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블랙홀

last modified: 2019-04-11 00:31:13 Contributors

Blackhole
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EHT로 관측한 거대은하 M87 중심부 블랙홀 실제 모습

Contents

1. 개요
2. 블랙홀 발견과 연구의 역사
2.1. EHT 프로젝트
3. 블랙홀의 일생
3.1. 블랙홀의 형성
3.1.1. la형 초신성(비 주계열성)
3.1.2. Ic형 초신성
3.2. 블랙홀의 종말
4. 블랙홀의 주요 특징
4.1. 중력으로 인해 생기는 시공간의 왜곡
4.2. 무조건 모든 걸 빨아들인다?
4.3. 블랙홀의 상보성
5. 블랙홀의 구조
5.1. 특이점
5.2. 사건의 지평선
5.3. 작용권 (에르고스피어)
5.4. 강착 원반
6. 블랙홀의 종류
6.1. 모델 별
6.1.1. 슈바르츠실트 블랙홀
6.1.2. 커 블랙홀
6.1.3. 라이스너-노드스톰 블랙홀
6.1.4. 커-뉴먼 블랙홀
6.2. 크기 별
6.2.1. 마이크로 블랙홀
6.2.2. 항성 블랙홀
6.2.3. 중간질량 블랙홀
6.2.4. 초대질량 블랙홀
7. 기타


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1. 개요

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블랙홀 상상도

영화 인터스텔라에서 묘사한 블랙홀[1]

질량이 매우 큰 항성초신성 혹은 극초신성이 되면서 껍데기를 날려버리고, 남은 핵이 급속히 수축하다가 슈바르트실트 반경보다 작아지면서 형성되는 천체. 강한 중력으로 인해 탈출속도가 광속을 넘어, 어느 물체도 탈출할 수 없다. 블랙홀이라는 이름은 빛조차 빠져나가지 못하므로 검은 구멍만 보일 뿐이라서 붙은 것. 현재 거의 모든 물리학 법칙들이 이 블랙홀 안에서 씹히고무시 당하고 있는 상황이다. 정확히 말하자면 본체라고 볼 수 있는 특이점에서 무시당하고 있는 것이다.

블랙홀의 본체는 중심의 특이점이지만, 흔히 탈출속도가 광속을 넘어서는 사건의 지평선 이내의 공간을 블랙홀이라 부른다.
쉽게 정리하면, 들어올 때는 마음대로였겠지만 나갈 때는 아니란다.

2. 블랙홀 발견과 연구의 역사

블랙홀의 존재는 아이작 뉴튼의 중력의 법칙이 발표되었을 때부터 예견되어 왔었다. 상상력 대장인이론 물리학자들은 중력이 극대화 되었을 때의 물리법칙이 어떻게 적용되는지에 대해 일찍부터 토론해왔으며, 이는 뉴튼을 포함한 광입자설을 지지하는 과학자들에게 '빛조차 중력에 사로잡히는' 발상으로 이어지게 되었다. 빛조차 탈출하지 못하는 이 행성을 그 당시까지만 해도 '어두운 별'(Darkstar)빰빰빰빠라밤 등의 이름으로 불렀었다. 하지만, 19세기에 맥스웰의 빛파동설이 대세가 되자 어두운 별의 존재는 한동안 잊혀졌다.

1905년, 맥스웰의 빛파동설은 자신의 중요 가정 중 하나인 '광속 불변의 원칙'으로 인해 블랙홀의 역습을 당하게 된다. 아인슈타인의 특수 상대성이론에 의해 빛은 광양자의 특성도 가지고 있음이 드러났던 것. 연이어 발표한 아인슈타인의 일반 상대성이론에 의해 물리학계는 일대 전환을 맞게 된다. 하지만 고전적인 물리학[2]에 집착한 아인슈타인은 자신의 이론 속에서 태동하기 시작한 양자역학을 납득할 수 없었으며, 이에 따라 블랙홀의 특성을 밝혀내는 것은 다른 과학자에게 넘어가게 되었다. [3] 1930년대에는 영국에 유학을 하러 와 있던 인도유학생 찬드라 세카르가 백색왜성과 중성자성을 예견하면서 Darkstar 의 개념이 다시 거론되기 시작하였다. 하지만 그때까지 '특이점'을 인정하지 않았던 물리학계는 그의 의견을 무시하였다. 1939년 로버트 오펜하이머는 중성자 별 다음 단계로 중력붕괴 현상을 일으키는 미지의 행성을 연구하기 시작했으나 곧 맨하탄 프로젝트에 참여하면서 잠시 잊혀지게 되었다.

아인슈타인의 제자 중 한명으로서 물리학계의 명사였던 존 휠러는 특이점을 가진 블랙홀의 특성을 나타내기엔 기존의 Dark star가 부적합하다고 여겨 Blackhole 이라는 명칭을 붙이자고 1962년 제안하게 된다.[4] 참고로 소련 과학자들은 frozen star 라고 불렀으나 무시되었다.

지지부진하던 블랙홀 연구가 큰 진전이 있었던 것은 1960~70 년대인데, 1963년 존 휠러가 계산한 커 블랙홀, 그리고 펜로즈가 마련한 강력한 수학적 도구가 된 기하학이 그것이다. 1972년에는 베켄스타인이 블랙홀에도 열역학 제2 법칙이 적용된다는 것을 수학적으로 증명하였으며, 이것으로부터 새로운 결론을 도출한 것이 스티븐 호킹의 블랙홀도 증발한다는 호킹 복사이다.

