블랙홀

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우리 은하 중심에 있는 블랙홀의 상상도

블랙홀(영어: black hole)은 매우 큰 중력장에 의하여, 빛조차 빠져나올 수 없는 경계(사건 지평선)로 둘러싸인 시공간 영역이다. 블랙홀의 중심에는 알려진 물리 법칙이 더 이상 성립하지 않는 중력 특이점이 존재한다.

역사[편집]

1783년에, 영국의 과학자 존 미첼뉴턴 역학을 기반으로, 충분히 무거운 별의 경우 탈출 속도광속보다 더 커, 빛마저도 탈출할 수 없을 것이라고 추측하였다. 13년 뒤 피에르시몽 라플라스도 비슷한 제안을 하였다.

1915년에 알베르트 아인슈타인일반 상대성 이론을 발표하였다. 아인슈타인은 일반 상대성 이론에서 중력을 구부려진 시공간이라고 간주했다. 질량을 가진 천체는 주변 시공간을 휘게 만든다는 이론이었다. 이 이론은 그 당시에만 해도 매우 이상한 생각이었기에, 과학자들은 의심의 눈초리를 보냈다. 그러나 1919년, 이 이론이 맞다는 것을 증명하기 위해 개기일식을 관측했고 그 결과는 실제로 태양 주변의 별들의 위치가 상대성이론이 예측하는 만큼 태양의 중력에 의해 별빛이 휜다는 것이었다.

1916년에 이미 독일의 천문학자 카를 슈바르츠실트슈바르츠실트 계량이라는, 일반 상대성 이론아인슈타인 방정식의 해를 발견하였고, 이를 아인슈타인에게 편지로 보냈다. 슈바르츠실트 계량은 구형 대칭의 별을 나타내며, 별 주위의 중력장은 별 주위의 공간의 왜곡으로 나타난다. 이 해는 또한 사건 지평선이라는 특징을 가진다. 즉, 충분히 작은 별의 경우, 광속으로 움직이는 입자마저도 사건 지평선이라고 불리는, 별 주위의 곡면을 탈출하지 못한다. 이것이 역사적으로 최초로 발견된 블랙홀이다.

이후, 백색왜성중성자성이 각각 수브라마니안 찬드라세카르 (1930년)와 로버트 오펜하이머·조지 볼코프(영어: George Volkoff레프 란다우 (1939년)에 의해 예측되었고, 이들은 곧 관측적으로 발견되었다. 이로서, 중성자성을 이룰 수 없는, 매우 무거운 천체는 중력 붕괴를 통해 블랙홀을 이룰 수 밖에 없다는 사실이 알려졌다.

1960년대 러시아물리학자들은 블랙홀을 "얼어붙은 별"(frozen star)라고 불렀으나,[1] 1967년에 존 휠러가 대신 "블랙홀"(영어: black hole)이라는 용어를 도입하였다. 이는 영어로 "검은 구멍"을 의미한다.

1971년에 백조자리 X-1의 발견 이래로, 수많은 블랙홀들이 관측을 통해 확인되었다.

1974년에, 스티븐 호킹호킹 복사의 증명을 통해, 블랙홀이 유한한 온도와 엔트로피를 갖는다는 유력한 증거를 보였다. 이는 블랙홀 열역학이라는 분야의 시초이며, 이후 블랙홀은 양자 중력의 여러 심오한 성질들을 탐구하는 중요한 이론적 대상이 되었다.

성질[편집]

생성 과정[편집]

태양보다 대략 30배 이상 큰 항성의 경우, 소멸하기전 중심핵에서 핵융합 에너지의 생성이 중단되고 자체 중력을 이기지 못해 빠른 속도로 붕괴하며 결국 초신성 폭발로 이어진다. 초신성 폭발후 남은 잔해 (핵)의 질량이 자체 중력을 이기지 못할경우, 결국 계속해서 압축되며 중성자별이 생긴다. 하지만, 중성자별이 생길만한 자체 중력을 훨신 웃도는 경우 항성의 찌꺼기는 계속해서 압축되고 중력이 무한한 한 점으로 수축되어 블랙홀의 특이점이 생겨난다. 블랙홀이 생성되면 근처 시공간은 변형되고 빛은 영원한 적색편이 현상을 나타내 영원히 관측할 수 없다.

호킹 복사[편집]

일반 상대성 이론으로 설명된 블랙홀의 개념에 양자역학을 고려하게 된다면 사건 지평선 표면에서도 에너지가 외부로 복사(Radiation)될 수 있는데 이러한 현상을 호킹 복사라고 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.[2][3][4]

이론적으로 호킹 복사에 따르면 외부 물체와의 상호작용이 없어도 모든 블랙홀은 흑체와 같이 흑체복사를 하여 전자파를 발산하나, 아직 실험적으로 검증되지 않았다.

호킹 복사를 통해, 민코프스키 공간에 있는 모든 블랙홀은 결국 증발하여 없어지게 된다. 즉, 민코프스키 공간에서 모든 블랙홀은 불안정하며, 이들은 음의 열용량을 가진다. (다만, 반 더 시터르 공간에서는 충분히 큰 블랙홀은 안정할 수 있다. 또한, 만약 블랙홀 주변 환경의 온도가 블랙홀 자체의 온도와 일치하면, 열역학 평형을 이루게 되므로 블랙홀이 안정할 수 있다.)

실험[편집]

천문학적 관측[편집]

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.[5][6][7]

입자 가속기를 통한 관측[편집]

이론적으로 입자가속기 등을 이용해 인공적으로 블랙홀 생성이 가능하다. 이때문에 LHC 실험 당시 블랙홀로 인해 지구가 빨려들어갈지도 모른다는 우려를 하기도 했다.[8] 하지만 이때 양성자 충돌로 생겨나는 블랙홀은 매우 작아 10^-25초동안만 존재하게 되어 사실상 지구에 영향을 주지 못한다.

주석[편집]

  1. (영어) Ruffini, Remo, John A. Wheeler (1971년). Introducing the black hole. 《Physics Today》 24 (1): 30–41. doi:10.1063/1.3022513. Bibcode1971PhT....24a..30R.
  2. Stephen Hawking, 'Black Hole Explosions', Nature volume = 248, 1974, pp. 30 ~ 31
  3. Kirk T. McDonald, 'Hawking-Unruh Radiation and Radiation of a Uniformly Accelerated Charge', Princeton University, 1998, p. 1
  4. Stephen Hawking, 'The Nature of Space and Time', Princeton University Press, 2000, p. 44
  5. NASA/Goddard Space Flight Center: "Gamma-rays from Black Holes and Neutron Stars"
  6. Max-Planck-Gesellschaft October 28, 2006, "Discovery Of Gamma Rays From The Edge Of A Black Hole"
  7. Milky Way Black Hole May Be a Colossal 'Particle Accelerator'
  8. http://www.chosun.com/site/data/html_dir/2008/08/08/2008080800028.html

참고 문헌[편집]

바깥 고리[편집]