블랙홀: 두 판 사이의 차이

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=== 물리적 성질 ===
=== 물리적 성질 ===
[[파일:Black hole details.JPG|thumb|회전하지 않는 블랙홀(슈바르츠실트 블랙홀)의 간단한 도해]]
{{본문|호킹 복사}}
일반 상대성 이론으로 설명된 블랙홀의 개념에 [[양자역학]]을 고려하게 된다면 사건 지평선 표면에서도 에너지가 외부로 [[복사]](Radiation)될 수 있는데 이러한 현상을 [[호킹 복사]]라고 한다. 진공은 순간적으로 생겨났다 사라졌다 하는 가상 입자 쌍으로 들끓고 있다. 만약 이렇게 생겨난 가상 입자 쌍이 서로 만나 쌍소멸하기 전에 하나가 블랙홀 속으로 떨어지고 다른 하나는 탈출한다면, 순효과는 블랙홀에서 입자들이 꾸준히 방출되는 것으로 나타난다.<ref>Stephen Hawking, 'Black Hole Explosions', Nature volume = 248, 1974, pp. 30 ~ 31</ref><ref name="McDonald">Kirk T. McDonald, 'Hawking-Unruh Radiation and Radiation of a Uniformly Accelerated Charge', Princeton University, 1998, p. 1</ref><ref name="HawkingPenrose">Stephen Hawking, 'The Nature of Space and Time', Princeton University Press, 2000, p. 44</ref>


가장 간단한 블랙홀은 질량만 있고 전하나 각운동량을 가지지 않는 블랙홀이다. 이러한 블랙홀은 1916년 아인슈타인 방정식의 해를 발견한 카를 슈바르츠실트의 이름을 붙여 [[슈바르츠실트 계량|슈바르츠실트 블랙홀]]이라고 한다.<ref name="Schwarzschild1916"/> [[버코프의 정리 (상대론)|버코프의 정리]]에 따르면, 슈바르츠실트의 해는 [[구대칭 시공간|구대칭]]적인 유일한 [[진공해 (일반상대론)|진공해]]이다.<ref>{{harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=Appendix B}}</ref> 이것은 다시 말해 어떤 블랙홀의 중력장과 그 블랙홀과 같은 질량을 가진 다른 구형 물체의 중력장 사이에는 관찰 가능한 차이점이 없다는 것을 의미한다. 때문에 블랙홀을 주위의 모든 것을 빨아들이는 존재라고 이해하는 대중적 관념은 오로지 블랙홀의 지평선 주위에서만 옳다. 멀리 떨어진 곳에서는 블랙홀의 외부 중력장은 같은 질량을 가진 다른 천체의 중력장과 동일하다.<ref>{{Cite book|이탤릭체=예
이론적으로 [[호킹 복사]]에 따르면 외부 물체와의 상호작용이 없어도 모든 블랙홀은 [[흑체]]와 같이 [[흑체복사]]를 하여 전자파를 발산하나, 아직 실험적으로 검증되지 않았다.
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| publisher=Cengage Learning | date=2007 | isbn=0-495-11352-2
| url=https://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167
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보다 일반적인 형태의 블랙홀에 대한 해 역시 존재한다. 회전하지는 않고 전하만 가진 블랙홀은 [[라이스너–노르드스트룀 계량]]을 따르며 이를 [[라이스너–노르드스트룀 블랙홀]]이라고 부른다. 한편 전하는 없고 회전하는(즉 각운동량을 가진) 블랙홀은 [[커 계량]]을 따르며 이를 [[커 블랙홀]]이라고 한다. 가장 일반적인 [[정지 시공간|정지]] 블랙홀 해는 [[커–뉴먼 계량]]으로서, 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀이 이를 따른다.<ref name=shapiro_teukolsky1983>{{cite book|이탤릭체=예
호킹 복사를 통해, [[민코프스키 공간]]에 있는 모든 블랙홀은 결국 증발하여 없어지게 된다. 즉, 민코프스키 공간에서 모든 블랙홀은 불안정하며, 이들은 음의 [[열용량]]을 가진다. (다만, [[반 더 시터르 공간]]에서는 충분히 큰 블랙홀은 안정할 수 있다. 또한, 만약 블랙홀 주변 환경의 온도가 블랙홀 자체의 온도와 일치하면, [[열역학 평형]]을 이루게 되므로 블랙홀이 안정할 수 있다.)
| last1=Shapiro |first1=S. L.
| last2=Teukolsky |first2=S. A. |author2-link=Saul Teukolsky
| title=Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects
| page=357 | publisher=John Wiley and Sons | date=1983
| isbn=0-471-87316-0 }}</ref>

블랙홀의 질량은 모든 양수값이 가능한 반면, 전하량과 각운동량은 질량에 의해 제한된다. [[플랑크 단위]]로, 블랙홀의 총 전하량 <math>Q</math>와 총 각운동량 <math>J</math>는 다음 관계를 만족시킬 것으로 예측된다.

