우주에 블랙 홀(Black Hole)이 존재한다.
(질문) 우주에 블랙 홀이 존재하는지요?
(천사의 대답) 존재합니다.
블랙홀(black hole)은 중력장이 너무나 커서 사상의 지평선을 지나면 어느 것도 빠져나올 수 없게 되는 공간의 영역을 말한다.
블랙홀의 명칭은, 전자기 복사(즉, 빛)조차도 빠져나올 수 없어서, 내부를 볼 수 없게 한다는 사실에서 유래되었다.
어쨌거나, 블랙홀은 사상의 지평선 바깥쪽의 물체와 상호작용할 수 있다면 검출이 가능하다. 주위를 회전하는 별로부터 기체를 끌어들이는 경우는 그 한 예이다. 기체는 안쪽으로 나선을 그리며, 그 과정에서 매우 높은 온도로 가열되어 많은 양의 복사에너지를 방출한다.[1][2][3]중력이 너무 강해 빛조차도 빠져나오지 못하는 물체에 대한 생각은 18세기에 제안되었고, 아인슈타인의 일반 상대성 이론(1916년)에서 묘사된다. 이 이론은, 충분히 큰 질량이 충분히 작은 영역의 공간에 존재한다면, 모든 공간의 경로는 공간의 중심을 향하여 안쪽으로 휘어져, 모든 물체와 복사를 안쪽으로 떨어지게 된다고 예측하였다.일반 상대성 이론은 블랙홀을 텅빈 공간이며, 그 중심에 특이점, 외부 경계에는 사상의 지평선이 있다고 묘사하였는데, 양자 역학이 고려되면 이러한 묘사는 바뀌게 된다. 스티븐 호킹등 현대 이론물리학자들의 견해에 따르면 사건의 지평선 표면에서도 에너지가 외부로 복사(Radiation)될 수 있다고 한다. 이러한 현상을 호킹 복사라고 한다.[4][5][6]블랙홀의 표면은 통칭 사건의 지평선(Event Horizon)이라 불린다. 외부에서는 물질이나 빛이 자유롭게 안쪽으로 들어갈 수 있지만, 내부에서는 빛조차도 밖으로 나올 수 없기 때문에 이러한 이름이 붙었다.
특이점으로부터 사건의 지평선까지의 거리, 즉 블랙홀의 크기는 일반 상대성이론으로부터 블랙홀의 존재를 처음으로 끌어 낸 천체물리학자 슈바르츠쉴트의 이름을 따서 슈바르츠쉴트 반지름이라고 명명되었다.
생성과정
일반적인 항성은 항성의 중심에서 일어나는 핵융합 반응으로 인한 압력과 별의 질량으로 인한 중력이 균형을 이루고 있다.
젊은 별은 핵에서 수소를 연료로 하는 핵융합 반응이 일어나고, 별이 늙어갈수록 이 과정은 헬륨, 탄소, 산소를 거쳐 최종적으로는 철로 이루어진 핵을 갖게 된다. 이런 상황이 되면 핵융합의 압력과 중력 사이의 균형은 급속히 깨지게 되고, 별은 중력 붕괴를 일으켜 수축하게 된다. 이러한 수축 과정에서 별의 표면에서도 핵융합 반응이 일어나게 되고, 이 반응이 초신성으로 관측되기도 한다.초신성의 폭발 이후에 남은 잔해의 질량이 여전히 중력 붕괴를 면할 수 없을정도로 큰 경우에는 별의 핵은 계속 압축된다.
그 결과 발생하게 되는 것이 중성자성이고, 중성자성 마저도 자체의 질량에 의한 중력을 견디지 못할 경우에는 더더욱 압축되어 밀도나 중력의 세기가 무한대가 되는 하나의 점으로 수축해버리게 된다. 이 점을 특이점이라 한다. 특이점 근처의 공간은 매우 강한 중력에 의해 변형되고, 시간의 흐름은 늦어지며, 빛은 무한대의 적색 이동을 일으켜 관측할 수 없게 된다.질량이 큰 항성이 중력붕괴를 일으킨 후 블랙홀이 되는 경우 외에도, 빅뱅(Big Bang)시의 높은 압력으로 인하여 매우 작은 크기의 마이크로 블랙홀이 생성되는 경우 또한 존재한다.
하지만 이 마이크로 블랙홀들은 호킹복사 - 질량이 작을수록 복사가 활발하다 - 로 인하여
대부분이 소멸되고 현재는 존재하지 않을 것으로 추정된다.
