블랙홀

블랙홀

 

블랙홀은 중력이 매우 강하고 빛이나 기타 전자파를 포함한 그 어떤 것도 그것을 피하기에 충분한 에너지를 가지고 있지 않은 시공간의 영역입니다. 일반 상대성 이론은 충분히 콤팩트한 질량이 블랙홀을 형성하기 위해 시공간을 변형시킬 수 있다고 예측합니다. 도망갈 곳이 없는 경계를 사건의 지평선이라고 부르고 있습니다. 물체가 교차하는 운명과 상황에 큰 영향을 미치지만 일반 상대성 이론에 의해 국소적으로 검출 가능한 특징은 아닙니다. 많은 점에서 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 이상적인 흑체처럼 기능합니다. 게다가 곡선 시공간의 양자장 이론은 사건 지평선이 질량에 반비례하는 온도의 흑체와 동일한 스펙트럼을 가진 호킹 복사를 방출한다고 예측합니다. 이 온도는 항성 블랙홀에 대한 켈빈의 10억분의 1 정도이기 때문에 직접 관측하는 것은 기본적으로 불가능합니다.

중력장이 너무 강해서 빛을 피할 수 없는 물체는 18세기에 존 미첼과 피에르 사이먼 라플라스에 의해 처음 이야기 거리에 올랐습니다. 1916년 칼 슈바르츠실트는 블랙홀을 특징짓는 일반 상대성 이론의 최초의 현대적 해결법을 발견했습니다. 1958년 데이비드 핀켈슈타인은 '블랙홀'을 아무것도 도망칠 수 없는 공간으로서의 해석을 처음 발표했습니다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 호기심으로 여겨져 왔는데요, 1960년대가 되어서야 이론적 연구가 그것들이 일반 상대성 이론의 일반적인 예측임을 보여주었습니다. 1967년 조세린 벨 버넬이 중성자별을 발견하면서 천체물리학상 현실로서 중력에 의해 붕괴된 콤팩트 물체에 대한 관심이 높아졌습니다. 알려진 최초의 블랙홀은 1971년 여러 연구자에 의해 독립적으로 특정된 Cygnus X-1입니다.

항성 질량의 블랙홀은 그 생애주기가 끝날 때 거대한 별이 붕괴할 때 형성됩니다. 블랙홀이 형성된 후에는 주위에서 질량을 흡수함으로써 성장할 수 있습니다. 수백만 개의 태양질량(M☉)의 초대질량 블랙홀은 다른 항성을 흡수하고 다른 블랙홀과 융합함으로써 형성될 가능성이 있습니다. 초대질량 블랙홀은 대부분의 은하 중심에 존재한다는 공감대가 있습니다.

블랙홀의 존재는 다른 물질과의 상호작용이나 가시광 등의 전자방사를 통해 추측할 수 있습니다. 블랙홀에 낙하하는 물질은 마찰에 의해 가열된 외부 강착 원반을 형성하고 우주에서 가장 밝은 물체 중 일부를 퀘이사로 형성할 수 있습니다. 초대질량 블랙홀 근처를 지나는 별들은 삼키기 전에 매우 밝게 빛나는 스트리머로 취급할 수 있습니다. 다른 항성이 블랙홀을 돌고 있는 경우, 그 궤도는 블랙홀의 질량과 위치를 결정하는 데 사용될 수 있습니다. 이러한 관측은 중성자별 등의 가능성이 있는 대체물을 제외하는 데 사용할 수 있습니다. 이처럼 천문학자들은 이진 시스템에서 수많은 항성 블랙홀 후보를 확인하고 은하수 은하 중심에 있는 궁수자리 A*로 알려진 전파원이 약 430만 태양질량의 초대질량 블랙홀을 포함하고 있음을 확인했습니다.

