천문학에서 블랙홀의 종류 및 특징

블랙홀의 우주는 모든 파장에 걸친 천문학적 관찰과 발견을 위해 열리고 있습니다. 이 장에서는 이러한 물체의 개념에서 시작하여 현재 관심 있는 이 흥미로운 영역에 대한 간략한 요약을 제공합니다. 블랙홀의 다양한 특성과 그 기초가 되는 물리학을 설명하고 그 결과를 탐구합니다. 또한 이러한 물체에 대한 최근의 천문학적 증거도 설명합니다.

블랙홀에 대한 아이디어는 실제로 라플라스로 거슬러 올라가며 영국인 미셸보다 훨씬 이전의 것일 수 있습니다. 라플라스는 우주에서 가장 큰 물체는 보이지 않아야 하며 다라서 어두워질 것이라고 주장했습니다. 

블랙홀 감지

물체가 블랙홀인지 확인하려면 질량을 측정할 수 있는 수단이 있어야 합니다. 우리 은하계에서 블랙홀 후보 몇 개는 모두 쌍성계의 구성원이며, 다른 하나는 가시광선을 방출하는 일반적인 별입니다. 이를 통해 보이지 않는 동반자의 질량을 측정할 수 있습니다. 대부분의 경우 질량은 중성자별의 질량을 넘어서는 몇 개의 태양 질량으로 밝혀집니다. 블랙홀은 동반성에서 물질을 꺼냅니다. 이 물질은 구멍 주위에 강한 디스크를 형성하고 천천히 광활한 곳으로 빨려 들어갑니다. 중력 에너지는 강렬한 X선 및 기타 형태의 전자기 방사선으로 변환됩니다. 

 

블랙홀의 특징으로 높은 조수의 힘으로 인해 별이 찢어지고 별이 구멍 주위 궤도에 가까워지면 더 많은 물질이 유입되어 고에너지 방사선(X선과 같은)이 이진 주기에 해당하는 주기성을 나타냅니다. 중성자별은 또한 동반성에서 쌍성계의 일부가 될 때 물질을 축적하고 이 물질이 중성자별 표면에 부딪히면 X선이 방출됩니다. 그러나 이제 블랙홀과 중성자별을 구분할 수 있게 되었습니다. 중성자별을 충돌시킬 때 물질은 '하드' 표면에 부딪혀 추가 에너지로 다시 방출될 수 있지만, 블랙홀에 떨어질 때는 지평선으로 사라집니다. 따라서 블랙홀이 경우 최대 광도와 최소 광도의 비율은 주어진 최대 광도가 아무리 크더라도 블랙홀의 경우 훨씬 더 높습니다. 최대 광도와 주어진 질량 사이의 이러한 관계는 에딩턴으로 거슬러 올라가는 데, 에딩턴은 발광 물체의 질량이 주어지면 복사압이 물체를 지탱하는 중력을 초과하여 물체를 밀어내는 경향이 있으므로 물체의 광도에 대한 최댓값이 있음을 보여주었습니다. 태양 질량 단위의 질량 M의 경우, 이 최대(에딩턴) 광도는 다음과 같이 주어집니다.

 

이제 퀘이사와 같은 초광속 물체(모든 파장에서 초당 태양보다 수천억 배의 에너지를 방출합니다)는 그 중심에 있는 초거대 블랙홀로 구동되어 가스, 먼지, 별 등 주변 물질을 축적하여 중력 에너지를 복사 에너지로 방출한다고 알려져 있습니다. 우리 은하를 포함한 많은 은하계의 중심에 초거대 블랙홀이 존재한다는 직접적인 증거도 있습니다. 은하계의 가장 안쪽 부분에 있는 별과 기체의 운동 속도를 도플러가 소형 중심 물체 주위를 돌면서 스펙트럼 방출선을 넓히는 방법으로 측정할 수 있습니다. 이러한 속도(일반적으로 수천 킬로미터/초)를 통해 총 내부 질량을 추정할 수 있습니다. 

 

예를 들어, 우리 은하의 내부 0.1광년에는 수백만 개의 태양 질량이 있다고 추론할 수 있습니다. 그리고 블랙홀만이 이 계산에 깔끔하게 들어맞을 수 있습니다. 이 지역에 거대한 천체가 많이 있다고 가정하면 몇 가지 이론적, 관측상 문제가 발생할 것입니다. 일부 나선 은하에서 방출되는 마저 방출은 거대한 소형 중심 물체 주위를 도는 기체의 회전 속도를 정확하게 추정할 수 있게 해 주었습니다. 이제 우리는 퀘이사와 같은 우주에서 가장 에너지가 넘치는 물체에 동력을 공급하는 초거대 블랙홀의 존재에 대한 강력한 증거를 얻었습니다.

