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블랙 홀(Black hale)이란?
블랙 홀에 대한 일반적인 인식은 중력이 매우 커서 빛조차도 빠져 나오지 못하는 시공간의 한 영역을 말한다.
현대 물리학적 관점에서는 물질이 충분히 작은 부피 속에 모여들면 블랙 홀이 된다.이 마지막 붕괴 과정에는
어떤 물질도 이를 거역할 수 없다. 부피는 계속 감소해서 마지막에는 0이 되고, 밀도는 증가해서 무한대가 되는
영역이 생기게 된다. 이러한 점을 특이점이라 하고 블랙 홀의 중심부에 위치한다. 이곳에서는 우리가 알고 있는
물리 법칙이 파괴된다.블랙 홀은 아인슈타인의 일반상대성 이론에 의해 그 존재가 설명이 되었다.
일반상대성 이론이 완성된지 2개월후에 독일의 수학자 슈바르츠실트가 아인슈타인의 중력장 방정식의 해답을
처음으로 발견하였다. 이 해답은 공간의 한 점에 질량이 집중하게 되면, 그 점의 주위에 불가사의한 성질을 갖춘
구면이 생긴다는 것을 보여 주었다. 이 구면이 바로 블랙 홀의 경계면 이라는 것이 나중에 밝혀져, 그 반지름을
'슈바르츠실트 반지름'이라고 부르게 되었다. 그러나 상당 기간 동안 이것에 대한 연구는 진행되지 않았다.
1967년, 영국 케임브리지 대학의 휴이슈 팀에 의해 중성자 별이 발견되면서 블랙 홀에 대한 연구가 다시 활발하게
진행되었고, 1969년경에 미국의 물리학자 휠러가 블랙 홀이라는 이름을 처음으로 사용하기 시작하였고
1972년 Cygnus X-1이라는 블랙홀을 발견 하였다.
블랙 홀의 생성과 기본 물리학
블랙 홀의 생성
블랙 홀은 거대한 질량을 가진 별의 폭발을 일으킨 후에 생성된다.
거대 질량별의 중심부는 점점 수축해 들어가 마지막에는 초신성 폭발을 일으킨다. 대폭발로 별의 표층면이
날아가고 결국 고속으로 자전하는 중성자의 핵만 남게 된다. 그러나 별의 중력이 상상을 초월할 만큼 크므로
수축은 계속되어 마침내 밀도가 무한대인 블랙 홀이 된다.
블랙 홀에 적용되는 기본 물리학
물체의 이탈속도 Vesc=(2/GM/R)1/2이다. 여기서 어떤 물체도 광속 이상으로 운동하지 못하므로, 극대의
이탈속도를 c(광속)으로 놓을 수 있다. 그러면 블랙 홀의 반지름의 식은 R = 2GM/c2이다. 이 경계 반지름을
독일의 천체 물리학자 슈바르츠실트의 이름을 따서 슈바르츠실트 반지름이라고 한다. 태양의 슈바르츠실트의
반지름은 3km이다블랙 홀 주변 시공간을 알아보기 위해 그 속으로 이론적인 여행을 시도해 보자. 질량이
10M⊙인 블랙 홀의 둘레를 1AU의 거리에서 돌고 있는 우주선을 가정하자. 이 우주선은 블랙 홀 둘레를 케플러의
법칙일 따라 궤도 운동을 할 것이다. 케플러의 3법칙과 우주선의 궤도로부터 블랙 홀의 질량을 측정할 수 있다.
이제 우주선으로 신호를 돌려 보내기 위해 레이저 광선과 시계를 가지고 뛰어 내린다.블랙 홀로 떨어지는 긴
시간동안 아무런 일도 일어나지 않는다. 그러나 블랙 홀에 접근해 갈수록 점점 더 센 조석력이 우주 비행사를
잡아 당겨서 양쪽으로 늘어나게 할 것이다. 보통 사람이라면 10M⊙의 블랙 홀에 약 3000km의 지점까지 가면 찢어져
버릴 것이다. 슈바르츠실트 반지름을 통과한다. 그러나 아무일도 일어나지 않고 블랙 홀의 경계를 표시하는 아무런
표지판도 없다. 이제 여행은 바로 끝난다. 슈바르츠실트 반지름을 지난지 약 10-5s 후에 특이점에 부딪치고 만다.
