1. 블랙홀의 정의
블랙홀은 항성 진화의 최종 단계에서 곧바로 수축되어 생성되는 시공간 영역입니다. 별이 폭발할 때 반지름이 극단적인 수축을 일으켜 밀도가 크게 증가하고 중력이 극도로 확대된 천체를 지칭합니다. 블랙홀은 빛과 전파 그리고 X선도 빠져나오지 않아 완전히 검은 구멍처럼 보일 것이라고 추정합니다. 중력으로 당기는 힘이 너무나도 강력해서 빛을 포함한 모든 전자기파가 빠져나가지 못하며 엄청나게 강한 중력으로 어떤 물체든지 흡수해 버리는 극단적으로 강한 우주의 한 공간입니다. 영국의 물리학자, 지질학자 및 천문학자인 존 미첼(John Michell)은 뉴턴의 역학과 중력이론을 기초로 별이 매우 무거우면서도 크기가 매우 작으며 빛조차도 빠져나오지 못하게 되어 별이 보이지 않을 것이라고 주장하면서 질량이 큰 물체에 대한 개념을 언급했습니다. 이런 그의 생각은 후에 아인슈타인의 등장으로 인해 일반상대성이론에 근거를 두게 되며 세간의 주목을 받기 시작합니다. 그래서 과학자들의 노력으로 이러한 검은 시공간이 존재한다는 사실이 증명되었고 1969년 미국의 물리학자 휠러가 이 신비로운 천체를 블랙홀이라고 부르게 되었습니다. 이론상으로만 존재해 오던 블랙홀의 존재는 백조자리에 있는 백조자리 X-1이라는 블랙홀이 발견되면서 그 존재가 분명해졌습니다. 일반상대성이론은 큰 질량이 존재하면 시공간이 휘게 되고 흰 시공간의 효과가 바로 중력을 발생시키고 블랙홀은 시공간이 심하게 휘어져서 어떤 입자나 빛도 바깥으로 빠져나갈 수 없는 영역이 된다는 것입니다. 이 영역의 바깥경계면을 사건의 지평선이라고 하고 블랙홀의 질량에 따라 정해지는 슈바르츠실트 반지름에 위치합니다. 슈바르츠실트 반지름이란 블랙홀이 되기 위한 어떤 물체 반지름의 한계점을 의미합니다. 물체가 엄청난 질량을 가지게 되어 특정한 매우 높은 밀도에 가까워지면 물체의 중력이 극도로 커지게 됩니다. 물체의 질량이 한계점을 넘어서게 되고 축퇴압이 견딜 수 없을 정도로 강한 중력을 가지게 되어 그 물체의 크기가 슈바르츠실트 반지름보다 작아지면 블랙홀이 됩니다. 질량이 태양과 같은 경우, 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 3km이고 태양의 1억 배의 질량인 블랙홀의 반경은 35km로 고작 태양과 지구의 거리 두 배 정도가 됩니다. 그러나 이 크기는 지구로부터 블랙홀까지의 거리에 비해 너무 작아서 현재 어떤 망원경으로도 직접 관측하기가 어렵습니다. 대부분의 은하 중심부에는 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀이 존재하고 이 블랙홀에 물질이 지나치게 유입되면 은하 중심부는 활성화되어 매우 강력한 빛을 방출하는 퀘이사나 활동은하핵이 될 수 있습니다.