:<math>Q^2+\left ( \tfrac{J}{M} \right )^2\le M^2\, </math>

이때 <math>M</math>은 블랙홀의 질량이다. 이 부등식을 만족하는 블랙홀을 [[임계 블랙홀]]이라고 한다. 이 부등식을 만족하지 않는 아인슈타인 방정식의 해도 존재하지는 하지만, 그런 경우에는 사건의 지평선을 갖지 않는다. 이러한 해를 [[벌거숭이 특이점]]이라고 하는데, 외부에서 관찰이 가능하기에 물리적으로 불가능할 것으로 간주된다. [[우주 검열 가설]]은 [[에너지 조건|현실적 물질]]이 중력붕괴할 때 이러한 특이점은 형성될 수 없다고 배제시키며,<ref name="wald 1997"/> 이는 수치적 시뮬레이션 결과들에 의해 지지받는다.<ref>{{Cite journal|이탤릭체=예
|last=Berger|first=B. K.
|date=2002
|url=http://www.livingreviews.org/lrr-2002-1
|title=Numerical Approaches to Spacetime Singularities
|journal=Living Reviews in Relativity
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|doi=10.12942/lrr-2002-1|arxiv = gr-qc/0201056 }}</ref>

상대적으로 큰 [[전자기력]]에 의해, [[항성]]이 붕괴하여 형성되는 블랙홀은 전하가 거의 중성인 항성의 상태를 유지할 것으로 추측된다. 그러나 회전은 밀집천체들에서 흔하게 나타나는 현상일 것으로 생각된다. 블랙홀 후보 천체인 엑스선원 쌍성계 [[GRS 1915+105]]은 허용된 최대치에 근사하는 각운동량을 갖는 것으로 보인다.<ref>{{Cite journal|이탤릭체=예
|first1=J. E. |last1=McClintock
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|title=The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105
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{| class="wikitable" style="float:right; margin:0 0 0.5em 1em;"
|+ 블랙홀의 체급 분류
|-
! 종류 !! 질량 !! 크기
|-
| [[초대질량 블랙홀]] || style="text-align: center;"| ~10<sup>5</sup>–10<sup>10</sup> [[태양질량|{{태양질량}}]] || style="text-align: center;"| ~0.001–400 [[천문단위|AU]]
|-
| [[중간질량 블랙홀]] || style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> {{태양질량}} || style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> km ≈ [[지구반경|''R''<sub>Earth</sub>]]
|-
| [[항성질량 블랙홀]] || style="text-align: center;"| ~10 {{태양질량}} || style="text-align: center;"| ~30&nbsp;km
|-
| [[마이크로 블랙홀]] || style="text-align: center;"| ''M''<sub>[[달|Moon]]</sub> 수준 이하 || style="text-align: center;"|up to ~0.1&nbsp;mm
|}
블랙홀은 대개 각운동량이나 전하량과는 독립적으로 질량에 따라 분류된다. 블랙홀의 크기는 사건의 지평선 반경, 또는 [[슈바르츠실트 반경]]에 의해 결정된다.
:<math>r_\mathrm{sh} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, \frac{M}{M_\odot}}~\mathrm{km,}</math>
이때 <math>M</math>은 블랙홀의 질량, <math>r_\mathrm{sh}</math>는 슈바르츠실트 반경, <math>M_\odot</math>은 [[태양질량]]이다.<ref>{{harvnb|Wald|1984|pp=124–125}}</ref> 이 관계는 전하량과 각운동량이 0인 블랙홀에 대해서만 정확하게 성립한다. 보다 일반적인 블랙홀의 경우 2분의 1 수준까지 차이가 발생할 수 있다.


=== 사건의 지평선 ===
=== 사건의 지평선 ===

2016년 2월 26일 (금) 17:26 판

다른 뜻에 대해서는 블랙홀 (동음이의) 문서를 참고하십시오.
궁수자리 A*의 모델로 제안된,[1] 전리물질의 토러스를 두르고 있는, 회전하지 않는 블랙홀의 상상도. 위아래의 비대칭성은 블랙홀의 매우 강력한 중력적 인력으로 인한 무지막지한 공전속도에 의해 발생하는 도플러 효과 때문이다.
일반 상대성이론
Spacetime curvature schematic
기초 개념
관련 현상
시공간
  • 방정식
  • 형식
방정식
형식화
고급 학설
해
학자
Portal icon 물리학 포털  분류 분류: 일반 상대성이론

블랙홀(black hole)[2]은 강력한 중력으로 인해 입자나 전자기 복사를 비롯한 그 무엇도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다.[3] 일반상대론은 충분히 밀집된 질량이 시공을 뒤틀어 블랙홀을 형성할 수 있음을 예측한다.[4][5] 블랙홀으로부터의 탈출이 불가능해지는 경계를 사건의 지평선이라고 한다. 어떤 물체가 사건의 지평선을 넘어갈 경우, 그 물체에게는 파멸적 영향이 가해지겠지만, 바깥에서 보기에는 감지할 수 있는 국소적 특정이 없는 것처럼 보인다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기에 이상적 흑체처럼 행동한다.[6][7] 또한 휘어진 시공간의 양자장론에 따르면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체와 같은 스펙트럼의 열복사를 방출하며, 이를 호킹 복사라고 한다. 항성질량 블랙홀의 경우 이 온도가 수십억분의 1 켈빈 수준이기에 그 열복사를 관측하는 것은 본질적으로 불가능하다.

