블랙홀이란 무엇인가?

◆◇ 블랙홀이란 무엇인가?

 별이 공모양을 유지하고 있는 것은 중력과 압력이 균형을 이루고 있기 때문이다. 압력에는 한계가 있으나 중력은 무한히 강해질 수 있다. 이 때문에 중력이 매우 강한 별은 힘의 균형이 깨져, 중력 붕괴를 일으키며 계속 수축하게 되고, 마지막에는 한 점으로 집중하게 된다. 이 점은 밀도나 중력의 세기가 모두 무한대인 특이점이다. 중력 붕괴에 의해 공간은 변형되며, 시간의 흐름은 늦어진다. 또한 별의 표면에서 방출되는 빛의 파장은 길어져서 적색 이동을 하게 된다. 별의 반지름이 슈바르츠실트의 반지름에 도달하면 빛의 파장은 무한대가 되어 결국 관측 불능이 된다. 별이 슈바르츠실트 반지름보다 작게 수축되면, 별의 표면에서 나온 빛은 슈바르츠실트 반지름 바깥쪽에는 도달할 수없다. 외부에서는 물질이나 빛이 자유로이 안쪽으로 들어갈 수 있지만, 내부에서는 빛조차도 밖으로 나올 수 없는 '사건의 지평선'이 생긴다. 이 사건의 지평선보다 안쪽을 블랙홀 이라 한다.

 

◆◇ 블랙홀의 역사

연도	주장자	요지
1783년	미첼(영)	질량주변에서 빛이 휠 수 있고, 빛이 탈출할 수 없게 하는 천체가 존재한다. (수년 뒤 라플라스도 비슷한 제안을 함)
20세기 초	아인슈타인 (독)	상대성 이론에서 빛이 중력에 의해 휨을 증명.
1969년	휠러(영)	'블랙홀'이라는 명칭을 만듦.
1974년	호킹(영)	검은 구멍도 다른 천체처럼 빛을 낼 수 있다고 발표.

 

 

◆◇ 블랙홀의 탄생 -> 블랙홀로의 진화

① 백색왜성 (M≤1.4M_⊙)

별의 질량이 Chandrasckhar한계인 1.4M_⊙보다 작으면 가장 안정된 별의 진화 단계인 백색왜성이 된다. 이 별은 전자의 축퇴 압력에 의해 그 구조가 유지된다.

② 초신성 (1.4M_⊙≤M≤8M_⊙)

이 별들은 가장 불확실한 진화의 막바지 단계를 거치는 것으로 알려져 있다. 어떤 것들은 질량 분출을 통하여 한계의 밑으로 내려가 백색왜성이 되기도 한다.

③ 중성자별

중성자별은 중성자의 축퇴 압력에 의하여 그 구조가 유지된다. 2∼3M_⊙이 한계 질량이다. 태양 정도의 질량을 갖는 중성자별은 대략 서울시 만한 크기를 갖는다. 이만큼 강하게 수축된 중성자별은 매우 빠르게 자전한다(피겨 스케이터가 팔다리를 모을수록 더 빨리 도는 것과 같은 원리이다). 일반적으로 중성자별은 1초에 1회이상 회전한다(보통의 별이 이만큼 빨리 회전하면 원심력을 깨뜨리지 못한다). 중성자별의 밀도는 원자핵과 같아서 1cm³ 부피당 질량이 약 10억톤에 이른다. 1968년 Bell(영)이 pulsa를 발견하고, 곧 그 정체가 중성자별임이 밝혀졌다. 이는 고속의 자전에 의해 발생하는 강한 전기장이 전하를 띤 입자들이 중성자별의 두 자극에서 가속되어 아래와 같이 주기적으로 빛을 내게 되기 때문이다.

④ 블랙홀

M≥30M_⊙인 별들은 중성자의 축퇴 압력으로도 지탱할 수 없을 만큼 강한 중력에 의해 생성된다. 압력과 중력이 평형을 이루는 가운데 존재하는 일반적인 별과는 달라, 질량에 한계가 없다(중성자별의 한계인 2∼3M_⊙≤M≤가장 질량이 큰별 100M_⊙). 중력붕괴를 해서 검은 구멍이 만들어지는 과정의 진행 속도는 가속적으로 순식간에 일어난다.

거대 질량의 중력 붕괴

거대 질량이 블랙홀을 형성해 가는 모습을 멀리서 관측을 하면 기묘한 현상이 일어난다. 수축이 진행되어 별의 표면이 사건의 지평선에 접근함에 따라 그 수축 속도는 늦어져, 별의 표면이 사건의 지평선에 도달하는 데는 무한한 시간이 걸리는 것 같이 관측된다. 이것은 원리적으로 별 전체가 블랙홀로 떨어져 가는 모습을 멀리서는 볼 수 없다는 것이다. 만일 거대질량성의 표면에 관측자가 내려서 있다면 표면 수축과 함께 유한 시간 안에 사건의 지평선 안쪽으로 낙하하게 된다. 그러나 관측자는 한없이 길게 늘어나 바늘과 같이 되어 버릴 것이다 별이 중력 붕괴로 블랙홀이 되는 과정을 탐색하는 유일한 방법은 컴퓨터를 이용해 일반 상대성 이론 방정식을 푸는 일이다. 현재별의 질량이나 회전속도의 차이에 따라, 블랙홀의 형성 과정이나 특이점의 모양이 달라진다는 것이 밝혀지고 있다.