 

블랙홀의 역사

빛조차도 피할 수 없을 정도로 큰 몸집이라는 개념은 1784년 11월 출간된 서한에서 영국 천문학의 선구자이자 성직자인 존 미첼에 의해 간단히 제안되었습니다. 미첼의 단순한 계산에서는 그러한 천체가 태양과 같은 밀도를 가질 수 있다고 가정하고 항성의 직경이 500배가 되고 표면 탈출 속도가 통상적인 광속을 넘을 때 형성된다고 결론 내렸습니다. 미첼은 이 천체들을 암흑성이라고 불렀습니다. 그는 그런 초대질량이지만 방사되지 않은 물체는 근처 가시물체에 대한 중력효과를 통해 검출될 수 있을지도 모른다고 분명하게 지적했습니다. 당시 학자들은 처음에는 거대하지만 눈에 보이지 않는 암흑별이 태연한 시야에 숨어 있을지도 모른다는 제안에 흥분했지만 19세기 초 빛의 물결과 같은 성질이 표면화되었을 때 빛은 입자가 아니라 파도인 것처럼 무엇이 존재하는지는 불분명했습니다. 중력이 빛의 파도를 피하는 것에 영향을 줍니다.

현대 물리학에서는 초질량 항성 표면에서 직접 광선을 발사하여 항성 중력에 의해 속도가 느려지고 정지된 후 항성 표면으로 자유 낙하한다는 미첼의 생각을 받아들이고 있지 않는 상태입니다.

 

일반상대성이론

1915년 알베르토 아인슈타인은 중력이 빛의 운동에 영향을 준다는 것을 이전에 보여준 일반 상대성 이론을 개발했습니다. 불과 몇 달 후 칼 슈워츠실트는 아인슈타인 방정식의 해법을 발견하고 점질량과 구면질량의 중력장을 설명했습니다. Schwarzschild 몇 달 후, Hendrik Lorentz의 학생 Johannes Droste는 독립적으로 포인트 질량에 동일한 해를 주었고, 그 성질에 대해 보다 광범위하게 썼습니다. 이 해는 현재 슈바르츠실트 반경이라고 불리는 특이한 거동을 가지며, 거기서 단수가 되어 아인슈타인 방정식의 항의 일부가 무한 해졌음을 의미합니다. 이 표면의 성질은 당시에는 그다지 주목을 받지 않았던 것으로 기록되어 있습니다.

 

1924년 아서 에딩턴은 좌표 변경 후 특이점이 소실되는 것을 보였으나 조르주 레마트레가 슈바르츠실트 반경에서의 특이점이 비물리적 좌표 특이점임을 깨닫기까지 1933년까지 걸렸습니다. 그러나, 아서 에딩턴은 1926년 책에서 슈바르츠실트 반경까지 질량 압축된 항성의 가능성에 대해 언급하면서 아인슈타인의 이론은 베텔게우스와 같은 가시성에 대해 지나치게 큰 밀도를 배제할 수 있다고 지적했습니다. 왜냐하면 반경 2억5000만 km의 항성은 태양만큼 밀도가 높을 수 없기 때문입니다. 첫째, 중력의 힘은 매우 커서 빛은 거기서 벗어날 수 없을 것입니다. 광선은 돌처럼 별로 돌아오는 경향을 가지고 있습니다. 둘째, 스펙트럼선의 빨간색 시프트는 매우 커서 스펙트럼이 존재하지 않게 됩니다. 셋째, 질량은 시공간 미터법의 매우 많은 곡률을 만들어내며, 별 주위에 공간이 닫혀 우리를 밖(즉 어디에도)에 남깁니다.