즉, 0부피로 들어가 부서져 없어져 버리고 마는 것이다. 뒤에 있는 우주선은 어떻게 보일까? 블랙 홀에 가깝게
떨어져 가면 레이저로 나가는 빛은 블랙 홀의 중력에 의해 적색이동이 생긴다. 그러면 레이저의 섬광 사이의
시간 간격은 길어진다. 일반 상대성 이론에서 예측되는 시각 지연효과때문이다. 다시 슈바르츠실트 반지름에 더
가까이 가면 시계는 차츰 더 동시성에서 벗어난다. 결국, 슈바르츠실트 반지름을 지날 때 방출되는 레이저의 빛은
여전히 c의 속도로 달린다고 해도, 우주선에 도착하려면 무한대의 시간이 걸린다. 낙하 속도도 밖의 관측자가 볼
때는 블랙 홀에 접근해 갈수록 점점 더 늦어지기 때문에 먼 곳에 있는 관측자에게는 마치 얼어붙은 것처럼 보인다.
또, 빛도 점점 더 적색 이동이 되어서, 결국 검출되지 않는다.즉 어떤 외부 관측자에게도 물체가 블랙홀에 떨어지는
것을 못 본다.
블랙 홀의 구조와 종류
블랙 홀의 중심부에는 특이점이라 부르는 밀도가 무한대인 한 점이 있다.
블랙 홀에 빨려들어간 모든 물질이 도착하는 점이 바로 이 특이점이다. 그 곳에서는 시공간이 존재하지 않으며,
모든 물리 법칙이 성립하지 않는다. 특이점 주위는 중력이 엄청나게 강한 공간으로, 특이점에서 어떤 영역 안쪽에는
빛이라 해도 밖으로 빠져 나갈 수 없는 면이 형성된다. 이 면을 사상의 지평선(event horizon)이라 한다.
블랙 홀이란 사상의 지평면으로 둘러 싸인 시공의 영역을 말한다. 이는 슈바르츠실트 반지름의 다른 용어이기도 한데,
이것은 슈바르츠실트 반지름 안에서 일어나는 어떠한 사건(event)도 바깥에 있는 관측자에게는 안보인다는 사실을
강조하는 것이다. 즉, 그들은 우리의 가시 수평선 바깥에 있음을 의미하는 것이다. 블랙 홀은 사상의 지평면에
둘러 싸여 있고, 특이점은 그 안에 있다. 그래서 특이점은 밖의 세계에 아무런 영향을 미치지 않으며, 반대로
밖의 세계에서는 블랙 홀의 내부를 관측할 수 없다. 일반 상대성 이론의 해답에 따라 블랙 홀은 여러 종류가
있다고 생각할 수 있다. 가장 일반적인 것으로 정지하고 있는 슈바르츠실트 블랙 홀과 회전하고 있는 커 블랙
홀을 들 수 있다.
슈바르츠실트 블랙 홀
슈바르츠실트가 일반 상대성 이론으로 이끌어낸 고전적 블랙 홀이다.
중심의 특이점과 그 주위의 사상의 지평면으로 이루어진 단순한 구조를 하고 있으며, 질량 이외의 물리량을
갖지 않은 정지된 블랙 홀이다. 이 블랙 홀의 사상의 지평면은 바로 슈바르츠실트 반지름에 있다.
커 블랙 홀
질량과 각운동량을 가지고 회전하는 블랙 홀,회전하고 있기 때문에 특이점은 특이 고리가 된다. 또 사상의 지평면
바깥쪽에 정지한계라 부르는 면이 있다. 사상의 지평면과 정지한계면 사이의 영역을 에르고 영역이라 한다.
에르고 영역에 들어간 물질은 블랙 홀로 떨어져 들어감과 동시에 블랙홀의 회전 방향으로 빙글빙글 돌게 되어,
절대로 정지할 수 없다.
블랙 홀의 증발(소멸)
블랙 홀 주위의 가스나 빛은 결국 블랙 홀로 흡수되어 버린다. 영국의 물리학자 호킹은,
양자론적인 진공 상태를 블랙 홀에 적용시켜 놀라운 결론을 얻었다. 양자론적으로 보면 진공상태란,
입자와 반입자의 쌍이 생겼다가 소멸하고, 다시 생기는 상태를 말한다. 입자와 반입자 쌍의,
한쪽은 양(+)의 에너지를, 다른 한쪽은 음(-)의 에너지를 갖고 있다. 블랙 홀은 그 중 음의 에너지를 가진 것을
빨아 들이고, 이 에너지에 상당하는 질량을 상실한다. 한편, 양의 에너지를 가진 것은 밖으로 뛰쳐 나간다.