허나 스티븐 호킹도 열역학 제2 법칙을 무시했다가 2004년 뒤늦게 정정하여, 이전까지 거론되었던 웜홀이나 화이트홀이 더 이상 존재를 인정받지 못하게 되었다. 어린 시절 뉴튼 보고 자란 어른이들은 요즘 나오는 뉴튼 다시 보세요 [5] 하지만, 이 논쟁은 정치적이거나 소모적인 논쟁이 아니라 양자역학에 대한 이해를 한발자국 더 진전하게 되는 계기가 되었다. CERN 의 초대형 입자가속기 등이 바로 이 논쟁으로 촉발된 검증자 중 하나인 것.

2.1. EHT 프로젝트

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2017년에 미국 하버드-스미스소니언 천체물리연구원과 독일 막스플랑크연구소 등이 중심이 된 세계의 전파천문학자들이 3월 5일에서 14일 사이에 지상 8곳의 12개 대형 전파망원경을 동원해 실제 블랙홀의 실측 영상을 관측하는 ‘사건지평선 망원경’(EHT) 관측 프로젝트를 실시했다. 우리나라도 한국천문연구원·과학기술연합대학원대학교·서울대·연세대 등에서 8명이 프로젝트에 힘을 보탰으며 한국우주전파관측망(KVN)을 이번 연구에 제공했다.

관측 대상은 우리 은하 중심부에 있는 “궁수자리 A*” 블랙홀과 M-87 은하에 존재하는 “처녀자리 A*” 블랙홀로, 1차 분석은 올해 여름 중에 끝날 것으로 예측되었다.

그 후 2019년 4월 11일, 해당 연구진이 드디어 M-87 은하의 “처녀자리 A*” 블랙홀을 실제 관측하는 데 성공했다고 발표하였다. 관측 결과는 이날 미국 천체물리학 저널 레터스(The Astrophysical Journal Letters) 특별판에 6편의 논문으로 발표됐다.

실제 관측은 2017년 4월 5∼14일 6개 대륙 8개 망원경을 통해 이루어졌으며, 연구진은 여러 번의 관측자료 보정과 영상화 작업을 통해 고리 형태 구조와 중심부 어두운 지역, 즉 블랙홀 그림자를 발견했는데, M87 사건지평선은 약 400억㎞에 걸쳐 드리워진 블랙홀 그림자보다 2.5배가량 더 작다는 것을 밝혀냈다.

3. 블랙홀의 일생

3.1. 블랙홀의 형성

항성의 크기를 유지하는 에너지는 항성 내부에서의 핵융합에서 나온다. 핵융합으로 발생하는 에너지가 중력을 이기고 항성을 구성하는 물질들을 밖으로 밀어내기 때문에, 항성은 막대한 질량을 가지고도 스스로 붕괴하지 않는다. 하지만 항성의 연료가 전부 소모되어 더 이상 핵융합을 일으킬 수 없게 되면, 항성은 껍데기를 날려버리고 핵이 급격히 수축하게 된다. 더 이상 핵융합으로 에너지를 얻을 수 없게 되기 때문에, 항성의 핵은 계속해서 수축하다가 첫 번째 장벽을 만나게 된다.

3.1.1. la형 초신성(비 주계열성)

항성의 붕괴를 막는 첫 번째 장벽은 '전자 축퇴압'이다. 파울리의 배타원리에 따르면, 둘 이상의 전자가 동시에 같은 위치에 존재할 수 없게 된다. 즉 강한 중력에 의해 원자가 압력을 받더라도 원자 내부의 전자구름에 있는 전자들이 동시에 같은 양자상태를 가질 수 없으므로 각자 서로 다른 양자상태를 가지면서 겹쳐지지 않는다는 이야기. 이 때문에 한정된 공간에 전자를 몰아 넣으려면 에너지가 필요한데 공간을 줄이면 필요한 에너지가 증가한다. 결국 공간이 줄어드는데 저항하는 방향으로의 힘이 작용하게 되며 이를 축퇴압이라 한다. 붕괴하는 천체가 그렇게 많이 무겁지 않다면, 붕괴 도중 전자 축퇴압과 중력 균형을 이뤄 서서히 식어가게 된다. 이 상태의 천체를 백색 왜성이라 한다.

하지만 전자 축퇴압보다 중력이 강할 정도로 천체의 질량이 크다면[6], 천체는 계속해서 수축하게 된다. 그리고 '중성자 축퇴압'이라는 두 번째 장벽에 마주치게 된다[7]. 고밀도, 고압력의 상태에서 천체의 양성자는 전자를 포획하는 역베타붕괴를 하면서 중성자로 변한다. 그리고 중성자와 중성자 사이의 축퇴압이 천체의 붕괴를 멈추게 된다. 중성자 축퇴압에 더해서 가까운 거리에서는 척력으로 작용하는 강력에 의해서도 붕괴가 멈춘다. 중력이 중성자 축퇴압과 강력을 이길 정도로 강하지 않다면, 그러니까 일정 수준 이상으로 천체가 무겁지 않다면, 천체는 이 상태에서 안정되면서 중성자가 주요 구성 물질인 중성자별이라고 불리게 된다.

천체의 질량이 너무 무거워(태양 질량의 3배를 넘을 경우) 네 가지 근본적인 힘인 중력, 전자기력, 약한 상호작용(약력), 강한 상호작용(강력)중에서 가장 약한 중력이 가장 강한 강력을 이겨내게 되면 더 이상 강력한 중력으로 인한 천체의 붕괴, 즉 중력붕괴를 막아낼 것이 아무것도 남지 않게 된다. 이렇게 되면 천체의 모든 질량은 하나의 특이점으로 수렴하게 되며, 이 상태가 바로 블랙홀이다.

