블랙홀이란?
블랙홀은 중력이 매우 강합니다. 그리고 빛이나 다른 전자파를 포함하여 그 어느 것도 블랙홀을 피하기에 충분한 에너지를 가지고 있지 않은 시공간 영역입니다. 일반 상대성 이론은 충분히 소형 질량이 블랙홀을 형성하기 위해 시공간을 변형시킬 수 있다고 예측합니다. 도망갈 곳이 없는 경계는 사건의 지평선이라고 불립니다. 비록 이것은 물체가 교차하는 운명과 상황에 큰 영향을 미치지만 일반 상대성 이론에 의해 국소적으로 검출가능한 특징은 아닙니다. 여러 방식에서 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 이상적인 흑체처럼 기능합니다. 거기에다가 곡선 시공간에서 양자장론에 의하면 사건의 지평선이 질량에 반비례하는 온도의 흑체와 동일한 스펙트럼을 가진 호킹 복사를 방출할 것이라고 예측합니다. 항성 블랙홀의 켈빈은 10억 분의 1 정도이기 때문에 기본적으로 직접 관측하는 것은 불가능합니다.
중력장이 너무 강해 빛을 피할 수 없는 물체는 18세기 존 미첼과 피에르 시몽 라플라스에 의해 처음 고려되었습니다. 1916년 카를 슈바르츠실트는 블랙홀을 특징지을 수 있는 일반 상대성 이론의 현대적 해결 방법을 발견했습니다. 그 이후 데이비드 핀켈슈타인은 '블랙홀'을 아무것도 도망칠 수 없는 공간의 영역이라는 의견을 내놓았습니다. 1960년대 조슬린 벨 버넬이 중성자별을 찾아내면서 천체 물리학 이론에서 중력 때문에 붕괴된 소형 물체에 대한 관심을 갖게했습니다. 이후 최초로 알려진 블랙홀은 1971년 백조자리X-1입니다.
항성 질량의 블랙홀은 거대한 항성이 생애 주기가 끝나서 붕괴할 때 형성됩니다. 블랙홀이 형성된 후에는 자신의 주위에 있는 질량을 흡수함으로 성장할 수 있습니다. 수백만 개의 태양 질량인 초거대질량 블랙홀은 대부분의 은하 중심에 존재한다는 의견이 일치합니다.
블랙홀이 존재한다는 것는 다른 물질과 블랙홀의 상호작용이나 전자방사를 통하여 추측됩니다. 블랙홀에 낙하하는 물질은 우주에서 가장 밝은 물체들 중 하나인 퀘이사를 만들면서, 마찰에 의해 가열된 외부 강착 원반을 형성할 수 있습니다. 초대질량 블랙홀 근처를 지나는 항성들은 삼켜지기 전에 가장 밝게 빛나는 스트리머처럼 갈기갈기 찢어질 수 있습니다. 다른 항성이 블랙홀 주위를 돌고 있다면, 그 궤도는 블랙홀의 질량과 위치를 조사하는 데 이용될 수 있습니다. 이러한 관측은 중성자별 등의 가능성이 있는 대체물을 제외하는 데 사용할 수 있습니다. 이러한 방식으로 천문학자들은 바이너리 시스템에서 수많은 항성 블랙홀 후보들을 확인했고, 우리 은하 중심에 있는 궁수자리 A* 전파원이 약 430만 태양 질량의 초대질량 블랙홀을 포함하고 있음을 확인했습니다.
블랙홀의 특성과 구조
무모정리는 블랙홀이 형성된 후 안정된 상태가 되면 질량, 전하, 회전의 각 세 가지 독립적인 물리적인 특성만 갖는다고 가정합니다. 그렇지 않으면 블랙홀은 특징이 없습니다. 이 추측이 참인 경우, 이러한 속성 또는 파라미터에 대해 같은 값을 공유하는 두 블랙홀은 서로 구별할 수 없습니다. 현대 물리학 법칙에 의한 블랙홀에 대한 추측이 진실이고 어느 정도는 현재 해결되지 않은 문제입니다.