2. 생성
천체의 크기가 슈바르츠실트 반지름보다 작아지면 블랙홀이 되는데, 예를 들어 태양의 경우 지름을 3km보다 작게 만들면 블랙홀이 됩니다. 다시 말해서, 슈바르츠실트 반지름은 블랙홀이 되기 위한 어떤 물체 반지름의 한계점을 의미합니다. 질량이 아주 큰 별은 진화 과정에서 중력에 의해 수축되고 그 크기가 슈바르츠실트 반지름보다 작아지면서 블랙홀이 됩니다. 물체가 작은 공간에 압축되면 강한 중력이 발생하여 주변에 물질을 잡아당기게 되고 점점 커지게 되며 이렇게 물질이 많이 압축되어 중력이 빛을 빨아들일 정도가 되면 블랙홀이 됩니다. 밀도와 중력이 무한대가 된 공간 속에 물질이 극단적인 수축을 일으켜서 그 속에서는 빛, 에너지, 물질 그리고 입자 어느 것도 탈출하지 못합니다. 태양보다 수천 배 크고 무거운 별이 마지막 진화단계에서 적색 초거성이 되어 초신성 폭발에 의한 강력한 수축으로 블랙홀이 됩니다. 또한 대폭발로 우주가 창조될 때 거대한 우주의 물질들이 하나의 덩어리로 뭉쳐져서 강한 압력에 의한 높은 밀도로 압축되어 블랙홀이 탄생한 것으로 믿어지고 있기도 합니다. 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 극도의 강한 중력을 가지고 있는 블랙홀은 주변의 빛을 휘게 만드는데 블랙홀의 중앙을 비추면서 윤곽이 드러나는 것을 '블랙홀의 그림자'라고 합니다. 블랙홀의 생성과정을 다시 추가 정리하자면 첫 번째로 질량이 매우 큰 별이 마지막 단계에서 작은 별은 백색왜성의 최종 진화단계를 거치지만 태양보다 8배 이상 무거운 별은 적색 초거성이 되어 초신성 폭발을 일으키게 되고 중성자별로 남습니다. 이 중 밀도가 무한대에 가까운 것을 블랙홀이라고 하며 부피가 0이고 밀도가 무한대인 특이점이라고 정의된 한 점으로 압축되어 특이점은 블랙홀의 중심을 이루게 되고 블랙홀의 표면인 사건의 지평선으로 가려져 있습니다. 두 번째로 우주의 대폭발 빅뱅으로 인해 우주의 물질들이 하나의 덩어리로 뭉쳐져서 블랙홀이 무수히 생겨났으며 이것을 원시 블랙홀이라고 일컫고 초기 당시 우주 전체의 압력이 매우 커서 높은 밀도로 압축되었다고 합니다.
3. 특징
블랙홀은 보통의 천체들처럼 특정한 공간을 물질들이 채우고 있는 상태가 아니므로 크기는 외부와 단절된 영역의 크기를 의미합니다. 블랙홀의 성질은 블랙홀이 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해서 알 수 있습니다. 블랙홀은 항성의 최종 진화 단계에 이르러 폭발한 뒤 수축이 진행되며 생성되는데 이렇게 생겨난 블랙홀은 형성 이후 안정된 상태에 도달하면 오로지 3개의 독립적인 물리량만을 가지게 됩니다. 이 3개의 물리량은 질량, 전하, 각운동량이며 세 가지 물리량과 변수들이 완전한 동일한 블랙홀이 있다면 이 두 블랙홀의 물체에 작용하는 힘과 운동의 관계를 구분하는 것은 불가능하게 됩니다. 블랙홀은 항성을 흡수하거나 블랙홀끼리 서로 융합하면서 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있으며 대부분의 은하 중심에는 크든 작든 초대질량 블랙홀이 존재한다고 합니다. 블랙홀이 가지고 있는 또 다른 특징은 블랙홀의 중심의 시공의 곡률과 밀도가 무한대가 되는 중력 특이점이 존재하는 것입니다. 초신성 폭발 에너지는 너무나 크기 때문에 중심의 중성자별은 버티지 못하고 무너지며 중성자는 더 큰 압력을 받아 또 아래로 무너져서 연속적인 무너짐이 계속됩니다. 폭발 시 별의 외피 부분은 터져서 우주공간으로 나가지만 핵은 중앙의 한 점으로 급격히 수축하게 되어 결국 블랙홀 중심에는 거의 부피가 없고 질량만 존재하는 특이점이 생겨납니다. 회전하지 않는 블랙홀은 하나의 점과 같은 형태의 특이점을 갖게 되고 회전하는 블랙홀은 고리 모양의 특이점을 가지게 됩니다. 블랙홀의 모든 질량은 이 특이점에 모여있으며 특히 저 질량과 밀도는 무한대일 것으로 추측하고 있습니다. 모든 물체는 사건의 지평선을 넘어서는 순간이 특이점으로 자유 낙하와 같은 형태로 빨려 들게 됩니다. 특히 빨아들이는 힘이 너무 강력하여 역방향으로 가속을 시도하는 것은 있을 수 없는 일입니다. 물체가 특이점으로 빨려 들어가면서 길쭉하게 엿가락처럼 늘어져 찢어지게 되는 것을 국수효과라고 부릅니다.
