블랙홀 문서 원본 보기

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[[파일:블랙홀.jpg]]<br>
천체 예술가가 그린 상상화로, 세페우스 자리에 있는 초대질량 블랙홀 S5 0014+81이 주변 물질을 빨아먹으면서 수직방향으로 제트를 분출하는 모습이다.

== 개요 ==
표면적이 0인 점으로 무한히 수축하는 [[천체]]. [[중력]]이 무한대에 가까운 [[특이점]]을 중심으로 [[빛]]조차도 빠져나오지 못하는 사건의 지평선을 형성하기 때문에 외부에서는 어떤 정보도 관측할 수 없어 검은 구체로만 보인다.

펜로즈 정리에 따르면 블랙홀은 크기가 0이고 밀도와 시공간의 곡률이 무한대가 된 천체(부피가 0이라서 밀도가 무한대가 된다)로 정의하며 펜로즈 정리의 반례가 현재까지 발견된 예가 없기에 블랙홀은 사실상 크기가 0인 천체 취급을 받는다.

한마디로 중력의 결정체다.

== 상세 ==
블랙홀은 아이작 뉴턴이 중력법칙을 발표했을 때부터 그 개념이 존재했다. 이론 물리학자들은 오래전부터 중력이 극대화되면 물리 법칙이 어떻게 작용할지를 두고 토론을 했었고, 빛은 입자라는 입자설을 밀던 뉴턴을 비롯한 학자들은 중력이 너무 커져서 빛조차도 탈출하지 못하는 천체의 개념을 생각해냈다. 하지만 19세기 들어 맥스웰이 파동설을 들고 나오면서 대세가 되어, 이 어두운 별(Darkstar)는 한동안 잊혀졌다.

그러다가 1905년에 아인슈타인이 빛은 입자의 특징도 있다는 걸 밝혀냈고 동시에 일반 상대성 이론을 완성하여 중력을 재해석함으로서 물리학계는 큰 변화를 맞는다. 하지만 아인슈타인은 자신의 이론으로 도출되는 양자역학을 납득하지 못했는데, 1915년에 자신의 이론으로 카를 슈바르트실트가 슈바르트실트해와 블랙홀을 도출해냈음에도 실제로는 그런 천체는 존재하지 않는다고 일축했다. 그러나 1930년대에 영국으로 유학을 왔던 인도 학자인 찬드라세카르가 백색왜성과 중성자별의 존재를 예견하면서 과거에 논의되었던 빛조차도 탈출하지 못하는 어두운 별이 다시 빛을 보게 된다. 이후 오펜하이머가 중성자별을 넘어서는 천체(즉, 블랙홀)을 한창 연구하고 있다가 맨하탄 프로젝트에 차출되는 바람에 한동안 다시 잊혀졌다.

이러다가 물리학계의 명사였던 존 휠러가 다크스타라는 용어는 블랙홀의 특징을 표현하기에 부적합하다고 판단해서 블랙홀이라는 이름을 새로 제안했고 그것이 특이점을 가진 천체의 새로운 이름이 됐다.

1960~70년대 들어 블랙홀의 연구는 큰 진전을 보게 되는데 로이 패트릭 커가 계산한 '각운동량'을 가진 커 블랙홀, 로저 펜로즈가 기하학을 도입한 덕분이었다. 그리고 1964년에는 최초로 직접 관측에 성공한 블랙홀인 백조자리 X-1이 발견되었다.

== 생성 원리 ==
[[항성]]은 엄청난 [[질량]]이 모여서 형성된 천체이기 때문에 그 중심핵은 엄청난 압력으로 쥐어짜이고 있다. (태양만 해도 내부압력은 2600억 기압에 달한다) 중심핵이 받는 엄청난 압력과 온도 때문에 중심핵에서는 핵융합 반응이 일어나고 이를 통해 항성은 중력 붕괴에 저항할 힘을 얻는다. 

