블랙홀

블랙홀

 

1. 블랙홀의 역사

 

1) 1783년 미첼(영)

질량주변에서 빛이 휠 수 있고, 빛이 탈출할 수 없게 하는 천체가 존재한다.
(수년 뒤 라플라스도 비슷한 제안을 함)

2) 20세기초 아인슈타인 (독)
상대성 이론에서 빛이 중력에 의해 휨을 증명.

3) 1969년 휠러(영)
"블랙홀"이라는 명칭을 만듦.

4) 1974년 호킹(영)
검은 구멍도 다른 천체처럼 빛을 낼 수 있다고 발표.

2. 블랙홀이란 ?

 

1) 정의
모든 물질 사이에는 서로 잡아당기는 힘, 즉 중력이 작용하고 있다.

물리학자인 아인슈타인은 물질이 있으면 그 주위의 공간이 휘어지며, 그 휘어짐 자체가 바로 중력이라는 현상으로 나타난다고 해석하였다.

그것은 마치 팽팽한 고무 시트 위에 무거운 물체를 올려놓았을 때와 같은 상황이다.

고무 시트는 무거운 물체 때문에 깊이 가라앉은 상태가 된다.

여기에다 다른 물체를 얹어 놓으면, 그 물체는 자연히 깊이 가라앉은 중심의 물체를 향해 떨어져 내려간다.

이렇게 깊이 빠진 바닥에서 나오려면 어느 정도 이상의 속도를 지녀야 한다.

그렇지 않으면 도중에 에너지가 없어지는 바람에 다시 바닥으로 떨어지게 된다.

밖으로 나올 수 있는 최저의 속도를 "탈출 속도"라 한다.

가라앉은 깊이가 지나치게 커지면 탈출 속도가 광속도를 넘게 된다.

그러나 모든 물체는 빛보다 빨리 움직일 수가 없으므로 이 깊은 수렁에서는 이제 어떤 것도 빠져 나올 수가 없다.

이와 같은 상태가 바로 "블랙홀"이다.

2) 블랙홀의 존재이론

블랙홀은 1783년 이미 영국의 미첼이 질량 주변에서 빛이 휠 수 있다는 가능성에 대해 논했고 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 의해 그 존재를 밝히고 있다.

1915년 아인슈타인은 뉴턴 역학의 모순을 해결한 일반 상대성 이론을 제창하였다.

뉴턴 역학에서는 중력을 힘의 크기와 방향으로 나타내는 데 비해 일반 상대성이론에서는 중력을 4차원 시공의 기하학구조의 왜곡으로써 나타내고 있다.

뉴턴 이후의 물리학에서는 물질 시간공간은 서로 무관한 존재로 알고 있었다.

그러나 아인슈타인은 "시공간"의 개념을 바탕으로 이들 모순을 완전히 해결하였다.

즉, 물질이 있으면 반드시 중력이 작용하며 또 중력에 의해 시간과 공간이 영향을 받는다고 생각했던 것이다.

그래서 그는 시간과 공간과 중력을 통일한 하나의 이론을 확립하였다.

1916년, 독일의 수학자 슈바르츠실트는 구면 대칭인 진공 상태에 일반 상대성 이론을 적용시켜 아인슈타인의 중력장 방정식의 해를 처음 발견하였다.

이것을 슈바르츠실트의 해라하며, 그 구면 의 반지름을 슈바르츠실트의 반지름이라 한다.

이 해의 성질은 다음과 같다.

슈바르츠실트 반지름 보다 안쪽에선 광선마저도 밖으로 나올 수 없으며, 중심에는 중력이나 밀도가 무한대가 되는 "특이점"이 나타난다.

특히 광선이 밖으로 나오지 못하는 면을 "사상의 지평면"이라 한다.

아인슈타인은 슈바르츠실트의 해에 별로 흥미를 느끼지 못했다.

그것은 점이면서도 밀도나 중력이 무한대 가 되어, 물리 법칙을 적용시킬 수 없는 특이점의 존재가 유도되기 때문이었다.

