블랙홀 (2)

블랙홀 (2)

광자구

광자구는 두께가 0인 구형 경계이며, 그 구에 접선을 이동하는 광자는 블랙홀의 원궤도에 갇힙니다. 비회전 블랙홀의 경우 광자구는 슈바르츠실트 반경의 1.5배 반경을 가집니다. 그 궤도들은 동적으로 불안정하기 때문에 낙하 물질 입자와 같은 작은 섭동은 시간이 지남에 따라 불안정성을 일으켜 광자를 블랙홀에서 탈출시키는 외향 궤도로 설정하거나 결국 이벤트 지평선을 가로지르는 내향 나선상에서 발생합니다.

빛은 아직 광자구에서 도망칠 수 있지만 입사 궤도상에서 광자구를 가로지르는 빛은 블랙홀에 의해 포착됩니다. 따라서 광자구에서 외부 관찰자에게 도달하는 빛은 광자구와 사건 지평선 사이의 물체에 의해 방출되어야 합니다. 커 블랙홀의 경우 광자구의 반경은 스핀 파라미터와 광자 궤도의 세부 사항에 의존하며, 이는 진행(광자가 블랙홀 스핀과 같은 의미로 회전한다) 또는 역행할 수 있습니다.

 

에르고스피어

에르고스피어는 사건 지평선 밖의 영역으로 물체가 그 장소에 머무를 수 없습니다. 회전 블랙홀은 에르고스피어라고 불리는 정지하는 것이 불가능한 시공간 영역에 둘러싸여 있습니다. 이것은 프레임 드래그라고 불리는 프로세스의 결과입니다. 일반적인 상대성 이론에서는 회전하는 질량은 그 주위의 시공간을 따라 약간 끌려가는 경향이 있다고 예측하고 있습니다. 회전 질량에 가까운 물체는 회전 방향으로 이동하기 시작하는 경향이 있습니다. 회전하는 블랙홀의 경우 이 효과는 이벤트 지평선 부근에서 매우 강하며 물체가 정지하기 위해서는 반대 방향의 광속보다 빠르게 움직여야 합니다.

블랙홀의 에르고스피어는 블랙홀의 이벤트 지평선과 에르고 표면에 의해 경계되는 부피이며, 이는 극에서 이벤트 지평선과 일치하지만 적도 주변의 훨씬 큰 거리에 있습니다.

물체나 방사선은 에르고권에서 정상적으로 도망칠 수 있습니다. 펜로즈 프로세스를 통해 물체는 그들이 입력한 것보다 더 많은 에너지를 가지고 에르고권에서 출현할 수 있습니다. 여분의 에너지는 블랙홀의 회전 에너지에서 추출됩니다. 이로 인해 블랙홀의 회전이 느려지는 경향이 있는데요, 강한 자기장이 존재하는 펜로즈 과정의 변화, 브랜도포드-즈나젝 과정은 퀘이사와 다른 활성 은하핵의 거대한 광도와 상대론적 제트에 대한 가능성이 높은 메커니즘으로 생각됩니다.

 

최내안정원궤도(ISCO)

뉴턴 중력에서 시험 입자는 중심 물체로부터 임의의 거리에서 안정적으로 궤도를 돌 수 있습니다. 그러나 일반적인 상대성 이론에서는 가장 안쪽의 안정된 원궤도(종종 ISCO라고 불린다)가 존재하며, 이 때문에 원궤도로의 무한소 내향 섭동은 블랙홀에 나선형으로 이어지고, 외향 섭동은 에너지에 따라 나선형으로 됩니다. 우주인과 우주인 사이를 안정적으로 주회하거나 무한 탈출합니다. ISCO의 위치는 블랙홀의 스핀에 의존하지만 슈바르츠실트 블랙홀(스핀 제로)의 경우입니다.

 

그리고 스핀과 같은 방향으로 도는 입자의 블랙홀 스핀이 증가함에 따라 감소합니다.