3.1.2. Ic형 초신성

3.2. 블랙홀의 종말

블랙홀도 결국엔 죽는다. 블랙홀은 천천히 증발하며 질량이 줄어든다. 그와 동시에 블랙홀은 밝아지기 시작하며, 거의 마지막에 증발이 심해져서 창백하게 빛나며 높은 에너지의 감마선을 방출한다. 마지막에는 폭발이라고 해도 좋을 정도로 격렬하게 증발하고는 소멸한다. 에너지가 높은 감마선 외에 다양한 소립자가 방출되는 것으로 예상된다.

다만 이 과정은 매우 오랜 시간이 걸리며, 태양 정도의 질량의 블랙홀이 증발해서 소멸할 때까지는 약 3400불가사의 (10^64x3400)년 정도가 걸릴 것으로 계산된다. 태양 정도의 작은 질량으로는 블랙홀이 될 수가 없으므로, 모든 블랙홀은 증발하는데 그 이상의 시간이 걸린다.
은하단의 은하가 하나로 통합되어 생긴 블랙홀이라면, 질량이 태양의 10조 배나 될 것이다. 이 블랙홀이 소멸하기까지는 약 $ 3.4\times 10^{106} $ 년이라는 시간이 걸릴 것이다. 블랙홀 소멸의 메커니즘은 호킹 복사 참고.



4. 블랙홀의 주요 특징

  • 매우 거대한 블랙홀(ex-퀘이사)와 같은 블랙홀은 매우 밝게 빛나 육안으로도 관측이 가능하지만, 그 외의 일반적인 블랙홀들은 아직까지 X선 감지 외에 육안이나 망원경으로 관측이 불가능하다.

  • 사건의 지평선을 넘어가면 절대 탈출할 수 없다. 탈출 속도가 광속보다 큰데, 어떠한 것도 빛보다 빠를 수는 없기 때문. 수학적인 계산에선 시간과 공간의 성질이 뒤바뀌어 공간이 시간과 같은 방향성을 지니는 걸로 나타난다. 일단 넘어가면 무조건 특이점으로 향한다. 남은 건 빨리 가느냐 늦게 가느냐의 차이.


  • 상대성 이론에 의해, 블랙홀에 가까이 가면 갈수록 시간은 점점 느려진다. 단, 외부에서 남이 본 내 시간이 느려지는 거지, 블랙홀에 가까이 간 당사자가 느끼는 시간 감각은 똑같다. 상대성 이론의 키워드 중 하나. 밖에서 보면 블랙홀에 가까워질 수록 시간이 무한에 가깝게 확대되어 수천수만수억 년이 걸려서 빨려 들어가는 것처럼 보이지만, 빨려 들어가는 입장에서 느끼는 감각은 그저 블랙홀에 휙 빨려 들어가는 것이다. 반대로 빨려들어가는 사람이 외부를 관측한다면 빠르게 돌리는 영상처럼 보일 것이다.으쩨 이것이 떠오른다. 다만 주변에 가득찬 빛 때문에 지평선 외부에서 내부를 볼 수 없고, 내부에서 외부를 볼 수 없겠지만.

  • 누군가가 블랙홀에 빨려들어가는 것을 외부에서 보는 관찰자는 그 사람이 사건의 지평선을 넘는 것을 절대로 볼 수 없다. 사람에게서 반사된 빛이 관찰자에 도착하는데 걸리는 시간이 중력에 의해 기하급수적으로 늘어나기 때문. 사건의 지평선을 넘는 순간, 빛이 관찰자에 도착하는데 이론상으로 걸리는 시간은 무한대가 된다. 도플러 효과로 점점 빨갛게 변하다 적외선으로 변해 보이지 않게 되는 것은 덤.

4.1. 중력으로 인해 생기는 시공간의 왜곡

질량과 중력의 관계의 이해를 돕기 위해 천문학계에선 쇠구슬의 비유로 학생을 가르치는 경우가 많은데, 가령 어느 2차원의 세계의 경우 공간이 넓다란 천의 형태가 되며, 그 천 위에 놓여있는 물질이(예: 쇠구슬) 무거울수록(즉 질량이 클수록) 이 천은 심하게 움푹 패이게 된다. 그렇다면 그 천 위를 이동하는 물질은 그 움푹한 곳을 향해 빨려들어가듯이 움직이게 될 것이며 이렇게 공간왜곡으로 인해 빨려들어가는 것이 중력인 것이다.

이러한 움푹함은 쇠구슬의 질량이 크면 클수록 더 깊어지며, 그에 비례해 중력도 커진다. 만일 쇠구슬의 질량이 엄청나다면 마침내 그 천에는 구멍이 뚫리듯이 움푹 패임이 끝없이 지속되는 형태가 될 것이며, 그 결과 그 위를 지나가는 물체는 그 속으로 빨려들어가는 것이다. 이것이 블랙홀인 것.

위의 2차원의 예는 3차원에도 적용되고 우리가 살고 있는 세계인 4차원 시공간에도 적용된다. 4차원 시공간엔 시간축이 존재하므로 저렇게 무거운 쇠구슬의 있다면 저 움푹 패임은 공간 뿐 아니라 시간에도 영향을 준다. 따라서 블랙홀 주위엔 시간도 다르게 흐르게 되는 것이다.

저런 시간과 공간의 일그러짐은 천체의 크기가 작을수록 심해진다. 이것은 무거운 대포알과 같은 무게의 쇠구슬을 천 위에 올려놓으면 후자 쪽이 더 깊게 패인다는 것을 보면 알 수 있다. 따라서 같은 질량이지만 항성일 때는 블랙홀이 되지 않다가 이 항성이 초신성 폭발하면서 지구만한 크기로 압축되면 그 때 블랙홀이 되어버린다.