 

◆◇ 블랙홀의 발견

 블랙홀이 단독으로 존재할 때에는 그 존재를 알아내기 어렵다. 그러나 짝별(쌍성) 중 한 별이 블랙홀이라면, 그 존재의 관측도 가능해진다. 블랙홀의 강한 중력에 의해 상대별의 가스가 빨려 들어갈 때에 강한 X-선을 방출하는 별의 질량이 3M_⊙이상이면, 중성자성이라 할 수 없고 블랙홀이라 할 수 잇다. 현재 유럽의 '엑소샛'을 비롯한 3기의 X-선 천문 위성이 X-선 별을 관측하고 있다. 그 결과 블랙홀의 가장 유력한 후보로 등장한 것이 백조자리 X-1이다. 이 밖에도 5개의 천체(VO332+53, GX339-4, 콤파스 자리 X-1, 대마젤란 성운 X-1, 대마젤란성운 X-3)가 블랙홀의 후보로 떠오르고 있다.

 

 

◆◇ 블랙홀의 종류와 구조

★ 블랙홀은 특이점과 이를 둘러싸는 사건의 지평선만으로 된 극히 단순한 천체이다. 어떤 블랙홀을 다른 블랙홀과 구별할 수 있는 성질은 질량·각운동량·전하 뿐이다.

 

슈바르츠실트 블랙홀	구형, 비회전(각운동량≡0)‣커홀에 비해 반지름이 크다. 전하 무소유.
커(Kerr)홀	비구형, 회전(각 운동량을 가짐)‣회전 질량, 운동권 존재.
라이스너­ 노스트롬블랙홀	구형, 비회전‣전하 소유.
양자론적 블랙홀 (미니 블랙홀)	빅뱅 직후 발생, 양자론적 특성을 소유.

★ 사건의 지평선 : 탈출 속도가 광속도가 되는 지점. 블랙홀의 표면. 일단 통과하면 빛조차 돌아올 수 없다고 믿어지는 검은 구멍 주위 구면.

★ 슈바르츠실트반경(중력반경) : 블랙홀의 중심에서 사건의 지평선까지의 거리.

R=2GM/c² (G,c는 일정. R은 전체 질량에 비례).

★ 특이점 : 중력과 조력이 무한대가 되는 지점. 시간과 공간이 존재하지 않는다.

 

 

◆◇ 화이트홀(White hole)과 웜홀(Worm hole)

 상대성 이론에 비추어 보면 블랙홀처럼 끌어들이기가 전문인 세계가 있으면, 반드시 물질이 그 내부로는 절대 들어갈 수 없는 내뿜기가 전문인 세계가 있다. 이것을 '화이트홀(White hole)'이라고 한다. 그러나 화이트홀이 어떻게 형성되는가 하는 메카니즘에 대해서는 전혀 아는 바가 없다. 블랙홀의 명명자 휠러는 블랙홀과 화이트홀의 사건의 지평면 내부를 잘라내고 그 나머지를 연결시키면 어떻게 되는 가를 생각했다. 이렇게 하면, 블랙홀에 흡입된 물질은 화이트홀에서 방출된다. 이때 블랙홀의 흡입구가 있는 세계와 화이트홀의 방출구가 있는 세계는 전혀 다른 세계이다. 이 두 세계를 연결하는 통로를 휠러는 '웜홀(Worm hole)'이라 명명했다.

 

 

◆◇ 증발하는 블랙홀

 블랙홀 주위의 가스나 빛도 결국에는 모두 블랙홀로 흡수되어 버린다. 호킹은 양자론적 진공상태를 블랙홀에 적용시켜 놀라운 결론을 얻었다. 양자론적으로 보면 진공상태란 입자와 그 반입자의 쌍이 생겼다가는 소멸하고, 소멸하고는 다시 생기는 상태를 말한다. 입자와 반입자의 상은 어느 한쪽이 양에너지를 다른 한쪽은 음에너지를 갖고 있다. 블랙홀은 그 중 음에너지를 빨아들이고 이 에너지에 상당하는 질량을 상실한다. 한편, 양의 에너지를 가진 것은 밖으로 뛰쳐나간다. 그래서 블랙홀은 마치 질량을 상실하면서 입자를 방출하고 있는 것처럼 보인다. 블랙홀의 증발은 질량이 작을수록 심하다. 그러나 1M_⊙의 블랙홀에서 모든 질량을 방출하는데 10⁶⁶ 년이 걸린다. 현 우주의 나이가 10¹⁰ 년 정도임을 생각하면, 일방적으로 빨아들이기만 한다는 블랙홀의 고전적 견해도 잘못은 아니다

 

블랙홀은 주위의 빛이나 물질을 흡수함으로써 커간다.한편, 빛이나 물질 사이에서는 입자て반입자 쌍이 생겼다가 소멸하고, 또 소멸했다가 생기는 과정이 반복되고 있다.	입자て반입자쌍 중 음의 에너지를 가지는 것을 빨아들이면,블랙홀은 질량을 상실하여,지평면이 작아지고 남은 입자는 밖으로 뛰쳐 나간다.
질량이 모두 증발되면 아무 것도 남는 것이 없다 .다만 평탄한 시공(時空)이 존재할 뿐이다. 이렇게하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것이다.	블랙홀의 증발은 그 질랴이 작을수록 심하다 그 때문에 증발의 마지막 단계에서는 많은 종류의 입자 て반입자가 대량으로 밖을 향해 뛰쳐 나간다.