 

형성과 진화

블랙홀이라는 기묘한 성질 때문에 그런 물체가 실제로 자연계에 존재할 수 있는지, 아니면 아인슈타인 방정식의 병리학적 해결책일 뿐인지 오랫동안 의문시되어 왔습니다. 아인슈타인 자신은 블랙홀이 형성되지 않을 것이라고 종종 생각했습니다. 왜냐하면, 입자가 붕괴되는 각운동량이 어떤 반경에서 움직임을 안정시킨다고 생각했기 때문입니다. 이로 인해 일반 상대성 이론 커뮤니티는 수년에 걸쳐 모든 결과가 부정되어져 왔었습니다. 그러나 소수의 상대론자들은 블랙홀이 물리적 물체라고 계속 주장했고, 1960년대 말까지 그들은 사상 지평선 형성에 장애가 없다고 그 분야 연구자들의 대다수를 설득했습니다.

펜로즈는 일단 사상 지평선이 형성되면 양자역학이 없는 일반상대성이론은 내부에 특이점이 형성되는 것을 필요로 한다는 것을 증명했습니다. 얼마 지나지 않아 호킹 박사는 빅뱅을 설명하는 많은 우주론적 해결책이 스칼라장이나 다른 이국적인 물질 없이 특이점을 가지고 있음을 보여주었습니다. 커해, 무모정리, 블랙홀 열역학 법칙은 블랙홀의 물리적 특성이 단순하고 이해할 수 있음을 보여주며 연구 대상으로 존경받게 했습니다. 기존 블랙홀은 항성 등 무거운 물체의 중력 붕괴에 의해 형성되지만 이론상으로는 다른 과정에서 형성될 수도 있다는 결론에 이르렀습니다..

 

중력붕괴

은하수의 중심에 있는 블랙홀에 의해 찢어지고 있는 가스 구름(2006년, 2010년, 2013년의 관측치는 각각 파란색, 녹색, 빨간색으로 표시되어 있습니다). 중력 붕괴는 물체의 내압이 물체 자신의 중력에 저항하기에 충분하지 않을 때 일어납니다. 항성의 경우, 이것은 보통 항성의 핵합성에 의해 온도를 유지하기 위해 남겨진 '연료'가 너무 적거나 안정적이었을 항성이 코어 온도를 올리지 않는 방식으로 여분의 물질을 받기 때문에 발생합니다. 어쨌든 항성의 온도는 더 이상 그 자신의 무게로 붕괴하는 것을 막기에 충분하지 않습니다. 붕괴는 별 구성 요소의 축퇴 압력에 의해 저지되어 물질이 이국적인 밀도 상태로 응축되는 것을 가능하게 합니다. 그 결과는 다양한 유형의 콤팩트 스타 중 하나입니다. 어떤 유형의 형태는 외층이 날아가 버린 경우에 남겨진 원래 항성의 나머지 질량에 의존합니다(예를 들어, 타입 II 초신성). 잔해의 질량, 즉 폭발에서 살아남은 붕괴된 물체는 원래 항성의 질량보다 상당히 작아질 수 있습니다. 5M☉를 초과하는 잔여물은 붕괴 전 20M☉ 이상의 항성에 의해 생성됩니다.

잔류물의 질량이 약 3~4M（(톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 넘을 경우 원래 항성이 매우 무겁거나 잔류물이 물질 축적을 통해 추가 질량을 수집했기 때문에 중성자 축퇴 압력이라도 붕괴를 멈추기에는 부족하다고 알려진 메커니즘)은 내부 폭발을 멈추기에 충분히 강력하며 물체는 필연적으로 붕괴되어 블랙홀을 형성합니다.

 

무거운 항성의 중력 붕괴는 항성 질량 블랙홀의 형성에 관여하고 있는 것으로 생각됩니다. 초기 우주에서의 별 형성은 매우 거대한 별을 만들어 냈고, 그것들이 붕괴되면 최대 103M²의 블랙홀이 생성되었을 가능성이 있습니다. 이 블랙홀들은 대부분의 은하 중심부에서 발견된 초대질량 블랙홀의 종자일 가능성이 있습니다. 전형적인 질량이 105M²인 거대한 블랙홀은 젊은 우주에서 가스 구름의 직접적인 붕괴로부터 형성되었을 가능성이 더욱 시사되고 있습니다. 이 거대한 물체들은 결국 적색편이에서 관측된 최초의 퀘이사를 형성한 종으로 제안되었습니다.