한가지 명심할 것은, 위의 비유는 어디까지나 비유이며 실제 상황이나 모형이 아니다. 예를 들어 위 비유에서는 쇠구슬(질량체)을 아래로 잡아당기는 힘, 즉 중력이 있기 때문에 천(시공간)이 움푹 꺼지는 것이지만, 실제로 시공간 연속체를 왜곡시키는 것은 질량체에 작용하는 중력이나 기타 외부의 힘이 아니다. 질량체가 갖고 있는 질량 그 자체가 시공간 연속체를 왜곡시키는 것이다.
그리고 위의 비유에서 공간왜곡은 제3의 방향으로 공간이 휘어지는 것으로 나타나지만, 엄밀히 보자면 관측은 쇠구슬이 올라간 천을 위에서 수직으로 내려보는 것에 한정되어야한다. 제3의 방향으로 휘어지는 것은, 끊임없이 쇠구슬이 천을 잡아당기는 것을 그나마 비슷하게 표현한 것에 불과하다.

4.2. 무조건 모든 걸 빨아들인다?

여러 매체에서 블랙홀을 무엇이든 빨아들이고 다른 차원 등으로 연결하는 구멍으로 묘사하는 경우가 많다. 그러나 블랙홀이 된다고 해서 질량이 변하는 것은 아니다. 즉 지구가 어느 날 갑자기 블랙홀이 된다고 해도 그 블랙홀 위에 지구 크기의 껍데기를 씌우면 그 위에 사는 사람은 지금 지구에서 느끼는 것과 동일한 중력을 느끼게 된다.

지구의 모든 질량이 블랙홀로 전환되었고, 지표면이 있었던 자리에 무게가 없는 판떼기가 공중에 떠 있어서 인간이 서 있다고 가정해보자. 주위가 왠지 허전하고 우주 공간에 있는 것 같은 느낌이지만 중력은 기존대로 1G이다. 지상은 이전과 완전히 동일하기 때문에 공기만 있다면 헬리콥터도 날아다닐 수 있다. 달도 이전과 같이 지구(가 있었던 자리)를 공전하고 지구도 태양을 이전과 같이 공전한다.[8]물론 블랙홀에서 나온 제트에 맞으면 시망한다.

하지만 지하로 들어갈수록(혹은 종래의 지구 중심에 다가설수록) 이전과는 달라진다. 지하실 정도로는 별 차이 없지만, 지구 반지름의 절반인 3200km 지점까지 접근하면 중력이 4배올라간다. 중력은 거리가 1/2 될수록 4배 강해지기 때문. (자승의 법칙)따라서 일반적인 사람은 4배가 된 몸무게(약 300kg)를 더 이상 지탱할 수 없게 된다.

계속 파고 들어가서 지구 중심과의 거리가 지구 중심에서 지표면까지의 1/4가 되면 무게는 16배. 1원짜리 동전크기도 안되는 지구 중심의 블랙홀을 직접 눈으로 목격할 수 있을 정도로 접근하게 되면(약 100m) 자신의 몸무게가 무려 65536배 이상으로 올라간 상태라 죽은지 오래되었을 것이다.

블랙홀이 아니라면 땅속으로 파고든 만큼 발 아래의 지구의 질량도 작아지기 때문에 발생하는 현상이다. 일반적인 천체의 중력이 가장 강해지는 지점은 천체의 표면인 반면[9], 블랙홀은 모든 질량이 특이점이라는 중심에 응축되어있기에, 같은 질량의 천체 표면보다 가까운 곳으로 가면, 일반적인 천체에 다가갔을 때와 정반대로 한도끝도 없이 중력이 강해지는 것이다.
하지만 지구로 치면 맨틀과 외핵 사이가 중력의 최대치로 그딴 거 없다.

하여튼, 블랙홀은 같은 질량의 천체 표면 바깥쪽에 한해서는 같은 질량의 천체와 중력으로는 구분할 수 없다. 아무리 멀리 있는 것이라도 빨아당겨 삼켜버리지는 않는다는 것이다. 네이버 지식IN 같은데서 태양이 블랙홀로 변하면 어떻게 되냐는 질문이 종종 올라오는데, 질량이 그대로면 중력의 변화가 없다. 대신 빛이 없겠지

4.3. 블랙홀의 상보성

블랙홀에 자유낙하하면 죽지 않고 사건의 지평선을 건너갈 수 있다. 허나 블랙홀에 근접하는 어떤 물체도 원자 이하 수준으로 갈갈이 찢어지다가 사건의 지평선을 건너지 못하고 사건의 지평선에서 플랑크 거리 만큼 떨어진 거리에서 골고루 퍼진채 억겁만년의 세월이 걸리게 된다. 서로 모순되는 말이지만 관측자에 따라 차이가 발생하게 되는 양자역학의 난제 중 하나다.

자유 낙하하는 물체는 '무중력' 상태가 된다. 만약 지구무게의 블랙홀에 100m 까지 다가가서 '서 있다면' 몸무게가 65,536 배나 되기 때문에 도저히 버티지 못하고 뼈와 살이 분리되어 바닥에 널부러질 것이다. 하지만 블랙홀로 '떨어지고 있다면' 몸무게는 0 kgf 이다. 이 경우, 사람이 죽게되는 원인은 가중되는 가속도 g 가 사람이 견딜수 있는 10g 이상을 넘거나, 아니면 블랙홀의 특이점에 지나치게 다가가서 조석력에 의해 분해되는 것 뿐이다.(강착원반 제외시)