중력장이 너무 강해서 빛이 탈출할 수 없는 천체의 개념은 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 라플라스가 처음 생각해냈으며, 블랙홀으로 특징지어지는 일반상대론의 최초의 근대적 해는 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다. 다만 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 해석은 1958년 데이비드 핀켈스타인의 논문에서 처음 등장했다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 관심의 대상이 되었다. 1960년대에는 블랙홀이 일반상대론에서 유도됨을 증명하는 이론적 연구들이 행해졌다. 중성자별의 발견은 중력붕괴한 밀집성이 천체물리학적 실체로서 존재할 가능성에 대한 관심을 촉발시켰다.

항성질량 블랙홀은 매우 질량이 큰 항성들이 수명이 다했을 때 붕괴하여 만들어지는 것으로 생각된다. 블랙홀은 형성된 뒤에도 주위의 질량을 흡수하여 성장할 수 있다. 다른 항성을 흡수하거나 블랙홀들끼리 융합하면서 수백만 M☉에 달하는 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있으며, 대부분의 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다는 것이 과학계의 일반적인 견해이다.

블랙홀의 안을 들여다볼 수는 없지만, 블랙홀이 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해 그 성질을 알아낼 수 있다. 블랙홀 위로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고, 원반은 마찰열로 인해 뜨거워져 열복사로 빛난다. 우주에서 가장 밝은 천체인 퀘이사는 이러한 과정을 통해 만들어진다. 블랙홀 주위를 공전하는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 질량과 위치를 비정할 수 있다. 이러한 관측을 통해 중성자별을 비롯한 다른 유사 천체들을 제외함으로써 천문학자들은 블랙홀 후보들이 포함된 쌍성계를 셀 수 없이 많이 발견해냈고, 우리은하 중심 방향에 존재하는 전파원 궁수자리 A*가 4백 3십만 M☉의 초대질량 블랙홀임을 밝혔다.

2016년 2월 11일, LIGO 합동연구진은 두 개의 블랙홀이 서로 융합하면서 발생한 중력파를 감지함으로써 역사상 최초의 중력파 관측에 성공했다고 발표했다. 이는 최초의 중력파 관측이며 동시에 최초로 블랙홀 쌍성계 융합이 관측된 사례이기도 하다. [8]

역사

대마젤란운 앞에 블랙홀이 있을 경우를 시뮬레이션한 사진. 중력렌즈 효과로 대마젤란운이 두 개의 확대된, 그러나 매우 왜곡된 상으로 보이게 됨에 주목. 위쪽에 보이는 호선은 우리은하 원반이 마찬가지로 왜곡된 것이다.

질량이 너무 커서 빛조차 탈출할 수 없는 존재에 대한 개념은 존 미첼이 1783년 왕립학회의 헨리 캐번디시에게 쓴 서한에서 처음 발견된다.

“ 만약 태양과 같은 밀도를 가진 어떤 구체의 반지름이 태양의 500분의 1로 줄어든다면, 무한한 높이에서 그 구체로 낙하하는 물체는 빛의 속도보다 빠른 속도를 얻게 될 것이며, 그에 따라 빛 역시 다른 물체들과 마찬가지로 그 관성에 비례하는 같은 인력을 받게 될 것이라 상정할 수 있습니다. 그러면 그러한 구체에서 방출되는 모든 빛은 구체의 자체 중력에 구체로 되돌아가게 될 것입니다. ”
 
— [9]

1796년, 수학자 피에르시몽 라플라스가 저서 《우주체계 해설》 제1판과 제2판에서 같은 개념을 이야기했다(제3판 이후로는 관련 내용이 삭제되었다).[10][11] 이러한 “암흑성” 개념은 19세기 이전까지 거의 무시되었는데, 질량이 없는 파동인 빛이 중력의 영향을 받을 것이라는 이해가 이루어지지 않았기 때문이다.[12]

