블랙홀 (r20220720판)

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주계열성 이후 항성의 진화

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거성으로의 팽창
거성
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청색거성
청색초거성
청색극대거성
황색거성
황색초거성
황색극대거성
적색거성
적색초거성
적색극대거성

}}}

† 죽은 뒤 남은 잔해
백색왜성
중성자별
블랙홀





2019년 4월 11일 인류가 최초로 화상 촬영한 M87*의 모습[1][2]
2022년 5월 12일 인류가 최초로 화상 촬영한 우리 은하 중심의 모습[3][4]
파일:20190410-78m-800x466.png
파일:우리 은하 블랙홀.jpg
#373a3c {{{-2 '''2차원적 측면 (왼쪽) [[인터스텔라|{{{#fff 인터스텔라}}}]] [[인터스텔라/천체#s-2|{{{#fff 영화판}}}]]'''[* 가로로 둘러싼 빛은 강착원반이 빠르게 회전하면서 발생한 것이고, 위아래로 둥그렇게 빛나는 것은 블랙홀 뒤쪽에 있는 강착원반의 빛이 강력한 중력렌즈 효과로 인해 앞에서도 볼 수 있게 된 것이다. [[이론물리학자]] [[킵 손]]이 중력렌즈 현상을 적용하기 위해 직접 [[일반 상대성 이론]]을 계산하여 얻어낸 [[3차원|3D]] 모델이며, 당시까지 제안된 블랙홀 시각화 중에서는 가장 실제에 가까울 것이란 추측이 있어 왔다. 실제로 2019년 4월 10일에 공개된 실제 블랙홀 모습과 비교해도 거의 똑같을 정도로 흡사하게 생겼다. 참고로 이때까지의 모델들은 대부분 [[2D]]모델들이었다. 물론 블랙홀은 주위 물질, 빨아들이고 있는 천체나 블랙홀과 강착원반의 회전 속도 등 다양한 요소로 인해 실제 외형이 달라질 수 있다. 일반적인 블랙홀 모델은 블랙홀의 중심을 기점으로 위아래로 거대한 밝은 기둥 모양의 외형을 가진 '제트'를 가지고 있는데, [[킵 손]]이 영화상 주인공들이 그 주변에서 살아남게끔 의도적으로 블랙홀의 위력을 매우 '빈약'하게 만들어 저 모델에서는 제트가 보이지 않는다. 그리고 이 이미지는 [[도플러 효과]]가 생략된 이미지다.]''', (오른쪽) 실제에 가까운 시뮬레이션'''[* 영화판 블랙홀은 [[킵 손]]이 여러 물리적인 효과를 강제로 배제하여 만들어낸 이미지이다. 만약 가르강튀아가 실존했다면 영화판이 아니라 이 이미지처럼 보였을 것이라고 한다. 대표적으로 인터스텔라에서 생략된 [[도플러 효과]]가 반영되어, 강착 원반의 한쪽은 선명하게 빛나지만 다른 쪽은 상대적으로 희미한 것을 확인할 수 있다. [[https://io9.gizmodo.com/the-truth-behind-interstellars-scientifically-accurate-1686120318|관련 사이트]]]}}}

파일:external/www.wired.com/ut_interstellarOpener_f.png
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1. 개요
2. 블랙홀의 형성
2.1. 항성의 붕괴
2.2. 중성자별의 충돌
2.3. 초대질량 블랙홀의 경우
3. 블랙홀의 종말
4. 블랙홀에 들어간다면
5. 블랙홀 발견과 연구의 역사
5.1. 블랙홀 촬영
6. 블랙홀의 특징
6.1. 중력으로 인해 생기는 시공간의 왜곡
6.2. 무조건 모든 걸 빨아들인다?
7. 블랙홀의 구조
7.1. 특이점
7.3. 작용권(에르고 영역)
7.5. 강착 원반과 제트
8. 블랙홀의 종류
8.1. 유형별
8.1.2. 커 블랙홀
8.1.3. 라이스너-노르드스트룀 블랙홀
8.1.4. 커-뉴먼 블랙홀
8.2. 규모별
8.2.1. 마이크로 블랙홀 (Micro Black Hole)
8.2.1.1. 원시 블랙홀(Primordial Black Hole)
8.2.2. 항성 블랙홀 (Stellar Black Hole)
8.2.3. 중간 질량 블랙홀 (Intermediate-Mass Black Hole)
8.2.4. 초대질량 블랙홀 (Supermassive Black Hole)
8.2.4.1. 가장 질량이 큰 블랙홀
9. 활용 및 개척 구상
10. 기타
11. 둘러보기


1. 개요[편집]


NASA에서 컴퓨터 그래픽으로 제작한 M87 블랙홀의 모습[5]

블랙홀(Black hole)은 표면적이 0인 점으로 무한히 수축하는 천체를 말한다. 자신을 중심으로 사건의 지평선을 형성하다 보니 암흑의 구체로 보여서 블랙홀이라는 이름이 붙었다.

펜로즈의 특이점 정리에 따르면 블랙홀은 중력으로 완전히 붕괴되어 크기가 0이고 밀도[6]와 시공간의 곡률이 무한대가 된 천체이다. 특이점 정리의 반례는 발견된 적 없기에 오늘날에도 블랙홀은 잠정적으로는 크기가 0인 천체 취급을 받고 있다.

2. 블랙홀의 형성[편집]



2.1. 항성의 붕괴[편집]




블랙홀과 중성자별을 만드는 II형 초신성에 대한 설명(0:28~2:46)[7]

항성은 막대한 질량을 가지고 있는 천체이기 때문에 늘 중력에 의해 천문학적인 압력으로 쥐어짜여지고 있다. 이 거대한 힘을 통해 항성은 내부에서 핵융합 반응을 일으키며, 이때 핵융합으로 발생하는 막대한 에너지가 중력에 저항해 반대로 항성을 팽창시키기 때문에 항성은 중력의 쥐어짜이는 힘에 의해 붕괴되지 않는다.

항성은 일생의 대부분의 기간 동안 수소를 핵융합 반응의 주 연료로 소모하는데,[8] 이 과정에서 그 산물인 헬륨이 계속해서 발생하게 된다. 헬륨 핵융합을 일으키기 위한 온도와 압력은 수소보다 훨씬 더 높기 때문에 항성은 당장 소모가 불가능한 이 헬륨을 중심부에 쌓아두게 된다. 핵융합에 참여하지 않는 헬륨의 비중이 증가하면서 항성은 수축하여 더 큰 압력을 받게 되고 이 과정에서 항성의 중심이 아닌 곳에서도 수소 핵융합 반응이 일어날 조건을 만족하게 된다. 수소 핵융합이 별의 중심부가 아닌 주변부에서 이루어지게 되면서 항성은 점차 부풀게 된다. 이 단계를 적색거성이라고 부른다.

결국 중심핵이 충분한 온도와 압력에 도달하면 다음 단계인 헬륨 핵융합이 시작된다. 헬륨 핵융합이 시작된 직후에는 항성은 안정을 되찾아 반지름과 광도가 감소하게 되는데(수평계열), 이 단계에서 항성은 매우 풍부한 수소와는 달리 양이 적은 헬륨을 태우고 있는 데다 주계열성 단계보다 훨씬 빠른 에너지 소모율을 가지고 있기 때문에 얼마 가지 않아 중심부의 연료는 바닥나게 되며 항성은 다시 부풀어오르게 되어 점근거성 단계에 진입한다. 이에 따라 항성 외곽 부분의 밀도가 상당히 낮아지므로 스스로의 질량을 항성풍 형태로 빠르게 우주로 날려버리게 된다.

이후 태양 질량 내외의[9] 항성들은 헬륨보다 무거운 원소를 태울 충분한 압력과 에너지를 가지지 못해 이 단계를 마지막으로 한 채 행성상성운을 형성하고 탄소-산소 백색왜성이 되어 생을 마감하지만, 질량이 무거운 항성들은 중력이 충분하기 때문에 헬륨 핵융합 다음에도 탄소, 산소, 네온, 규소와 같은 더 무거운 원소들을 연료로 사용하여 핵융합하기 시작한다. 그러다가 마지막으로 이 생성되는데 이 단계에서 항성 핵융합은 한계에 봉착하게 된다. 핵융합으로써 항성을 유지할 에너지를 얻을 수 있었던 이전의 원소들과는 달리 철을 핵융합 시키기 위해서는 반대로 에너지를 흡수시켜야 하기 때문이다.

그렇게 핵융합을 시키지 못한 철이 암 덩어리같이 쌓이면서 항성 중심부는 중력붕괴에 저항해야 하는 지경에 이르는데, 이때 항성은 붕괴를 막기 위해 첫 번째 장벽인 '전자 축퇴압'에 의존하게 된다. 파울리의 배타원리에 따르면, 정해진 부피 내에서 두 개 이상의 페르미온은 같은 양자 상태에 있을 수 없는데, 항성 내 입자 갯수밀도의 대부분을 차지하는 전자도 페르미온이라 이 법칙에 영향을 받는다. 쉽게 말해 강한 중력에 의해 원자가 압력을 받더라도 원자 내부의 전자들이 양자역학적 효과로 이러한 중력 붕괴에 저항한다는 것이다.[10] 이를 전자 축퇴압이라고 한다.

만일 붕괴하는 천체가 그렇게 많이 무겁지 않다면, 붕괴 도중 전자 축퇴압과 중력이 균형을 이뤄 안정되고 그 상태로 서서히 식어가게 된다. 이 상태가 된 천체를 백색왜성이라고 한다.

하지만 항성의 질량이 너무 커 중력이 전자 축퇴압을 압도하는 지경에 이르면, 전자 축퇴압은 결국 무력화되고 항성은 계속해서 수축하게 된다. 이렇게 전자 축퇴압이 중력에 의해 무력화되는 질량은 태양 질량의 1.44배인데, 이를 찬드라세카르 한계라고 한다.[11] 항성의 중심부 질량이 이 한계점을 넘고 전자 축퇴압이 무력화되면, 양성자와 전자가 더 이상 중력을 이기지 못하고 합쳐져 중성자가 된다.

전자 축퇴압이 무력화되고 극도의 고밀도, 고압력 상태가 된 철 중심핵에서 양성자는 전자 포획을 통해 전자와 합쳐지며 중성자로 변하기 시작한다. 이후 항성은 곧 전자 축퇴압의 중성자 버전인 '중성자 축퇴압'이라는 두 번째 장벽으로 붕괴에 저항하게 된다. 중성자 축퇴압뿐만 아니라 강력까지 동원되어 붕괴를 멈추는 데 일조한다. 다만 이 역베타 붕괴를 통해 중성자가 만들어지는 과정에서 중심부 철 핵의 부피가 갑자기 급격하게 줄어들기 때문에 항성은 내파(implosion)이라 부르는 순간적인 수축을 일으키게 되며 이 충격으로 초신성 폭발이 일어나 항성은 중성자 덩어리로 변한 중심핵을 제외한 모든 부분을 우주로 방출하게 된다. 이때 남은 중성자 덩어리를 중성자별이라고 부른다.

그러나 중심핵의 질량이 중성자 축퇴압으로조차 버틸 수 없을 정도로 무겁다면[12] 더이상 그 어떤 힘도 중력 붕괴를 막을 수 없게 된다. 결국 항성은 끝없이 쭈그러들다가 결국 자기 자신의 사건의 지평선에 잡아먹히게 되며 블랙홀이 된다. 초신성 폭발이 일어난 직후 중심핵이 중성자별이 되었더라도 주변에 남은 물질을 흡수하여 블랙홀로 진화하는 경우가 대부분이며, 태양 질량의 약 50배 이상 되는 거대한 별의 경우는 중심핵이 중성자별 단계를 거치지 않고 바로 블랙홀로 붕괴하며 극초신성과 감마선 폭발을 동반하게 된다.


2.2. 중성자별의 충돌[편집]


종종 중성자별들끼리 충돌하면 두가지 경우가 발생한다 바로 블랙홀과 마그네타의 형성이다. 또 이 과정에서 중력파가 발생하며 초신성보다 더 강력한 킬로노바가 발생한다.

2.3. 초대질량 블랙홀의 경우[편집]




쿼시별에 대한 설명(4:02~5:55)[13]

초대질량 블랙홀의 경우 항성 질량 블랙홀과는 생성 기작이 다를 것으로 생각되고 있는데, 그 이유는 우주의 나이가 얼마 되지 않았을 때[14]도 태양 질량의 백억 배에 달하는 퀘이사들이 발견된다는 점에 있다. 통상적인 항성 질량 블랙홀의 성장 속도로는 이러한 블랙홀들이 형성될 수 없다는 것인데, 이에 대해 다양한 이론들이 제시되었다.

