블랙홀
우주에서 중력이 가장 강한 천체는 무엇인가?
우주에서 질량이 가장 큰 천체가 가장 큰 중력을 미친다.
그러나 어떤 주어 진 천체 근처의 중력장의 강도는 천체의 크기에도 의존한다.
천체의 크기가 작을수록 중력장은 더 강해진다. 커다란 질량과 작은 크기의 궁극적인 조합이 바로 블랙홀이다.
블랙홀은 무엇인가?
블랙 좋은 탈출 속도가 빛의 속도 이상인 첫 제다.
이런 개념은 1700년대에 최초 제안되었다. 별의 크기가 아주 작고 질량이 매우 클 경우 만유인력이 입자가 탈출할 수 없도록 한다고 보았기 때문이다. 이러한 별은 블랙홀이 된다.
상대성이론은 블랙홀과 관계있는가?
검은 별이나 암흑성이라는 개념은 흥미로운 것이었지만, 1700년대 그 개념 이 제안된 이후 한 세기가 넘도록 과학적으로 탐구되지는 않았다.
1919년 이후, 일반상대성이론이 확증되고 과학자들은 물질에 의한 공간의 곡률로서 중력의 의미에 대해 관심을 가지기 시작했다.
물리학자들은 우주에서 공간이 심하게 뒤틀림으로써 찢어지거나 혹은 구멍 난 부분이 존재할 수 있다는 사실을 깨달았다.
그런 곳에 빠지면 어떤 것도 탈출이 불가능하다.
공간 안의 탈출할 수 없는(빛조차도 탈출할 수 없는) 점이라는 일반상대성이론의 개념은 물리학자로 하여금 블랙홀이라는 용어를 만들게 했다.
블랙홀을 볼 수 없다면 천문학자들은 어떻게 블랙홀을 찾을 수 있는가?
블랙홀을 찾을 수 있는 열쇠는 이것이 지닌 엄청난 중력이다. 즉 천체가 예상보다 훨씬 빨리 움직이거나 회전하는 것을 관측하는 것이다.
천체의 움직임을 세밀히 추적하고, 여기에 케플러의 행성 운동 제3법칙을 적용하면, 물체를 직접 보지 않고도 물체의 질량을 측정하는 일이 가능하다.
블랙홀의 강한 중력장은 블랙홀 자체가 어둡다 할지라도 블랙홀 근처와 그 주변에 엄청난 양의 빛을 생성할 수 있다.
블랙홀로 떨어지는 물질은 홀 주변에 모이는 많은 다른 물질들과 부딪치게 된다.
운석이나 우주선이 지구의 대기권으로 들어가면 뜨거워지는 것처럼,
블랙홀로 떨어지는 물질도 마찰 저항에 의해 열을 받는데, 때로는 수백만 도에 이른다.
이렇게 뜨거운 물질은 밝게 빛나며, 정상적인 작은 부피의 공간에서 발산하는 엑스선복사와 라디오파의 범위를 넘어선다.
이 같은 숨길 수 없는 방출을 찾아냄으로써 천문학자들은 블랙홀 그 자체는 볼 수 없더라도 블랙홀의 존재를 추론할 수 있게 된다.
어떤 종류의 블랙홀들이 있는가?
두 가지 유형의 블랙홀이 존재하는 것으로 알려져 있으며, 세 번째 유형은 가설상으로만 존재할 뿐 아직 발견되지 않았다.
첫 번째 유형은 막연히 항성 블랙홀 혹은 저질량 블랙홀로 알려져 있는데, 매우 질량이 큰 별(보통 태양 질량의 20배 이상)의 중심부가 붕괴하면서 생긴다.
또 다른 유형은 초대질량 블랙홀이라 불리는데, 은하의 중심에서 볼 수 있으며 그 질량이 태양보다 수백만 배 혹은 수십억 배에 달한다.
세 번째 유형은 원시 블랙홀로 불리는데, 우주의 아무 데서나 발견된다.
이러한 블랙홀은 시공간의 구조가 우주의 팽창으로 불완전하였던 우주의 초창기에 생겨났다고 추측된다.
그러나 이러한 블랙홀이 존재한다고 확증된 것은 없다.
블랙홀은 실제로 존재하는가?
그렇다, 블랙홀은 확실히 존재한다.
천문학자들은 블랙홀의 특성에 대한 가설을 세워놓고도 오랫동안 블랙홀이 실재하는지에 대한 여부를 확신하지 못했다.
그러나 1970년대부터 관측된 증거들은 블랙홀이 은하와 우주 곳곳에 존재한다는 사실들을 보여주기 시작했다.
오늘날 우주에는 수천 개의 블랙홀이 확인되었으며, 우주 전체를 기준으로 봤을 때는 그 개수가 수십억에 달 할 수도 있다.
블랙홀의 구조는 어떻게 되는가?
블랙홀의 중심, 즉 시공간 구조에 생긴 파열 또는 접힘은 특이점이 라고 불린다.
이것은 부피가 없고 무한의 밀도를 가지는 한 점이다. 놀랍게도, 우리가 이해하고 있는 물리 법칙, 다시 말해 모든 우주에서 적용되는 물리 법 틱이 블랙홀의 특이점에서는 적용되지 않는다. 특이점을 둘러싸고 있는 경계를 사건의 지평선이라고 부른다.
이곳은 돌아올 수 없는 곳으로, 블랙홀에 대한 탈출 속도가 빛의 속도가 되는 곳이다.