블랙홀에 다가가다 조석력으로 죽는 이유는 특이점에 다가갈수록 중력의 방향이 곡선을 띄기 때문이다. 촛불 하나를 놓고 1m 앞에 서 있는다면 빛을 가장 잘 받는 부분인 허리가 가장 밝고 머리와 발끝은 어둡게 된다. 마찬가지로 특이점에 다가갈수록 물체의 끝과 끝에서 받는 중력의 힘이 차이가 나므로, 허리부분이 더욱 강하게 중력가속도를 받다가 결국 끊어지게 된다. 허나, 태양빛 같이 매우 먼 거리에 있는 특이점일 경우, 머리와 허리, 발끝에 받는 빛의 양은 차이가 없다. 따라서 물체의 크기에 따라 물체가 파괴될 수 있는 조석력은 약해지게 된다. 태양과 비슷한 질량의 블랙홀이라면 사건의 지평선을 건너기 전에 조석력의 영향으로 죽게 되며, 만약 사건의 지평선 바로 위로 텔레포트 하더라도 1/100,000 초란 시간 안에 조각나서 죽을 것이다. 허나 아메바 크기의 세포라면 사건의 지평선에서 특이점으로 떨어지는 동안 살아 있는 시간이 좀 더 길어지게 된다. 만약 지구 중력의 아주 작은 베이비 블랙홀이라면 세포도 금방 죽는다. 허나 놀랍게도, 은하계 중심의 태양 10억배 질량의 블랙홀이라면 태양-지구 거리의 사건의 지평선을 '통과하고' 나서도 인류는 무려 1,000초, 즉 약 30분 동안 조석력이 강해지기 전에 살아남을 수 있다. 만약 태양 수천조배의 질량의 블랙홀이라면 사건의 지평선을 건넌 후, 사람이 수십세대를 이어갈 시간 동안 생존할 수 있다. 물론 조석력으로 인한 비틀림이 충분히 강력해지는 지점까지 특이점 근처로 떨어지게 되면 죽게 된다.

하지만 만약 여러분이 직접 블랙홀로 떨어지지 않고 떨어지는 사람을 구경하는 입장이라면 위에 기술된 대로 낙하하는 사람은 (초거대)블랙홀의 사건의 지평선에 점점 접근하다가 어느 순간 갈갈이 찢어져 수프로 변하는 걸 볼 수 있을 것이다. 그리고 블랙홀 근처의 시간은 사건의 지평선에 다가갈수록 점점 느려지므로, 수프는 원자로 분해되었다가 더 작은 미립자로 분해되었다가 사건의 지평선에서 플랑크 거리 만큼 떨어진 거리에서 영원토록 블랙홀을 맴돌게 될 것이다.

즉, 관찰자의 시점에 따라 떨어지는 사람은 사건의 지평선을 무사히 통과할 수도, 아니면 건너지도 못하고 끔살 당할 수도 있다. 이는 양자역학의 상보성을 제대로 이해하지 못하면 모순이라 여기게 될 수도 있다. 하지만 양자역학은 원래 '평범한 일상'의 직관과는 거리가 멀고, 머리속 회로를 여러차례 바꾸고 나서야 이해할 수 있다는 학문이라는 것을 유념해야 한다.

자세한 원리는 사건의 지평선 항목참조

5. 블랙홀의 구조

5.1. 특이점

로저 펜로즈는 1965년에 중력이 항상 인력으로 작용한다는 것과, 원뿔이 일반 상대성 이론에 따라 움직이는 방식을 사용하여, 중력붕괴하는 항성이 결국 표면이 0의 크기로 수축하여 특이점 속에 사로잡히게 됨을 입증했다. 특이점으로 수축한 천체의 표면이 0이기 때문에 부피 역시 0이다. 거기에 따라서 밀도와 시공의 곡률은 무한대가 된다.

일반 상대성 이론에 따르면 가속으로 인해 발생하는 관성 질량과 중력으로 인해 발생하는 중력 질량은 동일하며, 특수 상대성 이론에 따르면 물체가 가속을 받으면 받을수록 시간 지연 현상이 일어난다. 고로, 블랙홀의 특이점에서는 시간이 멈춘다.

특이점에서는 적어도 인간에게 알려진 모든 물리법칙이 붕괴한다. 하지만 블랙홀 바깥의 관찰자는 물리법칙의 붕괴의 영향을 받지 않는데, 빛을 포함한 어떠한 것도 특이점에서 관찰자에게 도달하지 않기 때문이다. 이러한 사실을 바탕으로 로저 펜로즈는 '우주 검열관' 가설을 제안했다. 누군가가 검열을 하는 것처럼, 특이점은 사건의 지평선에 의해서 항상 가려진다는 것이다. 검열삭제? 안에서 무엇이 이루어지는지는 상상에 맏길뿐

계산상으로는 사건의 지평선에 가려지지 않은, 이른바 출 특이점이라는 것이 있을 수 있다. 하지만 이러한 노출 특이점들은 매우 불안정하여 최소한의 교란으로도 사라지거나 사건의 지평선으로 가려지기 때문에, 실제로는 사상의 지평선에 가려지지 않은 특이점은 존재하지 않는 것과 다름없다.

5.2. 사건의 지평선

사건의 지평선 혹은 사상의 지평선. 영어로는 이벤트 호라이즌(Event horizon). 사상(事象), 즉 '관측 가능한 현상이 일어나는 경계'라는 의미.

스티븐 호킹과 로저 펜로즈는 블랙홀을, '그 곳에서부터 탈출할 수 없는 사건들의 집합'으로 정의[10] 했으나, 열역학 제2법칙[11]을 무시한다는 오류 때문에 30년 가까이 논쟁을 일으키다가 2006년을 끝으로 완전히 부정되었다. [12] 현재 최신의 블랙홀 모델을 이해하기 위해서는 진화론을 이해하기 위한 난이도 급의 양자역학과 끈이론을 배워야 한다는 게 문제.