블랙홀은 질량에 비례하는 성장 속도의 한계가 존재한다. 이를 에딩턴 한계(Eddington limit)라고 하는데, 그 속도는 최대 100만 년에 자기 질량의 2% 정도이며, 이 한계를 유지하면서 질량을 불린다면 10배로 커지는 데에 최소 1.2억 년이 소요된다. 이러한 한계 속도가 존재하는 이유는 블랙홀에 유입되는 가스가 에너지로 전환되면서 복사압을 내기 때문이다. 이 복사압에 의해 블랙홀에 떨어지는 가스의 양이 제한되게 된다. 때문에 현실적으로는 한계치를 계속 유지하면서 성장하는 것도 비현실적이라고 가정할 수 있다.

별의 죽음으로 탄생하는 일반적은 항성 질량 블랙홀은 아무리 커 봐야 태양 질량의 100배 정도일 것으로 예상되는데, 이런 블랙홀이 태어날 수 있는 가장 이른 시기는 최초의 별이 탄생했을 우주 나이 1억 년 정도이다. 그러면 우주의 나이가 10억 년이 될 때까지 약 9억 년 동안 한계치를 유지하며 성장해도 우리가 관측하는 태양 질량 100억 배에 도달하지 못한다. 여러 가지 무리한 시나리오를 짜서 한계를 넘어서는 성장을 설명하려 하느니 차라리 별의 죽음 이외에 다른 방법으로 더 큰 블랙홀이 초기 우주에 태어났다는 시나리오가 더 개연성이 있을 수 있다.

따라서 항성 단계를 거치치 않고 가스 자체의 붕괴로 처음부터 태양의 수만 배 이상의 질량을 가진 거대 블랙홀이 형성될 수 있는가라는 질문은 천문학의 오래된 문제 중 하나이며 이를 설명하기 위해 매우 다양한 이론들이 제기되었다.

항성이 탄생하는 거대한 성운 내부에 존재하는 난류에 의해 발생하는 불균일성이 증폭되어 성운 내 가스가 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개지는 '파편화'가 일어나게 된다. 하지만 우주 초기 극단적으로 중원소가 적은 환경에서는 복사에 의한 가스의 냉각 효율이 떨어져 이러한 파편화가 잘 일어나지 않기 때문에 거대한 항성[15] 혹은 블랙홀이 한 번에 탄생하는 것이 가능할 수 있다.

그 밖에도 수많은 이론이 있지만 아직 전혀 검증이 되지 않았기 때문에 실제로 초거대 질량 블랙홀이 이렇게 형성되었는지는 알 수 없다.

3. 블랙홀의 종말[편집]


블랙홀에도 수명은 존재하며, 호킹 복사에 의해 입자를 방출하다[16][17] 질량이 줄어들어 결국엔 사라질 것으로 예측된다. 질량을 잃으면서 블랙홀은 조금씩 밝아지기 시작하며, 거의 마지막에 증발이 심해져서 창백하게 빛나며 높은 에너지의 감마선과 소립자를 방출한다. 마지막에는 감마선 폭발이라고 해도 될 정도로 격렬하게 감마선을 방출하면서 증발하고는 소멸한다. 다만 일반적으로 알려져 있는 블랙홀들이 이 폭발까지 도달하려면 매우 오랜 시간이 걸리며, 질량이 태양 정도인 블랙홀이 증발해서 소멸할 때까지는 약 3.4×1067년 정도가 걸릴 것으로 추정된다. 그리고 현재까지 발견된 블랙홀들은 모두 태양 질량 이상이므로 증발하는 데에는 그보다 더 오랜 시간이 걸린다. 또한 블랙홀의 소멸로 인해 발생하는 감마선 폭발의 규모는 그리 크지 않아 태양계 주변에서 발생한 경우가 아니면 발견하기가 어려울 것으로 추정되며 현재까지 관측된 사례가 없다.

게다가 현재 우주에는 우주배경복사라는, 2.7K의 전자기파가 존재하는데 태양 질량의 블랙홀이 호킹 복사로 내보내는 열복사의 에너지는 약 100nK(나노 켈빈)[18]으로 블랙홀이 증발하는 에너지보다 받아들이는 에너지가 훨씬 크다. 심지어 블랙홀의 열복사 에너지는 블랙홀의 질량이 클수록 더 낮기 때문에 현재 시점에서 태양보다 더 무거운 블랙홀들은 배경복사만으로도 질량이 오히려 늘어나고 있다.[19][20] 따라서 항성 질량 이상의 블랙홀들이 호킹 복사를 통해 질량을 잃기 시작하는 시점은 우주가 좀 더 팽창하여 온도가 낮아지는 먼 미래가 될 것이다.

따라서 블랙홀은 일반적인 별들과는 비교도 할 수 없을 정도로 오랜 시간 동안 우주에 남아있을 것이다.[21] 현존하는 별들과 새로 탄생하는 별들을 포함한 모든 별들이 죽고 난 후에는 결국 블랙홀로만 이루어진 우주가 남게 될 것이다. 이는 블랙홀이 특정 부피 내에서 최대의 엔트로피를 가질 수 있는 형태이기 때문이다. 이 블랙홀들은 서로를 공전하며 중력파의 형태로 궤도 에너지를 계속해서 방출하며 서서히 가까워지다가 결국 합쳐질 것이며, 약 1040년 후에는 국부 은하군 전체가 합쳐져 거대한 블랙홀을 이룰 것이다.[22] 하지만 이 블랙홀도 약 10100년이 지나면 증발할 것이며 마지막에는 우주에 균일하게 흩뿌려진 기본 입자들을 제외하면 아무것도 남지 않게 될 것이다. 만일 양성자 붕괴가 존재하지 않는다면 다른 천체들[23]이 블랙홀보다 오래 생존할 수 있지만 이마저도 <math>10^{10^{26}}</math>년 정도가 지나면 양자 터널링으로 인해 붕괴하여 블랙홀이 될 것으로 추정된다.

물론 외부에서 보면 블랙홀의 수명이 매우 긴 것처럼 보이지만, 한 가지 알아 두어야 할 것이 외부에서 본 블랙홀의 시간은 엄청나게 지연된 상태라는 것이다. 사람이 블랙홀에 빨려 들어갈 때도 외부 관찰자가 볼 때는 사건의 지평선에 근접하게 되면 사실상 움직임을 멈춘 것처럼 보이게 된다.[24] 즉, 블랙홀 자체의 시간은 외부에서 봤을 때 사실상 멈춰있는 것이나 다름없다. 사건의 지평선 내부에서 특이점을 관찰할 수 있다면 블랙홀 자체의 실질적인 수명은 생각보다 짧을지도 모른다. 블랙홀 자체에서 일어나는 호킹복사는 매우 폭발적으로 일어나지만, 중력으로 인해 시간 지연 효과가 극심하게 나타나다 보니 외부에선 그 폭발적인 호킹 복사가 매우 느리게 진행되는 것처럼 보인다는 것이다.


4. 블랙홀에 들어간다면[편집]


자유낙하하는 물체는 '무중력' 상태가 된다. 만약 지구 질량 블랙홀에 100m 이내까지 다가가서 어딘가 블랙홀의 질량에 영향을 받지 않는 발판에 '서 있다면' 몸무게가 약 6만 배로 증가하기 때문에, 도저히 버티지 못하고 뼈와 살이 터져나가 바닥에 펴질 것이다. 하지만 블랙홀로 '떨어지고 있다면' 몸무게는 0kgf이다. 이 경우, 사람이 죽게 되는 원인은 블랙홀의 특이점에 지나치게 다가가서 조석력에 의해 분해되는 것일 뿐이다.[25]

블랙홀에 다가가다 조석력으로 죽는 이유는 특이점으로 다가갈수록 중력의 방향이 곡선을 띠기 때문이다. 촛불 하나를 놓고 1m 앞에 서 있는다면 빛을 가장 잘 받는 부분인 허리가 가장 밝고 머리와 발끝은 어둡게 된다. 마찬가지로 특이점으로 다가갈수록 물체의 끝과 끝에서 받는 중력의 힘이 차이가 나므로, 허리 부분이 더욱 강하게 중력 가속도를 받다가 결국 끊어지게 된다.[26]

허나, 태양빛같이 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 질량이 비슷한 블랙홀이라면 사건의 지평선을 건너기 전에 조석력의 영향으로 죽게 되며, 만약 사건의 지평선 바로 위로 텔레포트하더라도 1/100,000초란 시간 안에 조각나서 죽을 것이다.

허나 아메바만 한 세포라면 사건의 지평선에서 특이점으로 떨어지는 동안 살아 있는 시간이 좀 더 길어지게 된다. 만약 질량이 지구 정도인 작은 블랙홀이라면 세포도 금방 죽는다. 허나 놀랍게도, 퀘이사 중심에 위치한 태양 10억 배 질량 블랙홀이라면 태양~지구 거리에 달하는 사건의 지평선을 '통과하고' 나서도 인류는 무려 1,000초, 즉 약 15~20분 동안 살아남을 수 있다. 만약 태양 수천조 배 질량을 가진 블랙홀이 존재한다면 사건의 지평선을 건넌 후, 사람이 수십 세대를 이어갈 시간 동안 생존할 수 있다.

사건의 지평선(거리)은 블랙홀의 질량에 비례하지만 중력은 거리의 제곱에 반비례[27]하기 때문에 일어나는 현상이다. 블랙홀의 질량이 충분히 클 경우 사건의 지평선 안쪽으로 빠져들고 나서도 조석력(기조력)의 영향으로 사물이 파괴될 때까지 한참을 더 떨어져야 하는 것. 물론 특이점에 도달하여 특이점과 충돌하게 되면 사망에 이르게 된다.

또한 거대 블랙홀의 특이점으로 낙하하면서 적·청색편이를 보정한다고 가정하고 외부를 관측한다고 가정할 경우, 수억 년에 걸쳐 일어나는 은하 간의 인수·합병하는 모습이 잠시 동안이나마 마치 시뮬레이션하는 것처럼 보일지도 모른다.

자세한 원리는 사건의 지평선 문서로.

한편, 알베르트 아인슈타인은 만약 무언가가 회전하는 블랙홀에 들어간다면 회전하는 블랙홀(커 블랙홀)은 특이점이 고리 모양이므로 그것이 고리를 통과할 것으로 예측했다.


5. 블랙홀 발견과 연구의 역사[편집]


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간략하게 정리한 그림. "머리털이 없는", 즉 질량, 각운동량, 전하밖에 없던 블랙홀에 자기장, 전기장, 엔트로피, 전류 등의 "가발"이 추가된다.[28]

블랙홀의 존재는 아이작 뉴턴의 중력의 법칙이 발표되었을 때부터 예견되어 왔었다. 이론 물리학자들은 중력이 극대화되었을 때 물리 법칙이 어떻게 적용되는지에 대해 일찍부터 토론해왔으며, 이는 뉴턴을 포함한 광입자설을 지지하는 과학자들에게 '빛조차 중력에 사로잡히는' 발상으로 이어지게 되었다. 1783년에는 영국의 천문학자 존 미첼(John Michell)이 뉴턴의 이론에 입각해 탈출속도가 빛보다 빠른 천체의 존재를 예견했다[29]. 빛조차 탈출하지 못하는 이 행성을 그 당시까지만 해도 '어두운 별'(Darkstar) 같은 이름으로 불렀었다. 하지만, 19세기에 제임스 클러크 맥스웰의 빛 파동설이 대세가 되자 어두운 별의 존재는 한동안 잊혔다.

1905년, 맥스웰의 빛 파동설은 자신의 중요 가정 중 하나인 '광속 불변의 원칙'으로 인해 블랙홀의 역습을 당하게 된다. 알베르트 아인슈타인에 의해 빛은 광양자의 특성도 가지고 있음이 드러났던 것. 그후 아인슈타인이 발표한 일반 상대성 이론으로 중력을 재해석함으로써 물리학계에 일대 전환을 가져오게 된다. 하지만 고전적인 물리학[30]에 집착한 아인슈타인은 자신의 이론 속에서 태동하기 시작한 양자역학을 납득할 수 없었다. 그래서 1915년 칼 슈바르츠실트가 자신의 일반 상대성 이론으로부터 슈바르츠실트해와 블랙홀의 존재를 도출해 냈음에도 불구하고, 수학적으론 흥미롭지만 물리적으로는 실재하지 않을 것이라며 평가절하하였다. 고작 자신의 신념 때문에 자신의 천재적인 두뇌로 발견해낸 우주의 진리가 너무 터무니없자 현실 부정을 하는 아이러니한 상황이 된 것. 1930년대에는 영국에 유학을 하러 와 있던 인도 유학생 수브라마니안 찬드라세카르가 백색왜성과 중성자별을 예견하면서 'Darkstar'의 개념이 다시 거론되기 시작하였다. 하지만 그때까지 '특이점'을 인정하지 않았던 물리학계는 그의 의견을 무시하였다. 1939년 로버트 오펜하이머는 중성자별 다음 단계로 중력 붕괴 현상을 일으키는 미지의 행성을 연구하기 시작했으나 곧 맨하탄 프로젝트에 참여하면서 잠시 잊히게 되었다.