원시 블랙홀

원시 블랙홀은 별의 중력 붕괴가 아니라 초기 우주에 존재하는 물질의 극도 밀도에 의해 형성되는 가상의 블랙홀입니다. 빅뱅 후 처음 몇 분 동안은 압력과 온도가 매우 높았습니다. 이러한 조건에서 물질 밀도의 단순한 변동으로 인해 블랙홀이 생성될 만큼 밀도가 높은 국소 영역이 형성되었을 수 있습니다. 밀도가 높은 대부분의 영역은 우주의 팽창에 의해 빠르게 분산되지만 원시 블랙홀은 안정적이어서 현재까지 지속될 것입니다. 원시 블랙홀을 감지하는 한 가지 방법은 호킹 복사입니다. 고전적으로 고립된 블랙홀은 빚이나 방사선을 방출하지 않지만, 호킹은 블랙홀 주변의 강한 위치에너지에서 방사선이 터널링 할 수 있는 양자 효과가 있음을 보여주었습니다. 중력장은 입자를 생성할 만큼 충분히 강합니다. 그는 또한 방출이 열이며 질량에 반비례하는 블랙홀과 온도와 관련이 있음을 보여주었습니다. 

 

태양 질량과 무거운 블랙홀의 경우 이 방사선은 10~17 erg/s 미만으로 매우 작습니다. 이 방출로 인해 질량이 더욱 감소하기 때문에 질량이 매우 작은 블랙홀은 폭주 증발을 경험하여 엄청난 방사선 폭발을 일으킬 수 있습니다. 블랙홀이 질량을 잃고 있다면 슈바르츠실트 반경은 감소하고 있을 것입니다. 이는 사건 지평선의 표면적이 감소하는 것과 같습니다. 이는 면적이 절대 감소할 수 없다는 호킹 자신의 면적 정리에 위배되는 것처럼 보입니다. 일반 상대성 이론의 면적 정리는 블랙홀에 대한 열역학 제2법칙으로 대체되며, 블랙홀의 엔트로피와 블랙홀 외부의 물질 합은 절대 감소하지 않는다는 것을 명시합니다. 입자를 방출하면 블랙홀의 엔트로피는 감소하지만, 물질화된 이자는 초기 엔트로피를 모두 합하면 초기 엔트로피와 같거나 초과하는 자체 엔트로피를 가지고 있습니다. 

스핀과 전하가 있는 블랙홀

블랙홀은 전하를 띠고 회전하고 있을 수도 있습니다. 별과 비교했을 때 블랙홀은 다음과 같은 것만 가질 수 있습니다.

1. 총 질량 또는 에너지

2. 총 전기 충전량

3. 총각 운동량

외부 관찰자는 블랙홀 내부에 들어간 물질의 종류와 성질에 대한 모든 흔적을 잃게 됩니다. 블랙홀에 끌려 들어간다고 상상해 보세요. 처음에는 자유 낙하 상태이기 때문에 중력이 전혀 느껴지지 않습니다. 하지만 구멍의 중심에 점점 더 가까워질수록 중력이 "조수" 하게 느껴지게 시작합니다. 발이 머리보다 중심에 더 가깝다고 상상해 보세요

구멍의 중심에 가까워질수록 중력이 강해지므로 발이 머리보다 더 강하게 당겨지는 느낌을 받습니다. 이러한 조석력은 중심에 가까워질수록 점점 더 강렬해지고 결국 찢어질 것입니다. 

 

붕괴하는 별에서 블랙홀이 형성되었다고 가정해 보겠습니다. 블랙홀을 형성할 물질이 붕괴하면서 관찰자는 블랙홀이 점점 더 작아지고 슈바르츠실트 반경에 가까워지지만 도달하지 못하는 것으로 봅니다. 블랙홀이 형성되는 데는 무한한 시간이 걸리지 않으며, 지평선을 가로지르는 데도 무한한 시간이 걸리지 않습니다. 

 

지평선에 점점 더 가까워질수록 방출하는 빚이 다시 올라가 관찰자에게 도달하는 데 점점 더 오래 걸립니다. 실제로 지평선을 통과할 때 오른쪽에서 방출하는 방사선은 지평선 바로 그곳에서 영원히 맴돌며 관찰자에게 도달하지 못할 것입니다. 여러분은 지평선을 통과한 지 오래되었지만 도달하지 못할 것입니다.

맺음말

블랙홀과 관련된 기본 물리학에 대한 이해는 물체가 형성되어 인류에게 위협이 된다는 모든 두려움이 전혀 근거가 없다는 것을 보여줍니다. 페르미랩은 몇 년 동안 Tev 양성자를 충돌시켜 왔으며, 훨씬 더 높은 에너지를 가진 우주선 충돌은 전 세계에서 일어나고 있지 않습니다.