같은 무렵, 독일 의 수학자 바일은 비뚤어진 구면에 중력장 방정식을 적용하여 역시 특이점이 있는 제2의 해를 찾아냈다.

그러나 이들 해에 대응하는 물리현상이 실제로 존재하리라고는 당시는 아무도 믿지 않았으며, 다만 이것은 수학 상의 문제로서만 취급되었다.

1939년 미국의 이론 물리학자인 오펜하우머는 매우 무거운 별이 계속 수축해 들어가면 중성자로만 구성된 별이 된다고 예언하였다.

그리고, 특히 무거운 중성자 덩어리는 더욱 수축하여 마침내 한 점으로 집중하게 된다는 것을 이론적으로 증명하였다.

   

 

3) 블랙홀의 형성

별이 공 모양을 유지하고 있는 것은 중력과 압력이 균형을 이루고 있기 때문이다.

압력에는 한계가 있으나 중력은 무한히 강해질 수 있다.

이 때문에 중력이 매우 강한 별은 힘의 균형이 깨져, 결국 중력 붕괴를 일으키면서 수축을 계속하게 되고 마지막에는 한 점으로 집중하게 된다.

이 점은 밀도나 중력의 세기가 모두 무한대인 특이점이다.

이 중력 붕괴의 과정에서는 강한 중력에 의해 공간은 변형되며, 시간의 흐름은 늦어진다.

또한 별의 표면에 서 방출되는 빛의 파장은 길어져서 적색 이동을 하게 된다.

별의 반지름이 슈바르츠실트의 반지름에 도달하면 빛의 파장은 무한대가 되어, 결국 관측 불능이 된다.

별의 반지름이 슈바르츠실트의 안쪽은 바깥쪽과 매우 다른 양상을 나타낸다.

별이 슈바르츠실트 반지름 보다 작게 수축되면, 별의 표면에서 나온 빛은 슈바르츠실트 반지름의 바깥쪽에는 도달할 수 없게 된다.

외부에서는 물질이나 빛이 자유로이 안쪽으로 들어갈 수 있지만, 내부에서는 빛조차도 밖으로 나올 수 없는 "사상의 지평면"이 생긴다.

이 사상의 지평면보다 안쪽을 블랙홀이라 한다.

또한 이 사상의 지평면의 안과 밖에서는 시간과 공간의 의미가 달라진다.

사상의 지평면 밖의 시간은 미래를 향해 달릴 뿐 멈추거나 과거로 향하게 할 수는 없다.

한편 블랙홀의 내부에서는 모든 것이 특이점을 향해 진행할 뿐 특이점으로부터 멀어진다는 것은 불가능하다.

즉, 특이점으로부터의 거리(공간)가 시간의 역할을 하게 된다.

블랙홀이 회전할 경우 중력은 시간과 공간을, 중심으로 강제로 끌어들일 뿐 만 아니라, 회전축의 방향으로도 강제로 끌고 다니게 된다.

회전하는 블랙홀의 주위에는 끌고 다니는 속도가 광속을 능가하는 에르고 영역이 나타난다.

이 영역에서는 블랙홀의 회전과 반대 방향으로 빛을 방출하여도 빛은 그 방향으로 진행할 수가 없다.

시공은 시간 1차원, 공간 3차원의 4 차원적인 존재인데, 여기서는 적도면의 단면을 고려하여 공간의 2차원 변화 모습을 시간의 흐름 에 따라 표시하고 있다.

청색초거성 단계에 있는 거대 질량의 별의 공간은 일그러짐이 없이 평탄하다.

그 청색 거성이 중력을 견디다 못해 급격하게 수축을 시작할 때, 수축 속도는 중심부가 가장 빠르다.

중심부에는 대질량이 집중하기 때문에 중력이 강해져 공간은 일그러지기 시작한다.

수축이 한없이 계속되면서 질량도 보다 작은 영역으로 집중하게 되므로, 공간의 일그러짐도 커진다.

공간이 충분히 일그러지면'사상의 지평면이 발생하는데 그 안쪽에서는 공간이 초광속으로 중심을 향하여 낙하하기 대문에, 빛은 외부에 도달할 수 없게 된다.