하지만 수소 [[핵융합]]을 하는데 쓸 수 있는 [[수소]]의 양은 항성 전체 질량의 10% 정도에 불과한데 해당 질량의 수소를 다 쓰면 핵은 중력붕괴에 대항할 에너지를 만들지 못해 압력을 견디지 못해 찌그러든다. 이러면 핵의 온도와 압력이 급상승하여 헬륨을 핵융합할 수 있게 되어 다시 복사압을 형성해 중력붕괴에 저항한다. 질량이 충분히 무거운 별은 규소 핵융합까지 진행되는데 여기서 문제가 생긴다.

핵융합은 가벼운 원소를 재료로 무거운 원소를 생성하고 그만큼의 질량결손을 에너지로 방출하는 과정인데 항성 핵융합의 최후인 규소 핵융합은 결과물로 [[철]]을 생성하게 된다. 그런데 철은 우주상에 존재하는 원소 중 단위입자당 결합에너지가 가장 커서 철로는 핵분열과 핵융합 둘 다 에너지를 퍼먹어야만 가능하기 때문에 철이 계속 핵에 쌓이게 된다.(엄밀히 말하면 규소 핵융합의 결과물은 니켈-56이지만, 니켈-56의 핵융합은 발열 반응이 약해 중력붕괴에 대항할 에너지를 충분히 만들지 못하고, 규소 핵융합이 일어나는 항성 핵의 온도는 28억~35억 켈빈에 달해서 원자가 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되면서 양성자나 중성자를 배출하는 광붕괴 현상이 발생해 그 이상의 핵융합을 방해하기 때문에 반감기 약 5일인 니켈-56이 붕괴해서 코발트-56로 변하고 코발트-56은 안정한 철-56으로 붕괴하기에 규소핵융합반응의 최종산물이 철인 것이다)

규소 핵융합이 끝나면 더 이상 핵은 자체 중력 붕괴에 저항하지 못하기 때문에 급속하게 수축한다. 스스로 붕괴하려는 중력에 첫번째로 저항하는 것이 원자 내부에 있는 전자들이다. 파울리의 배타원리에 따르면 두 페르미온은 같은 양자상에 존재할 수 없는데 [[전자]]도 [[페르미온]]이기 때문이다. 항성의 질량이 충분히 무겁지 않다면 이 전자 축퇴압과 중력이 평형을 이루어 중력붕괴가 중단되고 백색 왜성으로 남는다.

하지만 주계열성 단계일 때의 항성 질량이 충분히 커서 철 핵의 질량이 태양 질량의 1.44배를 넘는다면(이를 찬드라세카르 한계라 한다) 전자 축퇴압이 무력화되어 원자 내부의 [[양성자]]와 전자가 중력을 못 이기고 중성자로 변한다. 이러면 두번째 장벽인 중성자 축퇴압이 발생하고 여기에 강력까지 개입해서 중력 붕괴에 저항한다. 이 과정에서 [[약력|양성자가 역 베타붕괴]]를 일으키며 전자와 결합해 [[중성자]]가 되기 때문에 철 핵의 크기가 갑자기 줄어들어 '내파'라고 하는 순간적인 수축이 일어나 (이 수축의 속도는 광속의 4분의 1에 달한다) 항성을 구성하던 물질들이 핵에 쏟아지면서 급격한 핵융합 반응이 별 전체에서 일어나 [[초신성]]폭발이 발생하며, 중심핵을 제외한 나머지 구성 물질들은 전부 우주로 날아가고 남은 핵은 밀도가 극히 높은 중성자별로 변한다.

그러나 중심 핵의 질량이 중성자 축퇴압마저도 무력화시킬 정도로 무겁다면(이는 톨먼-오펜하이머-볼코프 질량이라고 하며 태양 질량의 3배 이상으로 추측), 중력 붕괴를 저지할 힘은 이제 존재하지 않는다. 남은 중심 핵이 끝없이 쭈그러들다가 자신의 사건의 지평선에 잡아먹혀 블랙홀이 탄생한다. 중성자별을 남겼더라도 주변의 물질을 빨아먹어서 블랙홀로 변하게 되며, 태양 질량의 50배가 넘는 무거운 별들은 [[중성자별]]을 남기지 않고 바로 핵이 블랙홀로 붕괴하면서 극초신성 폭발과 감마선 폭발을 일으킨다. 같은 중성자별들끼리 충돌할 경우에는 킬로노바 반응을 일으켜 그 신성의 최대 1천 배에 달하는 빛을 내뿜은 후 블랙홀이 남게 된다.