일반상대론

1915년, 알베르트 아인슈타인이 일반상대론을 고안하여 중력이 빛의 운동에 영향을 미침을 보였다. 불과 몇 개월 뒤, 카를 슈바르츠실트가 점질량과 구질량의 중력장을 기술하는 아인슈타인 방정식의 해를 구하였다(슈바르츠실트 계량).[13] 슈바르츠실트로부터 또 몇 개월 뒤, 헨드릭 로런츠의 지도학생인 요하네스 드로스터가 슈바르츠실트와 독립적으로 점질량에 대한 동일한 해를 구하였고, 그 성질을 보다 광범하게 기술하였다.[14][15] 이 해는 야인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 되는 특이점을 가지는 특이행동을 보이는데, 이것을 오늘날 슈바르츠실트 반경이라고 부른다. 이때까지만 해도 이 표면의 성질은 확실하게 이해되지 않았다. 1924년, 아서 에딩턴이 좌표계의 수정을 통해(에딩턴-핀켈스타인 좌표계) 특이점을 없앨 수 있음을 보였으나, 이것이 슈바르츠실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 의미한다는 것은 1933년에야 조르주 르메트르가 밝혀내었다.[16] 한편 아서 에딩턴은 1926년 저서에서 어떤 별이 슈바르츠실트 반경 이하의 크기로 짜부라들 가능성에 대하여 다음과 같이 논하였다. 아인슈타인의 이론은 베텔게우스 같은 볼 수 있는 별들이 무지막지한 밀도를 가지는 것을 불가능하게 한다. 이유인즉 “반경 2억 5천만 킬로미터의 항성은 태양만큼 높은 밀도를 가질 수 없다. 우선 중력이 너무 커져서 빛이 그 별에서 탈출할 수 없을 것이며, 마치 지구로 되떨어지는 돌처럼 빛살이 별로 되떨어지게 될 것이다. 둘째로 스펙트럼선의 적색편이가 너무 커서 스펙트럼이 소멸할 지경으로 편이할 것이다. 셋째로 질량이 너무 큰 만큼 시공간에 대한 왜곡도 크게 발생하여 공간이 별을 아물어 숨겨 버릴 것이다."[17][18]

1931년, 수브라마니안 찬드라세카르는 특수상대론을 이용하여 전자축퇴물질로 이루어진 회전하지 않는 천체는 특정 임계 질량(찬드라세카르 한계. 1.4 M☉)을 넘어서면 안정적인 해가 존재할 수 없음을 보였다.[19] 그러나 에딩턴, 란다우를 비롯한 당대의 학자들은 붕괴를 막을 수 있는 메커니즘이 밝혀지지 않았다는 이유로 찬드라세카르의 주장을 반대했다.[20] 이들 기성 학자들의 주장은 부분적으로는 옳았다. 찬드라세카르 한계를 넘어서는 백색왜성(전자축퇴압으로 형태를 유지)은 붕괴를 일으켜 중성자별(중성자축퇴압으로 형태를 유지)이 되며,[21] 파울리 배타 원리에 의해 안정해진다. 그러나 1939년, 로버트 오펜하이머 등은 질량 3 M☉(톨먼–오펜하이머–볼코프 한계)를 넘어서는 중성자별은 찬드라세카르 한계와 같은 이유로 붕괴하게 됨을 보였으며, 어떤 별들이 블랙홀의 지경까지 붕괴하는 것을 막을 수 있는 물리법칙은 없을 것이라는 결론을 내린다.[22]

오펜하이머와 그의 공저자들은 슈바르츠실트 반경 경계에서 발생하는 특이점을 시간이 멈추는 거품의 경계라고 해석했다. 이것은 블랙홀 외부의 관찰자들이 보기에는 타당한 해석이지만(블랙홀 밖에서 보기에는 블랙홀 안으로 떨어지는 물체가 점점 느려지는 것처럼 보인다) 블랙홀 안으로 떨어지고 있는 관찰자에게는 적용되지 않는다. 이 성질 때문에 중성자별이 재차 붕괴한 밀집성을 "결빙성(frozen stars)"이라고 불렀는데,[23] 외부 관찰자가 보기에 별의 표면이 별이 슈바르츠실트 반경 이하로 붕괴하는 순간 이후 변화 없이 "얼어붙어" 버린 것처럼 보이게 될 것이기 때문이다.

황금시대

<nowiki /> 이 부분의 본문은 일반상대론의 황금시대입니다.

1958년, 데이비드 핀켈스타인은 슈바르츠실트 표면을 “일반적 영향들이 오직 한 방향으로만 가로지를 수 있는 완벽한 단향성 막”인 사건의 지평선이라고 규정하였다. [24] 이러한 해석은 오펜하이머의 결과와 엄밀하게 배치되는 것은 아니었으나, 블랙홀 안으로 낙하하는 관찰자의 관점까지 이론이 포함하게 만들었다. 핀켈스타인의 해(에딩턴–핀켈스타인 좌표계)는 슈바르츠실트의 해를 확장하여 블랙홀 안으로 낙하하는 관찰자의 미래까지 예측할 수 있도록 했다. 마틴 크러스컬이 그에 관한 완전한 확장해를 구했다(크러스컬–세케레시 좌표계).[25]

이러한 연구결과는 일반상대론과 블랙홀이 과학계의 주류 연구대상으로 부상하게 되는 소위 일반상대론의 황금시대의 서막을 열었다. 1967년 맥동전파원(펄사)이 발견되고,[26][27] 2년 뒤인 1969년 그 정체가 빠르게 회전하는 중성자별임이 밝혀진 것은 이러한 조류를 더욱 가속화시켰다.[28] 펄사가 발견되기 전까지만 해도 중성자별은 블랙홀과 마찬가지로 가설상의 천체로 취급되었다. 그러나 펄사가 발견됨으로써 중력붕괴로 만들어지는 모든 밀집천체들이 물리적 실재로 존재할 가능성에 대한 관심이 크게 자극받게 되었다.

