천문학-블랙홀이란

블랙홀이란

밀도와 중력이 너무 강해서 전자기파나 빛조차도 빠져나올 수 없는 시공간의 영역을 말합니다. 이는 더 이상 존재하지 않는 별의 폭발과 붕괴, 즉 중성자별로 알려진 현상을 통해 형성되는 것으로 믿어집니다. 블랙홀은 별 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 중력이 너무 커서 빛조차 빠져나올 수 없다는 개념은 존 미첼이 1783년 왕립학회의 헨리 캐번디시에게 보낸 편지에서 처음 등장했습니다.

일반 상대성이론에서는

블랙홀은 충분히 밀도가 높은 질량이 시공간을 왜곡할 때 형성될 것으로 예측됩니다. 블랙홀이 탈출할 수 없는 경계를 사건의 지평선이라고 합니다. 블랙홀을 결정하는 가장 중요한 특징은 사건의 지평선이 존재한다는 것입니다.

 

사건의 지평선이란

사건의 지평선은 공간과 시간을 구분하는 경계선이다. 물질이나 빛이 이 한계점을 넘으면 다시는 돌아올 수 없습니다. 빛조차도 사건의 지평선에서 벗어날 수 없습니다. '사건의 지평선'이라는 용어는 이 경계에서 '사건'이 일어나는 것을 의미합니다. 그러나 이 사건에 대한 정보는 외부 관찰자에게 전달될 수 없기 때문에 관찰자는 사건이 발생했는지 여부를 알 수 없습니다. 일반상대성이론이 예측하듯이, 질량이 존재하면 공간과 시간이 왜곡되어 입자의 경로가 질량 방향으로 휘어지게 됩니다. 블랙홀의 사건 지평선에서는 이러한 왜곡이 너무 심해져서 블랙홀에서 탈출하는 것이 불가능해집니다. 물체가 이 사건의 지평선을 넘으면 즉각적인 파괴 효과가 있지만 외부 관찰자에게는 속도가 느려지고 경계에 도달하지 않는 것처럼 보입니다. 또한, 물체의 모양이나 전하 분포에 관한 정보는 블랙홀의 사건 지평선을 가로질러 균일하게 퍼집니다. 결과적으로 블랙홀 외부에 있는 관찰자는 이 정보에 접근할 수 없습니다. 이 시나리오에서 사건 지평선의 형태는 마찰과 저항을 나타내는 탄성 전도성 필름과 유사한 소산 구조로 변환됩니다. 전자기장과 같은 다른 장 이론과 달리 시간 가역성이 있으며 미시적 수준에서 마찰이나 저항이 존재하지 않는다는 의미입니다. 블랙홀은 단 세 가지 변수만으로도 안정된 상태에 도달하는데, 이는 블랙홀 내부의 초기 상태에 대한 정보를 잃지 않고는 불가능한 현상이다.

블랙홀의 중력장과 전기장은

블랙홀 내부에서 무슨 일이 일어나고 있는지에 대한 정보는 거의 제공되지 않습니다. 이 손실된 정보에는 블랙홀의 사건 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서 측정할 수 없는 모든 물리량도 포함됩니다. 우리는 이 수수께끼 같은 특성을 블랙홀 정보 역설이라고 부릅니다. 블랙홀에 들어가는 물질의 유형에 관계없이 질량, 전하, 각운동량이라는 세 가지 유형의 정보만 남습니다. 이 세 가지 측면 외에도 지속적인 정보 손실은 여전히 수수께끼로 남아 있습니다. 정보가 블랙홀 내에 보관되어 있다고 추측할 수도 있지만 그 깊이를 들여다보는 것은 불가능합니다. 그럼에도 불구하고 블랙홀은 호킹 복사를 방출하면서 점차적으로 증발하는데, 이는 블랙홀을 구성하는 물질에 대한 추가 정보를 전달하지 않는 현상인 것 같습니다. 이는 잃어버린 정보가 영원히 사라졌다는 것을 의미합니다. 양자역학은 어떤 사건으로 인해 일어날 수 있는 모든 일의 확률의 합은 항상 1이어야 한다는 기본 속성을 가지고 있으며, 정보의 손실은 이 속성을 위반하는 것을 의미합니다. 어떤 사람들은 화합을 위반하는 것이 에너지 보존 법칙을 위반하는 것이라고 믿습니다. 최근 증거에 따르면 양자 중력을 통합한 포괄적인 이론적 틀이 정보 보존과 통일성의 수수께끼를 해결하는 열쇠를 쥐고 있을 수 있습니다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 이상적인 흑체, 즉 주파수나 입사 각도에 관계없이 입사되는 모든 전자기 방사선을 흡수하는 물체와 유사한 동작을 나타냅니다. 또한, 곡선 시공간 양자장 이론에 따르면, 사건의 지평선은 블랙홀 질량에 반비례하는 온도를 갖는 흑체 스펙트럼과 유사한 열 복사를 방출하는데, 이를 호킹 복사라고 합니다. 

항성질량 급 블랙홀의 경우

블랙홀의 사건 지평선(약 10억 분의 1 켈빈)에서 방출되는 열 복사의 극히 낮은 온도로 인한 어려움에도 불구하고 직접적인 관찰은 여전히 불가능합니다. 그럼에도 불구하고 우리는 다른 형태의 물질과의 상호작용을 통해 그 속성에 대한 귀중한 정보를 추론할 수 있습니다. 블랙홀로 떨어지는 물질은 마찰에 의해 가열되고 열 복사를 통해 빛나는 강착 원반을 형성합니다. 이 과정을 통해 우주에서 가장 밝은 물체인 퀘이사가 생성된다. 블랙홀 주위를 공전하는 다른 별이 있는 경우, 그 궤도를 사용하여 블랙홀의 질량과 위치를 측정할 수 있습니다(다른 별과 관련된 특성이나 위치 결정). 이러한 관측에서 중성자별 및 기타 유사한 물체를 제외함으로써 천문학자들은 후보 블랙홀을 포함하는 많은 쌍성계를 발견할 수 있었습니다. 존 미첼(John Mitchell)과 피에르 시몬 드 라플라스(Pierre-Simon de Laplace) 후작은 18세기에 천체의 중력이 너무 강해서 빛조차 빠져나올 수 없다는 생각을 처음으로 제안했습니다. 아무것도 탈출할 수 없는 공간 영역을 특징으로 하는 블랙홀의 개념은 David Finkelstein이 1958년 논문에서 처음 소개했습니다. 칼 슈바르츠실트(Karl Schwarzschild)는 1916년에 블랙홀을 포함하는 일반 상대성 이론의 현대적 공식을 도출했습니다. 블랙홀은 오랫동안 지속적인 관심의 대상이었으며, 일반 상대성 이론에서 기원한 이론적 연구는 1960년대에도 계속되었습니다. 중성자별의 발견으로 밀도가 높고 중력에 의해 붕괴된 별이 실제로 천체물리학적 실체로 존재할 가능성에 대한 관심이 높아졌습니다. 항성질량 블랙홀은 매우 큰 별이 생애 마지막에 붕괴할 때 생성되는 것으로 생각됩니다. 블랙홀은 형성된 후에도 주변 질량을 흡수하여 계속 성장할 수 있으므로 다른 별도 흡수하거나 서로 합쳐져 수백만 M☉의 초대질량 블랙홀을 형성할 수 있습니다. 과학계는 일반적으로 대부분의 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다는 데 동의합니다.