사상의 지평선의 크기는 블랙홀의 질량에 따라서 달라진다. 어떤 물체가 블랙홀이 되려면, 그 물체의 질량에 비례하는 일정한 크기 안의 공간에 그 물체의 모든 질량이 들어가야한다. 여기에서 그 일정한 크기를 '슈바르츠실트 반경'이라고 하며, 그 값은 다음과 같이 구할 수 있다.
rs = 2Gm/c 2
rs : 슈바르츠실트 반경
G : 중력상수 (6.67428×10-11 m3 kg-1 s-2 = 6.67428×10-11 N(m/kg)2 )
m : 질량
c : 진공상태에서의 광속
비례상수인 2G/c^2^은 1.48×10-27 m/kg 혹은 2.95 km/M⊙이다. 블랙홀이 되기 이전의 물체의 슈바르츠실트 반지름은, 블랙홀이 된 이후의 물체의 사상의 지평선과 일치한다.
참고로 태양이 갑자기 블랙홀이 되면 반경이 2.95km 정도에 불과하고, 지구는 0.8cm 정도에 불과하다.

5.3. 작용권 (에르고스피어)

회전하는 블랙홀 외부에 위치하는 영역이다. 일, 작업을 뜻하는 그리스어 'ergon'이 어원으로, 블랙홀에서 에너지를 얻는 것이 가능하다. 물론 이론적으로[13].

작용권은 블랙홀의 자전으로 발생한다. 그로 인해 작용권의 단면은 타원형을 하고 있으며, 블랙홀의 자전축에서 사상의 지평선과 접한다. 작용권과 사상의 지평선 사이의 시공간은 블랙홀의 회전방향으로 당겨진다. 작용권도 블랙홀의 영향권이므로 블랙홀을 향해 빨려들어가지만, 사상의 지평선 바깥이기 때문에 탈출은 가능하다.

작용권을 이용하여 블랙홀을 궁극의 소각로로 활용할 수 있다는 개념이 있다. 작용권에 쓰레기를 가득 실은 로켓을 떨어뜨린 뒤, 로켓에서 쓰레기를 블랙홀의 중심으로 투하한다. 그러면 블랙홀 안으로 떨어뜨린 무게만큼 반작용을 받아, 로켓은 연료 없이 탈출할 수 있다. 이 과정에서 블랙홀의 에너지가 로켓의 속도로 바뀌게 된다. 동아출판사의 "만화로 보는 현대과학의 세계" 3권 블랙홀 여행에서 이 장면을 묘사하기도 했는데, 작중 타키온 일행은 우주여행 중 발생한 쓰레기도 처분하고 에너지도 얻고 하는 일석이조를 누릴 생각에 좋아하지만 막상 다녀와 보니 헬게이트였다고.

다만 이것은 뉴턴역학적 해석으로, 블랙홀은 상대성 이론이 적용되는 공간이기 때문에 물리학적으로 엄밀한 해석은 여기에서 서술한 것과는 다른 형태가 될 것이다.

이론적으로 이러한 방식으로 꺼낼 수 있는 에너지는 블랙홀이 가진 에너지의 29%다. 여기에 상당하는 에너지를 추출했을 때, 블랙홀의 회전은 정지하고 작용권은 사라진다.

5.4. 강착 원반

어떠한 천체가 블랙홀이라고 판정하는 증거들 중 가장 강력한 것은 '강착 원반(Accretion disc)'으로, 대량의 물질이 블랙홀을 중심으로 하는 원반형태로 뭉쳐 소용돌이치며 빨려 들어가고 있는 것이다. 또, 동반성과 같이 있는 블랙홀은 강착 원반의 크기가 더욱 커지게 되는데, 그럴 수밖에 없는 이유가 거대한 크기의 동반성을 빨아들이려면 그만큼 빨아들이는 물질이 넓게 퍼지게 되기 때문이다. 강착 원반 안에서는 블랙홀의 중력 에너지로 인해 물질이 매우 높은 온도로 가열되며, 때문에 강력한 X선을 복사한다. 또한 강착 원반의 중심 부분은 엄청난 고압이 되기 때문에, 강착 원반의 수직방향으로 고온 고압의 제트를 뿜어 압력을 줄이게 된다. 이 또한 X선을 방출하기 때문에 지구에서 관측할 수 있다. 그 관측결과 중 하나가 이 현상이 수만광년 안의 별들을 초토화시켰다는 것.(…)

우주는 사실상 진공이기 때문에 블랙홀로 빨려 들어갈 물질이 일반적으로는 없지만, 만일 이중성 중 한쪽 별이 블랙홀이 되고 다른 쪽 별이 팽창하여 거성이 되었다면 거성으로부터 블랙홀로 꾸준히 물질이 유입될 수 있으며, 이 때 강착 원반을 형성하여 지구에서 관측할 수 있다고 하는 가설이 널리 받아들여지고 있다.

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[PNG image (Unknown)]

이벤트 호라이즌 프로젝트에서 초기자료를 통해 추정한 블랙홀

2013년 1월 18일 미국 UC버클리 연구진이 미국천문학회(AAS) 정기학술회의에서 공개하였다. 아직 완벽하지는 않지만 연구진은 5년이내에 완전한 모습을 구현할 수 있을것으로 예상했다.흔히 알려진 모양과 달리 초승달 모양을 하고 있는것이 특징이다.

정확히 말하자면 위 사진은 강착 원반을 지닌 블랙홀을 시뮬레이션한 것으로 보이는데 초승달 모양의 빛은 강착 원반에서 나오는 빛이다. 이런 강착 원반이 없는 블랙홀은 아무런 빛을 내지 않을 것이다.

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영화 인터스텔라 제작과정에서 공개된 블랙홀의 모습. 참고로 영상에 등장하는 학자는 물리학자 킵 손.