일반상대론의 황금시대에는 블랙홀의 해들이 더욱 많이 발견되었다. 1963년, 로이 커가 회전하는 블랙홀의 해를 구했다(커 계량). 2년 뒤에는 에즈라 뉴먼이 회전하는 동시에 또한 전하를 지닌 블랙홀의 선대칭해를 구했다.[29] 이후 베르너 이스라엘,[30] 브랜든 카터,[31][32] 데이비드 로빈슨[33]의 연구를 통해 무모 정리가 정립되었다. 무모 정리란 블랙홀의 해는 커–뉴먼 계량의 세 가지 변수, 즉 질량·각운동량·전하에 의해서만 결정되고 그 이외의 “털은 블랙홀에 없다”는 것을 의미한다.[34]

처음에는 블랙홀의 괴이한 특징들은 대칭성을 가정한 결과 발생하는 비정상적 요소이며, 일반적 상황에서는 특이점이 발생하지 않을 것이라고 추측되었다. 이러한 관점을 옹호한 학자로는 블라디미르 벨린스키, 아이작 칼라트니코프, 에브게니 리프쉬츠가 있다. 이들은 일반해에서 특이점이 존재하지 않음을 보이려고 시도했다. 그러나 1960년대 말, 로저 펜로즈와[35] 스티븐 호킹이 특이점이 일반적으로 나타난다는 것을 밝혀냈다.[36]

제임스 바딘, 야코프 베켄슈타인, 브랜든 카터, 스티븐 호킹이 1970년대 초에 진행한 연구는 블랙홀 열역학이 형성되게 했다.[37] 블랙홀 열역학에서는 블랙홀의 양태가 그 질량을 에너지로, 크기를 엔트로피로, 표면중력을 온도로 치환시키면 열역학 법칙과 매우 유사해짐을 보였다. 1974년 호킹이 양자장론에 따르면 블랙홀은 그 표면중력에 비례하는 온도의 흑체와 같은 복사를 내보낸다는 것을 예측함으로써 블랙홀의 열역학적 설명은 완성되었다.[38]

기자 앤 어윙(Ann Ewing)이 미국과학진흥협회 회의를 참관한 1964년 1월 18일자 기사 제목을 〈우주의 ‘검은 구멍’들〉("‘Black Holes’ in Space")이라고 붙인 것이 ‘블랙홀’이라는 용어가 지면상에 사용된 최초의 사례이다.[39] 이후 1967년에 존 아치볼드 휠러가 강의에서 ‘블랙홀’이라는 말을 사용하여 일부에서는 휠러가 이 말을 고안했다고 판단하기도 한다. 휠러가 블랙홀이라는 말을 사용한 이후 블랙홀이라는 용어는 빠르게 확산되어 일반적으로 사용되게 되었다.

성질과 구조

털없음 정리에 따르면, 블랙홀은 형성된 이후 안정된 상태에 도달하면 오로지 세 개의 독립적인 물리량, 즉 질량·전하·각운동량 만을 갖게 된다.[34] 이 물리량 또는 변수들이 동일한 두 개의 블랙홀은 고전역학(i.e. 비양자역학)을 통해 구분하는 것이 불가능하다.

이 성질은 블랙홀 바깥에서 볼 수 있다는 점에서 매우 특별하다. 예컨대 대전된 블랙홀은 다른 대전된 물체처럼 척력을 발생시킨다. 질량의 경우, 블랙홀을 포함하고 있는 구 안의 질량은 가우스 법칙의 중력적 상사형인 ADM 질량을 통해 블랙홀에서 멀리 떨어져서도 알아낼 수 있다.[40] 또한 각운동량은 중력 자성에 의한 틀 끌림을 통해 블랙홀에서 멀리 떨어져서 알아낼 수 있다.

