초대질량 블랙홀

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지구의 질량의 수 배 정도 되는 가스 구름이 우리 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 쪽으로 가속되고 있다.
: 별을 찢고 있는 초대질량 블랙홀의 컨셉 아트. 아래: 은하 RX J1242-11에서 별을 먹고 있는 초대질량 블랙홀을 보여주는 사진. 왼쪽: X-선 사진, 오른쪽: 광학 사진.[1]

초대질량 블랙홀(영어: Supermassive black hole)은 질량이 태양 질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로 추정된다.[2][3] 우리 은하의 경우, 초대질량 블랙홀은 궁수자리 A*의 위치에 있는 것으로 여겨진다.[4]

초대질량 블랙홀은 작은 질량의 블랙홀들과 구별되는 특징을 가지고 있다. 첫째로, 초대질량 블랙홀의 (블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반지름 내의 공간으로 나눈 것으로 정의되는)평균밀도는 일부의 경우 물의 밀도보다 낮을 수 있다.[5] 이는 슈바르츠실트 반지름이 질량과 정비례하는데 비해, 밀도는 부피에 반비례하기 때문이다. (비회전 블랙홀의 사건의 지평선과 같은)구형 천체의 부피는 질량의 제곱에 반비례하는데, 따라서 질량이 큰 블랙홀 일수록 낮은 평균밀도를 가진다. 덧붙여서, 사건의 지평선 부근에서의 기조력은 무거운 블랙홀 일수록 매우 약하다. 밀도의 경우처럼, 사건의 지평선에서 물체에 작용하는 기조력은 질량의 제곱에 반비례한다. 사람의 머리와 발 사이에서 느껴지는 기조력은 태양보다 1,000만 배 무거운 블랙홀의 사건의 지평선에서와 지구의 표면 위에서가 동일하다. 항성 블랙홀과는 달리, 초대질량 블랙홀에서 사람이 느끼는 기조력은 블랙홀의 안쪽 매우 깊은 곳을 들어가기 전까지는 강하게 느껴지지 않는다.

연구[편집]

도날드 린든-벨마틴 리스는 1971년 우리 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것이라고 가설을 발표했다. 궁수자리 A*는 1974년 2월 13일 미국국립전파천문대의 간섭계를 이용한 브루스 발릭과 로버트 브라운에 의해 발견되어 15일에 이름 붙여졌다.[6] 이들은 싱크로트론 복사를 방출하는 전파원을 발견했다. 이 전파원은 자체의 중력 때문에 촘촘하고 움직이지 않았었다. 그러므로, 이는 우리 은하의 중심부에 초대질량 블랙홀이 존재한다는 첫 암시였다.

형성[편집]

초대질량 블랙홀과 강착원반의 컨셉아트.

초대질량 블랙홀의 기원에 관한 연구 영역은 현재까지 황무지이다. 천체물리학자들은 일단 블랙홀이 은하의 중심에 자리잡고 있으며, 그것이 외부의 물질의 강착과 다른 블랙홀과의 충돌로써 성장했음에 동의한다. 그러나 형성 메커니즘과 원형 천체의 초기 질량이나 초대질량 블랙홀의 "씨앗"에 관해서는 몇가지 가설이 있다. 가장 유력한 가설은 씨앗, 태양 질량의 수십에서 아마 수천 배의 블랙홀이 무거운 별의 폭발로 형성되어 물질의 강착으로 성장했을 것이라는 설이다. 또다른 모형은 최초의 별이 형성되기 전 동안에 "준성"(quasi-star)으로 붕괴하여 초기 질량이 약 ~20 태양 질량인 블랙홀을 형성하고, 그 후 빠른 강착으로 비교적 빨리 중간질량 블랙홀이 되는 거대한 가스 구름을 연관시킨다. 질량이 커졌을 때도 강착속도가 줄어들지 않으면 초대질량 블랙홀이 된다.[7] 처음의 "준성"은 중심부에서의 전자-양전자 쌍의 형성으로 인한 방사 섭동(radial perturbations)으로 불안정하게 되었을 것이고, 별의 대부분의 질량을 방출하여 잔해가 블랙홀에 남는 것을 막는 초신성 폭발 없이 곧바로 붕괴했을 것이다. 그 외의 모형[8]은 계의 음의 열용량(negative heat capacity)이 핵에서 상대론적인 속력의 분산속도를 제공함으로써 핵붕괴를 겪고 있는 밀집된 성단과 연관있다고 보고 있다. 마지막으로, 빅뱅 직후 첫 순간에 외부 압력에 의해 곧바로 원시 블랙홀이 형성되었을 지도 모른다. 최초의 별의 죽음을 통한 블랙홀의 형성은 주어진 관측으로 광범위하게 연구되어 왔다. 위에 실린 블랙홀의 형성에 관한 모형들은 모두 이론적이다.

