블랙홀

“Consideration of black holes suggests, not only that God does play dice, but 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 던짐으로서 우리를 혼란스럽게 한다.” - 스티븐 호킹

영화 인터스텔라에서 묘사한 초대질량 블랙홀

- 질량이 매우 큰 항성(보통 태양 질량의 25~50배 이상 정도)이 진화 과정을 거쳐 초신성이 된 이후, 껍데기를 날려버리고 남은 핵이 급속히 수축(중력 붕괴)하다가 슈바르츠 실트 반지름보다 작아지면서 형성되는 천체. 강한 중력으로 인해 탈출 속도가 광속을 넘어, 어떤 물체도 탈출할 수 없다. 일반적으로 블랙홀은 탈출 속도가 광속을 넘어서는 사건의 지평선을 기준을 그 경계선으로 보고, 사건의 지평선 이내의 공간을 블랙홀이라 부른다.

- 처음으로 블랙홀이라고 증명된 최초의 천체는 고니자리 x-1이다. 고니자리의 목 부근에 있는데, 이 블랙홀을 두고 스티븐 호킹과 킵 손이 블랙홀이 맞는지 아닌지의 여부를 두고 내기를 했다고 한다. 킵 손은 블랙홀이 맞다에, 호킹책은 아니다에 걸었는데, 내기 상품은 상대 국가의 ‘빨간 책’이었다고 한다. 호킹은 결국, 킵 손에게 미국의 성인 잡지인 펜트하우스를 사주었다고 하는 여담이 있다.

- 주계열성이 주계열 반응을 끝내고 중력 수축을 시작하면, 전자들 간의 반발력인 ‘전자 축퇴압’이 작용하여, 일반적으로는 붕괴하는 천체가 그렇게 많이 무겁지 않다면 붕괴 도중 전자 축퇴압과 중력의 균형으로 더 이상 수축하지 않는 평형 상태를 이루게 되고, 천천히 식어가게 되는데, 이를 백색 왜성이라고 한다.

그러나 전자 축퇴압보다 중력이 강할 정도로 천체의 질량이 크다면 천체는 계속해서 수축하게 된다. 태양 질량의 1.44배가 그 한계점이며, 이 한계점을 ‘찬드라세카르 한계’라고 한다. 항성 질량이 이 한계점을 넘으면 너무나도 강력한 중력에 의해 양성자와 전자가 합쳐져 중성자가 되고, 전자 축퇴압은 의미가 없어지게 된다.

그러나, 이윽고 중성자와 중성자 사이의 반발력(중성자 축퇴압)과 핵자 사이의 강한 상호작용에 의하여 천체의 붕괴가 멈추게 된다. 다만, 별 중심부에서 갑작스럽게 일어난 수축의 여파로 초신성 폭발이 일어나 별의 중심핵을 제외한 부분이 모두 날아가는데, 남아있는 중심핵의 중력이 중성자 축퇴압과 강력을 이길 정도로 강하지 않다면, 즉 천체의 질량이 충분하지 않으면 천체는 이 상태에서 안정되면서 중성자가 주요 구성 물질인 중성자별로 불리게 된다.

그러나 중성자 축퇴압과 강력을 씹어먹을 정도로 중력이 강하다면, 중력 붕괴가 진행되고, 계속해서 천체가 수축하다 슈바르트실츠 반지름을 넘어서서 끝없이 수축되고, 천체가 자신의 중력을 버티지 못하고 붕괴되며, 블랙홀이 나타난다.

이 이외에도 중성자 별 간의 충돌로 블랙홀이 형성될 수 있다고 한다.

- 정확한 원리는 모르겠지만(내가), 호킹 복사라는 작용에 의해 결국 블랙홀도 천천히 증발하며 질량이 줄어들다가 결국에는 사라질 것으로 예측되고 있다. 다만, 시간이 아주 오래 걸리는데, 질량이 태양 정도인 블랙홀이 증발해서 소멸할 때까지는 약 3.4x10^67년 정도가 걸릴 것으로 추정된다.

- 블랙홀의 구조 중, 사건의 지평선(Event Horizon)이란, 블랙홀의 실질적인 경계로서 블랙홀로 빨려 들어가기 시작하는 사건이 발생할 수 있는 경계이다. 사건의 지평선을 넘어간 물체는 절대 탈출할 수 없다.

사건의 지평선의 크기는 블랙홀의 질량에 따라 달라진다. 어떤 물체가 블랙홀이 되려면 그 물체의 질량에 비례하는 일정한 크기 안의 공간에 그 물체의 모든 질량이 들어가야 하는데, 일반적으로 질량이 M인 항성이 중력붕괴하여 블랙홀을 형성할 때 그 반지름이 어느 정도의 이하가 되면 블랙홀이 된다고 이야기하며, 그 반지름의 기준이 바로 슈바르츠 실트 반지름이다. 이하는 다음과 같은 값으로 구할 수 있으며, 이는 아인슈타인의 일반 상대성 이론 방정식에 대한 슈바르츠 실트가 구한 해 중에 하나인 슈바르츠 실트해를 사용하여 유도한다.

- 블랙홀의 구조 중, 특이점이란, 블랙홀의 중력의 근원으로서 블랙홀로 빨려 들어간 모든 물질이 한데 모이는 점이다. 특이점으로 수축한 천체의 표면은 이론상 0이므로 부피도 0에 가까우므로, 밀도가 무한대가 된다.

특수 상대성 이론에 따르면 물체가 가속을 받으면 받을수록 시간 지연 현상이 일어난다. 따라서, 블랙홀의 특이점에서는 시간이 멈춘다.

- 블랙홀의 구조 중, 강착 원반이란, 블랙홀의 판정 증거 중 가장 유효한 것으로, 대량의 물질이 블랙홀을 중심으로 하는 원반 형태로 뭉쳐 소용돌이치며 블랙홀로 빨려들어가고 있는 것이다. 강착 원반 안의 물질들은 서로 충돌하면서 매우 높은 온도로 가열되며, 이 때문에 강력한 X선과 감마선을 방출한다. 강착 원반의 중심은 엄청난 고압이 되므로, 강착 원반의 수직 방향으로 고온, 고압 제트를 뿜어 압력을 줄이게 된다.

이 X선과 감마선의 관측은 지구에서 블랙홀을 판별할 수 있게 하는 요인 중 하나이다.