우주 물리학2010/08/17 05:05
http://blog.naver.com/donmany0203/30092066822
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| 천문 단위(Astronomical Unit) | AU = 1.496×108 [km] |
|---|---|
| 파섹(parsec) | pc = 206,265 [AU] |
| = 3.26 [ly] | |
| = 3.086×1013 [km] | |
| 광년(light year) | ly = 6.324×104 [AU] |
| = 0.307 [pc] | |
| = 9.46×1012 [km] | |
| 항성년(sidereal year) | 1 yr = 365.26 [일] |
| = 3.16×107 [초] | |
| 지구의 질량 | M⊕ = 5.98×1024 [kg] |
| 지구의 적도 반지름 | R⊕ = 6,378 [km] |
| 지구의 공전 속도 | V⊕ = 30 [km/s] |
| 태양의 질량 | M⊙ = 1.99×1030 [kg] |
| 태양의 반지름 | R⊙ = 6.96×105 [km] |
| 태양의 광도 | L⊙ = 3.90×1026 [W] |
| 태양의 유효 온도 | Teff = 5,780 [K] |
| 달의 질량 | M☽ = 7.3×1022 [kg] = 0.0123 M⊕ |
| 달의 반지름 | R☽ = 1,738 km = 0.273 R⊕ |
| 달의 궤도 반지름 | d☽ = 3.84×105 [km] |
| 항성월(sidereal month) | P☽ = 27.3 [일] |
| 삭망월(synodic month) | P☽ = 29.5 [일] |
| 은하계 중심으로부터 태양까지의 거리 | R⊙ = 8.5 [kpc] |
| 은하 중심 둘레의 태양의 속도 | V⊙ = 220 [km/s] |
| 은하계의 지름 | D⊙ = 35 [kpc] |
| 은하계의 총질량 | M = 13×1011 M⊙ |
주계열 단계를 지난 항성들은 막대한 양의 질량을 느린 속도(v=약 10km/s)의 항성풍으로 방출한다. 항성풍의 형태는 분광형에 따라 나뉘는데, 태양과 같은 분광형의 항성은 고온의 자기화 된 코로나에 의해 항성풍을 방출한다. 태양풍의 경우 고에너지의 전자와 양성자(약 1keV)로 구성되어 있으며, 코로나의 온도가 극도로 높기 때문에 항성의 중력을 벗어나 우주로 방출된다.
태양보다 무겁고 뜨거운 별의 경우 적색 거성처럼 짧은 시간에 많은 양의 물질을 방출하지는 않으나 속도가 매우 빠르다(v>1~2000km/s).
독일의 천체 물리학자 슈바르츠실트(Karl Schwarzschild)는 아인슈타인의 일반상대론을 이용하여 블랙홀의 임계반지름을 계산하였다. 현재의 이론으로는 어떤 물체도 광속이상으로 빠르게 운동하지 못하므로 극대의 이탈 속도는 광속(c)이고, 따라서 블랙홀의 반지름은,
그럼 블랙홀이 빛마저 빨아들인다면 우린 그 존재를 어떻게 예측할 수 있을까? 만약 블랙홀 주위에 아무것도 없이 혼자 존재한다면 우리는 그것을 관측할 수 없다. 그러나 블랙홀 가까 운 곳에 별이 있는 경우 블랙홀이 그 별 주위의 물질들을 빨아들이기 시작하여 특이한 현상이 나타난다. 블랙홀로 빨려 들어가는 그 물질들은 원반 형태를 취하며, 원반의 중심에서는 수백만 도의 높은 온도로 인해 X선을 방출한다. 이 지점을 X선원이라고 하고 우리는 이 X선원을 블랙홀의 가장 강력한 후보로 생각하고 있다.
두 개의 입자가 상호 운동을 한다고 하면, 두 입자의 총 운동량 P는
두 개 이상의 물체가 상호작용을 할 경우 운동량은 매우 중요한 개념이 되는데, 예를 들어 중력장 밖에서 두 개의 물체 사이에 힘이 작용하면, 뉴턴의 제 3법칙에 의해 두 힘은 언제나 크기는 같고 방향은 반대가 된다. 또 각 입자에 작용하는 힘은 운동량의 변화와 같으므로, 두 물체 사이의 운동량의 변화는 같고 방향은 반대가 된다. 결국 운동량의 변화는 0이고 총 운동량은 보존된다. 총 운동량의 시간적 변화율을 구해보면,
이를 통해, 계의 외력의 벡터 합이 0인 경우에는 언제나 계의 총 운동량은 일정하다는 것을 알 수 있다. 이것이 운동량 보존법칙이다. 이 원리를 유도하기 위해 뉴턴의 제 2법칙을 사용했으므로 관성계에서만 통용될 수 있다.