아인슈타인의 제자 중 한 명은 아니지만 물리학계의 명사였던 존 휠러는 특이점을 가진 블랙홀의 특성을 나타내기엔 기존의 'Dark star'가 부적합하다고 여겨 'Blackhole'이라는 명칭을 붙이자고 1962년에 제안하게 된다.[31] 참고로 소련 과학자들은 블랙홀을 '얼어붙은 별'이라는 뜻의 'Frozen Star'이라고 불렀으나 무시되었다.[32]

지지부진하던 블랙홀 연구가 큰 진전이 있었던 것은 1960~70년대인데, 1963년 로이 패트릭 커가 계산한 커 블랙홀 그리고 펜로즈가 마련한 강력한 수학적 도구가 된 기하학이 그것이다. 1972년에는 베켄스타인이 블랙홀에도 열역학 제2법칙이 적용된다는 것[33]을 수학적으로 증명하였으며 더 나아가 블랙홀 열역학이 탄생하였다. 이것으로부터 새로운 결론을 도출한 것이 '블랙홀도 증발한다'는 내용을 담은 스티븐 호킹호킹 복사 이론이다.

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백조자리 X-1(Cygnus X-1)의 X레이 사진
가까이에서 본 상상도

천문 관측에서 처음 블랙홀이라고 증명된 최초의 대상은 백조자리 X-1이다. 백조자리의 목 부분에 있는 에타 별 근처에 있다. 이 블랙홀을 두고 스티븐 호킹과 킵 손이 블랙홀의 여부를 두고 내기를 했다. 킵 손은 블랙홀이 맞다에, 호킹은 아니다에 걸었는데 결과는 킵 손의 승리. 내기 상품은 상대 국가의 '빨간책'. 결국 호킹은 킵 손에게 '펜트하우스'를 사 줬다고 한다.[34]


5.1. 블랙홀 촬영[편집]


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M87 중심 블랙홀(M87*)의 사진
다양한 각도에서 바라본 블랙홀 시뮬레이션 모습
우리 은하 중심 블랙홀(Sgr A*)의 사진
M87 중심 블랙홀과 태양계와의 크기 비교[35]

2019년 4월 10일 EHT(Event Horizon Telescope)팀이 인류 역사상 최초로 촬영한 M87*[36]의 사진을 공개했다. # 블랙홀 뒤나 주변에서 온 빛이 블랙홀을 둥글게 휘감기며 형성한 고리 모양으로 촬영되었다. 이 블랙홀은 태양 질량의 65±0.7억 배이고 지름은 약 380억km이다.#[37] 이 사진은 블랙홀 부분을 화상으로 확인했다는 데 의의가 있으며, 블랙홀의 외관 모형을 연구하는 데 큰 기여를 할 것으로 여겨진다. 종전까지는 전파 망원경을 통해 블랙홀의 존재를 확인했을 뿐 블랙홀의 화상을 얻을 순 없었다. 이번에 촬영한 블랙홀은 전 세계의 전파 망원경 8개를 연결하여 화상을 얻어냈다고 한다.

이 프로젝트에는 칠레 아타카마 사막, 미국 애리조나, 하와이, 스페인 그레나다, 멕시코 시에라네그라 산, 남극에 소재하는 전파 망원경들이 동원됐다. 이렇게 지구상에 흩어져있는 전파 망원경들로 같은 천체를 관측한 뒤에 데이터를 잘 처리하면 지구만 한 크기의 망원경으로 찍었을 때과 같은 수준의 해상도를 확보할 수 있다. 실제 데이터 처리 과정에서 관측 데이터의 양이 너무 많아서 현대의 초고속 통신망으로도 공유가 어려워 직접 하드디스크에 데이터를 저장해서 비행기로 옮겼다고 한다. 통신이 발달한 현대에도 10테라바이트(Terabyte)를 넘어서는 데이터를 인터넷 회선으로 전송하기가 상당히 버거운데 이들이 처리했던 데이터는 페타바이트(Petabyte)에 육박했다고 한다. [38]

오해의 여지가 있기에 다시 언급하지만, 위 사진의 검붉은 색은 실제 관측된 블랙홀의 색이 아니다. 광학 망원경이 아닌 전파 망원경으로 관측되었으므로 색은 없으며, 관측된 에너지 밀도 분포에 따라 색을 입힌 것이다. 가시광선 영역에서 실제로 어떻게 보일지는 아직 미지수다.

이 블랙홀의 이름은 M87*이며, 포웨히(powehi)로도 부른다. 관측에 사용된 전파 망원경 중 2대가 하와이에 있었기 때문에 하와이식 이름을 짓게 되었다. 포웨히는 하와이에서 전해지는 천지 창조 신화 쿠물리포(Kumulipo)에서 나오는 것으로, 포(Po)는 '영원한 창조물의 심오한 어둠의 원천'을, 웨히(wehi)는 '장식물로 치장된 것'을 의미한다. 즉, "영원한 창조물의 치장된 어둠의 원천"이라는 뜻.

아마도 어디서 많이 본 형태라고 생각할 수도 있을텐데, 실제로 인터스텔라가르강튀아처럼 kerr 블랙홀[39]이다. 촬영 사진만으로는 블랙홀과 물질의 회전 방향을 알기 어렵지만 적어도 각운동량이 없는 형태는 아니라고 한다. 관련 사이트

그리고 2022년 5월 12일에는 독일에 있는 유럽남방천문대(ESO) 등 전세계 6곳에서 동시에 진행된 기자회견을 통해 EHT로 촬영한 우리 은하 중심부의 블랙홀 사진이 공개되었다.# 한국천문연구원도 EHT에 참여하고 있기 때문에 ESO의 공식 브리핑 이후 천문연에서도 브리핑을 진행하였다.

많은 사람들이 촬영된 블랙홀의 이미지가 왜 이렇게 흐린가 궁금해하는데, 이유는 정말 간단하다. 굉장히 먼 곳에 위치하기 때문이다. M87은 지구에서 5,300만 광년 떨어진 곳에 있는데, 이는 우리 은하 지름의 약 530배에 해당한다. 저기까지 가려면 우리 은하를 끝에서 끝까지 가로지르는 짓을 530번이나 더 해야 한다는 말이다. 따라서 하늘 전체를 180도로 두었을 때 대략 0.00000005도 정도밖에 차지하지 않아[40] 눈에 보이는 크기는 굉장히 작고, 그만큼 관측이 어려운 것이다. 물론 실제로 사진의 블랙홀이 작다는 것은 아니다. 해당 블랙홀의 질량은 태양 질량의 65억 배인 초대질량 블랙홀이며, 강착원반을 제외한 블랙홀의 직경만 380억 km에 달하고, 강착원반의 직경은 0.4 광년(=3조 7천억 km)에 달하는 것으로 추정된다. 위 비교사진에서 보듯 M87의 블랙홀은 사건의 지평선 안에 명왕성 포함 태양계가 몽땅 다 들어가고도 남을 정도로 크다.

6. 블랙홀의 특징[편집]


  • 블랙홀은 그 이름에서 흔히 연상되는 2차원적 구멍과는 다르다. 블랙홀을 외부에서 관찰하면 중력 렌즈 효과에 의해 심하게 왜곡된 검은 구체의 형태로 보이게 될 것이다. 이는 블랙홀의 영역 중 빛이 탈출할 수 없는 한계지점인 사건의 지평선이 구 모양이기 때문이다. 실제 블랙홀의 본체라고 할 수 있는 특이점은 일반적으로 외부에서 관측이 불가능하다.
  • 물질이 압축할 수 있는 한계까지 압축되면 만들어지는 초고밀도의 천체라고 알려져 있지만, 실제로는 다르다. 태양 정도, 혹은 그 이하의 질량을 가진 블랙홀이 형성되려면 백색왜성중성자별 이상의 높은 밀도를 필요로 하지만, 태양 질량의 수십억 배 이상에 달하는 초대질량 블랙홀의 경우 지구상의 일상적인 물체들보다 낮은 밀도에서도 만들어질 수 있다.[41]

  • 퀘이사처럼 매우 거대한 블랙홀은 모든 파장에서 매우 밝게 빛나기 때문에 가시광선으로도 관측이 가능하지만, 그 외 일반적인 블랙홀들은 아직까지 X선 망원경을 제외하면 관측이 불가능하다. 위에 기록된 EHT로 관측한 블랙홀도 엄밀히 말하면 블랙홀 본체를 관측한게 아니라 블랙홀 주변의 강착원반을 관측하였고 블랙홀의 형상은 블랙홀 본체의 그림자이다. 단 빛구 안쪽이 사건의 지평선 크기가 아니다. 블랙홀로 평행한 빛이 쏘아진다고 할 때, 사건의 지평선 위로 쏘아진 빛이라도 결국 사건의 지평선 안으로 빨려 들어가기 때문에 사건의 지평선보다 상당히 위쪽으로 쏘아진 빛이 돌아 나와 관측자에게 가게 된다. 이러한 사건의 지평선 바깥쪽으로 빛이 탈출할 수 없는 공간의 범위(빛구가 존재하는 경계선)는 슈바르츠실트 반지름의 2.6배이다. 관련 동영상 즉, 우리가 보는 블랙홀의 그림자는 실제 블랙홀의 크기보다 크다.

  • 사건의 지평선을 넘어가면 절대 탈출할 수 없다. 일반 상대성 이론에 따라 계산해 보면 시간과 공간의 성질이 뒤바뀌어 공간이 시간과 같은 방향성을 지니는 걸로 나타난다. 일단 넘어가면 무조건 특이점으로 향한다. 남은 건 빨리 가느냐, 늦게 가느냐의 차이다.

  • 일반 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 가까워질수록 시간이 무한에 가깝게 확대되어 수천, 수만, 수억 년이 걸려서 빨려 들어가는 것처럼 보이지만, 빨려 들어가는 입장에서 느끼는 감각은 그저 블랙홀에 휙 빨려 들어가는 것이다. 빨려 들어가는 사람 입장에서 우주 밖을 본다면 우주의 종말을 초고속으로 볼 수 있다. 무한대의 시간을 압축해서 보기 때문이다. 단지 주변에 가득찬 빛 때문에 지평선 외부에서 내부를 볼 수 없고, 내부에서 외부를 볼 수 없을 뿐이다. 또한 발부터 빨려 들어간다면 발과 머리의 중력 차이로 인해 스파게티 효과로 길게 쭈욱 늘어지면서 원자 단위로 분해되기 때문에 살아 있을 수가 없다. 이는 작은 블랙홀일수록 강하며, 큰 블랙홀일수록 더 오래 살아남을 수 있다.

  • 누군가가 블랙홀에 빨려 들어가는 것을 외부에서 보는 관찰자는 그 사람이 사건의 지평선을 넘는 것을 절대로 볼 수 없다. 강한 중력 때문에 시공간이 왜곡되어 시간이 바깥에 비해 느리게 가기 때문이다. 또한 사람에게서 반사된 빛이 관찰자에 도착하는 데 걸리는 시간이 중력에 의해 기하급수적으로 늘어나기 때문이기도 하다. 사건의 지평선을 넘는 순간, 빛이 관찰자에게 도착하는 데 걸리는 시간은 이론적으로 무한대가 된다. 도플러 효과로 점점 빨갛게 변하다 적외선-전파로 변해 보이지 않게 되는 것은 덤.

  • 블랙홀이 충분히 크다면 그 사건의 지평선 내부에도 별과 은하들이 형성되어 일종의 미니 우주가 존재할 수 있다. 이는 우주론에서 흔히 사용되는 '닫힌 우주'의 개념이 거대한 블랙홀과 위상학적으로 동일하기 때문인데, 블랙홀 내부에 존재하는 물질은 결국 특이점으로 향한다는 특징 또한 빅 크런치로서 공유한다. 물론 내부 암흑에너지의 밀도가 충분히 높다면 구조적으로 블랙홀과 동일한 닫힌 상태이면서도 영원히 팽창하는 우주가 존재할 수도 있다. 극단적으로는 우리 우주가 실은 닫힌 우주이고, 거대한 블랙홀의 내부라는 상상도 충분히 가능하다. 이러한 블랙홀 우주론에 따르면 관측 가능한 우주의 반지름이 그 내부의 물질로부터 생기는 슈바르츠실트 반지름과 같아야 하는데, 현재 관측된 우주의 크기가 실제로 그와 상당히 유사하긴 하지만, 현재로썬 단지 재미있는 이론일 뿐 학계에서 받아들여지는 정설은 아니다.