이러한 특성은 블랙홀 밖에서 볼 수 있기 때문에 특별합니다. 예를 들어 전하가 있는 블랙홀은 다른 전하가 있는 물체와 마찬가지로 다른 비슷한 전하를 쫓아버립니다. 마찬가지로 블랙홀은 포함한 구 내 총질량은 블랙홀에서 멀리 떨어진 가우스 법칙의 중력 아날로그를 사용하여 찾을 수 있습니다. 마찬가지로 각 운동량은 중력 자기장에 의한 좌표계 이끌림(렌제-티링 효과)을 사용하여 멀리서 측정할 수 있습니다.
물체가 블랙홀에 떨어지면 물체의 형상이나 전하 분포에 대한 정보는 블랙홀 지평선을 따라 고르게 분포해 외부 관찰자에게 잊혀집니다. 이 상황에서 지평선의 행동은 마찰과 전기저항을 수반하는 전도성 스트레치 멤브레인의 그것과 매우 유사한 소멸 시스템입니다. 이는 미세한 수준에서는 마찰이나 저항률이 없는 전자기학과 같은 다른 분야의 이론들과는 다른데, 블랙홀이 시간을 초월하기 때문입니다. 블랙홀은 최종적으로 세 가지 파라미터만으로 안정된 상태를 달성하기 때문에 초기 조건에 대한 정보를 잃는 것을 피할 방법이 없습니다. 블랙홀의 중력장과 전기장은 무엇이 들어갔는지에 대한 정보를 거의 주지 않습니다. 잃어버린 정보에는 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어져 측정할 수 없는 모든 양이 포함되는데, 여기에는 총 중입자 수와 렙톤 수와 같은 대략적으로 보존된 양자 수도 포함합니다. 이 행동은 너무 이해하기 어려워서 블랙홀 정보 역설이라고 부릅니다.
사건의 지평선
블랙홀의 정의적 특징은 물질과 빛이 블랙홀의 질량을 향해 안쪽으로만 통과할 수 있는 시공간 경계인 사건의 지평선의 출현입니다. 아무것도, 심지어 빛조차도 사건의 지평선 안에서 도망칠 수 없습니다. 사건의 지평선은 경계 내에서 사건이 발생할 경우 해당 사건으로부터의 정보가 외부 관찰자에게 도달할 수 없기 때문에, 이러한 사건이 발생했는지 여부를 판단할 수 없기 때문입니다.
일반 상대성 이론에 의해 예측된 바와 같이, 질량의 존재는 입자가 지나가는 경로가 질량을 향해 휘도록 시공간을 변형합니다. 블랙홀의 사건의 지평선에서는 이 변형이 매우 강해져 블랙홀에서 벗어날 경로가 없어집니다.
멀리 있는 관찰자에게 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 천천히 똑딱똑딱 거리는 것처럼 보일 것입니다. 중력 시간의 확장으로 알려진 이 효과로 인해, 블랙홀에 낙하하는 물체는 사건의 지평선에 가까워지면 속도가 느려지고 그것에 도달하는 데 무한한 시간이 걸립니다. 동시에 고정된 외부 관찰자의 관점에서 이 물체 위의 모든 과정이 느려지고, 물체가 방출하는 빛을 더 붉고 어둡게 보이게 하는 것은, 중력 적색 편이라고 알려진 효과입니다. 최종적으로 낙하한 물체는 보이지 않을 때까지 서서히 사라집니다. 일반적으로 이 과정은 매우 신속하게 실행되며 1초 미만이면 객체가 시야에서 사라집니다.
한편, 블랙홀에 낙하하는 불멸의 관측자는 사건의 지평선을 가로지를 때 이러한 영향을 깨닫지 못합니다. 그들이 정상적으로 똑딱거리는 것처럼 보이는 독자적인 시계에 따르면, 그들은 어떠한 특이한 행동 없이 그들은 유한한 시간 후에 사건의 지평선을 건너갑니다. 고전적인 일반 상대성 이론에서는 아인슈타인의 등가 원리 때문에 국소 관측에서 사건의 지평선의 위치를 결정하는 것은 불가능합니다.
평형 상태에 있는 블랙홀의 사상의 지평선의 위상은 항상 구형입니다. 비회전 블랙홀의 경우 사건의 지평선의 기하학은 정확히 구형이며, 회전하는 블랙홀의 경우 사건의 지평선은 타원형입니다.