중력 붕괴 시 방출되는 에너지의 대부분은 매우 빨리 방출되지만 외부 관측자들은 실제로는 이 과정의 끝을 보지 못합니다. 붕괴는 낙하 물질의 기준 프레임에서 유한한 시간이 걸리지만, 먼 관찰자들은 중력 시간의 확장으로 낙하 물질이 이벤트 지평선 바로 위에서 천천히 정지하는 것을 보게 됩니다. 붕괴된 물질로부터의 빛은 관측자에게 도달하는 데 시간이 걸리고, 사상 지평선이 형성되기 직전에 방출된 빛은 무한한 시간을 지연시킵니다. 따라서 외부 관찰자는 사건 지평선 형성을 결코 보지 않습니다. 대신, 붕괴하는 물질은 어둑어둑해지고 점차 붉어지며 결국 사라지는 것처럼 보입니다.

 

블랙홀의 기원과 빅뱅

중력 붕괴는 큰 밀도를 필요로 합니다. 현재 우주 시대에는 이러한 고밀도는 항성에서만 볼 수 있지만 빅뱅 직후 초기 우주에서는 훨씬 크고 블랙홀을 만들 수 있었을 가능성이 있습니다. 균일한 질량 분포로는 질량을 묶을 수 없기 때문에 고밀도만으로는 블랙홀 형성을 가능하게 하기에 부족합니다. 원시 블랙홀이 이러한 밀도 높은 매질에 형성되기 위해서는 초기의 밀도 섭동이 존재하고 그것은 그 중력 하에서 성장할 가능성이 있었음에 틀림없습니다. 초기 우주의 다른 모델은 이러한 변동의 규모에 관한 예측에서 크게 다릅니다. 다양한 모델이 플랑크 질량에서 크기에 이르는 원시 블랙홀의 생성을 예측합니다.

 

≈ 1.2×1019 GeV/c2 ≈ 2.2×10−8 kg)

 

수십만이라는 태양계의 질량 값입니다.

초기 우주는 매우 밀도가 높음에도 불구하고 빅뱅 동안 블랙홀로 다시 붕괴하지는 않았습니다. 왜냐하면, 팽창률이 놀이기구보다 컸기 때문입니다. 인플레이션 이론에 따라 인플레이션이 끝날 때까지 처음에는 순반발 중력이 있었습니다. 그 이후 허블의 흐름은 우주의 에너지 밀도에 의해 느려졌습니다.

항성과 같은 비교적 일정한 크기의 물체의 중력 붕괴 모델이 반드시 빅뱅과 같은 빠르게 팽창하는 공간에 동일한 방식으로 적용되는 것은 아닙니다.

 

고에너지 충돌

중력 붕괴는 블랙홀을 만들어내는 유일한 과정이 아닙니다. 원칙적으로 충분한 밀도를 달성하는 고에너지 충돌에 블랙홀을 형성할 수 있습니다. 2002년 시점에서는 입자 가속기 실험에서 질량 균형의 결여로서 직접적 또는 간접적으로 그러한 현상은 검출되지 않았습니다. 이것은 블랙홀의 질량에는 하한이 필요하다는 것을 시사합니다. 이론적으로 이 경계는 플랑크 질량 주위에 있을 것으로 예상되며, 거기서 양자 효과는 일반 상대성 이론의 예측을 무효로 할 것으로 예상됩니다. 이로써, 블랙홀의 생성은 지구상 또는 지구 근방에서 발생하는 어떠한 고에너지 프로세스에서도 확실히 손이 닿지 않게 됩니다. 그러나 양자 중력의 몇 가지 발전은 최소 블랙홀 질량이 훨씬 낮을 수 있음을 시사합니다. 예를 들어 일부 브레인 월드 시나리오에서는 경계를 1TeV/c2까지 낮게 설정합니다. 이를 통해 우주선이 지구 대기에 충돌했을 때 발생하는 고에너지 충돌로 마이크로 블랙홀이 생성된다고 생각할 수 있게 됩니다. 또는 CERN의 대형 하드론 충돌형 가속기입니다. 이 이론들은 매우 투기적이며, 많은 전문가들에 의해 이러한 과정에 블랙홀이 생성될 가능성은 낮다고 생각됩니다. 설사 미세 블랙홀이 형성되더라도 10~25초 만에 증발해 지구에 위협을 주지는 않을 것으로 예상됩니다.