어느 물체가 블랙홀을 향해 낙하하면, 그 물체의 모양이나 그 물체에 분포하고 있는 전하에 대한 정보가 블랙홀의 지평선을 따라 균등하게 분산되면서 블랙홀 바깥의 관찰자에게는 그 정보가 소실된다. 이 상황에서 지평선의 양태는 마치 마찰과 전기저항이 있는, 신축성과 전도성을 가진 막과 매우 유사한 산일구조가 된다(막 패러다임).[41] 이는 시간 가역성을 갖기에 미시적 수준에서 마찰이나 저항을 가지지 않는 전자기장 따위의 다른 장 이론과 구분되는 지점이다. 블랙홀은 오직 세 개의 변수에 의해 안정적 상태에 도달하기 때문에, 블랙홀 안에서 최초 상태에 관한 정보를 소실하지 않을 수 있는 방법은 없다. 블랙홀의 중력장과 전기장은 그 안으로 들어간 것에 대한 정보를 거의 제공하지 않는다. 이렇게 소실되는 정보에는 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서는 측정할 수 없는 모든 물리량이 포함된다. 중입자수나 경입자수 같은 보존된 양자수도 그 예시이다. 이 곤혹스러운 성질을 일컬어 블랙홀 정보역설이라고 부른다.[42][43]

물리적 성질

회전하지 않는 블랙홀(슈바르츠실트 블랙홀)의 간단한 도해

가장 간단한 블랙홀은 질량만 있고 전하나 각운동량을 가지지 않는 블랙홀이다. 이러한 블랙홀은 1916년 아인슈타인 방정식의 해를 발견한 카를 슈바르츠실트의 이름을 붙여 슈바르츠실트 블랙홀이라고 한다.[13] 버코프의 정리에 따르면, 슈바르츠실트의 해는 구대칭적인 유일한 진공해이다.[44] 이것은 다시 말해 어떤 블랙홀의 중력장과 그 블랙홀과 같은 질량을 가진 다른 구형 물체의 중력장 사이에는 관찰 가능한 차이점이 없다는 것을 의미한다. 때문에 블랙홀을 주위의 모든 것을 빨아들이는 존재라고 이해하는 대중적 관념은 오로지 블랙홀의 지평선 주위에서만 옳다. 멀리 떨어진 곳에서는 블랙홀의 외부 중력장은 같은 질량을 가진 다른 천체의 중력장과 동일하다.[45]

보다 일반적인 형태의 블랙홀에 대한 해 역시 존재한다. 회전하지는 않고 전하만 가진 블랙홀은 라이스너–노르드스트룀 계량을 따르며 이를 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이라고 부른다. 한편 전하는 없고 회전하는(즉 각운동량을 가진) 블랙홀은 커 계량을 따르며 이를 커 블랙홀이라고 한다. 가장 일반적인 정지 블랙홀 해는 커–뉴먼 계량으로서, 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀이 이를 따른다.[46]

블랙홀의 질량은 모든 양수값이 가능한 반면, 전하량과 각운동량은 질량에 의해 제한된다. 플랑크 단위로, 블랙홀의 총 전하량 와 총 각운동량 는 다음 관계를 만족시킬 것으로 예측된다.

이때 은 블랙홀의 질량이다. 이 부등식을 만족하는 블랙홀을 임계 블랙홀이라고 한다. 이 부등식을 만족하지 않는 아인슈타인 방정식의 해도 존재하지는 하지만, 그런 경우에는 사건의 지평선을 갖지 않는다. 이러한 해를 벌거숭이 특이점이라고 하는데, 외부에서 관찰이 가능하기에 물리적으로 불가능할 것으로 간주된다. 우주 검열 가설은 현실적 물질이 중력붕괴할 때 이러한 특이점은 형성될 수 없다고 배제시키며,[4] 이는 수치적 시뮬레이션 결과들에 의해 지지받는다.[47]

상대적으로 큰 전자기력에 의해, 항성이 붕괴하여 형성되는 블랙홀은 전하가 거의 중성인 항성의 상태를 유지할 것으로 추측된다. 그러나 회전은 밀집천체들에서 흔하게 나타나는 현상일 것으로 생각된다. 블랙홀 후보 천체인 엑스선원 쌍성계 GRS 1915+105은 허용된 최대치에 근사하는 각운동량을 갖는 것으로 보인다.[48]

블랙홀의 체급 분류
종류 질량 크기
초대질량 블랙홀 ~105–1010 M☉ ~0.001–400 AU
중간질량 블랙홀 ~103 M☉ ~103 km ≈ REarth
항성질량 블랙홀 ~10 M☉ ~30 km
마이크로 블랙홀 MMoon 수준 이하 up to ~0.1 mm

블랙홀은 대개 각운동량이나 전하량과는 독립적으로 질량에 따라 분류된다. 블랙홀의 크기는 사건의 지평선 반경, 또는 슈바르츠실트 반경에 의해 결정된다.

구문 분석 실패 (구문 오류): {\displaystyle r_\mathrm{sh} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, \frac{M}{M_\odot}}~\mathrm{km,}}

이때 은 블랙홀의 질량, 는 슈바르츠실트 반경, 은 태양질량이다.[49] 이 관계는 전하량과 각운동량이 0인 블랙홀에 대해서만 정확하게 성립한다. 보다 일반적인 블랙홀의 경우 2분의 1 수준까지 차이가 발생할 수 있다.

