파게티화라고 부른다.
특히 질량이 작은 항성질량 블랙홀에서는 사건의 지평선에 접근하기 전부터 조석력이 치명적인 수준으로 커질 수 있다.
반면 매우 거대한 초대질량 블랙홀은 사건의 지평선에서 조석력이 상대적으로 약할 수 있다.
따라서 이론적으로는 초대질량 블랙홀의 사건의 지평선을 통과하는 순간에 특별한 충격을 느끼지 않을 수도 있다.
그러나 일단 사건의 지평선 내부로 들어간다면 외부 우주로 탈출할 수 없다.
또한 내부의 최종 상태는 아직 완전히 알려져 있지 않다.
들어가는 것은 자유지만 나오는 것은 자유가 아니다.
흔한 오해
블랙홀은 모든 것을 빨아들이는 진공청소기다?
아니다.
블랙홀도 질량을 가진 천체이기 때문에 충분히 멀리 떨어진 물체에는 일반적인 중력법칙에 가까운 영향을 준다.
같은 질량의 별과 블랙홀이 같은 거리에 있다면 먼 거리에서의 중력은 크게 다르지 않다.
블랙홀의 중력은 어디서나 무한대다?
아니다.
블랙홀의 사건의 지평선 바깥에서 측정되는 중력 효과는 유한하며 거리와 질량 등에 따라 달라진다.
무한한 곡률은 고전적인 특이점 모형에서 나타나는 현상이지 블랙홀 주변의 모든 공간에서 발생하는 현상이 아니다.
블랙홀은 절대로 빛을 내지 않는다?
사건의 지평선 내부에서 외부로 빛이 탈출할 수 없다는 의미에서는 맞다.
그러나 블랙홀 주변의 강착 원반은 매우 밝게 빛날 수 있다.
또한 이론적으로 블랙홀은 호킹 복사를 방출할 수 있다.
블랙홀은 반드시 초신성 폭발로 생성된다?
아니다.
일부 블랙홀은 직접적인 중력 붕괴로 형성될 수 있으며, 중성자별이나 다른 블랙홀과의 병합으로도 생성될 수 있다.
블랙홀 안에는 다른 우주가 있다?
일부 이론에서 제안되는 가능성이지만 확인된 사실은 아니다.
웜홀이나 다른 우주로 연결되는 통로가 실제 천체물리학적 블랙홀 내부에 안정적으로 존재한다는 증거도 없다.
여담
- 블랙홀이라는 이름은 1960년대 후반 존 아치볼드 휠러의 활동을 통해 널리 알려졌다.
- 블랙홀이라는 표현이 대중화되기 이전에는 어두운 별이나 중력 붕괴 천체 같은 표현이 사용되기도 했다.
- 블랙홀은 실제 구멍이 아니라 사건의 지평선을 가진 시공간의 영역이다.
- 블랙홀 내부의 실제 구조는 아직 완전히 밝혀지지 않았다.
- 모든 블랙홀이 반드시 빠르게 회전하는 것은 아니지만, 현실의 블랙홀은 대체로 어느 정도 각운동량을 가진다고 생각된다.
- 블랙홀끼리 충돌하면 중력파가 발생하며, 병합 이후에는 더 무거운 블랙홀이 남을 수 있다.
- 블랙홀의 사건의 지평선은 물질로 이루어진 고체 표면이 아니다.
- 인터스텔라의 가르강튀아는 블랙홀의 중력렌즈 효과를 대중적으로 알리는 데 기여했다.
- 중력 조작능력자의 최종병기이기도 하다.
- 이름이 지어질 1960년대 당시 프랑스어권에서 블랙홀이라는 표현이 성적인 은어를 연상시킨다는 일화가 전해지기도 한다. 다만 이를 명칭의 공식적인 유래로 볼 근거는 없다.
주제로 한 노래들
- 뮤즈 - Black Holes and Revelations
- Orden Ogan - 블랙홀(Orden Ogan)