== 구멍? ==
엄밀히 말하자면 구멍이 아니라고 한다. 블랙홀의 본체인 사건의 지평선 내부는 어떠한 정보도 탈출할 수 없어 관측이 불가능하기 때문에 외부에서 보는 우리의 시선으로는 검은 구멍으로 보일 뿐이다.

== 블랙홀의 종류 ==
=== 슈바르츠실트 블랙홀 ===
1914년 카를 슈바르츠실트가 일반 상대성 이론을 통해 도출해낸 블랙홀. 가장 단순한 블랙홀로 질량값만을 가지며 각운동량과 전하가 없다. 특이점은 단순한 점 모양이며 사건의 지평선은 1개이다. 현실에 존재하는 모든 항성은 빠르든 늦든 
자전을 하기 때문에 각운동량을 가지고 있고 항성의 수명이 거의 끝나는 시점에서는 자전속도가 급속도로 빨라져서 각운동량이 오히려 증가한다. 단, 아래의 커 블랙홀과는 달리 계산하기 편하기 때문에 활동성이 거의 없는 블랙홀을 설명할 때 
보정식을 붙여서 설명하는 데 쓰인다.

=== 커 블랙홀 ===
[[파일:가르강튀아.jpg]]

인류가 최초로 직접 관측한 블랙홀(백조자리 X-1)이다. 1963년 뉴질랜드의 물리학자 로이 패트릭 커가 계산하여 그 존재를 밝혀냈다. 질량값에 더해 각운동량이 있는 블랙홀. 각운동량 보존의 법칙에 따라 블랙홀이 되기 전 상태의 각운동량은 그대로 보존되고 블랙홀이 되면 더 빨라져서 사건의 지평선 외부인데도 틀끌림 효과에 의해 탈출속도가 광속 이상이 되는 영역인 작용권(에르고스피어)가 존재하는 게 특징이며, 특이점은 고리 모양이다.

이 때문에 특이점을 피해 통과하면 [[이세계]]가 나온다는 썰이 있다. 물론 그 곳이 거주할 수 있는 환경인지는 모른다. 닫힌 공간이라면 블랙홀 특이점 너머의 정체불명의 공간에서 영원히 맴돌 수도...

나사에서 컴퓨터 그래픽으로 만든 걸 토대로 한 게 위 사진인 [[인터스텔라]]의 가르강튀아다. 하지만 위 사진에선 도플러 효과를 생략했기 때문에 실제로는 한쪽은 밝은 대신 반대쪽은 어두울 것이다.

=== 라이스너-노드스톰 블랙홀 ===
대전 블랙홀이라고도 한다. 커 블랙홀과는 달리 질량과 전하값만 있다. 사건의 지평선은 중력에 의한 외부 지평선, 전자기력에 의한 내부 지평선 총 2개가 존재.

=== 커-뉴먼 블랙홀 ===
커 블랙홀과 라이스너-노드스톰 블랙홀을 섞어놓은 블랙홀로 질량과 각운동량, 전하값 모두가 있다.

== 블랙홀의 죽음 ==
영겁에 가까운 시간이 걸리겠지만 블랙홀도 소멸할 수 있다.

1. 양자 요동에 따르면 진공에서도 입자와 반입자가 생성된다. (카시미르 효과)

2. 생성된 입자와 반입자는 아주 짧은 시간 동안 존재하다가 쌍소멸하여 사라진다.

3. 그런데 이 과정이 블랙홀의 표면에서 발생하면 두 입자 중 음의 질량을 가진 쪽만 블랙홀이 흡수하고, 양의 질량을 가진 쪽은 우주 공간으로 사라진다. 이는 물질, 반물질 상관없다.