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멀리 보이는 별을 관측하면 지구로부터 멀어지고 있어서 도플러 효과에 의해 적색편이가 일어난다. 이 적색편이의 정도로부터 지구에 대한 별의 상대속도를 구할 수 있다. 허블은 아주 멀리 있는 은하들에 대한 이동속도를 계산하여 지구로부터 멀어질수록 멀어지는 속도가 커진다는 허블의 법칙을 발견했다. 이것은 태초에 우주가 한 점에서 출발하여 대폭발에 의해 팽창했다는 대폭발 우주론(big bang cosmological theory)의 근거가 되었다.
λmax=2.898×10-3/T
λmax은 m, 온도 T는 절대 온도 K로 나타낸다. 이 법칙은 λmaxT = 일정하므로, 파장이 길어지면 온도가 낮아지고, 파장이 짧아지면 온도는 높아진다.
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키르히호프와 분젠은 태양의 화학적 성분을 밝히는데 스펙트럼선의 연구가 중요함을 인식하였고, 이 연구는 다른 항성에도 적용될 수 있다고 생각하였다. 그들은 계속해서 스펙트럼선을 태양의 스펙트럼선과 비교 하였고, 그 결과 1861년 헬륨의 발견으로 이어졌다.
키르히호프는 흑체복사 개념을 도입하여 열역학상의 발산과 복사에 대한 키르히호프 법칙(Kirchhoff's law)을 발견 하였다. 이것은 동일한 온도에서 같은 파장의 복사(전자기파)를 내는 물체의 능력은 그것을 흡수하는 능력과 같다는 것을 뜻한다.
원자핵과 전자의 거리는 약 5×10-10m인 반면에 핵자의 양성자와 중성자 사이의 거리는 그 보다 수만 배 작은 약 10-15m(1 fm, 'femto-meter')이다. 이와 같이 상대적으로 거리가 먼 원자핵과 전자 간에는 양성자들과 전자들 간의 전기력이 작용한다. 반면에 1 fm이내의 짧은 거리에서는 양성자와 중성자간에 '중간자'(meson)라는 것이 매개하는 강한 핵력이 작용한다. 1934년 일본의 유카와 히데키(Hideki Yukawa)는 중간자의 존재를 이론적으로 유도하여 1949년 노벨 물리학상을 수상하였다.
- 스펙트럼선의 선폭 증가
- 자연 선폭 증가
- 하이젠베르크(Werner Karl Heisenberg)의 불확정성 원리는 본래 주어진 상태의 에너지는 다음보다 더 정확하게 결정할 수 없다는 것을 말한다. 이는
- ΔE∙Δt ≥ h/2π
- 로 표현할 수 있다. 이 방정식에서 h는 플랑크 상수이고, Δt는 상태 지속 시간이다. 따라서 원자의 집단이 만드는 흡수 또는 방출 스펙트럼선은 광자의 진동수가 퍼진 최소 선폭(자연선폭)을 가진다는 것을 의미한다. 일반적으로 들뜸 상태는 다시 가라앉기까지 약 10-8초 동안 지속되기 때문에 보통 자연선폭은 가시광선에서 5×10-5nm정도가 된다. 준안정 상태는 경우에 따라서 1초 이상 지속되므로, 이때는 훨씬 좁은 자연 선폭이 생기는 것을 볼 수 있다.
- 열적 도플러 선폭 증가
- 열적 도플러 선폭 증가는 기체의 온도와 화학 조성에 관련되는데 기체가 임의의 온도 T에 있을 경우, 기체 입자는 평균 운동 에너지 식에 따르는 맥스웰 속도 분포를 가진다.