1931년, Subrahmannyan Chandrasekhar는 특별한 상대성 이론을 사용하여 어떤 제한 질량(현재의 Chandrasekhar 한계 1.4M 이상의 전자 변성 물질의 비회전체에는 안정적인 해가 없다고 계산했습니다. 그의 논의는 에딩턴이나 레프 랜도 같은 동시대인들에게 반대되었고, 그들은 아직 알려지지 않은 메커니즘이 붕괴를 멈출 것이라고 주장했습니다. 찬드라세카르 한계보다 조금 큰 백색왜성은 중성자별로 붕괴하고 그 자체는 안정적입니다. 그러나 1939년 로버트 오펜하이머 등은 찬드라세카르가 제시한 이유로 인해 다른 한계(토르만-오펜하이머-볼코프 한계)를 넘는 중성자별은 더 붕괴할 것으로 예측하고 물리법칙이 개입해 적어도 몇몇 별들이 블랙홀로 붕괴하는 것을 멈출 가능성은 없다고 결론을 지었습니다. Pauli 제외 원리에 기초한 그들의 첫 번째 계산에서는 0.7M☉로 주어 졌습니다. 그 후 강한 힘에 의한 중성자-중성자 반발을 고려하면 추정치는 약 1.5Mから에서 3.0M☉로 상승했습니다. GW170817 관측 결과입니다. 그 후 얼마 지나지 않아 블랙홀이 발생한 것으로 생각되며, TOV 한계 추정치는 ~2.17M☉로 정제되어 있는 오펜하이머와 그의 공저자들은 슈바르츠실트 반경 경계에서의 특이점을 이것이 시간이 멈춘 거품의 경계임을 보여준다고 해석했습니다. 이것은 외부 관찰자들에게 유효한 시점이지만 잘못된 관찰자들에게는 해당되지 않습니다. 이 특성 때문에 붕괴된 별은 '동결성'이라고 불렸습니다. 외부 관측자가 붕괴하는 순간에 그 별의 표면이 시간 내에 동결되어 있는 것을 보게 되기 때문입니다.

 

또한 1939년 아인슈타인은 "많은 중력질량으로 이루어진 구면대칭성을 가진 정지계에 대하여"로 블랙홀이 불가능함을 증명하려고 했습니다. 몇 달 후 오펜하이머와 그의 학생 하트랜드 스나이더는 블랙홀의 존재를 예측한 논문 "On Continued Gravitive Contraction"에서 오펜하이머-스나이더 모델을 제공했는데요, 아인슈타인의 최근 출판물에는 언급하지 않은 논문에서 오펜하이머와 스나이더는 아인슈타인 자신의 일반 상대성 이론을 사용하여 현대 물리학에서 처음으로 블랙홀이 어떻게 발달하는지에 대한 조건을 제시했습니다.

황금시대

1958년 David Finkelstein은 슈바르츠실트 표면을 사상 지평선으로 삼아 '완전한 단방향 막: 인과적 영향은 한 방향으로만 건널 수 있다'고 특정했습니다. 이것은 오펜하이머의 결과와 엄밀히 모순되는 것이 아니라 잘못된 관찰자의 관점을 포함하도록 확장했습니다. 핀켈슈타인의 해결책은 블랙홀에 떨어지는 관측자의 미래를 위해 슈바르츠실트의 해결책을 확장했습니다. Martin Kruskal은 이미 완전한 확장을 발견했고, 그는 그것을 출판하라는 촉구를 받았습니다.

이러한 결과는 일반상대성이론의 황금기 시작에 있으며 일반상대성이론과 블랙홀이 연구의 주류가 된 것으로 특징지어졌습니다. 1967년 조세린 벨 버넬에 의해 펄서가 발견되었고 1969년까지 급속히 회전하는 중성자별로 나타났습니다. 이전까지 중성자별은 블랙홀처럼 단순한 이론적 호기심으로 여겨졌지만 펄서의 발견은 그 물리적 연관성을 보여 중력 붕괴에 의해 형성될 수 있는 모든 종류의 콤팩트 물체에 대한 대중들의 더 많은 관심을 불러일으켰습니다

 

이 시기에 더 많은 일반적인 블랙홀 솔루션이 발견되었습니다. 1963년 로이 커는 회전하는 블랙홀의 정확한 해법을 발견했습니다. 2년 후 에즈라 뉴먼은 회전과 전하를 모두 가진 블랙홀의 축대칭해를 발견했습니다. Werner Israel、Brandon Carter、데이비드 로빈슨의 연구에 따르면 고정 블랙홀 솔루션은 질량, 각운동량 및 전하라는 카뉴만 메트릭의 세 가지 파라미터에 의해 완전히 기술되는 것으로 나타났습니다.