4. 따라서 블랙홀은 마치 물이 펄펄 끓는 주전자의 뚜껑을 열어놓은 것처럼 질량을 꾸준히 상실하는데, 질량이 줄어들수록 이 과정이 가속화되어 최후에는 약간의 방사선만 남기고 폭발해 블랙홀이 사라진다.

태양 정도 질량이 없어지는 데만 해도 3400불가사의(3.4{{에|67}}) 년이 걸리는데(우주의 나이가 1.37{{에|10}} 년) 모든 블랙홀은 태양보다 질량이 크므로 저거보다 오래 걸리는데, 보통은 10{{위첨자|100}} 년 정도 걸린다 한다. 이 과정이 호킹 복사로서 블랙홀은 계속해서 꾸준히, 하지만 극히 느리게 자신의 질량을 잃고 있다. 문제는 우주배경복사 때문에 블랙홀에 에너지가 계속 공급되기 때문에 아주 오랜 시간이 흘러야 질량결손이 시작된다.

블랙홀이 죽기 전에 [[우주]]가 먼저 뒈짓할 가능성이 높기 때문에 사실상 블랙홀이 죽는 건 자연적으로는 볼 수 없다고 보는 게 맞다.

근데 블랙홀 입장에서 보면 수명이 존나 짧을지도...?

== 블랙홀의 크기 ==
=== 마이크로 블랙홀 ===
{{작음}}
{{유튜브|8nHBGFKLHZQ}}

강력한 에너지를 가진 우주선(宇宙線)이 지구 대기권의 입자와 충돌할 때 발생한다. 10㎍ 정도로, 불안정하여 10<sup>-27</sup>초 만에 폭발한다. 크기가 기본입자 수준으로 극히 작고 지속시간도 너무 짧기 때문에 실제로 관측하지 못했다.

=== [[항성]] 블랙홀 ===
일반적으로 형성되는 블랙홀로서 질량이 매우 무거운 항성이 그 수명을 다하여 [[초신성]] 폭발을 일으킨 후 남은 핵이 자신의 중력을 못 이기고 끝없이 붕괴하여 만들어진다. 

항성 블랙홀 질량의 최소 한계는 태양 질량의 2~5배, 최대한계는 50~150배인데 현 시대의 우주에는 태양질량의 150배가 최대 한계로 보고 있다. 그 이상의 질량은 중간질량 블랙홀이다.

현재까지 관측된 항성 블랙홀 중 가장 큰 것은 2019년에 [[중력파]] 관측으로 발견된 GW190521로서 태양질량의 142배이다. 각각 태양질량의 66배와 85배인 블랙홀 2개가 결합하면서 생성되었는데 나머지 태양질량의 9배에 달하는 에너지를 중력파로 방출한 것이다. 이 때 발생한 에너지는 우리 은하 전체의 모든 항성들이 4,400년 동안 내는 빛과 맞먹었다고 한다.

=== 중간질량 블랙홀 ===
'초대질량 블랙홀'보다 작고 '항성 블랙홀'보다 큰, 말 그대로 중간급 블랙홀이다. 2004년 11월에 궁수자리 A*라는 초대질량 블랙홀에서 3광년 정도 떨어진 곳에 있는 GCIRS 13E 라는 천체가 발견되었다. 질량은 태양질량의 1300배이다.

항성질량 블랙홀이 덩치를 키워 초대질량 블랙홀로 발달한다면 그 과정에 이런 중간질량 블랙홀이 많아야 하는데 거의 발견되지 않아서 초대질량 블랙홀의 발생 기작은 다른 방식이 아닌가라는 의문을 던지게 만들었다.

[[ULX]]의 발견으로 가능성이 생겼다.
=== 초대질량 블랙홀 ===
{{거대}}
{{중심}}
태양 질량의 최소 10만배에서 100만 배에 이르는 블랙홀이다. 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 자리를 잡고 있으며 우리은하에도 질량이 431만배에 달하는 블랙홀인 궁수자리 A*가 있다.