원자 운동이 가지는 시선 방향 성분은 원자의 천이에서 흡수하거나 방출되는 복사에 도플러 이동을 일으키는데 주어진 온도에서, 무거운 원소의 스펙트럼선이 가벼운 원소의 스펙트럼선보다 더 가늘어지는 현상을 보인다. 그 이유는 무거운 입자가 일반적으로 가벼운 입자보다 느리게 움직이기 때문이다. - 충돌 선폭 증가
- 원자의 에너지 준위는 전자나 이온과 같은 이웃하는 전기를 띤 입자에 의하여 변화된다. 기체에서 이러한 교란은 무질서하게 발생하고, 이는 스펙트럼의 폭이 넓어지는 결과를 가져온다. 교란시키는 입자가 가까이 있을수록 교란은 더욱 커지며, 충돌 선폭 증가는 입자의 밀도에 의존된다. 즉, 밀도가 클수록 스펙트럼의 선폭은 넓어진다는 뜻이다.
그 밖의 선폭 증가로는 제만효과, 난류 선폭 증가, 팽창 선폭 증가, 회전 선폭 증가가 있다.
- 전달 방정식
- 전달방정식이란 복사가 가스 구름이나 행성, 항성의 대기를 통과한 후 기대되는 복사의 세기를 계산한 미분 방정식을 말한다. 이들 방정식은 주로 천체들을 묘사하는데 사용 되었다.방정식을 보기에 앞서 몇 가지 양들을 알아야 하는데, 아래첨자 υ는 주파수에 의존되는 양을 말한다.
- 방출 계수 ηυ : 복사장에 추가된 에너지. 단위는 cm-3 sr-1 Hz-1 s-1.
- 원천 함수 Sυ=ηυ/xυ : 총 불투명도에 대한 총 방출 비. 열역학적 평형의 경우 Sυ는 플랑크 분포 함수로 주어진다.
- 광학 깊이 : τυ는 시선 방향에 평균 자유 경로 길이의 수.
- 우선, 물리적 깊이의 요소 dl에 대한 미분방정식을 쓰면,
- 이다. 여기에 μ=cosθ로 정의 하고, xυ로 나누면 전달방정식의 표준형을 얻을 수 있다.
- 관측자가 천체 내부 방향으로 보는 경우를 나타내기 위해서 음의 기호(-)가 붙었다. 이것의 일반해를 구하면,
- 를 얻을 수 있다.
별이 정유체역학적 평형을 이루고 있으면, 어떤 물체가 중심으로 접근할수록 그 위에 놓인 물체 무게의 증가와 대등하게 압력도 계속 증가해야한다. 따라서
위 식에서 3개의 독립변주 압력분포 P(r), 밀도 ρ(r), 질량 M(r)있는데, M(r)의 경우 구형의 껍질이 첨가될 때 (r에서 r+dr까지),
별의 반지름을 R이라 하면, 별의 총 질량은
- 항성의 에너지원
- 별이 빛을 내기위해서는 그만큼의 에너지 손실이 있어야 한다. 또한 계속해서 빛을 내기 위해서는 에너지 손실비와 같은 양의 에너지를 생성해야 한다. 즉, 열적 평형을 이루어야 한다는 것이다. 가스로 이루어진 별에서 에너지는 보통 중력수축과 열핵융합 반응에 의해서 생성된다.
- 중력 수축
- 별 내부의 가스와 티끌 입자들은 각각 운동을 하고 있지만 서로의 인력 때문에 전체적으로 안쪽으로 수축하게 되는데 이를 중력 수축이라 한다. 중력의 위치 에너지는 운동 에너지로 전환될 수 있는데 운동 에너지의 한 형태가 열이다. 매우 천천히 수축하고 있는 별을 가정해 보면, 내부의 열에너지는 그 별의 중력에 맞서 별을 지탱하는 압력을 준다. 이때의 압력은 가스 입자의 무질서한 운동 때문에 발생한다. 별의 반지름이 점점 작아지면 별 내부의 중력은 증가하게 된다. 따라서 내부의 압력 또한 정유체역학적 평형을 유지하기 위해 증가된다. 하지만 중력 위치 에너지는 열에너지 증가량의 약 2배의 속도로 빨리 감소하는데 이 계의 총 에너지는 보존 되어야 함으로 위치 에너지의 약 절반이 공간으로 복사 되어야 한다. 이것이 별의 광도로 나타나는 것이다.
태양은 중력 수축만으로는 현재의 광도로 1500만년 동안밖에 유지하지 못한다. 따라서 태양이 수십억 년 동안 빛나고 있는 것을 설명하기 위해서는 다른 에너지원이 필요하다. - 열핵반응
- 1938년 이후 천문학자들은 오래 지속되는 별의 에너지원이 열핵융합 반응임을 밝혀냈다. 이핵융합반응은 가벼운 원자핵이 고온 고밀도의 항성 내부에서 자주 격렬하게 충돌하여 더 무거운 핵으로 합쳐져 매운 큰 양의 에너지를 방출하는 것이다.