이렇게 하여 매우 일그러진 공간 상 태인 블랙홀이 형성되는 것이다.

 

3 . 블랙홀의 특징

물체를 극한까지 압축시키면 어떠한 질량의 물체라도 블랙홀이 된다.

예를 들어 태양을 반지름 3㎞가량, 지구를 반지름 1㎝ 가량으로 압축시키면 가가 블랙홀이 된다.

그러나 현실적으로는 질량이 태양의 수십 배 이상인 별만이 블랙홀이 될 수 있다.

별의 중심에서는 핵융합 반응에 의해 엄청난 양의 열이 만들어진다.

이 열에 의한 팽창력과 별 자체의 중력에 의한 수축력이 평형을 이 룸으로써 별은 일정한 모습을 유지한다.

그러나 핵연료를 다 써 버리면 별은 중력 때문에 수축하기 시작한다.

이것이 별의 최후이다.

질량이 태양과 비슷한 별에서는 원자와 원자가 빈틈없이 메 꾸어지는 단계에서 수축이 멈춘다.

이런 상태까지 수축한 별이 "백색왜성"이다.

그러나 질량이 태양의 10배 가량인 별에서는 "초신성폭발"을 일으키는 바람에 대부분의 구성 물질이 날아가고 중심에 "중성자별"이 형성된다.

중성자별은 백색왜성 보다 더욱, 다시 말해 원자핵끼리 맞닿을 정도까지 수축한 별이다.

반지름은 대개 10㎞까지 수축하게 된다.

그러나 중성자별도 태양 질량의 3배 이상을 지탱하지는 못한다. 질량이 태양의 수십 배 이상인 별이 초신성 폭발을 일으키면, 바깥 부분의 물질이 날아간 수 그 중심에는 태양 질량의 3배 이상인 핵이 남는다.

이것이 블랙홀이 된다.

블랙홀에서는 빛도 빠져 나오지 못하므로 블랙홀 자체를 볼 수는 없다.

그렇다면 어떻게 하여 블랙홀을 찾아 낼 것인가?

블랙홀의 특징은 질량은 크지만 덩치가 작다는 것이다.

그와 같은 천체를 찾는데 에는 X선 관측이 적합하다.

밤하늘에 보이는 별들은 절반쯤이 두 별이 서로의 주위를 도 는 "연성"이다.

블랙홀이나 중성자별처럼 작은 크기로 수축된 천체가 보통의 별과 연성을 이루고 있으면, 보통의 별에서 수축된 천체로 물질이 흘러 들어가게 된다.

이 물질은 수축된 천체를 중심으로 하여 소용돌이치는 "애크리션 디스크"(블랙홀이 보통의 별과 연성을 형성하고 있으면, 상대 방 별의 가스는 블랙홀로 빨려 들어간다. 빨려 들어간 가스는 블랙홀의 주위에 디스크와 같은 모 양의 가스 구름을 형성한다.)를 형성한다.

애크리션 디스크 안의 물질은 서로 마찰되어 뜨거워지는데, 블랙홀이나 중성자별 근처에서는 1000만℃ 가지 가열되어 X선이 방출된다.

애크리션 디스크의 온도는 중심 천체가 어느 정도로 수축하였는가에 따라 결정된다.

또한 X선으로 밝게 빛나는 연성의 대부분은 애크리션 디스크의 중심에 블랙홀이나 중성자별이 있다고 생각해도 된다.

밝은 X선 연성 등에서 블랙홀과 중성자별을 구별하려면 어떻게 하면 될 것인가?

X선을 방출하고 있는 천체의 질량을 구하면 된다.

만일 그 천체의 질량이 태양 질량의 3배 이상이라면 블랙홀로 볼 수 있다.

질량이 태양의 3배 이상이고 거의 블랙홀일 것으로 인정되고 있는 X선 연성은 "백조자리 X-1"을 비롯하여 이제까지 넷이 알려져 있다.

 

(웹사이트에서 옮겨옴)