이들 초대질량 블랙홀의 탄생과정이 미스테리인데 일반적인 항성 블랙홀이 계속 물질을 먹으면서 성장하는 걸로는 현재 우주가 탄생한 기간으로는 이런 고질량 블랙홀이 탄생할 수 없다.(이는 에딩턴 한계라고 하며 최대 한계는 1년에 자기 질량의 2% 정도다) 항성은 막대한 양의 질량이 뭉쳐서 만들어지는데 중심 핵이 형성되면 양성자-양성자 핵융합 반응이 일어나 자기 자신을 짓누르는 중력 붕괴에 저항할 복사압을 형성하면서 덩치를 키울 추가 물질들까지 날려버리기 때문이다. 그래서 이들 초대질량 블랙홀의 씨앗이 되었을 천체로 가정하는게 태양질량의 1만배가 넘는 [[쿼시 별|쿼시-별]]이다. 우주 초기에는 가스가 모여있었고 중원소도 거의 없어 현대의 우주에서는 탄생할 수 없는 질량이 극히 무거운(태양 질량의 최소 1천배~최대 1만배) 천체가 탄생할 수 있었다. 이 천체가 준-항성이라는 이름이 붙은 이유는 일반적인 항성은 핵융합으로 에너지를 생산하지만, 쿼시 별은 중심핵이 엄청난 중력붕괴를 견디지 못해 생성되는 과정에서 블랙홀로 붕괴한 후 이 블랙홀이 그대로 주변 물질을 빨아먹으면서 포텐셜 에너지를 전환시키는 과정을 거치기 때문이다. 중심에 자리를 잡은 이 블랙홀은 수백만년 동안 내부에서 구성 물질을 빨아먹으며 덩치를 키워 태양 질량의 수백배에 달하는 '씨앗'블랙홀로 발달한 뒤 물질들이 조밀하게 모여있던 초기 우주 환경에서 다른 항성이나 블랙홀을 잡아먹으면서 더욱 덩치를 키워 초대질량 블랙홀로 발달한 뒤 은하의 발달에 중심 역할을 했을 것으로 추정한다.

=== 극대질량 블랙홀 ===
질량이 최소 태양질량의 100억배가 넘어가는 괴물들을 분류하기 위한 기준으로 관측 기술이 발전함에 따라 초대질량 블랙홀에서도 무거운 블랙홀들이 발견되고 있기 때문에 생겼으나 초대질량 블랙홀과 큰 차이가 없기 때문에 자주 쓰이진 않는다.

가장 질량이 큰 블랙홀은 TON 618로 알려졌으나(추정 질량 태양질량의 660억배) 측정 방법을 수정하면서 태양질량의 407억배로 내려가서 아니게 되었고, 불사조자리 A(불사조자리 남쪽에서 발견된 은하군)가 추정질량 1100억배로 가장 무거우나 현재까지 나온 블랙홀 성장 모형에 따르면 이론상으로 성장 가능한 최대 질량이 태양 질량의 500억배이기 때문에 부정확하다. 현재 적립된 블랙홀 성장 모형에 따르면 블랙홀 질량이 태양 질량의 100억배를 초과하는 경우 강력한 복사와 강착 원반에서 항성이 탄생하면서 블랙홀의 성장을 방해하는데 약 138억 년밖에 안 되는 현 우주의 역사와 존재하는 물질의 구성비를 고려하면 태양 질량의 500억배를 초과하는 블랙홀이 존재하기엔 단순하게 시간이 너무 짧아서 존재할 수 없다. 즉 현재까지 적립된 블랙홀 성장 모형에 따르면 여전히 가장 질량이 무거운 블랙홀은 TON 618이다.

== 블랙홀의 털없음 정리 ==
{{머대리}}

형성이 완료된 블랙홀은 질량, 각운동량, 전하를 제외하고는 서로 구별이 불가능하기 때문에 나온 정리이다.

== 블랙홀과 정보 ==
{{유튜브|yWO-cvGETRQ}}
=== 정보 보존 법칙 ===
[[양자역학]]의 법칙 중 하나. 물질의 정보는 바뀔 수 있어도 사라지지 않는 다는 거다.

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.