당초 블랙홀 해의 기묘한 특징은 주어진 대칭 조건에 의한 병리학적 인공물이었고 특이점은 일반적인 상황에서는 나타나지 않을 것으로 의심되었습니다. 이 견해는 특히 블라디미르 벨린스키, 이사크 칼라트니코프, 에브게니 리프시츠에 의해 지지되어 일반적인 해결책에는 특이점이 없음을 증명하려고 했습니다. 그러나 1960년대 후반 로저 펜로즈와 스티븐 호킹은 특이점이 일반적으로 나타나는 것을 증명하기 위해 글로벌 기술을 사용했습니다. 펜로즈는 2020년 노벨 물리학상의 절반을 수상했고 호킹은 2018년에 사망했습니다. 1970년대 초 그리니치와 토론토에서의 관측을 바탕으로 1964년 발견된 은하 X선원인 Cygnus X-1은 블랙홀로 일반적으로 인정받은 최초의 천체가 되었습니다.

1970년대 초 제임스 버딘, 제이콥 베켄슈타인, 카터, 호킹의 연구는 블랙홀 열역학의 형성으로 이어졌습니다. 이 법칙들은 질량을 에너지, 면적을 엔트로피, 표면 중력을 온도와 연관시킴으로써 열역학 법칙과 밀접하게 유사하게 블랙홀의 거동을 설명합니다. 1974년 호킹 박사가 양자장 이론이 블랙홀의 표면 중력에 비례한 온도에서 블랙홀이 흑체처럼 방사되어야 한다는 것을 시사하면서 현재 호킹 방사로 알려진 효과를 예측함으로써 유추가 완료되었습니다.

 

관찰

2016년 2월 11일 LIGO Scientific Collaboration과 Virgo Collaboration은 중력파의 최초 직접 검출을 발표하며 블랙홀 합병의 최초 관측을 제시했습니다.2019년 4월 10일 메시에 87의 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀의 2017년 EHT(Event Horizon Telescope) 관측에 따라 블랙홀과 그 주변의 첫 번째 직접 이미지가 공개되었습니다. 2023년 현재 블랙홀로 여겨지는 가장 가까운 천체인 가이아 BH1은 약 1,560광년(480파섹) 떨어져 있습니다. 은하계에서는 지금까지 수십 개의 블랙홀밖에 발견되지 않았지만 수억 개가 존재하는 것으로 생각되며, 그 대부분은 고립되어 있어 방사선 방출을 일으키지 않는 것입니다. 따라서 그것들은 중력 렌즈에 의해서만 검출 가능합니다.

어원

존 미첼은 1783년 11월 헨리 캐번디시에게 보낸 편지에서 '암흑별'이라는 용어를 사용했고, 20세기 초 물리학자들은 '중력으로 붕괴된 물체'라는 용어를 사용했습니다. 과학 작가 마르시아 바르투시아크는 1960년대 초 사람들이 들어왔지만 한 번도 살아있지 않은 교도소로 악명 높은 캘커타 블랙홀과 현상을 비교한 물리학자 로버트 H. 디케에게 '블랙홀'이라는 용어를 빗댄다.

'블랙홀'이라는 용어는 1963년 라이프앤사이언스 뉴스지에 의해 인쇄되어 1964년 1월 18일자 과학저널리스트 앤 유잉에 의해 미국과학진흥협회가 오하이오주 클리블랜드에서 개최한 회의에 관한 보고서다.

1967년 12월, 한 학생이 존 휠러의 강의에서 "블랙홀"이라는 문구를 제안했다고 전해지고 있습니다. 휠러는 간결함과 "광고 가치"를 위해 이 용어를 채택하게 되었습니다.