그래서 블랙 홀은 마치 질량을 상실하면서 입자를 방출하고 있는 것처럼 보인다.
블랙 홀의 증발은 그 질량이 작을수록 심해진다. 그러나 태양 정도의 질량을 가진 블랙 홀에서도 모든 질량을
방출하는데 1066년이 걸린다. 현재의 우주 나이가 1010년 정도임을 생각한다면, 일방적으로 빨아들인다고 하는
블랙 홀의 고전적인 견해도 잘못은 아니다. 한편, 우주 초기에 생성된 미니 블랙 홀이라면 그 심한 증발 모습을
관측할 수도 있다고 본다.
화이트 홀과 웜 홀의 존재와 시간 여행
화이트 홀과 웜홀
블랙 홀과 같이 모든 것을 흡수하는 세계가 있으면, 반드시 그 반대 세계가 존재한다는 것을 일반 상대성 이론은
유도하고 있다. 다시 말해 물질이 그 내부로는 절대로 들어갈 수 없는 모든 물체를 방출하는 세계가 있다는 것이다.
이것을 화이트 홀(White hale)이라고 한다. 그러나 화이트 홀이 어떻게 형성되는가 하는 메커니즘에 대해서는 전혀
아는 바가 없다. 블랙 홀의 명명자 휠러는, 블랙 홀과 화이트 홀의 사상의 지평선 내부를 잘라내고, 그 나머지를
연결하면 어떻게 되는가를 생각했다. 이렇게 하면, 블랙 홀에 흡입된 물질은 화이트 홀에서 방출된다.
이 때 블랙 홀의 흡입구가 있는 세계와 화이트 홀의 방출구가 있는 세계는 전혀 다른 세계이다. 이 두세계를
연결하는 통로를 웜홀(Warm hole, 슈바르츠실트의 목, 아인슈타인-로젠의 다리)이라고 명명하였다. 웜홀은 말
그대로 시공의 벌레 먹은 구멍이라는 뜻이다. 최근에는, 우주의 탄생을 기술하는 대통일 이론과 일반 상대성 이론을
연결함으로서 어미 우주에서 딸 우주로, 딸 우주에서 손자 우주가 탄생된다는 다중 우주 발생의 개념이 클로즈
업되고 있다. 그리고, 다중 우주가 발생한다면 이들 우주를 연결하는 빠져 나갈 통로로서 웜 홀이 자연적으로
형성된다는 것이 증명되었다
웜홀을 이용한 시간 여행
1988년 미국에서 캘리포니아 공과대학의 손 박사 팀이 웜홀을 사용하면, 과거로의 시간여행이 가능할지도
모른다는 충격적인 논문을 물리 학회지에 발표하였다. 웜 홀을 인공적으로 만들어 그것을 초 고속으로 운동시키면
된다는 것이다. 그들의 이론은 여러 가정을 전제로 세워진 것이기 때문에 그들 자신도 이 이론에는 여러 가지
문제점이 다는 것을 지적하고 있다. 예컨데 웜 홀은 중력적으로 불안정하여 차츰 수축함으로써 특이점이
생기게 된다. 그들 연구 팀은 미지의 물질을 사용하여 웜 홀의 붕괴를 막을 수 있다는 가정에서 이론을 성립시키고
있다. 그러나 실제로 태어나는 웜 홀은 소립자보다도 작으므로 이것을 특수한 방법으로 로켓이 지나갈 만큼의
크기로까지 확장시켜야 한다는 등의 문제점이 있다. 시간 여행은 아직까지도 현대 물리학에서는 꿈의 이야기이다.
블랙 홀의 관측 방법 과 Cygnus X-1.
블랙 홀의 관측 방법.
블랙 홀은 어떠한 전자기파도 내놓지 않기 때문에 고립된 블랙 홀은 관측할 수가 없고, 다만 다른 천체와의
상호 작용에 의해서만 검출할 수가 있다. 어떤 물질이든지 블랙 홀에 떨어져 들어갈 때는 운동에너지가 증가되면서
온도가 올라간다. 만일 그 온도가 수백만K 정도에 도달하면, 그 물질은 X선을 방출하게 된다. 블랙 홀이 성간 물질
속이나 어떤 별의 근방을 지나간다면, 그곳의 물질들을 끌어들이면서 복사선을 방출한다. 만일 그 가속된 물질이
본래 각운동량을 가지고 있었다면, 그 물질은 블랙 홀 둘레에 한 개의 원반을 형성할 것이다.이것을
강착 원반(accretion disk)이라고 하며 이것이 블랙 홀의 X선원이다. 그래서 X선원이 블랙 홀의 좋은
후보자인 것이다.