6. 블랙홀의 종류

6.1. 모델 별

블랙홀의 특징은 오직 질량, 각운동량, 전하에 의해서만 결정되며, 블랙홀이 되기 이전의 천체의 그 밖의 성질과는 아무런 관련이 없다. 이 3가지를 제외하면 블랙홀을 다른 블랙홀과 구분할 수 없기 때문에, 마치 대머리를 다른 대머리와 구분할 수 없는 것과 같다고 하여 블랙홀은 털을 가지지 않는다대머리 정리가 나왔다.[14]탈모 갤러리에서 싫어합니다. 하지만 이후 연구에 의해 털이 있다는 반박(블랙홀에서 뭔가를 방출하기도 한다는 내용)을 받게 되었다. 탈모 갤러리가 이 연구를 좋아합니다. 우리도 머리카락이 다시 날 수 있어! 심지어 다시 나는 머리카락은 매우 비싸다.

6.1.1. 슈바르츠실트 블랙홀

질량 값만을 가지며, 각운동과 전하가 0인 가장 단순한 블랙홀이다.

6.1.2. 커 블랙홀

'회전 블랙홀'이라고도 한다. 슈바르츠실트 블랙홀이 질량만을 가진다면, 커 블랙홀은 거기에 더해 각운동량을 가진다. 블랙홀의 회전으로 인해 사건의 지평선 바깥임에도 탈출속도가 광속 이상인 지대인 '작용권(Ergosphere)'이 발생하며, 특이점은 고리모양이다.

6.1.3. 라이스너-노드스톰 블랙홀

'대전(帶電) 블랙홀'이라고도 한다. 커 블랙홀과는 달리 질량과 전하 값만을 가진다.

6.1.4. 커-뉴먼 블랙홀

질량도 있고, 각운동량도 있고, 전하도 있는 블랙홀이다.

6.2. 크기 별

6.2.1. 마이크로 블랙홀

강력한 에너지를 가진 우주선(宇宙線)이 지구 대기권의 입자와 충돌할 때 발생한다. 10㎍ 정도로, 불안정하여 10-27 초만에 폭발한다. 아직 증명되지는 않았다.

6.2.2. 항성 블랙홀

흔히 말하는 블랙홀이 바로 항성 블랙홀이다. 질량이 큰 항성이 중력붕괴 하며 생성된다. 현재까지 관측된 블랙홀 중 가장 큰 것은 2007년에 발견된 것으로, 질량이 태양의 15.6±1.45배다.

6.2.3. 중간질량 블랙홀

'초대질량 블랙홀'보다 작고 '항성 블랙홀'보다 큰, 말 그대로 중간급의 블랙홀이다. 2004년 11월에 궁수자리 A*라는 초대질량 블랙홀에서 3광년 정도 떨어진 곳에 있는 GCIRS 13E라는 천체가 발견되었다. 질량이 태양의 1300배에 달하는 것으로, 항성 블랙홀로 보기에는 너무 크고 초대질량 블랙홀로 보기에는 너무 작다.

중간질량 블랙홀의 형성원인은 아직 명확하지 않으나, 매우 거대한 항성의 중력붕괴에 의해 형성된 항성 블랙홀의 일종으로 여겨지기도 하고, 은하 중심에서 형성되었으나 극단적인 조건에 처하지 않아 초대질량 블랙홀이 되지 못한 것이라는 의견도 있다. 항성 블랙홀과 기타 천체가 합쳐져서 생성되었다거나, 성단 내의 거대한 항성들이 충돌하고 붕괴하여 형성되었다는 시나리오가 유력하다.

6.2.4. 초대질량 블랙홀

지금까지 관측된 가장 거대한 종류의 블랙홀로, 질량이 태양의 10만~100억배에 달한다. 우리 은하를 포함하여 거의 모든 은하가 중심부에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 은하의 생성에 초대질량 블랙홀이 깊숙히 관계한 것 같은 상황 증거들이 나오고 있다. 참고로 우리 은하의 중심에는 태양 질량의 431만배에 달하는 괴물이 있다. 그리고 2008년도에 확인된 게자리의 OJ 287 블랙홀은 태양 질량의 170~180억배나 되며, 그 주위를 태양 질량의 1억배나 되는 블랙홀이 공전하고 있다.

초대질량 블랙홀은 질량이 작은 블랙홀과 구분되는 특징이 있는데, 바로 밀도가 낮다는 것이다. 사건의 지평선이 워낙 크기 때문에, 사상의 지평선 안에 들어가는 공간으로 블랙홀의 질량을 나누면 공기보다 밀도가 낮을 수도 있다[15]. 고로 블랙홀의 중심으로 향하는 우주 비행사는 사건의 지평선 안족으로 상당히 깊이 들어갈 때까지 스파게티처럼 잡아늘려지지 않는다. 물론 중심의 특이점 주변은 다른 블랙홀과 마찬가지로 밀도가 높다.

7. 기타

  • "블랙홀(검은 구멍)"이란 명칭을 처음으로 제안한 사람은 미국의 천체물리학자 존 아치볼드 휠러란 사람으로, 기존의 "완전하게 중력 붕괴를 일으킨 별(gravitationally completely collapsed star)"이라는 복잡해 보이는 용어를 좀 더 간결하고 직관적인 단어로 대체하고 싶어서였다.[16]

  • 현재 최신의 블랙홀 이론(끈 이론)에 따르면 블랙홀의 표면에서는 수많은 끈 들이 요동치다가 매듭지어져 우주로 증발하게 된다. 이에 따르면 블랙홀의 표면은 수많은 털로 뒤덮혀 있다. 즉, 블랙홀은 털로 잔뜩 뒤덮혀 있다 음란한 아이

  • 현재 가장 유력한 블랙홀 후보는 지구에서 8천 광년 떨어진, 우리 은하의 오리온 팔에 있는 아이 오브 테러백조자리 X-1에 존재한다고 여겨지는 것이며, 실제로 이 블랙홀은 청색거성 HDE 226868의 바로 옆에서 발견되었다.