물성

광선이 중력으로 휘어지는 동작을 가지고 있습니다. 순한 정적 블랙홀은 질량을 가지고 있지만 전하도 각운동량도 없습니다. 이 블랙홀들은 1916년에 이 해결책을 발견한 카를 슈바르츠실트의 이름을 따서 슈바르츠실트 블랙홀이라고 불리는 경우가 많습니다. 버코프의 정리에 따르면 구면대칭성을 가진 유일한 진공용액입니다. 이것은 이러한 블랙홀의 중력장과 같은 질량의 다른 구형 물체 사이에 관측 가능한 차이가 없다는 것을 의미합니다. 따라서 블랙홀 주위에 있는 '모든 것을 흡입한다'는 일반적인 개념은 블랙홀 지평선 부근에서만 맞습니다. 부 중력장은 같은 질량을 가진 다른 물체와 동일합니다.

보다 일반적인 블랙홀을 설명하는 솔루션도 존재합니다. 비회전 대전 블랙홀은 Reissner-Nordstrmm 메트릭에 의해 기술되고, Kerr 메트릭은 비전전 대전 블랙홀을 기술합니다. 알려진 가장 일반적인 고정 블랙홀 솔루션은 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀을 설명하는 카뉴먼 메트릭입니다.

블랙홀의 질량은 임의의 양의 값을 취할 수 있지만 전하와 각운동량은 질량에 의해 제한됩니다. 총전하 Q와 총각운동량 J는 부등식을 만족시키는 것이 바람직합니다

 

질량 M의 블랙홀을 위해서요. 이 부등식을 만족시키는 최소한의 질량을 가진 블랙홀은 극소라고 불립니다. 이 부등식을 위반하는 아인슈타인 방정식의 해는 존재하지만 사건 지평선은 없습니다. 이 해들은 이른바 벌거벗은 특이점을 가지고 있으며 외부에서 관찰할 수 있기 때문에 물리적이지 않은 것으로 간주됩니다. 우주 검열 가설은 그러한 특이점이 현실적 물질의 중력 붕괴에 의해 생성되었을 때 형성되는 것을 배제합니다. 이것은 수치 시뮬레이션에 의해 지원되기도 합니다.

전자력의 강도가 비교적 크기 때문에 별의 붕괴에 의해 형성되는 블랙홀은 별의 거의 중성전하를 유지할 것으로 예상됩니다. 그러나 회전은 콤팩트한 천체물리학 물체의 보편적인 특징일 것으로 기대되고 있습니다. 블랙홀 후보 이진 X선원 GRS 1915+105는 최대 허용치에 가까운 각운동량을 가진 것으로 보입니다. 이 무제한 값은,

 

블랙홀은 보통 각운동량 J와는 무관하게 질량에 따라 분류됩니다. 블랙홀의 크기는 이벤트 지평선의 반경 또는 슈워츠실트 반경에 의해 결정되며 질량은 M에 비례합니다.

여기서 rs는 슈바르츠실트 반경, M M는 태양의 질량입니다.[79] 스핀 및/또는 전하가 0이 아닌 블랙홀의 경우 극단적인 블랙홀이 이벤트 지평선에 가까워질 때까지 반경은 작아집니다.

 

사건의 지평선

 

블랙홀의 정의적 특징은 물질과 빛이 블랙홀의 질량을 향해 안쪽으로만 통과할 수 있는 시공간 경계인 이벤트 지평선의 출현입니다. 아무것도, 빛조차도, 사상의 지평선 안쪽에서 도망칠 수 없습니다. 이벤트 사건의 지평선은 경계 내에서 이벤트가 발생한 경우 해당 이벤트로부터의 정보는 외부 관측자에 도달할 수 없기 때문에 그러한 이벤트가 발생했는지 여부를 판단할 수 없다는 이유에서입니다.

일반상대성이론에 의해 예측되었듯이 질량의 존재는 입자가 지나가는 경로가 질량을 향해 휘도록 시공간을 변형합니다. 블랙홀의 사상 지평선에서는 이 변형은 매우 강해져 블랙홀에서 벗어날 경로가 없어집니다.