  • 블랙홀을 이용해 미래로 시간 여행을 할 수 있다. 상대성 이론에 따르면 중력과 가속도는 같기 때문이다. 시간 지연 효과를 누리려면 광속에 가깝게 가속해야 하는데 이는 물리적으로 어려운점이 많아 블랙홀 가까이서 여행하여 중력을 이용하는 것이다. 블랙홀에 가까울수록 극적인 효과가 나타나게 되지만 너무 가깝게 접근했을 경우 스파게티 효과로 인해 찢어지거나 빨려 들어갈 수 있다. 또한 블랙홀이 너무 작으면 조석의 차이로 인해 블랙홀의 가까운 곳과 먼 곳이 시간 차이가 날 수도 있다.[42] 때문에 매우 큰 블랙홀을 이용하는 편이 좋다.


6.1. 중력으로 인해 생기는 시공간의 왜곡[편집]


질량과 중력의 관계의 이해를 돕기 위해 천문학계에선 쇠구슬 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 빨려 들어가듯이 움직이게 될 것이며 이렇게 공간 왜곡으로 인해 빨려 들어가는 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 빨려 들어가는 것인데 이것이 블랙홀이다. 위의 2차원 예는 3차원에도 적용되고 우리가 살고 있는 세계인 4차원 시공간에도 적용된다. 4차원 시공간엔 시간축이 존재하므로 저렇게 무거운 쇠구슬이 있다면 저 움푹 패임은 공간뿐 아니라 시간조차 빨려 들어가 쭉 늘어진다. 따라서 블랙홀 주위엔 시간도 다르게 흐르게 되는 것이다.

이런 시간과 공간의 일그러짐은 천체의 크기가 작을수록 심해진다. 이것은 반지름 1m의 플라스틱 공, 그리고 무게는 동일하지만 반지름은 1cm로 훨씬 작은 쇠구슬을 같은 천 위에 올려놓으면 후자 쪽이 더 깊게 패인다는 것을 보면 알 수 있다. 따라서 같은 질량이더라도 항성일 때는 블랙홀이 되지 않다가 이 항성이 초신성 폭발하면서 지구만 한 크기로 압축되면 그때 블랙홀이 되어버린다.

한 가지 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 물체가 패인 쪽으로 끌려 들어가는 것은 패인 곳이 더 아래에 있기 때문이 아니라 판때기의 굴곡 그 자체 때문이라는 것을 알아야 한다. 그리고 위의 비유에서 공간 왜곡은 제3의 방향으로 공간이 휘어지는 것으로 나타나지만, 엄밀히 보자면 관측은 쇠구슬이 올라간 천을 위에서 수직으로 내려보는 것에 한정되어야 한다. 제3의 방향으로 휘어지는 것은, 끊임없이 쇠구슬이 천을 잡아당기는 것을 그나마 비슷하게 표현한 것에 불과하다.

6.2. 무조건 모든 걸 빨아들인다?[편집]


블랙홀에 떨어지면 어떻게 되는걸까[43]


대중적으로는 블랙홀의 '구멍'이라는 이름 때문에 '무엇이든 빨아들이거나 다른 차원으로 연결하는 구멍'으로 묘사하는 경우가 많다. 하지만 거대한 중력은 별도 가지고 있으며, 통념과는 달리 별이 붕괴되어 블랙홀이 되면 대부분의 경우 빨아들이는 힘은 되려 별이던 시절보다 약해진다. 별이 붕괴하면서 블랙홀이 되는 부분은 극히 일부분이고, 대부분의 질량은 사방에 흩뿌려지기 때문이다. 블랙홀의 통념을 만들어내는 주 원인인 문자 그대로 무엇이든 빨아들이는 부분은 중력권의 극히 일부에 속하는 사건의 지평선 내부에 한정된다.

물론 모든 블랙홀은 공통적으로 무한대의 밀도를 가지는 특이점을 지니지만, 결국 이 특이점 또한 외부의 관측자 입장에서는 블랙홀의 질량의 제곱에 비례하는 사건의 지평선의 면적이라는 열역학 법칙을 위배되지 않는 형태로 관측된다. 즉, 사건의 지평선 외부에서는 블랙홀도 본질적으로 현실의 물리법칙과 동일한 법칙을 가지므로, 무제한으로 빨아들이는 진공청소기나 포탈은 존재하지 않고, 오히려 블랙홀의 중력권은 본질적으로 동일한 질량, 질량 중심을 가진 천체의 중력권과 다르지 않다. 특이점의 밀도가 무제한임에도 관측자들이 블랙홀의 질량을 관측할 수 있는 이유 또한 사건의 지평선 내부를 들여다볼 수는 없어도 블랙홀 중력권의 영향을 받은 물질들의 거동으로 추정이 가능하기 때문이다.

일례로, 어느 날 갑자기 지구가 동일한 질량, 질량 중심의 블랙홀이 되었다고 가정하자.[44] 이 지구 질량 블랙홀의 중심으로부터 원래 지구의 반지름만큼 떨어진 지점에서 받는 중력은 지구가 블랙홀이 되기 이전에 지표에 받던 중력인 1G와 동일하다. 당연히 훨씬 먼 달도 블랙홀에 빨려드는 대신 이전과 같이 지구 질량 블랙홀을 공전하고, 지구 질량 블랙홀 또한 태양을 이전과 같이 공전한다.

이는 행성이 아닌 항성 등의 천체에서도 마찬가지다. 태양이 태양 질량 블랙홀로 바뀌더라도 질량 중심만 동일하다면 태양계의 모든 천체는 태양이 존재할 때와 동일한 운동을 하고, 글리제 710처럼 태양계로 돌진해오는 천체가 질량, 질량 중심이 동일한 블랙홀로 바뀐다 해도 태양계에 미치는 영향은 바뀌지 않는다.

다만 예외가 있다면 천체 질량 블랙홀과 작용점의 거리가 천체의 반지름보다도 작은 경우가 있다. 이 경우 질량 중심이 달라지므로 상술한 가정이 성립하지 않게 된다.

7. 블랙홀의 구조[편집]


파일:처녀자리A 은하 블랙홀 설명.jpg


중력에 의해 사건의 지평선 반대편의 강착원반 빛이 우리 눈에 보이는 원리를 잘 설명하고 있다.

7.1. 특이점[편집]


로저 펜로즈는 1965년에 중력이 항상 인력으로 작용한다는 것과, 광원뿔이 일반 상대성 이론에 따라 움직이는 방식을 사용하여, 중력 붕괴하는 항성이 결국 표면이 0의 크기로 수축하여 특이점 속에 사로잡히게 됨을 입증했다. 특이점으로 수축한 천체의 표면은 이론상 0이기 때문에 부피 역시 0이다. 정확히는 0이라기 보단 무한소에 가깝다고 보면 된다. 이에 따라서 밀도와 시공의 곡률은 무한대가 된다. 다만, 한가지 알아 두어야 할 것이, 특이점에선 시간이 완전히 정지해 버리므로 부피가 실제로 0이지는 않을 가능성이 크다. 정확히는 부피가 줄어들고 있는 상태로 멈춰 있다는 것. 중성자별에서 블랙홀로 붕괴하는 순간 이미 특이점의 시간은 영원히 정지해 버리므로 특이점의 실질적인 밀도는 적어도 플랑크 밀도보다는 낮을 것이다.

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 물리 법칙들이 붕괴된다. 하지만 블랙홀 바깥의 관찰자는 물리 법칙 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.

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

크고 주변 물질을 많이 흡수하는 블랙홀은 중심의 특이점 말고도 다른 특이점이 존재할 수 있다고 한다. 사건의 지평선 안쪽에서는 시간 왜곡이 심해져서 시간이 상당히 천천히 흐르기 때문에, 오랫동안 흡수한 물질들이 사건의 지평선 안쪽에서는 단 몇 초 만에 흡수된 것처럼 압축되고,[45] 이 질량들의 중력으로 특이점이 될 수 있다고 한다. 이를 질량 인플레이션 특이점이라 한다.[46] 이 특이점은 기존 블랙홀의 중심의 특이점에 비하면 기조력이 부드러운 편이기 때문에, 블랙홀에 빠진 사람은 살아서 질량 인플레이션 특이점을 만날 가능성이 있다고 한다.[47]


7.2. 사건의 지평선[편집]


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

스티븐 호킹과 로저 펜로즈는 블랙홀을 '그곳에서부터 탈출할 수 없는 사건들의 집합'으로 정의했다. 이에 따르면 블랙홀의 경계는 블랙홀에서 빠져나가지도, 블랙홀에 빨려들어가지도 않고 영원히 맴돌고 있는 광자들에 의해, 그 지평선이 드러날 수 있다. 이 정의는 열역학 제2 법칙을 무시하지 않는다. 열역학 제2 법칙은 우주 전체의 무질서도가 증가하는 법칙이기 때문이다. 또, 때때로 우리 우주가 하나의 블랙홀은 아니냐는 논의를 펼칠 때 자주 인용된다. 탈출할 수 없는 건 매한가지니까. 더 나아가 사건의 지평선 내부엔 각각 다른 물리법칙이 지배하는 소우주가 존재한다는 변종도 있다.

첨언하여 상세히 설명하면, 사건의 지평선이란 블랙홀로 빨려 들어가기 시작하는 사건이 발생할 수 있는 점들의 집합이라고 설명할 수 있으며, 따라서 빨려 들어가지 못하는 입자들에 의해 그 실체가 드러날 수 있다. 또한, 이 사건의 지평선에 있는 입자들은 작은 충격에도 빨려 들어가게 된다. 이렇게 물질이 어떤 방식으로든 블랙홀로 빨려 들어가면, 블랙홀의 사건의 지평선은 계속 커지게 된다. 이는 감소하지는 않고 계속 증가만 하는 열역학 제2법칙과 매우 흡사하다. 이에 프리스턴 대학의 야코브 베켄스타인은 사건의 지평선의 넓이가 블랙홀의 엔트로피를 측정하는 척도라고 주장하였다. 다만 이에는 치명적인 결함이 있었는데, 블랙홀이 엔트로피를 가지면 복사를 방출해야 한다. 일반적으로 블랙홀은 물체를 빨아들이며 방출하지 않는 천체라고 생각되었지만, 스티븐 호킹에 의해 블랙홀에서도 복사가 나온다는 것을 알게 되었다. 양자역학, 정확히 불확정성 원리에서는 진공조차도 완벽히 비어 있지 않다고 말한다. 양자역학적 관점에서 진공은 입자와 반입자의 쌍생성과 쌍소멸이 일어나는 공간이며, 이 증거로 카시미르 효과가 있다.[48]

이러한 현상이 블랙홀의 표면, 즉 사건의 지평선 바깥에서도 작용하고 있으며, 이때 반입자는 블랙홀로 빨려 들어가고, 입자는 사건의 지평선 바로 바깥에서 블랙홀로부터 빠져나온다. 다시 말해서 블랙홀로부터 입자가 방출되는 것처럼 보일 뿐이며, 실제로 이것은 사건의 지평선 바로 바깥에서 이뤄진다. 결과적으로 이는 블랙홀 증발 이론으로 발전되었으며, 블랙홀은 아무것도 빨아들이지 않을 때 크기가 점점 작아진다. 다만, 그 속도는 매우 느리기 때문에 블랙홀이 소멸하는 것을 보는 경우는 거의 없다. 블랙홀의 크기가 작을수록 증발 속도가 점점 더 빨라지기 때문에, 소멸을 보여줄 블랙홀은 우주 초기에 이미 소멸되고 없다.

사건의 지평선의 크기는 블랙홀의 질량에 따라서 달라진다. 어떤 물체가 블랙홀이 되려면 그 물체의 질량에 비례하는 일정한 크기 안의 공간에 그 물체의 모든 질량이 들어가야 한다. 슈바르츠실트 블랙홀의 반지름을 '슈바르츠실트 반경'이라고 하며, 그 값은 다음과 같이 구할 수 있다.
<math>r_s = \frac{2Gm}{c^2}</math>
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: 진공 상태의 광속
비례상수 2G/c2 = 1.48×10-27 m/kg 혹은 2.95 km/M⊙


7.3. 작용권(에르고 영역)[편집]


파일:나무위키상세내용.png   자세한 내용은 에르고 영역 문서를 참고하십시오.