사건의 지평선

특이점

광자구

작용권

실험

천문학적 관측

블랙홀은 여러 가지 방법으로 검출할 수 있으나 주로 블랙홀이 주위를 회전하는 별로부터 기체를 빨아들이면 그 과정에서 기체가 매우 가열되어 방출되는 X선을 검출한다. 이것을 지구에서 X선 망원경으로 포착할 수 있다.[50][51][52]

입자 가속기를 통한 관측

이론적으로 입자가속기 등을 이용해 인공적으로 블랙홀 생성이 가능하다. 이때문에 LHC 실험 당시 블랙홀로 인해 지구가 빨려들어갈지도 모른다는 우려를 하기도 했다.[53] 하지만 이때 양성자 충돌로 생겨나는 블랙홀은 매우 작아 11.03×10^-25초동안만 존재하게 되어 사실상 지구에 영향을 주지 못한다.

  • 블랙홀 상상도
    블랙홀 상상도
  • 은하계내의 블랙홀에 대한 예술가의 초상화
    은하계내의 블랙홀에 대한 예술가의 초상화
  • 배경은하에의해 유발된 중력 렌즈 효과의 애니메이션
    배경은하에의해 유발된 중력 렌즈 효과의 애니메이션
  • 두 블랙홀의 병합
    두 블랙홀의 병합
  • 블랙홀은 은하 중심에서의 십자 형상이다.
    블랙홀은 은하 중심에서의 십자 형상이다.
  • 블랙홀에서 착증선을 보이는 나사에의해 그려진 개념도
    블랙홀에서 착증선을 보이는 나사에의해 그려진 개념도