블랙홀의 질량이 클수록, 특이점으로부터 사건의 지평선이 떨어지고 블랙홀의 크기도 더 커진다.
블랙홀을 빠져나가는 일이 가능한가?
영국의 물리학자 스티븐 호킹 Stephen Hawking(1912~2018)에 의하면,
블랙홀에서 에너지가 천천히 흘러나올 수 있다. 이러한 에너지의 유출은 호킹 복사라고 불 이 아라이시가 아니라 악원자적 누나의 사진 지필사이 정해 비고로 희미한 것 때문이다.
양자역학 수준에서 공간은 이른바 가장 입자에 (스스로 관측되지는 않지만 다른 물체에 끼치는 영향으로 관측 가능한 입자 들로 채워져 있다고 생각된다.
가상 입자들은 두 개의 반쪽으로 나뉘어 나타나는 데, 만약 가상 입자가 사건 지평선 안에서 생성된다면 반쪽 중 하나가 블랙음 안쪽 깊숙이 빠지고, 다른 반쪽은 희미하게 빛나는 사건 지평선을 통과해 우주로 흘러나오는 아주 약간의 가능성이 존재한다.
호킹 복사가 블랙홀에 미치는 역할은 무엇인가?
호킹 복사는 매우 느리게 일어나는 과정이다. 예를 들어 태양 정도의 질량을 가진 블랙홀은 수조 년, 다시 말해 현재 우주의 나이보다 훨씬 오랜 기간이 지나야 만 호킹 복사가 그 천체의 크기나 질량에 눈에 띄는 효과를 줄 수 있다 고 한다. 하지만 충분한 시간이 주어지면, 블랙홀의 사건 지평선으로 흘러나온 에너 지는 눈에 띌 정도가 된다. 물질과 에너지는 서로 변환이 가능하기 때문에, 블랙홀의 에너지는 흘러나온 만큼 줄어들게 될 것이다.
이론적인 계산에 의하면, 에베레스트 산 정도의 질량을 가진 블랙홀은(이 경우 사 건 지평선은 원자핵보다도 작은 범위를 가진다) 100억~200억 년 정도가 지나야 모든 에 너지가 소멸되고, 호킹 복사로 인해 물질 도 소멸되어 우주로 돌아간다고 한다. 물질이 모두 사라지는 마지막 순간에 블랙홀은 높은 에너지의 감마선을 방출하며 격렬한 폭발과 함께 사라진다. 아 마 천문학자들은 언젠간 이러한 현상을 관측하게 되어 호킹 복사의 개념을 과 학적인 이론으로 확증할 것이다.
블랙홀이 회전하면 어떤 일이 발생하는가?
블랙홀이 회전하게 되면 사건 지평선의 구조와 모양이 바뀔 수 있다. 만약 블랙홀이 회전하지 않는다면 사건 지평선은 특이점을 기준으로 완벽한 구의 형태를 떨 것이다. 블랙홀이 회전하면 사건의 지평선은 두꺼운 도넛 형태로 평평해지게 되며, 작용권 ogshere이라고 불리는 구조로 발전한다. 이때 빛은 블랙홀에서 탈출하지 못하고 특이점 주위를 돌게 된다. 회전하는 블랙홀이 전하를 가지면 어떻게 되는가? 전하를 가진 입자가 계속해서 빙빙 돌게 되면, 전자기장이 형성된다. 블랙홀은 작은 부피 안에 많은 양의 질량을 가지고 있으므로, 굉장히 빠른 회전 속 도를 가지게 되며 전하의 밀도 역시 엄청나게 높다. 이러한 조합은 우주에서 존재하는 가장 강력한 자기장을 형성한다. 이러한 경우, 물질이 블랙홀로 빠지게 될 때 물질이 매우 뜨거워질 뿐만 아 나라 엄청나게 자기화된다. 물질이 블랙홀에 빠지면 대부분 다시 볼 수 없게 되지만, 이 중 일부는 자기 창과 연결되어 자기적으로 집중된 엄청나게 강력한 제트로 빠져나온다. 블랙홀이 얼마나 많은 질량을 갖고 또 얼마나 많은 전하를 갖고 있느냐에 따라 이 제트는 물질을 광속의 99% 혹은 그 이상으로 가속시켜 수천 혹은 수백만 광년을 날아가게 한다. 이와 같은 블랙홀 계에서부터 튕겨 나오는 상대론적 제트는 우주에서 가장 극적인 현상 중 하나다.
블랙홀은 얼마나 클까?
블랙홀 중심에 있는 특이점은 부피가 없다.
반대로 사건의 지평선, 다시 말해 돌아올 수 없는 경계의 크기는 블랙홀의 질량에 따라 달라진다.
블랙홀과 사건의 지평선 간의 수학적 관계는 독일의 천문학자 카를 슈바르에 의해 유도되었다.
그래서 블랙홀의 사건의 지평선은 그의 업적을 기려 슈바르 반지름이라고 불린다.
일반적으로 말해서, 항성 블랙홀의 슈바르 지름은 160km 정도 되는 반면, 초대질량 블랙홀의 지름은 몇백만 내지 몇십억에 달한다(참고로, 태 양과 명왕성 사이의 거리는 약 48억 km다).
만약 태양이 줄어들어 블랙홀이 된다면, 슈바르 지름은 4.8km 정도, 지구가 줄어들어 블랙홀이 된다면 슈바르 지름은 약 8mm가 된다.