블랙홀 폭탄과 블랙홀 문명[49]

영어를 그대로 읽어서 '에르고스피어'라는 이름으로 국내 과학책에는 많이 소개되어 있다. 회전하는 블랙홀 외부에 위치하는 영역이다. 블랙홀과 함께 공간도 회전하는 곳이며 팽팽한 천을 눌러서 생긴 경사면이라고 생각하면 된다. 일, 작업을 뜻하는 그리스어 'ergon'이 어원으로, 블랙홀에서 에너지를 얻는 것이 가능하다. 물론 이론상으로. 이를 '펜로즈 과정'이라 한다.[50]

에르고 영역은 블랙홀의 자전으로 인해 발생하는 틀 끌림 효과에 의해 발생한다. 틀 끌림 효과의 자세한 내용은 티플러 원통 문서로. 그로 인해 작용권의 단면은 타원형을 하고 있으며, 블랙홀의 자전축에서 사건의 지평선과 접한다. 작용권과 사건의 지평선 사이의 시공간은 블랙홀의 회전 방향으로 당겨진다. 작용권도 블랙홀의 영향권이므로 블랙홀을 향해 빨려 들어가지만, 사건의 지평선 바깥이기 때문에 탈출은 가능하다.[51]

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.

다만 이것은 뉴턴 역학적 해석으로, 블랙홀은 상대성 이론이 적용되는 공간이기 때문에 물리학적으로 엄밀한 해석은 여기에서 서술한 것과는 다른 형태가 될 것이다. 이론적으로 이러한 방식으로 꺼낼 수 있는 에너지는 전하가 없는 회전하는 블랙홀의 경우 블랙홀이 가진 에너지의 29%다. 전하가 있는 회전하는 블랙홀이라면 더 많은 양의 에너지를 꺼낼 수 있다. 여기에 상당하는 에너지를 추출했을 때, 블랙홀의 회전은 정지하고 작용권은 사라진다. 이것을 토대로 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 지옥이나 다름없었다고 한다.

모든 별이 죽어서 마지막 적색왜성까지도 사라진 먼 미래에도 존속되는 문명이 있다면 이들이 사용 가능한 유일한 에너지원이 펜로즈 과정이 될 것이라는 추측도 있다. 물론 그 시기까지 문명이 지속될 지 알 수 없고 만일 지속된다면 우리가 상상도 못 할 새로운 에너지원을 얻었을 수도 있으므로 결국 추측의 영역이다.


7.4. 빛 구[편집]


광자구라고도 한다. 빛이 블랙홀 주위를 지날 때 직진하지 않고 휘어지게 된다.(빛의 입자성) 이때 블랙홀에서 조금만 벗어난 빛은 몇 바퀴 돌고 빠져나오고, 상당히 근접하면 블랙홀로 빨려 들어가게 된다. 그 중간 지점에서 거리를 잘 맞추면 특정한 경계에서는 빛이 빨려 들어가지도 않고, 완전히 빠져나오지도 않는다. 마치 지구와 달처럼 블랙홀 주변을 광자가 무한히 위성으로 회전하게 된다. 이 경계를 타게 된 빛은 원 궤도를 그리며 영영 블랙홀 주위를 돌게 된다. 당연히 이렇게 갇힌 빛은 영영 밖으로 나올 일이 없으므로 밖에서는 보이지 않아 우리가 볼 순 없고, 아직까지 블랙홀에서 탈출할 가능성이 있는 두께 0인 빛 원을 빛 구라고 한다.

자세한 것은 빛 구 문서로.


7.5. 강착 원반과 제트[편집]


블랙홀로 빨려 들어가는 가스가 각운동량 보존 법칙에 의해 빠르게 회전하면서 원반 모양으로 압축되는 구조를 강착 원반이라 부르며, 회전하는 가스 간의 마찰을 통하여 중력 위치 에너지가 발산되며 매우 뜨거운 온도로 달아오른다. 현재로서는 블랙홀의 존재를 능동적으로 확인할 수 있는 사실상[52] 유일한 특징. 모든 블랙홀이 강착 원반을 가지는 것도 아니므로 실제로는 관측이 불가능한 블랙홀이 우주에는 훨씬 많을 것으로 예상된다. 블랙홀이 고유하게 가진 구조라기보다는 질량이 큰 밀집성이기 때문에 존재하는 것이며, 원시성이나 백색왜성, 중성자별 등에서도 예시를 찾아볼 수 있다. 항성 질량 블랙홀이 가지는 강착 원반은 최대 100만 K까지 올라갈 수 있으며 강한 X선을 방출한다. 강착 원반의 에너지 복사는 우주에서 가장 효율적인 에너지 메커니즘으로 꼽힌다. 수소 핵융합을 통해 전환되는 에너지는 고작 융합 이전과 이후의 질량 차에(수소 질량의 0.8%) 해당되는 양에 불과하지만, 강착 원반에서는 블랙홀로 빨려 들어가는 물질들의 어마어마한 중력 포텐셜 에너지가 한꺼번에 전환되며 이로부터 나오는 에너지 효율은 질량의 5.7%~32.4%에 달한다. [53]

우주는 사실상 진공이기 때문에 블랙홀로 빨려들어갈 물질이 일반적으로는 없지만, 만일 이중성 중 한쪽 별이 블랙홀이 되고 다른 쪽 별이 팽창하여 거성이 되었다면 거성으로부터 블랙홀로 꾸준히 물질이 유입될 수 있으며, 이때 강착 원반을 형성하여 지구에서 관측할 수 있게 된다. 그보다 훨씬 거대한 초대질량 블랙홀의 경우 은하 포텐셜 우물의 밑바닥에 위치하는 특성상 많은 양의 가스 유입이 존재하며 이들이 블랙홀의 자전축과 정렬되어 강착 원반을 이루게 된다.

제트는 블랙홀을 중심으로 두 방향으로 발사되는 강력한 가스의 흐름이며 그 속도는 빛의 속도에 거의 근접할 정도로 빠르다. 강착 원반과 마찬가지로 물질 유입이 이루어지고 있는 블랙홀에서 관찰되며 그 생성 기작은 현재까지도 논란이 존재하지만 강착 원반과 관련이 있음에는 대부분의 학자들이 동의하고 있다.


8. 블랙홀의 종류[편집]



8.1. 유형별[편집]


블랙홀의 특징은 오직 질량,각운동량, 전하에 의해서만 결정되며, 블랙홀이 되기 이전 천체의 다른 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 않는다"는 털없음 정리가 나왔다.[54] 하지만 이후 연구에 의해 털이 있다는 반박(블랙홀에서 뭔가를 방출하기도 한다는 내용)을 받게 되었다.


8.1.1. 슈바르츠실트 블랙홀[편집]


Schwarzschild Black Hole
질량 값만을 가지며, 각운동량전하가 0인 가장 단순한 블랙홀이다. 특이점은 단순한 점 모양이며 사건의 지평선은 하나다.

각운동량을 갖지 않는, 즉 회전하지 않는 천체는 거의 없으므로 사실상 이론상으로만 존재하는 블랙홀이라 볼 수 있다. 실제로는 존재할 수 없는 이론상의 영역이기 때문에, 전체적인 규모에 비해서 전하량이나 각운동량이 무시할 수 있을 만큼 작아서 전하적으로 중성에 정지하고 있다고 가정해도 무방한 블랙홀 전반을 분류하기도 하는데, 이 경우에는 슈바르츠실트 일반해에 일부 보정항이 들어가기도 한다.

참고로 슈바르츠실트 블랙홀을 발견한 카를 슈바르츠실트는 독일 제국의 물리학자로, 1914년 제1차 세계 대전에 참전하여 독일 제국군에서 포병 장교로 복무하는 도중에 이 블랙홀을 계산해 냈다. 즉 전쟁 중에 발견한 블랙홀인 셈. 그때 나이는 이미 40대 중반. 슈바르츠실트는 1915년 천포창이라는 피부병에 걸려서 독일 제국군에서 전역1916년 포츠담에서 죽었다.


8.1.2. 커 블랙홀[편집]


Kerr Black Hole
최초로 그 형태를 관측하는 데 성공한 블랙홀이며, '커의 회전하는 블랙홀'이라고도 한다. 슈바르츠실트 블랙홀이 질량만을 가진다면, 커 블랙홀은 거기에 더해 각운동량을 가진다.

사실 대부분의 천체들은 빠르든 느리든 회전하므로, 천체가 붕괴해 만들어진 블랙홀 또한 크든 작든 각운동량을 갖는다. 게다가 천체가 붕괴해 블랙홀이 되는 과정에서 각운동량 보존 법칙에 따라 그 회전이 대단히 빨라지게 되기까지 한다.

여기에 더해서 커 블랙홀의 경우, 블랙홀의 회전으로 인해 틀 끌림 효과가 발생하여 사건의 지평선 바깥임에도 탈출속도광속 이상의 지대인 '작용권'이 발생하며, 특이점고리 모양이다.

'막강한 중력을 이겨내고 이 고리를 통과한다면 상위 차원으로 갈 수 있다'는 가설도 존재한다. 대표적으로 이 가설을 채용한 매체 중 하나가 영화 인터스텔라로, 주인공은 커 블랙홀인 가르강튀아를 통해 5차원 테서랙트 세계에 진입했다. 도넛 모양이라는 것은 특이점의 가운데가 뚫려있다는 것이다. 특이점에 충돌하기 직전 아주 강한 추진력(현재까지 개발된 로켓의 추진력으로는 어림도 없다. 훨씬 더 큰 추진력이 필요하다.)을 이용하여 특이점의 가운데를 통과할 수만 있다면 블랙홀 근처에 생성된 웜홀을 통해 다른 우주에 진입할 수 있다는 가설도 있다.

그러나 나온다고 해서 당신이 다시 지구로 돌아갈 수 있다는 생각은 하지 않는 것이 좋다. 이미 특이점을 통과하는 과정에서 무한대에 가까운 조석력으로 인해 갈기갈기 찢어질 테니 말이다. 설령 무한대의 조석력과 중력에도 끄덕없는 마법의 우주선을 타고 있었다고 해도 웜홀을 타고 탈출한 곳이 지구 근처일 확률은 0에 가깝다. 우주 전체에 비하면 지구는 원자만도 못한 작은 존재이기 때문이다. 애당초 웜홀 자체가 이론상으로만 존재하는 천체일 뿐, 아직 존재가 입증된 천체가 아니다. 웜홀이 존재하지 않을 경우 특이점에 닿는 순간 호킹 복사에 의한 강력한 폭발로 인해 튕겨져 나올 수 있으며, 튕겨져 나온 후 원래 들어갔던 블랙홀은 온데간데없고 이미 영겁의 시간이 흘러 종말을 맞이한 우주를 맞닥뜨리게 될 수도 있다. 블랙홀의 특이점에선 시간이 극도로 느려지지만, 당사자는 이를 인지할 수 없기 때문이다.


8.1.3. 라이스너-노르드스트룀 블랙홀[편집]


Reissner-Nordström Black Hole
'대전(帶電) 블랙홀'이라고도 한다. 커 블랙홀과는 달리 질량전하 값만을 가진다.

사건의 지평선이 2개 존재하며 중력에 의한 지평선인 1차 지평선(외부 지평선)과 전자기력에 의한 지평선(2차 지평선)이 존재한다.


8.1.4. 커-뉴먼 블랙홀[편집]


Kerr-Newman Black Hole
질량도 있고, 각운동량도 있고, 전하도 있는 블랙홀이다. 한마디로 커 블랙홀과 라이스너-노르드스트룀 블랙홀을 섞어 놓은 것과 같아서 사건의 지평선이 2개 존재하고 작용권도 존재한다.


8.2. 규모별[편집]



블랙홀들의 서로 다른 크기 및 질량을 시각적으로 가늠해 볼 수 있는 비교 영상.

특이점으로부터 사건의 지평선까지의 거리가 블랙홀의 크기다. 이 블랙홀의 크기를 슈바르츠실트 반지름이라고 한다.


8.2.1. 마이크로 블랙홀 (Micro Black Hole)[편집]


사건의 지평선의 크기가 기본입자 수준으로 작은 블랙홀들을 말한다. 이러한 크기의 블랙홀들은 호킹 복사에 의해 순식간에 증발해버릴 것이기 때문에 수명은 매우 짧다. 질량이 큰 마이크로 블랙홀들은 상대적으로 긴 시간을 버틸 수 있다. 블랙홀이 호킹 복사에 의해 증발되는 속도는 질량이 작을수록 빨라지며 어느 정도 질량 이하로 내려가게 되면 블랙홀은 감마선을 방출하며 격렬한 폭발을 일으키고 소멸한다. 질량이 100톤에 이르렀을 때 블랙홀이 완전히 소멸하는 데 걸리는 시간은 0.1초도 되지 않는다. 이 시간 사이에 100톤의 질량이 완전히 에너지로 변환되기 때문에 그 폭발력은 수소 폭탄 수십만 개에 맞먹는다.