주석

  1. ↑ O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, ``Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori,Astron. Astroph 543 (2012) A8
  2. ↑ 한국천문학회 편 천문학용어집 161쪽 우단 3째줄
  3. ↑ Wald 1984, 299–300쪽
  4. ↑ 가 나 Wald, R. M. (1997). “Gravitational Collapse and Cosmic Censorship”. arXiv:gr-qc/9710068 |class= 무시됨 (도움말). 
  5. ↑ Overbye, Dennis (2015년 6월 8일). “Black Hole Hunters”. 《NASA》. 2015년 6월 8일에 확인함. 
  6. ↑ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. 110쪽. ISBN 0-521-45506-5. 
  7. ↑ Davies, P. C. W. (1978). “Thermodynamics of Black Holes” (PDF). Reports on Progress in Physics 41 (8): 1313–1355. Bibcode:1978RPPh...41.1313D. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004. 
  8. ↑ 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; PRL-20160211라는 이름을 가진 주석에 텍스트가 없습니다
  9. ↑ Michell, J. (1784). “On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose”. Philosophical Transactions of the Royal Society 74 (0): 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576. 
  10. ↑ Gillispie, C. C. (2000). Pierre-Simon Laplace, 1749–1827: a life in exact science. Princeton paperbacks. Princeton University Press. 175쪽. ISBN 0-691-05027-9. 
  11. ↑ Israel, W. (1989). 〈Dark stars: the evolution of an idea〉. Hawking, S. W.; Israel, W. 《300 Years of Gravitation》. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-37976-2. 
  12. ↑ Thorne 1994, 123–124쪽
  13. ↑ 가 나 Schwarzschild, K. (1916). “Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie”. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 7: 189–196.  and Schwarzschild, K. (1916). “Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie”. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 18: 424–434. 
  14. ↑ Droste, J. (1917). “On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field” (PDF). Proceedings Royal Academy Amsterdam 19 (1): 197–215. 
  15. ↑ Kox, A. J. (1992). “General Relativity in the Netherlands: 1915–1920”. Eisenstaedt, J.; Kox, A. J. Studies in the history of general relativity. Birkhäuser. 41쪽. ISBN 978-0-8176-3479-7. [깨진 링크]
  16. ↑ 't Hooft, G. (2009). “Introduction to the Theory of Black Holes” (PDF). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute: 47–48. 
  17. ↑ Eddington, Arthur (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press. 6쪽. 
  18. ↑ Kip Thorne comments on this quote on pages 134-135 of his book Black Holes and Time Warps, writing that "The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature."
  19. ↑ Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. 89쪽. ISBN 81-7371-035-X. 
  20. ↑ Detweiler, S. (1981). “Resource letter BH-1: Black holes”. American Journal of Physics 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686. 
  21. ↑ Harpaz, A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. 105쪽. ISBN 1-56881-012-1. 
  22. ↑ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores”. Physical Review 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374. 
  23. ↑ Ruffini, R.; Wheeler, J. A. (1971). “Introducing the black hole” (PDF). 《Physics Today》 24 (1): 30–41. Bibcode:1971PhT....24a..30R. doi:10.1063/1.3022513. 
  24. ↑ Finkelstein, D. (1958). “Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle”. Physical Review 110 (4): 965–967. Bibcode:1958PhRv..110..965F. doi:10.1103/PhysRev.110.965. 
  25. ↑ Kruskal, M. (1960). “Maximal Extension of Schwarzschild Metric”. Physical Review 119 (5): 1743. Bibcode:1960PhRv..119.1743K. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. 
  26. ↑ Hewish, A.; 외. (1968). “Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source”. Nature 217 (5130): 709–713. Bibcode:1968Natur.217..709H. doi:10.1038/217709a0. 
  27. ↑ Pilkington, J. D. H.; 외. (1968). “Observations of some further Pulsed Radio Sources”. Nature 218 (5137): 126–129. Bibcode:1968Natur.218..126P. doi:10.1038/218126a0. 
  28. ↑ Hewish, A. (1970). “Pulsars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 8 (1): 265–296. Bibcode:1970ARA&A...8..265H. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405. 
  29. ↑ Newman, E. T.; 외. (1965). “Metric of a Rotating, Charged Mass”. Journal of Mathematical Physics 6 (6): 918. Bibcode:1965JMP.....6..918N. doi:10.1063/1.1704351. 
  30. ↑ Israel, W. (1967). “Event Horizons in Static Vacuum Space-Times”. Physical Review 164 (5): 1776. Bibcode:1967PhRv..164.1776I. doi:10.1103/PhysRev.164.1776. 
  31. ↑ Carter, B. (1971). “Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom”. Physical Review Letters 26 (6): 331. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331. 
  32. ↑ Carter, B. (1977). “The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations”. Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity. 243–254쪽. 
  33. ↑ Robinson, D. (1975). “Uniqueness of the Kerr Black Hole”. Physical Review Letters 34 (14): 905. Bibcode:1975PhRvL..34..905R. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905. 
  34. ↑ 가 나 Heusler, M. (1998). “Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond”. Living Reviews in Relativity 1 (6). doi:10.12942/lrr-1998-6. 1999년 2월 3일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2011년 2월 8일에 확인함. 
  35. ↑ Penrose, R. (1965). “Gravitational Collapse and Space-Time Singularities”. Physical Review Letters 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57. 
  36. ↑ Ford, L. H. (2003). “The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes”. International Journal of Theoretical Physics 42 (6): 1219. doi:10.1023/A:1025754515197. 
  37. ↑ Bardeen, J. M.; Carter, B.; Hawking, S. W. (1973). “The four laws of black hole mechanics”. 《Communications in Mathematical Physics》 31 (2): 161–170. Bibcode:1973CMaPh..31..161B. doi:10.1007/BF01645742. MR MR0334798. Zbl 1125.83309. 
  38. ↑ 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; Hawking1974라는 이름을 가진 주석에 텍스트가 없습니다
  39. ↑ Quinion, M. (2008년 4월 26일). “Black Hole”. 《World Wide Words》. 2008년 6월 17일에 확인함. 
  40. ↑ Carroll 2004, 253쪽
  41. ↑ Thorne, K. S.; Price, R. H. (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 978-0-300-03770-8. 
  42. ↑ Anderson, Warren G. (1996). “The Black Hole Information Loss Problem”. 《Usenet Physics FAQ》. 2009년 3월 24일에 확인함. 
  43. ↑ Preskill, J. (1994년 10월 21일). 《Black holes and information: A crisis in quantum physics》 (PDF). Caltech Theory Seminar. 
  44. ↑ Hawking & Ellis 1973, Appendix B
  45. ↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2007). Perspectives on Astronomy. Cengage Learning. 167쪽. ISBN 0-495-11352-2. 
  46. ↑ Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. 357쪽. ISBN 0-471-87316-0. 
  47. ↑ Berger, B. K. (2002). “Numerical Approaches to Spacetime Singularities”. Living Reviews in Relativity 5: 1. arXiv:gr-qc/0201056. Bibcode:2002LRR.....5....1B. doi:10.12942/lrr-2002-1. 2007년 8월 4일에 확인함. 
  48. ↑ McClintock, J. E.; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, R. A.; Davis, S. W.; Li, L.-X. (2006). “The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105”. Astrophysical Journal 652 (1): 518–539. arXiv:astro-ph/0606076. Bibcode:2006ApJ...652..518M. doi:10.1086/508457. 
  49. ↑ Wald 1984, 124–125쪽
  50. ↑ NASA/Goddard Space Flight Center: "Gamma-rays from Black Holes and Neutron Stars"
  51. ↑ Max-Planck-Gesellschaft October 28, 2006, "Discovery Of Gamma Rays From The Edge Of A Black Hole"
  52. ↑ Milky Way Black Hole May Be a Colossal 'Particle Accelerator'
  53. ↑ http://www.chosun.com/site/data/html_dir/2008/08/08/2008080800028.html

참고 문헌

바깥 고리

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