성장

일단 블랙홀이 형성되면 그것은 추가 물질을 흡수함으로써 계속 성장할 수 있습니다. 어떤 블랙홀도 주위에서 가스나 성간 먼지를 끊임없이 흡수합니다. 이 성장 과정은 초대질량 블랙홀이 형성됐을 가능성이 있는 방법 중 하나이지만, 초대질량 블랙홀의 형성은 아직 연구가 열린 분야입니다. 구상 성단에서 볼 수 있는 중간 질량 블랙홀의 형성에 대해서도 비슷한 과정이 제안되었습니다.블랙홀은 또한 별이나 다른 블랙홀과 같은 다른 물체와 결합할 수도 있습니다. 이는 특히 초기 초대질량 블랙홀의 성장에 중요했던 것으로 생각되며, 이는 많은 작은 물체들이 집합하여 형성되었을 가능성이 있습니다. 이 과정은 몇몇 중간 질량 블랙홀의 기원으로도 제안되었습니다.

 

증발

1974년 호킹 박사는 블랙홀이 완전히 검은색이 아니라 πc3/(8πGMKB)의 온도에서 소량의 열방사를 방출할 것이라고 예측했습니다. 그는 정적 블랙홀 배경에 양자장 이론을 적용해 블랙홀이 완벽한 흑체 스펙트럼을 나타내는 입자를 방출해야 한다고 판단했습니다. 호킹 박사의 출판 이후 많은 사람들이 다양한 접근법으로 결과를 검증해 왔습니다. 호킹 박사의 블랙홀 방사 이론이 맞다면 블랙홀은 광자나 다른 입자의 방출에 의해 질량을 잃기 때문에 시간이 지남에 따라 수축하고 증발할 것으로 예상됩니다. 이 열 스펙트럼의 온도(호킹 온도)는 블랙홀의 표면 중력에 비례하며, 이는 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 질량에 반비례합니다. 따라서 큰 블랙홀은 작은 블랙홀보다 방사선을 적게 방출합니다.

1M☉의 항성 블랙홀은 호킹 온도가 62나노 켈빈입니다. 이것은 우주 마이크로파 배경 복사의 2.7K 온도보다 훨씬 낮습니다. 항성 질량 또는 더 큰 블랙홀은 우주의 마이크로파 배경에서 호킹 방사를 통해 방출되는 것보다 더 많은 질량을 받기 때문에 축소하는 대신 성장합니다. 호킹 온도가 2.7K(그리고 증발할 수 있는)를 넘기 위해서는 블랙홀은 달보다 작은 질량을 필요로 합니다. 그런 블랙홀의 지름은 10분의 1mm 이하입니다.

블랙홀이 매우 작을 경우 방사선의 영향은 매우 강해질 것으로 예상됩니다. 자동차 질량을 가진 블랙홀은 지름 약 10~24m로 증발하는 데 나노초가 걸리지만 그 사이 일시적으로 태양의 200배 이상 광도를 갖게 됩니다. 저질량 블랙홀은 더욱 빠르게 증발할 것으로 기대되고 있습니다. 예를들면, 질량입니다. 1 TeV/c2의 블랙홀은 완전히 증발하는데 10~ 88초 미만 걸려요. 이러한 작은 블랙홀의 경우 양자 중력 효과가 중요한 역할을 할 것으로 예상되며 양자 중력의 현재 발전이 이를 보여주는 것은 아니지만 가설적으로 이러한 작은 블랙홀을 안정시킬 수 있을 것으로 기대됩니다.

 

천체물리학적 블랙홀의 호킹 방사는 매우 약할 것으로 예측되기 때문에 지구에서 검출하는 것은 매우 어렵습니다. 다만 예외로 생각할 수 있는 것은 원시 블랙홀 증발의 마지막 단계에서 방출되는 감마선 폭발입니다. 이러한 플래시 검색은 실패하고 저질량 원시 블랙홀이 존재할 가능성에 대한 엄격한 제한을 제공합니다. 2008년에 발사된 NASA의 페르미 감마선 우주 망원경은 이러한 섬광 탐색을 계속합니다.