별은 수소의 함량비가 크기 때문에 별의 핵반응에서는 수소가 주요 성분이다. 수소핵(양성자)은 원자량이 1이므로 4개의 양성자가 모여 1개의 헬륨핵을 만든다. 하지만 수소 4개의 원자량과 헬륨 1개의 원자량은 정확하게 일치하지 않는다. 수소핵의 정확한 원자량은 1.0078이고 이것의 4개는 4.0312인 반면, 헬륨의 원자량은 4.0026이므로 0.0286의 질량손실이 생긴다. 이를 아인슈타인의 질량-에너지 등가 방정식(E=mc2)로 보면, (c: 광속, 원자량m: 1.66×10-17kg) 수소핵 4개가 헬륨으로 전환될 때 방출되는 에너지는,
E=0.0286(1.66×10-17)(9×1016)=4.3×10-12J
이다.
수소에서 헬륨으로 전환되는 방법에는 양성자-양성자 연쇄 반응(P-P chain)과 탄소 순환 반응(CNO cycle)이 있다. 낮은 온도에서는 P-P 연쇄 반응이 우세하며, 높은 온도에서는 CNO 순환 반응이 더 활발히 일어난다.
- 항성모형
- 별 구조의 기본적인 원리는 정유체역학적 평형, 이상 기체의 상태 방정식, 여러 가지 에너지 전달 방식, 별과 에너지의 중력 수축 과 열핵반응에 관한 식으로 나타낼 수 있다. 이 식들은 별의 모형(이론적인 별)을 계산할 때 사용되며, 온도 T(r), 질량 M(r), 밀도 ρ(r), 압력 P(r), 광도 L(r), 에너지 생성률 ε(r)와 평균 분자량 μ(r)로 표기된다.
- 정유체 역학적 평형
- 질량 방정식
- 에너지 전달식(복사와 대류)
- 에너지 생성(열적 평형)
- 상태 방정식
- 이 방정식들을 통하여 중심이나 표면과 같이 별의 어떤 한 점에서의 값을 알고 있다면 별 전체를 통하여 인수가 어떻게 변하는 지를 설명할 수 있다.
2007/11/26 17:00
http://blog.naver.com/huntingstar/110024702258
| [ 블랙홀 ]
1969년에 미국의 물리학자 휠러(J.Wheeler;1911~)는 아인슈타인의 이론에서 예언하는 새로운 천체를 '블랙홀(Black Hole)'이라고 불렀다.
그 천체는 표면이 없고, 어떤 영역의 내부로 떨어져 들어가면 강한 중력으로 아무것도 그 곳을 빠져 나갈 수가 없다.
그 영역은 빛조차도 탈출할 수 없기 때문에 암흑의 세계이다.
이것이 블랙홀이라는 이름이 생기게 된 유래이다.
그 명명이 절묘하여 블랙홀은 신비로운 천체로서 많은 사람들의 관심을 끌고 있다.
블랙홀이란? 아인슈타인(A.Einstein;1879~1955)이 '일반 상대성 이론'을 제창한 다음 해인 1917년에 독일의 수학자 슈바르츠실트 (K.Schwarzschild;1873~1916)는, 오늘날 블랙홀로서 알려져 있는 이 불가사의한 천체가 아인슈타인의 이론에 의해 예언된다는 것을 지적하다.
빛이 탈출할 수 없는 별 이야기는 18세기에 이미 프랑스의 수학자 라플라스(P.Laplac e;1749~1827)와 영국의 물리 학자 미첼(J.Mitchell)에 의해 논의되고 있었다.
그들의 논의는 뉴턴(I.Newton;1642~1727)의 '중력의 법칙'에 바탕을 둔 것이다.
그러나 블랙홀처럼 강한 중력을 가진 천체를 엄밀하게 따지려면, 아인슈타인의 상대성 이론의 등장을 기다려야 했다.
블랙홀은 밀도도 중력의 세기도 무한대인 '특이점(特異點, Singular point)'과, 그 주위의 '사상의 지평면(事象-地平面, Event horizon)'으로 형성된다.
당시에는 사상의 지평면이 무엇을 의미하는가를 알 수 없어서, 제 1선의 연구자 모두가 그 연구에 몰두하였다.