강력한 에너지를 가진 입자 간의 충돌에서도 잠시나마 마이크로 블랙홀이 발생할 것으로 예상된다. 고에너지 우주선(宇宙線)이 지구 대기권의 입자와 충돌할 때나 LHC의 입자 충돌 실험이 그 예. LHC 실험의 경우 여기서 생겨난 블랙홀이 지구멸망을 일으킬 수도 있다며 일부 유사과학자들이 반대 운동을 하기도 했다. 실제로는 이 정도 수준의 입자 충돌은 앞에서 말했듯이 지구 대기에서는 빈번하게 일어나며, 아직까지는 마이크로 블랙홀이 존재한다는 증거가 발견된 바 없고, 실제로 생겨난다고 해도 물질을 흡수할 시간도 없이 10-27초 만에 소멸해 버리기 때문에 안전하다.


8.2.1.1. 원시 블랙홀(Primordial Black Hole)[편집]

빅뱅이 일어나 인플레이션이 끝난 후 우주에는 밀도 불균일성이 존재했다. 이때 국소적으로 밀도가 높은 영역에서 마이크로 블랙홀이 탄생했을 가능성이 있다. 이러한 우주의 시작때 생겨난 블랙홀을 원시 블랙홀이라 부른다. 그 특성 때문에 암흑물질의 후보 중 하나로 거론되기도 한다. 암흑물질을 이루기 위해서는 우주 탄생 이후 137억 년이 지난 현재까지 소멸하지 않아야 하며 충분히 큰 질량을 가져야 한다.[55] 1012 kg 정도 질량의 원시 블랙홀은 오늘날 증발되어야 하며 페르미 감마선 망원경 등이 마이크로 블랙홀의 붕괴로 일어나는 감마선 방출을 검출하려 하고 있으나 아직까지 이러한 신호는 발견되지 않았다. 그 이상 크기의 블랙홀들은 별, 행성과 같이 일반적인 물질로 이루어진 천체와 충돌할 경우 상대를 그냥 뚫고 지나갈 것이다.[56] 그러한 크기의 마이크로 블랙홀은 항성의 붕괴에선 생겨날 수 없기 때문에 만약 발견된다면 높은 확률로 원시 블랙홀이라 추정할 수 있다. 2010년대 후반들어 케플러 우주 망원경 등의 관측 결과를 통해 원시 블랙홀은 암흑물질을 이루기엔 그 양이 충분하지 않다는 쪽으로 결론이 모아지고 있다.[57] 관측하기 어렵다는 특징으로 인해 퉁구스카 대폭발의 범인으로 지목되기도 했다. 또한 제9행성 후보로 떠오르고 있다.

8.2.2. 항성 블랙홀 (Stellar Black Hole)[편집]


항성질량 블랙홀이라고도 한다.

우주에서 가장 흔할 것으로 생각되는 종류로, 질량이 큰 항성이 중력 붕괴해서 탄생한다. 질량은 최소 태양의 5배[58]에서 최대 142배 까지 분포한다. 거의 무조건적으로 근접 쌍성을 동반한 상태로 발견되는데, 쌍성의 가스를 빨아먹어서 X선을 방출해야 발견이 가능하기 때문이다. 실제로는 쌍성과 거리가 멀거나 단일성이라 관측이 불가능한 블랙홀이 더 많을 테니 실제 숫자는 발견된 숫자를 훨씬 상회할 것이다. LIGO의 최초 중력파 탐지 성공과 더불어 새로운 항성 블랙홀 쌍성들이(혹은 병합한 결과의 블랙홀) 계속해서 탐지되고 있다.

현재까지 관측된 항성 블랙홀 중 가장 큰 것중력파 관측으로 발견되었으며 태양의 85배와 66배짜리 블랙홀이 병합하여 생성된 블랙홀로 그 질량은 태양의 142배이다. 따라서 현재까지 존재가 검증된 항성 블랙홀 질량의 최대 상한선은 태양질량의 142배이다. 중력파로 발견되는 쌍성 블랙홀들의 질량은 현재까지 X-선 쌍성으로 발견된 블랙홀들의 질량을 능가하는 경우가 많아 가장 무거운 항성 블랙홀의 기록은 계속해서 갱신될 것으로 보인다.


8.2.3. 중간 질량 블랙홀 (Intermediate-Mass Black Hole)[편집]


약자로 IMBH라고도 부른다.

'초대질량 블랙홀'보다 작고 '항성 블랙홀'보다 큰, 말 그대로 중간급 블랙홀이다. 항성 질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀에 비해 거의 발견이 되지 않아 그동안 천문학계의 미싱 링크 취급을 받아왔다. 이전에도 후보들은 존재했으나 2010년대에 들어서 중간 질량 블랙홀의 존재를 지지하는 확실한 증거들이 나오는 중. 몇몇 구상성단들의 중심부에는 중간 질량 블랙홀이 있을 것으로 추정되며 이는 실제로 구상성단 47 Tuc에서 태양의 2,200배의 질량을 가진 중간 질량 블랙홀이 발견됨으로써 증명되었다.(서울대학교 우종학 교수 연구진이 발견했다.)

중간 질량 블랙홀의 형성 원인은 아직 명확하지 않으나, 매우 거대한 항성의 중력 붕괴에 의해 형성된 항성 블랙홀의 일종으로 여겨지기도 하고(이때 원인이 된 별을 쿼시 별, 블랙홀별이라고 한다. 태양 질량의 최대 10,000배에 달하는 질량을 가지고 있던 초기 우주에 존재했을 별이다.), 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.

2021년에는 이러한 시나리오의 실마리를 찾을 만한 발견이 있었다. 프랑스 파리 천체물리학연구소의 에두아르도 비트랄과 가리 마몬의 연구팀은 허블 우주망원경과 가이아 위성을 통해 NGC 6397 구상상단의 별의 움직임 변화를 관측하여, 중심에 성단 총질량의 0.8%에서 2%에 달하는 암흑물질이 있다는 것으로 추정했다. 그리고 이 암흑물질의 유효 반경이 작기 때문에, 조밀한 별(백색 왜성이나 중성자별) 또는 항성질량 급의 블랙홀이 조밀하게 몰려있을 것으로 판단했다. 여담으로 구상성단에서의 블랙홀끼리 충돌하여 하나의 거대한 블랙홀을 만드는 과정에서 중력파를 발산하는데 현재 레이저 간섭계 관측소(LIGO)에서 발견되고 있는 중력파의 원천이 이 과정의 결과일 것이라 추측할 수 있으며, 또한 이를 통해 관측되지는 않으나 더 멀리 있는 구상성단에서의 블랙홀의 충돌도 추정할 수 있게 된다.[59]

또한 학계에서 논쟁은 거치겠지만, 이 발견은 중간 질량 블랙홀의 형성 과정의 근거가 될 가능성이 높다. 다만 위의 2.2 항목에서 서술하였듯이, 항성 질량 블랙홀에서 에딩턴 한계를 넘어서는 속도로 초대질량 블랙홀 급으로 성장할 것인가에 대해서는 논란이 발생할 것으로 보인다. 아래에서 더 자세히 설명하겠지만 퀘이사와 같은 우주 초기 초대질량 블랙홀이 발견되고 있어서, 항성질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀의 생성 기작이 다를 것이라는 학설이 주류다.

8.2.4. 초대질량 블랙홀 (Supermassive Black Hole)[편집]


말 그대로 가장 거대한 블랙홀 종류로, 그 질량은 최소 태양의 10만~100만 배 이상이며 최대 태양의 수백억 배에 달하기도 한다. [60] 거의 모든 은하가 중심부에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 은하의 진화 과정에 초대질량 블랙홀들이 관계했다는 정황 증거가 계속해서 나오고 있다. 특히 우리 은하의 중심에는 태양 질량의 431만 배에 달하는 블랙홀이 있는 것으로 추정된다.

우리 은하 중심에 있는 블랙홀도 우주 전체에 비하면 작은 편에 속하는데, 2008년 확인된 게자리의 OJ 287 블랙홀의 경우 태양 질량의 180억 배나 되며, 그 주위를 태양 질량의 1억 배나 되는 블랙홀이 공전하고 있다. S5 0014+81의 경우 추정되는 질량이 무려 태양의 400억 배인데, 이는 우리 은하 내 모든 별들의 질량을 모두 합친 것과 비슷한 수준이다. 해당 블랙홀은 세페우스 자리에 있고, 밝기는 +16.5이다. 그에 맞게 사건의 지평선의 크기도 어마어마해서 직경이 지구 궤도의 1600배에 달한다. 실감이 안 나는 사람을 위해 첨언하자면, 이 블랙홀을 프록시마 센타우리의 거리에 가져다 놓는다면 사건의 지평선이 보름달 크기로 보일 것이다. 방패자리에 위치한 극대거성UY Scuti 와 비교해 봐도 상대가 안 되는 크기를 자랑한다. 인류가 최초로 촬영에 성공한 블랙홀로 유명해진 M87의 경우 본 문서 상단에서 보듯 사건의 지평면 지름 안에 태양계 전체가 카이퍼 벨트까지 포함해서 다 들어가고도 한참 남는다.

이렇게 거대한 괴물들이 어떻게 생성되었는지는 아직 명확하게 밝혀진 바가 없다. 별의 죽음으로 탄생하는 항성 질량 블랙홀이 점진적으로 진화하여 만들어졌다면 그 중간 단계인 중간 질량 블랙홀이 많이 존재해야 하지만 실제로는 거의 발견되지 않았다. 이는 거대 블랙홀들이 우주 탄생 초기에 급격하게 성장하여 중간 단계의 블랙홀들이 거의 보이지 않는다고 설명이 가능하지만 이에 대한 이론적인 뒷받침이 필요한 상황이다. 게다가 우주 탄생 초기에도 태양질량의 수십억 배에 달하는 블랙홀들이 이미 존재했다는 점을 보면 항성 질량 블랙홀의 정상적인 성장 속도로는 초대질량 블랙홀이 형성될 수 없었을 것이라는 의견이 많다. 이에 원시 가스 구름이 압축될 때 항성 단계를 거치지 않고 태양의 수천~수만 배의 질량을 가진 씨앗 블랙홀이 한 번에 탄생했다는 설이 있다.

우주가 막 탄생했을 무렵 극단적으로 금속 함량이 낮은 상태에서는 태양의 수천 배에 달하는 질량을 가진 항성의 탄생도 불가능하지는 않았을 것이라 생각되기에 이들 1세대 (종족 III) 항성들이 붕괴하거나 병합하는 과정을 거치면서 초대질량 블랙홀의 씨앗이 형성되었을 것이라는 의견도 존재한다.

퀘이사와 같이 물질의 대량 유입이 이루어지고 있는 블랙홀은 우주에서 가장 밝은 단일 천체로, 그야말로 상상을 초월하는 양의 에너지를 뿜어낸다. 블랙홀에 떨어지는 물질이 방출하는 위치 에너지가 복사로 전환되어 방출될 때 질량 당 에너지 효율은 별이 핵융합을 할 때의 효율의 수십 배에 달한다.[61] 이름이 무색하게도 질량으로 따지면 은하 전체의 10만분의 1 정도밖에 되지 않는 초대질량 블랙홀이 방출하는 에너지는 블랙홀이 속한 은하 전체, 더 나아가서는 은하단 전체에 영향을 미친다. 주로 주변의 가스를 뜨겁게 달궈서 날려버림으로써 별의 탄생을 억제하는 역할. 특히 질량이 큰 은하일수록 블랙홀의 질량 또한 크기 때문에 그 영향이 막강해지며, 현재 시점 우주에서 발견되는 거대 은하들은 대부분 이러한 중심 블랙홀의 활동으로 가스를 모두 잃어버려 늙은 별들로만 이루어진 '죽은 은하'로 탈바꿈되어 있다. 지금까지 발견된 은하단들은 모두 하나같이 온도가 수천만 도, 지름이 수백~수천만 광년에 달하는 뜨거운 가스 헤일로에 둘러싸여 있는데 이러한 구조를 만들어낸 장본인이 바로 이 초대질량 블랙홀의 분출물이라는 것.