아티스트가 표현한 퀘이사 SDSS J1106+1939로부터 방출된 거대한 유출류.[9]

초대질량 블랙홀의 형성에서의 어려움은 충분히 작은 체적에 충분한 물질이 필요함에 있다. 블랙홀이 형성되기 위해서, 물질은 매우 작은 각운동량을 가져야 한다. 그런데 일반적으로 강착 과정은 외부로부터의 매우 큰 초기 각운동량의 수송을 수반하는데, 이는 블랙홀의 성장의 한계 요인이 된다. 이것은 강착원반 이론의 중요한 요소이다. 가스강착은 블랙홀의 성장에 관한 방법에서 가장 효율적이고, 또 가장 뚜렷한 방법이다. 초대질량 블랙홀의 질량 성장에 관한 대부분은 활동은하핵이나 퀘이사에서 관측할 수 있는 빠른 가스강착 과정을 통해 일어난 것으로 여겨진다. 관측은 우주의 나이가 적을 때 퀘이사가 매우 흔했음을 보여준다. 이는 초창기에 초대질량 블랙홀이 형성되어 성장했음을 암시한다. 초대질량 블랙홀의 형성 이론에 관한 중요한 제한 요인은 태양 질량의 수십억 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 우주가 형성된 지 10억 년이 되기 전에 이미 형성되었음을 암시하는 멀리 있는 밝은 퀘이사의 관측이다. 이는 우주 매우 초기에 최초의 무거운 은하 내에서 초대질량 블랙홀이 형성되었음을 시사한다.

최근에, 블랙홀의 관측된 질량 분포에서는 공백이 나타나 보인다. 별의 붕괴로부터 발생한 항성질량 블랙홀은 질량 범위가 아마 33 태양 질량까지이다. 가장 작은 초대질량 블랙홀은 수십만 태양 질량의 범위에 있다. 이들 분포 사이의 공백은 결국 중간질량 블랙홀의 부족이다. 그러한 공백은 두 집단의 형성 과정이 질적으로 다른 과정임을 암시한다. 그러나, 일부 모형[10]은 극단적으로 밝은 X-선 방출원(ultraluminous X-ray source, ULXs)이 공백에 있어야 할 집단의 블랙홀일 수도 있다고 주장한다.

도플러 측정[편집]

근처 은하의 을 둘러싼 워터 메이저의 직접적인 도플러 측정은 궤도의 축에 매우 질량이 큰 천체가 있어야만 설명 가능한, 매우 빠른 케플러 운동을 보여준다. 현재, 그러한 작은 공간에 충분한 물질이 뭉쳐있는 것으로 알려진 천체는 블랙홀이나, 천체물리학적으로 짧은 시간 내에 블랙홀으로 진화할 것 밖에 없다. 멀리 있는 활동 은하에 관해서, 넓은 선스펙트럼의 폭이 사건의 지평선 가까이서 공전하는 가스를 탐사하는데 이용될 수 있다. 반향 측량(reverberation mapping) 기술은 그러한 선의 가변성을 이용하여 활동 은하의 동력을 제공하는 블랙홀의 질량과 아마도 회전까지 측정할 수 있다.

많은 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 세이퍼트 은하와 퀘이사 같은 활동적인 천체의 동력원이 되는 것으로 여겨지고 있다.

초대질량 블랙홀의 크기와 은하 팽대부의 항성 분산속도 \sigma 사이의 경험적인 관계[11]M-시그마 관계로 불린다.

우리 은하의 중심 블랙홀[편집]

우리 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 후보 궁수자리 A* 근처를 도는 것으로 추정되는 여섯 별의 궤도.[12]

천문학자들은 우리 은하 역시 중심부, 태양계로부터 26,000 광년 떨어진 궁수자리 A*라고 불리는 영역에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다고[13] 다음과 같은 이유로 확신했다.

  • S2는 15.2년의 주기로 타원 궤도를 따라 움직이고 근점 거리(가장 가까운 거리)가 궤도의 중심 천체의 중심으로부터 17 광시(1.8×10^13 m 또는 120 AU)이다.[14]
  • S2의 운동으로부터 천체의 질량을 측정할 수 있는데, 그 값이 태양 질량의 410만 배(약 8.2×10^36 kg)이다.[15][16]
  • 중심 천체의 반지름은 17 광시보다 작아야 한다. 그렇지 않으면 S2는 중심 천체와 충돌하게 될 것이기 때문이다. 사실, 최근의 관측[17]은 천체의 반지름이 거의 천왕성의 궤도 지름 정도인 6.25 광시보다 크지 않음을 보여준다. 그러나, 탈출속도가 빛의 속도와 일치하는 슈바르츠실트 반지름에 대한 방정식을 쓰면 고작 약 41 광초 밖에 산출되지 않는다.
  • 우주에서 이 정도 크기에 410만 태양 질량을 가질 수 있는 블랙홀 이외의 천체는 밝혀지지 않았다.