  • 양자 역학에 따르면 블랙홀에서도 복사가 방출된다고 하며, 이를 스티븐 호킹이 이론화했기 때문에 호킹 복사라 부른다. 자세한 내용은 호킹 복사 참고.

  • 퀘이사의 에너지원이라고도 한다.

  • 중국에서 소형 블랙홀을 개발했다느는 기사가 화제가 되기도 했는데 내용을 읽어보면 이건 블랙홀이 아니라 극초단파를 완전히 흡수하는 타물질이다. 마치 블랙홀처럼 검게 보인다고 해서 블랙홀이라는 표현을 쓴 것. 기사에서 설레발친 것처럼 빅뱅이나, 물질이나 에너지를 흡수한다거나, 인공 블랙홀이라거나 하는 것은 전혀 무관하다. 그리고 이 기사는 다시는 볼 수 없게 되었다.기레기까야 제맛.

  • 한 가설에 의하면 블랙홀의 질량은 점점 늘어나고 있다고 한다. 즉 빨아들이는 물질들이 특이점 안에 계속 쌓이고 있다는 것.

  • 불과 100년가량 전까지만 해도 학자들은 블랙홀의 존재조차 의심하는 상황이었다. 이러한 학자들의 태도를 바꿔놓은게 바로 중성자별의 발견이다. 블랙홀의 생성과정을 설명하는 과정에 있는 천체이기 때문.

  • 파토의 과학하고 앉아있네 천문학자 이강환박사의 강의 Part1 Part2[17]
  • 블랙홀 속으로 들어가면 어떻게 될까?
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  • [1] 이론물리학자 킵 손이 중력렌즈 현상을 적용하기 위해 직접 일반 상대성 이론을 계산하여 얻어낸 모델이며 현재까지 제안된 블랙홀 시각화 중에서는 가장 실제에 가까울 것이란 추측이 있다.
  • [2] 뉴튼 물리학을 말하는 것이 아니다. 신은 주사위를 던지지 않는다로 대표되는 불확정성의 원리를 거부하는 가역 법칙을 말한다.
  • [3] 아인슈타인이 절대로 양자역학을 부정하거나 무시한 것은 아니다. 아인슈타인은 불확정성이 없고 뉴튼의 우아한 고전 물리학과 같은 명확히 미래와 과거를 예측할 수 있는 법칙이 있다고 믿었으며, 양자역학까지 아우를 수 있는 대통합 법칙을 찾기 위해 죽는 날까지 연구하였다.
  • [4] 물론 사회 통념상 거시기한 이름이었기에 논문을 싣는 물리학 학술지는 이를 막기(?)위해 그를 설득하려 했다고 한다. 허나 이후 휠러는 블랙홀은 털이 없다라는 한층 더 뒤통수를 터는 발언을 했다.
  • [5] 이 때 벌어진 물리학계의 패러다임 쉬프트를 책으로 잘 정리한 것이 블랙홀 전쟁#
  • [6] 태양 질량의 1.44배가 그 한계점이며, 이 한계점을 찬드라세카르 한계라고 한다. 항성 질량이 이 한계점을 넘으면 파울리의 배타원리는 별에게 씹어먹힌다.
  • [7] 태양 질량의 약 3배가 한계점이다. 이를 넘어갈 경우 중성자 축퇴압도 씹어먹힌다.
  • [8] 물론 이는 크게 과장된 것이고, 애당초 자기장이 사라지므로 지상의 환경은 급변한다.
  • [9] 실제로는 내부 구성물질의 밀도차이 때문에 다르다. 지구의 예를 들면 맨틀 중간까지는 중력이 증가하다가 그 아래로 내려가면 다시 감소한다.
  • [10] 여기에 따르면 블랙홀의 경계는 블랙홀에서 빠져나가지도, 블랙홀에 빨려들어가지도 않고 영원히 맴돌고 있는 광선들에 의해 형성된다. 이것이 바로 '사상의 지평선'이 된다.
  • [11] 엔트로피 보존의 법칙
  • [12] 증명 자체는 1998년 끝났으나 처음 이 이론을 제창한 스티븐 호킹 박사의 상태가 많이 안 좋아서 뒤늦게 인정하게 되었다. 스티븐 호킹 박사의 항복문서메모 내용 중 'SF 장르를 좋아하는 사람들에게는 미안하지만 블랙홀은 웜홀로 다른 화이트 홀로 연결되거나 다른 우주로 연결되는 일은 없다.' 라고 적은 부분이 인상적이다.
  • [13] 이를 펜로즈 과정이라 한다.
  • [14] 여담으로, 호킹이 프랑스에서 이에 대해 강의할 때 하필 블랙홀이 여성의 성기를 뜻하는 은어였던 탓에, 게다가 강의 주제가 블랙홀엔 이 없다였으니... 꽤나 난감했다고 한다.
  • [15] 이는 사건의 지평선이 블랙홀의 질량에 정비례해서 멀어지기 때문에 생기는 현상으로 예를들어 질량이 2배로 커지면 사건의 지평선 내부 공간은 8배가 되고 이때 밀도는 오히려 4배 낮아지게 된다.
  • [16] 덕분에 대중들이 천체물리학에 대하여 큰 관심을 가지게 되었으나, 역으로 이 명칭 때문에 많은 오해를 낳았다.
  • [17] 2편은 특히 한국의 블랙홀 최고 권위자라고 봐도 무방한 우종학 교수가 나온다. 인터스텔라의 이야기도 포함되어 있으니 민감하신 분들은 참고할 것.