블랙홀이 호킹 방사선에 의해 증발하면 태양질량 블랙홀은 1064년 사이에 증발합니다(우주 마이크로파 배경온도가 블랙홀보다 낮아지면 시작됩니다). 질량 1011M²의 초대질량 블랙홀은 약 2×10100년 안에 증발합니다.우주의 몇몇 몬스터 블랙홀은 은하단 붕괴 중에 1014MM까지 계속 성장할 것으로 예측되고 있습니다. 이것들도 10106년의 시간 스케일로 증발할 것입니다.

양자 중력의 몇몇 모델은 블랙홀의 호킹 기술의 변경을 예측합니다. 특히 질량 손실률 및 전하 손실률을 기술하는 진화 방정식이 수정됩니다.

 

관측 증거
블랙홀 자체는 호킹 박사의 가설 방사선 외에는 전자파를 방출하지 않기 때문에 블랙홀을 찾는 천체물리학자들은 일반적으로 간접 관측에 의존해야 합니다. 예를 들어 블랙홀의 존재는 그 주위에 중력이 미치는 영향을 관찰함으로써 추측될 수 있습니다.

 

직접 간섭법

사건의 지평선 망원경(EHT)은 은하수 중심 블랙홀과 같은 사건의 지평선의 직접적인 환경을 직접 관측하는 액티브 프로그램입니다. 2017년 4월 EHT는 메시에 87의 중심부에서 블랙홀 관측을 시작했습니다. 전체적으로 2017년 4월 처녀자리의 8개 산과 4대륙에서 10일 동안 은하계를 관측했습니다. 2년간의 데이터 처리 후 EHT는 블랙홀의 첫 번째 직접 이미지, 특히 앞서 언급한 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀을 공개했습니다. 눈에 보이는 것은 블랙홀이 아니라 이 어두운 영역 내의 모든 빛이 손실되고 있기 때문에 검은색으로 표시됩니다. 수평선 끝자락에 있는 가스(오렌지 또는 빨간색으로 표시)가 블랙홀을 정의합니다.

2022년 5월 12일, EHT는 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 '사수자리 A*'의 첫 번째 이미지를 공개했습니다. 공개된 이미지에는 M87* 블랙홀에서 본 것과 동일한 링 모양의 구조와 원형 그림자가 표시되며 이미지는 M87 블랙홀과 동일한 테크닉을 사용하여 작성되었습니다. 그러나 M87*보다 1000배 이상 작고 질량도 작은 궁수자리 A*의 이미징 프로세스는 주위 불안정성 때문에 매우 복잡했습니다. 사수자리 A*의 상은 은하 중심으로 향하는 도중 난류 플라즈마에 의해 부분적으로 흐려져 더 긴 파장에서의 상의 분해를 막는 효과도 있었습니다.

 

처리된 EHT 이미지의 '아래' 절반에서 이 물질이 밝아지는 것은 도플러 빔에 의해 야기된다고 생각되기 때문에 상대론적인 속도로 시청자에게 접근하는 물질은 물질이 멀어지는 것보다 밝은 것으로 인식됩니다. 블랙홀의 경우 이 현상은 가시물질이 상대론적 속도(>1,000km/s [2,200,000mph])로 회전하고 있음을 의미합니다. 이것은, 특이점의 거대한 중력 균형을 원심적으로 조정할 수 있으며, 그에 따라 이벤트 지평선 상의 궤도에 머무를 수 있는 유일한 속도입니다. 이 밝은 물질의 설정은 EHT입니다. 가 M87*을 관측하였음을 의미합니다.M87*는 시스템 전체가 시계 방향으로 회전하면 블랙홀의 강착 원반을 거의 에지온으로 만듭니다. 그러나 블랙홀과 관련된 극단적인 중력 렌즈는 위에서 강착 원반을 보는 원근법의 착각을 일으킵니다. 실제로 EHT 이미지 링의 대부분은 강착 원반의 먼 쪽에서 방출되는 빛이 블랙홀의 중력을 중심으로 잘 구부러져 탈출했을 때 생성된 것으로 M87*에서 가능한 대부분의 시점은 '그림자' 바로 뒤에서도 원반 전체를 볼 수 있다는 의미입니다.