또한 초대질량 블랙홀은 일반적으로 생각되는 블랙홀과 구분되는 특징이 있는데, 바로 밀도가 매우 낮아 표면에서의 차등 중력이 그다지 심하지 않다는 것이다. 사건의 지평선이 워낙 크기 때문에, 사건의 지평선 안에 들어가는 공간으로 블랙홀의 질량을 나누면 지구 대기보다 밀도가 낮을 수도 있다. 이는 사건의 지평선이 블랙홀의 질량에 정비례해서 멀어지기 때문에 생기는 현상이다. 예를 들어, 질량이 2배로 커지면 사건의 지평선 내부 공간은 8배가 되고 이때 밀도는 오히려 4배 낮아지게 된다. 그러므로 블랙홀의 중심으로 향하는 우주 비행사는 사건의 지평선 안쪽으로 상당히 깊이 들어갈 때까지 스파게티처럼 잡아 늘려지지 않는다. 신장이 1.8m인 사람이 질량이 태양의 400만 배인 우리 은하 중심 블랙홀의 사건의 지평선을 향해 자유낙하한다고 가정했을 때 머리와 발 사이에 가해지는 차등 중력은 지구 중력 가속도의 1만분의 1에 불과하다. 중력만으로는 자신이 블랙홀 내부로 진입하고 있다는 것을 느끼지도 못할 수준이다. 결과적으로 블랙홀의 질량이 클수록 가스들이 그다지 큰 차등 중력을 받지 않아 온도가 낮아지는 경향이 있다. 항성 질량 블랙홀의 경우 강착 원반에서 주로 X선이 방출되지만, 초대질량 블랙홀에서는 주로 자외선이 방출된다. 물론 중심의 특이점 주변은 다른 블랙홀과 마찬가지로 밀도가 높다.

여담이지만, 영화 인터스텔라에 등장한 블랙홀 가르강튀아(Gargantua)는 이 종류에 속한다. 작중 등장하는 모습으로 볼 때 거의 활동을 하지 않는 블랙홀을 모델로 한 것으로 보인다.


8.2.4.1. 가장 질량이 큰 블랙홀[편집]

엄청난 질량을 가진 단일 천체라는 점이 매력 포인트로 작용했는지, 가장 질량이 큰 블랙홀들을 가지고 순위를 매기는 경쟁이 유튜브 등지에서 관심을 받고 있다.

'TON 618'란 이름의 블랙홀의 질량이 태양 질량의 660억 배나 되는 것으로 측정되면서 현재까지 발견된 가장 큰 블랙홀이 되었다. 660억 태양 질량은 우리 은하의 모든 별들의 질량 총합인 640억 태양 질량보다도 큰 매우 거대한 질량이다. 사건의 지평선의 지름은 약 2600AU로 해왕성 궤도의 43배에 달한다. 이 블랙홀을 포함한 퀘이사는 지구로부터 182억 광년(빛이 날아온 시간 108억 광년, z = 2.219) 떨어진 거리에 위치해 있으며 머리털자리사냥개자리의 경계 부근에서 찾을 수 있다. [62]

'SDSS J140821.67+025733.2'로 알려진 퀘이사가 무려 태양 질량의 1960억배에 달하는 블랙홀을 가지고 있다고 측정되면서 현재까지 발견된 가장 큰 블랙홀의 기록이 경신되었다는 주장이 있었으나 현재 관측 데이터를 분석하고 수정한 결과 밝혀진 질량은 태양의 약 80억 배의 질량을 가지는 것으로 계산되었다. 현 시점에서 두 번째로 큰 질량을 가진 블랙홀은 MS 0735.6+7421이며 약 513억 태양 질량으로 추정되고 있다.

사실 이렇게 각종 학술 논문에서 가져온 블랙홀의 질량으로 순위를 매기는 행위는 크게 의미가 없다. 이는 천문학에서 사용되는 블랙홀의 질량 측정 방식이 비교적 부정확하기 때문이다. 블랙홀의 질량은 다양한 방식으로 측정되는데, 어떤 방법을 사용하느냐에 따라 발생할 수 있는 오차의 범위가 무지막지하게 변한다. 즉, 단순히 오차에 의해서 우연히 블랙홀의 질량이 크게 측정된 경우라도 기존의 비교적 정확한 측정값들을 제치고 상위권 순위에 올라서는 것이 충분히 가능하다는 것. 앞에서 말한 TON 618의 경우도 질량 측정 자체는 이미 2004년에 이루어졌고 최근 초대질량 블랙홀에 대한 관심이 높아지면서 재조명된 사례에 가깝다.

블랙홀의 정의를 사건의 지평선을 가지는 모든 것으로 정의한다면 사실 질량이 가장 큰 블랙홀은 우주 자체라고 말할 수 있다. 우주론적 사건의 지평선의 지름은 약 330억 광년이다.


9. 활용 및 개척 구상[편집]


궤도 엘리베이터의 이지 버전인 Skyhook조차 이론상 구상일 뿐, 착공도 못하고 있는 현대 기술력으로는 어림도 없는 소리지만, 판타지적 로망을 자극하는 소재다 보니 소프트 SF, 스페이스 오페라 수준에서는 이미 여러 가지 구상이 제안된 바 있다.

특히 우주 SF 대전략 게임 스텔라리스의 초유명 모드인 Gigasturctural engineering & More에서 여럿 써볼 수 있는데, 작정하고 초거대구조물의 메가를 기가로 뻥튀기한 이름값답게 스케일이 크다. 입자가속기링 월드식으로 만든 구조물이 모드 내에서 가장 작은 스케일에 속할 정도. 모드 설명 문서

주로 사건의 지평선 외부를 다이슨 스피어식으로 감싸서 뭔가 해보자는 식이 많다. 구체 내부에 방사능 반사판을 설치해서 어찌해 보자는 Penrose Sphere[63], 초대질량 블랙홀 외부에 엄청난 스케일의 다이슨 스피어를 지어 표면 중력을 지구 수준으로 맞춰보자는 Birch World[64]가 대표적이다. 만화로 보는 현대과학의 세계에서는 블랙홀 외부에 콜로니를 지어놓고 블랙홀로 쓰레기를 던져서(...) 반작용 에너지를 얻는 아이디어도 제시된 바 있다. 여기서는 궤도 잘못 들어서 결국 그 에너지까지 다 써먹어서 사건의 지평선을 탈출한다.

아님 그냥 초대형 우주정거장을 지어서 적당히 써먹자는 구상도 있다. 대량의 광물을 제공하는 물질 감압기, Hawking Radiation and Accretion Emission Macro-Collector (길어서 HRAE-MC로 통칭, 호킹 복사에 대한 이해를 높이고 강착 원반을 조작해서 어찌해 보겠다는 구상[65])가 대표적이다.

물론 그 스케일 및 현실성은 다이슨 스피어링 월드도 뛰어넘기 때문에 하드 SF에서 거론되는 경우는 극히 드물지만 Penrose Sphere는 로저 펜로즈가 제안한 것인 만큼 단순 양판소 설정놀음 수준의 이야기보다는 극한의 지적 유희에 가깝다. HRAE-MC의 소규모 버전 정도라면, 우주 거주구를 본격적으로 실현하고 블랙홀에 유인 탐사선을 보낼 정도의 접근성을 확보한 수준의 문명이라면, 충분히 시도해 봄직한 발상이다.


10. 기타[편집]


  • '블랙홀(검은 구멍)'이란 명칭을 처음으로 제안한 사람은 미국의 천체물리학자 존 아치볼드 휠러란 사람으로, 기존의 '중력에 의해 완전하게 붕괴된 별(gravitationally completely collapsed star)'이라는 복잡해 보이는 용어를 좀 더 간결하고 직관적인 단어로 대체하고 싶어서였다. 덕분에 대중들이 천체물리학에 대하여 큰 관심을 가지게 되었으나, 역으로 이 명칭 때문에 많은 오해를 낳았다.

  • 끈 이론에 기반하여 1990년대 등장한 블랙홀 이론에 따르면 블랙홀의 표면에서는 수많은 끈들이 요동치다가 매듭지어져 우주로 증발하게 된다. 이에 따르면 블랙홀의 표면은 수많은 털로 뒤덮여 있다. 즉, 블랙홀은 털로 잔뜩 뒤덮여 있다.[66]

  • 유력한 블랙홀 후보중 하나로 지구에서 8천 광년 떨어진, 우리 은하의 오리온 팔에 있는 백조자리 X-1이 있다, 실제로 이 블랙홀은 청색 거성 HDE 226868의 바로 옆에서 발견되었다.

  • 2020년에 지구에서 약 1천 광년밖에 떨어지지 않은 곳에서 맨눈으로도 볼 수 있는 두 개의 짝별을 동반한 항성 질량 블랙홀이 관측되었다.#

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


  • 중국에서 소형 블랙홀을 개발했다는 기사가 화제가 되기도 했는데, 블랙홀이 아니라 극초단파를 완전히 흡수하는 메타물질이다. 마치 블랙홀처럼 검게 보인다고 해서 블랙홀이라는 표현을 쓴 것. 기사에서 설레발 친 것처럼 빅뱅이라거나, 물질이나 에너지를 흡수한다거나, 인공 블랙홀이라거나 하는 것은 전혀 무관하다.

  • 불과 100년 전쯤까지만 해도 학자들은 블랙홀의 존재 여부조차 의심하는 상황이었다. 이러한 학자들의 태도를 바꿔놓은 게 바로 중성자별 발견이다. 블랙홀의 생성 과정을 설명하는 과정에 있는 천체이기 때문. 중성자 축퇴압이 자체 중력으로 인한 항성의 붕괴를 막아내느냐 못 막아내느냐의 차이만 있을 뿐 생성 과정은 전부 똑같다. 즉 이론으로만 존재하던 밀집성의 생성 과정이 증명되었으니 존재 여부의 신빙성에 큰 힘이 된 셈이다.

  • 파토의 과학하고 앉아있네 천문학자 이강환 박사의 강의 Part1 Part2[67] “5차원 블랙홀”을 시뮬레이션했다는 뉴스가 있다.

  • 블랙홀을 잘 표현한 영화에는 연출 의도상 실제와 다르게 묘사한 부분이 있었지만 인터스텔라가 대표적으로 3D 모델로 블랙홀을 등장시켜 화제가 되었다. 3년간 이를 공부한 놀란 감독의 동생 덕.

Consideration of black holes suggests, not only that God does play dice, but also that he sometimes confuses us by throwing them where they can't be seen.
블랙홀에서 보이듯이, 신은 주사위 놀이를 할 뿐만 아니라, 우리가 못 보는 곳에 던짐으로써 우리를 혼란스럽게 한다.




11. 둘러보기[편집]