막스 플랑크 지구외부 물리 연구소와 UCLA 은하중심연구단(UCLA Galactic Center Group)[18]은 ESO의 거대망원경(VLT)[19]켁 망원경[20]의 데이터를 기반으로 궁수자리 A*가 초대질량 블랙홀이 위치한 곳[13]이라는 것에 대한 지금까지 가장 강력한 증거를 발표했다.

은하수 바깥의 초대질량 블랙홀[편집]

거의 모든 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 포함된다는 것은 현재 널리 받아들여진다. 예외적으로 삼각형자리 은하에는 초대질량 블랙홀이 없을 수도 있다. 이 블랙홀의 질량과 M-시그마 관계로 알려져 있는 주인 은하의 팽대부의 각측정 속도 분산 간의 관계는 블랙홀과 은하의 구성에 큰 관계가 있다. 이 상호 관계를 위한 설명은 천체 물리학에 있어 미해결 문제로 남아 있다.

현재, 구상성단이나 작은 항성계에 블랙홀이 존재한다는 강력한 증거는 없다.

초대질량 블랙홀 궤도에 진입의 확인[편집]

2010년 1월 4일, 미국 천문학 학회의 회의에서 버클리 대학의 Julie Comerford는, 결정적인 증거라고 대표되는 33 merged galaxies와 초대질량 블랙홀의 궤도를 허블 망원경과 하와이 W.M. Keck 연구실로부터 받았다. 이들은 보통 중심부의 속도가 4,600,000km/h라고 한다.

함께 보기[편집]

주석[편집]

  1. Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04
  2. Antonucci, R. (1993년). Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. 《Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics》 31 (1): 473–521. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. Bibcode1993ARA&A..31..473A.
  3. Urry, C. (1995년). Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 107: 803–845. arXiv:astro-ph/9506063. doi:10.1086/133630. Bibcode1995PASP..107..803U.
  4. Schödel, R. (2002년). A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way. 《Nature》 419 (6908): 694–696. PMID 12384690. arXiv:astro-ph/0210426. doi:10.1038/nature01121. Bibcode2002Natur.419..694S.
  5. (1999년) Astrophysical evidence for the existence of black holes. 《Class. Quant. Grav.》 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
  6. Melia 2007, p. 2
  7. Begelman, M. C. (Jun 2006). Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloed. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 370 (1): 289–298. arXiv:astro-ph/0602363. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x. Bibcode2006MNRAS.370..289B.
  8. Spitzer, L. (1987). 《Dynamical Evolution of Globular Clusters》. Princeton University Press. ISBN 0-691-08309-6
  9. "Biggest Black Hole Blast Discovered". 28 November 2012 확인.
  10. Winter, L.M. (Oct 2006). XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies. 《Astrophysical Journal》 649 (2): 730–752. arXiv:astro-ph/0512480. doi:10.1086/506579. Bibcode2006ApJ...649..730W.
  11. Gultekin K, et al. (2009년). The M-\sigma and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter. 《The Astrophysical Journal》 698 (1): 198–221. arXiv:0903.4897. doi:10.1088/0004-637X/698/1/198. Bibcode2009ApJ...698..198G.
  12. "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month" by Eisenhauer et al, The Astrophysical Journal, 628:246-259, 2005
  13. Henderson, Mark, "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way", 《Times Online》, December 9, 2008 작성. 2009년 5월 17일 확인.
  14. Schödel, R. (17 October 2002). A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way. 《Nature》 419 (6908): 694–696. PMID 12384690. arXiv:astro-ph/0210426. doi:10.1038/nature01121. Bibcode2002Natur.419..694S.
  15. Ghez, A. M. (December 2008년). Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits. 《Astrophysical Journal》 689 (2): 1044–1062. arXiv:0808.2870. doi:10.1086/592738. Bibcode2008ApJ...689.1044G.
  16. Milky Way's Central Monster Measured
  17. Ghez, A. M. (May 2005). Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole. 《The Astrophysical Journal》 620 (2): 744–757. arXiv:astro-ph/0306130. doi:10.1086/427175. Bibcode2005ApJ...620..744G.
  18. UCLA Galactic Center Group
  19. ESO - 2002
  20. | W. M. Keck Observatory. Keckobservatory.org. 2013년 7월 14일에 확인.

참고 문헌[편집]

바깥 고리[편집]