2015년 EHT는 사수자리 A*의 이벤트 지평선 바로 밖에 있는 자기장을 검출하여 그 특성의 일부를 식별했습니다. 강착 원반을 통과하는 필드 라인은 순서와 얽힌 복잡한 혼합물이었습니다. 블랙홀의 이론적 연구는 자기장의 존재를 예측하고 있었습니다.

2023년 4월에는 메시에 87호 블랙홀과 관련된 고에너지 제트의 그림자를 처음으로 함께 본 이미지가 제시되었던 기록이 있습니다.

 

 

블랙홀 합류에 의한 중력파 검출

2015년 9월 14일 LIGO 중력파 관측소는 처음으로 중력파 직접 관측에 성공했습니다. 이 신호는 두 블랙홀의 합병으로 생기는 중력파의 이론적 예측과 일치했습니다. 하나는 약 36태양질량이고 다른 하나는 약 29태양질량입니다. 이 관찰은 현재까지 블랙홀이 존재한다는 가장 구체적인 증거를 제공합니다. 예를 들어 중력파 신호는 합병 전 두 물체의 분리가 불과 350km(추정 질량에 해당하는 슈바르츠실트 반경의 약 4배)였음을 시사합니다. 따라서 객체는 매우 콤팩트하며 블랙홀을 가장 그럴듯한 해석으로 남겨둘 필요가 있습니다.

더 중요한 것은 LIGO에 의해 관측된 신호에는 합병 후 링다운의 시작도 포함되며, 새로 형성된 콤팩트 객체가 정지 상태에 정착하면 생성되는 신호도 포함됩니다. 틀림없이 링다운은 블랙홀을 관찰하는 가장 직접적인 방법입니다. LIGO 신호에서 링다운의 지배적 모드의 주파수와 감쇠 시간을 추출하는 것이 가능합니다. 이로부터 합병 수치 시뮬레이션으로부터의 독립된 예측과 일치하는 최종 물체의 질량과 각운동량을 추정하는 것이 가능합니다. 도미넌트 모드의 주파수와 감쇠 시간은 광자구의 기하학에 의해 결정됩니다. 따라서 이 모드의 관찰은 광자구의 존재를 확인하지만 광자구를 갖기에 충분히 콤팩트한 블랙홀에 대한 가능성을 무시할 수는 없게 되었습니다. 이 관측은 또한 항성 질량 블랙홀 바이너리의 존재에 대한 최초의 관측 증거를 제공합니다. 게다가 그것은 25 태양 질량 이상의 항성 질량 블랙홀의 최초 관측 증거입니다. 그 이후로 더 많은 중력파 이벤트가 관측되고 있습니다.

 

사수자리 A* 주위를 도는 별

은하계 중심 부근에 있는 항성들의 적절한 움직임은 이 항성들이 초대질량 블랙홀을 돌고 있다는 강력한 관측 증거를 제공합니다. 1995년 이래 천문학자들은 전파원 사수자리 A*와 일치하는 불가시 물체 주위를 90개의 별이 도는 움직임을 추적해 왔습니다. 케플러 궤도에 그들의 운동을 적합시킴으로써 천문학자들은 1998년에 2.6×106M☉ 물체가 반경 0.02광년의 부피에 포함되어야 한다고 추측할 수 있었습니다. 그 이후 별 중 하나(S2라고 불린다)는 완전한 궤도를 완성했습니다. 궤도 데이터를 통해 천문학자들은 질량 계산을 4.3×106M☉와 0.002광년 미만으로 미세 조정할 수 있었습니다. 객체 크기 상한은 아직 너무 커서 슈바르츠실트 반경보다 작은지 테스트할 수 없습니다. 그럼에도 불구하고 이러한 관측 결과는 중심 객체가 초대질량 블랙홀이라는 것을 강하게 시사합니다. 왜냐하면 이렇게 많은 눈에 보이지 않는 질량을 이런 작은 부피로 제한하기 위한 그럴듯한 시나리오는 없기 때문입니다. 게다가, 이 물체가 블랙홀 고유의 특징인 사건 지평선을 가지고 있을 수 있다는 몇 가지 관측적 증거가 있습니다.