4. 종류
블랙홀은 유형과 크기별로 종류를 나눌 수 있으며 유형별로 나누었을 때 블랙홀은 질량, 운동량 그리고 전하에 의해서 블랙홀의 특징이 결정되며, 블랙홀이 되기 이전 천체의 성질과는 무관합니다. 먼저 블랙홀의 유형별 종류입니다. 여러 블랙홀의 종류 중 단순한 점 모양이며 사건의 지평선이 하나이고 질량만 있으며 전하나 각운동량을 갖고 있지 않은 블랙홀을 '슈바르츠실트 블랙홀'이라고 합니다. 회전하지 않고 전하만 있으며 사건의 지평선이 2개 존재하는 블랙홀을 '라이스너-노르드스트룀 블랙홀'이라고 합니다. 다음은 전하는 없고 회전만 하는 고리모양의 블랙홀을 '커 블랙홀'이라고 합니다. 그리고 마지막으로 질량도 있고 각운동량도 있고 전하도 있는 블랙홀을 '커-뉴먼 블랙홀'이라고 합니다. 다음은 블랙홀의 크기별 분류입니다. 먼저 '마이크로 블랙홀'입니다. 마이크로 블랙홀은 하나의 원자만큼 작지만 그 속엔 산 하나 만한 질량이 있으며 호킹 복사에 의해 순식간에 증발해 버리고 수명이 매우 짧으며 사건의 지평선 크기가 기본 입자 수준입니다. 다음은 '원시 블랙홀'입니다. 이는 가설상의 존재로 우주 초기에 대폭발 시 우주가 팽창하는 동안 존재하던 물질의 밀도가 매우 높을 때 형성된 블랙홀을 말합니다. 빅뱅 이후 얼마 되지 않은 순간동안 압력과 온도가 극에 다달을 때 안정적으로 생성된 블랙홀입니다. 이어서 '항성 질량 블랙홀'입니다. 항성 질량 블랙홀은 우주에서 가장 흔하며 질량이 큰 항성이 생을 마감하기 전 항성에 모든 에너지를 소진한 후 중력 붕괴를 통해 만들어집니다. 이런 항성 질량 블랙홀은 초신성 및 감마선 폭발 현상으로 관측되며 우리 은하에서 가장 큰 항성 질량 블랙홀은 2007년에 관측되었고 현재 우리 은하수에는 수 개의 항성 질량 블랙홀 후보가 존재합니다. 다음은 '중간 질량 블랙홀'입니다. 중간 질량 블랙홀은 초대질량 블랙홀보다는 작고 항성 질량 블랙홀보다는 큰 블랙홀입니다. 이런 중간 질량 블랙홀이 어떻게 만들어졌는지는 밝혀진 바가 없지만 거대한 항성이 중력 붕괴를 한 후 형성된 항성 질량 블랙홀의 일부라고 추측되며 중력파로 인해 기타 소형 물체들이 항성 질량 블랙홀과 하나가 되어 생성되거나 극단적인 조이 부족하여 초대질량 블랙홀이 되지 못한 것이라고도 합니다. 마지막으로 '초대질량 블랙홀'입니다. 초대질량 블랙홀은 은하들이 병합되면서 커지는 과정에서 질량이 늘어났을 것으로 짐작되고 있습니다. 초대질량 블랙홀의 질량은 최소 태양의 수십만 배에서 수십억 배에 이르고 대부분 은하 중심에 자리 잡고 있습니다. 초대질량 블랙홀은 무거운 천체가 폭발하여 형성된 후 물질의 강착을 통해 성장했을 거라는 가설과 최초의 별이 탄생하기 전 '준성'으로 붕괴한 후 태양정도 질량의 블랙홀을 형성하고 그 후 빠른 강착을 통해 초대질량 블랙홀이 되었다는 것입니다.
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