멀리 있는 관찰자에게 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 천천히 똑딱똑딱 소리를 내는 것처럼 보입니다. 중력 시간의 확장으로 알려진 이 효과로 인해 블랙홀에 낙하하는 물체는 이벤트 지평선에 가까워지면 속도가 느려지고 도달하는 데 무한한 시간이 걸립니다. 동시에 이 물체 위의 모든 과정은 고정된 외부 관찰자의 관점에서 감속하여 물체에서 방출되는 빛이 더 붉고 어둡게 보이게 됩니다. 이것은, 중력 적방편이라고 불리는 효과입니다. 결국 낙하물은 보이지 않을 때까지 사라집니다. 일반적으로 이 프로세스는 매우 신속하게 실행되며, 1초 미만이면 객체가 시야에서 사라질 수 있습니다.

 

한편, 블랙홀에 낙하하는 불멸의 관측자는 이벤트 지평선을 가로지를 때 이러한 영향을 깨닫지 못합니다. 그들이 정상적으로 똑딱거리는 것처럼 보이는 독자적인 시계에 따르면, 그들은 특이한 행동을 기록하지 않고 유한 시간 후에 사건 지평선을 횡단합니다. 고전적인 일반 상대성 이론에서는 아인슈타인의 등가 원리 때문에 국소 관측에서 사건의 지평선의 위치를 결정하는 것은 불가능합니다.

평형 상태에 있는 블랙홀의 사상 지평선 위상은 항상 구형입니다. 비회전(정적) 블랙홀의 경우 사건의 지평선의 기하학은 정확히 구형의 모야을 띄고 있습니다.

 

특성

블랙홀의 중심에는 일반 상대성 이론에 의해 설명되듯이 시공간 곡률이 무한해지는 영역인 중력 특이점이 존재할 수 있습니다. 비회전 블랙홀의 경우 이 영역은 단일점 형태를 취합니다. 회전 블랙홀의 경우 회전 평면에 있는 링 특이점을 형성하기 위해 덧칠됩니다. 두 경우 모두 단수영역은 0부피다. 또한 특이 영역이 블랙홀 용액의 모든 질량을 포함하고 있음을 나타낼 수도 있습니다. 따라서 특이영역은 무한밀도를 갖는 것으로 생각됩니다.

슈바르츠실트 블랙홀에 떨어지는 관측자(즉, 회전하지 않은 관측자와 충전되지 않은 관측자)는 사건 지평선을 한 번 넘으면 특이점으로 옮겨지는 것을 피할 수 없습니다. 그들은 자신의 강하를 늦추기 위해 가속함으로써 경험을 연장할 수 있지만 한계까지만 할 수 있습니다. 특이점에 도달하면 그것들은 무한밀도로 분쇄되고, 그 질량은 블랙홀의 합에 추가됩니다. 그 전에 그것들은 스파게티화 또는 '면 효과'라고 불리는 과정에서 증가하는 조석력에 의해 찢어져 있었을 것입니다.

대전된 블랙홀(Reissner-Nordstrm) 또는 회전하는 블랙홀의 경우 특이점을 피할 수 있습니다. 이러한 솔루션을 가능한 한 확장함으로써 블랙홀이 웜홀 역할을 하고 블랙홀을 다른 시공간으로 탈출한다는 가설이 밝혀집니다. 그러나, 다른 우주로 이동할 가능성은 이론적인 것에 불과하다, 왜냐하면 섭동이 이 가능성을 파괴하기 때문입니다. 카 특이점을 중심으로 닫힌 시간과 같은 곡선(자신의 과거로 돌아가기)을 걷는 것도 가능하며, 이는 할아버지 패러독스와 같은 인과관계 문제로 이어집니다. 이러한 특이한 효과 중 어느 것도 회전 및 대전된 블랙홀의 적절한 양자 처리로는 살아남을 수 없을 것으로 기대됩니다.