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[1] M87 블랙홀이며 가운데 검은 부분이 블랙홀과 블랙홀의 그림자이고 주위에 중력 때문에 휘어진 빛이 보인다. 밝은 부분은 도플러 효과 때문에 회전 방향이 지구를 향하고 있는 부분이 밝게 보이는 것이다. 자세한 것은 도플러 효과 문서로.[2] 전파 망원경으로 관측한 것으로 가시광선이 아닌 파장이라(1.3mm/230GHz) 인간의 눈으로 볼 수 없다. 그러니 색도 없다. 블랙홀의 각 부분에서 나오는 에너지의 세기에 따라 색을 입혀서 만든 이미지이다.[3] 우리 은하 중심에 존재하는 거대 블랙홀인 궁수자리 A*의 이미지이다.[4] 옆의 M87과 비교해 봤을 때 도플러 효과가 적용되는 부분이 다름을 알 수 있다. 사실 이 궁수자리 A는 자전축이 은하의 자전축이 아닌 지구 방향으로 보고 있다고 한다.[5] NASA 홈페이지 설명[6] 질량/부피. 이 중에서 분모인 부피가 0에 수렴한 것이다. 이론상 이렇게 되면 별보다 작은 질량을 가진 것도 블랙홀이 될 수 있다.[7] 쿠르츠게작트의 영상. 죽어가는 별의 질량이 가벼우면 중성자별이 되고 무거우면 블랙홀이 되는 정도의 차이만 있을 뿐 매커니즘은 모두 동일하다.[8] 항성이 핵융합 반응에서 수소를 연료로 소모하는 시기를 '주계열 단계'라고 하며, 이 단계에 속해있는 항성을 주계열성이라고 부른다.[9] 참고로 태양보다 가벼운 적색왜성들은 적색거성행성상성운 단계를 거치지 않고 청색왜성이 되며, 수소가 소진되면 헬륨 백색왜성이 될 것으로 예측된다. 그러나 이들은 우주 나이보다 훨씬 긴 수명을 가지기에 후기 진화 단계의 실측이 불가하므로 별의 일생에 관해 다룰 때 보통 배제한다.[10]쿠르츠게작트 영상에서의 "양성자와 전자 같은 입자들은 가까이 있는 것을 정말 싫어합니다."라는 언급이 이것을 의미하는 것이다.[11] 즉 중심부 철 핵의 질량이 태양 전체 질량의 1.44배는 되어야 전자 축퇴압이 무력화된다는 것. 핵이 항성 전체에서 차지하는 비율이 그렇게 높은 편은 아니기 때문에 지금 태양에 0.44 비율만큼 질량을 더해준다고 태양 전체가 갑자기 블랙홀이 되진 않으며 단지 더 밝아지기만 할 뿐이다.[12] 중성자별이 자체 중력으로 붕괴하게 되는 한계질량은 오펜하이머-볼코프 질량이라 부르며 그 값은 태양 질량의 약 3배 정도로 추정되고 있다.[13] 쿠르츠게작트의 영상.[14] 빅뱅 이후 10억 년 정도.[15] 위 쿠르츠게작트 영상에서 언급되는 쿼시별이 이에 해당한다.[16] 81% 중성미자, 17% 광자, 2% 중력자로 이루어져 있다.[17] 가와이 노부유키, 『Newton Highlight 초신성과 블랙홀』, 강금희 옮김, ㈜뉴턴사이언스(2011), p111[18] 그러니까 공간 온도가 영하 273.15도에 거의 근접했다는 뜻이다. 단 절대영도에 도달했는지는 확인되지 않았고, 또 부메랑 성운과 달리 블랙홀의 온도를 측정한 사례는 없다.[19] 증발이 중대한 영향을 끼치는 질량과 크기는 1조(1012)kg, 반지름 10조 분의 1(10-13)cm 이하이다.[20] 가와이 노부유키, 『Newton Highlight 초신성과 블랙홀』,강금희 옮김, ㈜뉴턴사이언스(2011), p110[21] 양성자 붕괴가 존재한다면 별들의 물질을 이루는 기본 단위인 양성자보다도 더 오랜 기간을 생존할 것으로 보인다.[22] 여담으로 이 블랙홀의 지름은 3광년에 이를 것이다.[23] 국부 은하군 전체가 하나의 블랙홀로 병합되기 전에 은하계가 해체되면서 밖으로 튕겨져 나가는 천체들이 있으므로 모든 천체가 블랙홀에 흡수되지는 않는다.[24] 그 상태로 고정된 것처럼 보이지는 않는데, 지평선에 가까워질수록 물체가 반사하는 빛의 적색편이가 극심해져 관측이 불가능해지기 때문이다. 블랙홀에 들어가는 물체를 관찰한다면 지평선에 다가갈수록 느려지다가 어느 순간부터는 붉은색으로 흐려지더니 사라지게 될 것이다.[25] 로슈 한계 문서로.[26] 이 과정이 너무나 효과적인 나머지, 단순히 늘어난다고 표현하지 않고 Spagettification(스파게티화)이라는 단어도 있을 정도다. 사람이 블랙홀에 들어간다면 원자 하나 굵기 정도의 길쭉한 플라즈마 가닥이 된다.[27] 2배 멀어지면 1/2²배, 3배 멀어지면 1/3²배가 되는 식이다. 부피는 세제곱이라서 거리의 세제곱에 반비례해야 하나, 질량 또한 그만큼 증가했기 때문에 제곱에 반비례한다.[28] 박석재 박사가 국제 학회에서 발표할 때 설명을 위해 그린 그림.[29] 존 미첼은 <왕립학회 회보Philosophical Transactions of the Royal Society>에 다음과 같은 글을 게재했다. "밀도가 태양과 같으면서 반지름이 태양의 500배인 천체가 있다고 가정하자. 무한히 높은 곳에서 이 천체를 향해 물건을 떨어뜨리면 표면에 도달할 때 물체의 속도는 광속보다 빨라진다. 그러므로 빛이 중력의 영향을 받는다고 가정하면, 이런 천체에서 방출된 빛은 외부로 탈출하지 못하고 지면으로 떨어질 것이다." (미치오 카쿠 저 초공간Hyperspace 김영사 출판사 358p.)[30] 뉴턴 물리학을 말하는 것이 아니다. "신은 주사위를 던지지 않는다"로 대표되는, 불확정성 원리를 거부하는 가역 법칙을 말한다.[31] 물론 사회 통념상 거부감 있는 이름이었기에(그 당시 프랑스에서는 "Blackhole"이 보지를 뜻하는 은어였다.) 논문을 싣는 물리학 학술지는 이를 막기 위해 그를 설득하려 했다고 한다. 허나 이후 휠러는 "블랙홀은 털이 없다"라는, 한층 더 뒤통수를 터는 발언을 했다[32] 이후 밝혀진 사실이지만 실제로 많은 블랙홀들은 결코 frozen해 있지 않다.[33] 블랙홀의 엔트로피사건의 지평선의 표면적에 비례한다. 호킹 복사에서 블랙홀의 복사 온도는 질량에 반비례한다는 것도 여기서 유도된다.또한 블랙홀이 쪼개진다거나 블랙홀에 들어갔던 물체가 나온다거나 하는 일이 열역학 제2법칙에 어긋난다는 것 또한 유도된다.[34] 호킹 자신의 책에 의하면, 호킹도 블랙홀이 맞다고 생각했으나, 만약 틀릴 경우에 '대신 책을 얻었잖아'라고 위안을 삼을 수 있도록 아니다에 걸었다고 한다. 호킹이 펜트하우스를 사준 것은 맞지만, 호킹이 원한 책은 빨간책이 아니라 영국의 비평잡지인 프라이비트 아이(Private Eye).(출처 : 시간의 역사 pp.150)[35] 블랙홀 중간의 검은 부분이 사건의 지평선이며 명왕성을 포함한 왜행성 궤도까지 태양계가 다 들어갈 정도로 어마어마하게 크다.[36] M87의 중앙에 있는 블랙홀.[37] 당초 160억 km로 잘못 알려졌으나 한국경제신문 보도 후 한국천문연구원이 380억 km로 정정하였다.(기사 원문: "The black hole’s boundary is around 2.5 times smaller than the shadow it casts, and measures just under 40 billion km across.")[38] 가정용으로도 1Gbps가 제공되는 한국의 인터넷 환경이라고 감안하면 10테라바이트를 송신하기 위해서는 최고 속도로도 꼬박 22시간(10테라바이트 = 80테라비트 = 1기가비트 x 80000초 = 22시간)이 필요하다. 블랙홀 데이터가 1페타바이트라면 이는 8페타비트를 의미함으로 22시간(80테라비트)의 x 100만큼의 시간이 필요하다. 100일을 기다리는 것보다 하드디스크를 직접 옮기는 게 훨씬 빠르다. 더군다나 한국의 가정용 인터넷만큼의 초고속 인터넷 인프라가 구성되지 않은 국가에선 수십 기가바이트만 돼도 한국보다 주고받기 훨씬 피곤할 것은 자명하다.[39] 자전하는 블랙홀.[40] 대략 서울에서 뉴욕에 있는 개미의 사진을 찍는 수준의 시야각이다.[41] 단 여기서 밀도의 개념은 블랙홀의 부피를 사건의 지평선의 부피로 간주했을 때의 개념이다. 블랙홀의 질량은 특이점 한점에 고정되어 있기 때문에 실제 밀도는 의미가 없다.[42] 시계 반대 방향으로 돈다면 우주선의 왼쪽 날개는 새것인데 오른쪽 날개는 낡아 빠져 너덜너덜해질 수도 있다.[43] 쿠르츠게작트의 영상.[44] 여담으로 지구 수준의 질량을 가지는 블랙홀이 가지는 사건의 지평선은 땅콩 수준의 부피를 가진다. 계산상 지구 질량 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 8.87mm다.[45] 즉, 먼저 흡수된 물질과 나중에 흡수된 물질의 시차가 극도로 줄어들어 거의 동시에 흡수된 것처럼 된다.[46] 영화 인터스텔라에서 타스가 관찰한 특이점도 사실 이것이라는 설정이다.[47] 물론 그 전에 전제 조건이 많다. 특이점에 도달하기 전에 기조력으로 찢어지지 않기 위해 블랙홀이 충분히 커야 하고, 블랙홀의 제트에 맞아 죽지 않기 위해 블랙홀이 지속적으로 흡수하는 물질이 적어야 하는 등 조건이 많은 편이다.[48] 진공 상태에서 얇은 금속판을 가까이 접근시킨 상태에서 두 금속판 사이에 작용하는 인력이 발생하는 효과. 금속판 사이의 거리의 정수배가 아닌 파장을 가진 입자는 그 사이에서 쌍생성과 소멸을 하지 못하므로 금속판 외부보다 입자의 소멸과 생성이 적고, 따라서 금속판 사이의 압력이 금속판 외부보다 작기 때문에 서로 인력이 작용하는 현상.[49] 쿠르츠게작트의 영상.[50] 펜로즈 과정은 인터스텔라에서 사용되었다.[51] 물론 이것조차도 광속에 근접한 탈출 속도에 도달해야 가능한 것이다.[52] 이외의 방법이라면 대표적으로 중력파와 미소중력렌즈를 들 수 있지만 두 경우 모두 발생 빈도 수가 극도로 희귀하고 감지도 어렵다.[53] Accretion Rates and the Accretion Efficiency in AGNs by Wei-Hao BIAN and Yong-Heng ZHAO 2003.[54] 여담으로, 호킹이 프랑스에서 이에 대해 강의할 때 꽤나 난감했다고 한다. 하필 블랙홀이 여성의 성기를 뜻하는 은어였던 탓에, 게다가 강의 주제가 '블랙홀엔 이 없다'였으니.[55] 질량이 1012kg 정도는 되어야 우주의 나이보다 긴 시간을 버틸 수 있다.[56] 10의 12승 질량의 블랙홀의 사건의 지평선 지름은 약 3 펨토미터로, 대충 양성자 두 개 정도의 사이즈이다. 지구 질량(약 6*10^24)의 블랙홀이라도 사건의 지평선 지름은 약 1.7cm에 불과하다. 물론 지구 질량의 블랙홀이 지구를 정확히 뚫고 지나간다면 구멍 크기는 무시할 수 있겠지만 그 블랙홀의 중력 때문에 지표는 아수라장이 될 것이며 지구의 공전 궤도도 크게 틀어질 것이다.[57] M. Sasaki, T. Suyama, T. Tanaka, and S. Yokoyama, Class. Quant. Grav. 35, 063001 (2018), arxiv:1801.05235[58] 2021년에 지구에서 1500광년 떨어진 곳에서 유니콘 블랙홀이라는 태양의 3배 질량의 블랙홀이 발견되었다는 주장이 나왔다.[59] 관련 기사[60] 일부 천문학자들은 이 중 태양 질량의 100억 배가 넘는 블랙홀들을 극대질량 블랙홀(Ultramassive Black Hole)로 분류해야 한다고 주장하기도 한다.[61] 핵융합을 상회하는 에너지 효율에 의문을 가질 수 있는데, 수소가 완전히 헬륨으로 변할 때 발생하는 질량 결손은 0.7%에 불과하다. 게다가 태양 같은 일반적인 별은 평생 동안 가진 수소의 10%도 사용하지 못하고 죽는다. 그에 반해 블랙홀에 가스가 유입될 경우 질량의 10~50% 정도가 순수하게 에너지로 변환된다.[62] 적경 12h 28m 24.9s, 적위 +31° 28′ 38″[63] 자세한 원리는 상술한 "작용권(에르고 영역)"에 링크된, 작용권과 펜로즈 과정에 대한 Kurzgesagt 영상에 나온다. 모드에선 폭탄으로 터뜨리는 것과 안정화 시켜서 그 외부에 다시 링 월드를 지어서 써먹는 방식을 제공한다.[64] 모드에선 게임 시스템상 한계로, 인구가 늘어날 때마다 알아서 거주 구역도 늘어나는 무한 규모 우주 거주구로 표현[65] 게임 시스템상으로는 대량의 에너지물리학 연구 산출, 그 가치에 비해서는 다량의 암흑 물질 산출, 국가 전체에 소비재 소모 감소 버프를 주는 식으로 구현해 놨다. 쓰레기 처리를 안 하고 블랙홀에 버리면 되니까라는 깨알 같은 설명은 덤.[66] 여기서의 털은 무모 정리에서의 털이 아니다. 무모 정리에서의 털은 질량, 각운동량, 전하를 제외한 블랙홀을 구별할 수 있는 특징을 말한다.[67] 특히 2편엔 한국의 블랙홀 최고 권위자라고 봐도 무방한 우종학 교수가 나온다.

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