Cygnus X-1
백조자리에 위치하는 강한 X선원으로 최초로 발견된 블랙 홀이다. 1971년 전파 천문학자들은 Cygnus X-1로부터
전파 폭발을 관측하여, 그 위치를 정확하게 관측하였다. 가장 Cygnus X-1이 있음 직한 위치에 O형 초거성이 놓여
있었다. 이 별은 HDE(Henry Draper Extension) 226868이라 불리우며 O type의 초거성으로, 대략, 31,000K의
표면 온도를 가졌다. 학 관측에 의하면 이 청색 초거성의 흡수선들이 5.6일의 주기로 도플러 이동을 하고 있음이
알려졌다. 따라서, 이 별은 X선원(질량이 크지만 광학적으로 안 보이는 동반성)과 함께 5.6일마다 이들의 질량
중심의 둘레를 돌고 있다고 결론 내릴 수가 있었다. 이 동반성의 질량을 측정한 결과 Cygnus X-1의 질량은 대략
16M⊙ 정도가 된다. 중성자별의 한계 질량이 3M⊙임을 감안하면 이 천체는 블랙 홀임이 틀림없다. x선은 블랙 홀
자체에서 나오는 것이 아니라, 주변의 강착원반 물질로부터 방출되는 것이다. 청생 초거성으로부터 항성풍이
불어오는 질량은 블랙 홀을 향하여 떨어진다. 이러한 물질에 의해 강착 원반이 생성되고 이 원반은 조석력과
중력 퍼텐셜 에너지가 열에너지로 전환되어 가열된다. 이 때 원반의 일부는 수 백만 도에 이르게 되며, 여기서
X선이 방출된다.
블랙 홀의 이용 가치
블랙홀의 에너지를 이용하는 도시
회전하는 커 블랙 홀을 이용하면 쓰레기와 에너지 문제를 한번에 해결할 수 있다.
이 꿈과 같은 이론은 상대성 이론에 관한 교과서에 실려 있다. 휠러등이 집필한 이 책은 세계에서 널리
사용되고 있는 유명한 상대성 이론 교과서이다. 영국의 물리학자 펜로즈는 회전하는 블랙홀에서 에너지를
꺼내는 방법을 생각하였다. 회전하는 블랙 홀의 에르고 영역에 물질을 던지고, 그것이 그 안에서 둘로 갈라져
하나는 에르고 영역 밖으로 뛰쳐 나가도록 한다. 그 때 뛰쳐 나오는 물질의 에너지는 처음 던졌을 때보다 커져
있는 것이다. 이 메커니즘을 `펜로즈 과정'이라고 한다.
블랙 홀 망원경(중력 렌즈 효과)
블랙 홀의 강한 중력은 시공간을 일그러지게 하고, 빛의 진로를 굽게 한다. 이 성질 을 이용하면 우주의 끝에
있는 은하나 퀘이사를 살펴볼 수 있다. 은하나 블랙 홀과 같은 거대 중력원에 의해 빛이 굽어져서 우리가 보면
복수의 상이 나타나거나 그 모양이 찌그러져 보이는 현상을 '중력 렌즈'라고 한다. 중력 렌즈에서는 우리에게
원래는 도달할 수 없는 빛까지 중력으로 굽어져 도달하는 경우가 있으므로, 은하나 퀘이사의 상들이 증광(憎光)될
수도 있다. 따라서 멀리 있어서 관측할 수 없는 은하를 블랙 홀의 중력 렌즈로 관측할 수 있게 되는 것이다.
중력 렌즈가 일어나는 빈도는 렌즈의 구실을 하는 은하나 블랙 홀이 얼마나 우주에 있는가에 따라서 결정된다.
우주가 크면 클수록 그만큼 그 안에 포함되어 있는 은하나 블랙 홀도 많아지므로 중력 렌즈가 일어날 빈도도
많아진다. 이렇게 하여 어느 정도 중력 렌즈가 일어나고 있는가를 알면, 우주의 크기에 대한 정보를 얻을 수도
있다.
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