형태를 알아볼 수 없을 뿐이지 우주에 그대로 남아있다. 해석하기도 매우 빡세서 문제지만... 즉, 한마디로 이론적으로 죽어도 부활 쌉가능하다는 거다.

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 ===
{{미스터리}}
{{미해결}}

‘블랙홀에 들어간 물질들의 정보가 어떻게되는가?’에 대한 대답?이다. 만약 정보가 사라진다면 인류 과학을 뒤엎어야 할지도 모르고 안사라진다면 그 정보는 특이점에 어떤 상태로 쳐박혀있는지 궁금해진다.

== 양자 중력 문제 ==
[[모든 것의 이론]]을 완성하려면 [[양자 중력|이게]] 필요하다. 문제는 평소 중력은 존나 약한데 블랙홀 중력은 존나게 세다는게 문제다. 고로 특이점에는 4대힘 모두가 작용하게 되는데 중력이 양자 단위에서 어떻게 작용하는지 모른다는 거다.

거기다가 제5의 힘 떡밥도 있어서 그거대로 문제가 된다.

== 고차원 블랙홀 ==
고차원 블랙홀은 우리 상식을 존나 벗어나는 경우도 있다.

블랙스트링: 막대기 같이 생긴 블랙홀인데 불안정해서 금방 ㅈ되고 우리가 잘 아는 동그란 블랙홀이 된다.

블랙링: 도넛처럼 생긴 블랙홀이다. 플로우식이 싫어한다.

블랙새턴: 토성을 따라하는 블랙홀이다.

바이사이클링 블랙링: 블랙새턴에 블랙링을 합한 모습(?)이다. 모양이 좆나 희한하다.

P.S.뉴턴 과학잡지책-블랙홀, 화이트홀 사봐라. 좆나 희한한 고차원 블랙홀에 관한것도 나온다. ← 이거 갓꿀잼책이다 읽어라

== 떠돌이 블랙홀 ==
{{위험}}

초신성 폭발 중에 뭔가가 잘못되었거나 은하끼리 충돌하는 이런 우주구급 대규모 사건이 벌어지면 블랙홀은 지자리에서 튕겨나가 성간 공간을 떠돌아 다니는 경우가 있다고 한다. 우리 은하에만 떠돌이 블랙홀이 최소 수십개에서 수백개에 달한다고 한다.

헬우주네 씨발거....

== 블랙홀 우주론 ==
[[블랙홀 우주론|문서 참조]].

== 진짜 블랙홀 공개 ==
[[파일:M87 블랙홀의 모습.png]]

국제협력 프로젝트 EHT에서 2019년 4월 10일 밤 10시에 유튜브 생중계로 초거대 블랙홀 촬영사진을 공개했다. 뻘건 고리 안의 시커먼 게 실제 블랙홀.

보러온 사람들만 10만명 넘음 ㄷㄷ 참고로 우리나라 과학자들도 저 블랙홀 연구에 8명 참여했다고 한다.

이 천체는 M87 은하의 중심에 있는 태양질량의 65억배인 극대질량 블랙홀이다. 블랙홀은 가시광선 영역으로는 관측할 수 없으므로 전파 망원경을 통해 전파 관측으로 발견했고 컴퓨터 그래픽으로 전파 세기에 따라 색을 입혀놓은 것이다.

아무리봐도 [[똥구멍]] 같이 생김.

=== 사실 ===
{{진실}}
{{올바름}}
{{드립일뿐}}

[[RYZEN]]이라고 한다.

=== 우리 은하 중심 블랙홀 공개 ===

[[2022년]] [[궁수자리 A스타]]의 본모습이 흐릿하지만 공개되었다. 찌그러진 똥꼬같다.

== 여담 ==
이름이 지어질 1962년 당시 프랑스에서는 [[보지]]를 뜻하는 은어라고 한다.

[[중력 조작]]능력자의 최종병기이기도 하다.

== 주제로 한 노래들 ==
*[[뮤즈]] - [[Black Holes and Revelations]]
*Orden Ogan - [[블랙홀(Orden Ogan)]]

[[분류:천문학]]