연구 결과 지금은 사상의 지평면이, 거기서부터 안쪽으로 들어가면 모든 것이 탈출할 수 없게 되는 영역과의 경계면임을 알고 있다.
아인슈 타인의 이론에서는 빛보다 빨리 진행하는 물질은 없다.
가령 블랙홀의 중력이 엄청나게 강하여 빛도 거기서 탈출할 수 없다면, 다른 물질 역시 거기서 탈출할 수 없다.
블랙홀의 내부로 들어간 물질은 영구히 거기에 갇히게 된다.
그렇다면 모든 물질이 그 곳으로 들어가 버리는 특이점이란 과연 어떠한 곳인가?
그 곳은 어떤한 방정식도 의미가 없고, 어떠한 물리의 법칙도 전혀 통용되지 않는 세계이다. 특이점으로 들어가 버리면 어떻게 되는가?
그것은 현재 전혀 알지 못하고 있다. 오늘날 블랙홀이 실제로 존재하는 것은 틀림없는 사실인 것 같다.
그러나 여기에 이르기까지는 몇 가지의 중요한 연구와 발견이 있었다.
중성자 별과 펄서 (Pilsar;맥 동 전파원), 블랙홀의 후보인 X선 별의 발견, 영국의 물리학자 펜로즈(R.Penrose)와 호킹(S.Hawking;1942~)에 의한 '특이점 정리'의 증명, 은하 중심의 거대한 블랙홀이나 우주에 있어서의 미니 블랙홀의 형성 가능성의 지적 등이 그것이다.
[ 블랙홀의 존재 ]
블랙홀은 빛도 탈출시킬 수 없는데 어떻게 그 존재를 알 수 있는가.
가령 블랙홀 주변에 아무것도 없고 단독으로 존재한다면, 접근할 때까지 그것이 블랙홀인지 아닌지 모를 것이다.
그러나 별의 경우 그 대부분은 연성이라는 형태로 존재한다.
블랙홀이 또 하 나의 별과 서로 그 주위를 돌고 있다면 별 쪽에서 블랙홀 쪽으로 물질이 흘러 나오고, 그 결과 블랙홀 주위에 '강착 원반(降着圓盤 )'이라고 불리는 회전 가스 원반이 생긴다.
거기서 나오는 고에너지 X선을 관측하면 그것이 블랙홀인지 아닌지를 판정할 수 있는 것이다.
그렇다고는 하지만 현시점에서의 최종적인 요건은 그 천체가 충분히 무겁고 적어도 태양 질량의 수배의 무게를 가져야 하며, 또 충분히 작아야 한다는 사실밖에 없다.
블랙홀의 유력한 후보는 백조자리에 있는'백조자리 X-1'이다. 질량은 태양의 약 8 배로 생각되고 있다.
백조자리 X-1은 질량이 태양의 약 20배나 되는 청색 초거성과 연성계를 이루고 있다.
그 청색 초거성에서 흘러 나오는 가스가 형성하는 강착 원반이 X선별로서 관측된다.
은하 중심에 있는 블랙홀의 경우에는 그 주위에 큰 강착 원반이 형성 되고, 거기서 거대한 에너지가 방출되고 있는 것으로 생각된다.
그 시간 변화와 에너지의 양을 생각하면 거대한 블랙홀로밖에는 생각되지 않는다.
처녀자리 은하단에 있는 'M87'이라는 은하에는 중심 부분에 태양 질량의 50억 배나 되는 거대한 블랙홀이 있는 것으로 생각되고 있다.
그 중심 부분에는 매우 무겁고 콤팩트한 천체가 있다는 것이 알려져 있고, 거기서 4,100광년 거리에 도달하는 거대한 제트가 분출하고 있다.
블랙홀이 중심에 있다고 생각하면
[ 블랙홀 속 ]
많은 천체는 회전하고 있다.
블랙홀도 회전하고 있는 것이 있다.
회전하는 블랙 홀의 안이 어떻게 되어 있는가를 알아보자.
회전하고 있는 블랙홀 주위의 공간은 일그러지고, 블랙홀 바깥쪽에 '에르고 영역(Erg o Sphere)'이라고 불리는 공간 영역이 발생한다.
에르고 영역 안에서는 공간 자체가 광속 이상의 속도로 블랙홀에 이끌려서 돌고 있기 때문에, 어떠한 운동을 하여도 블랙홀이 도는 방향으로 끌려가게 된다.
회전의 또 하나의 효과는 블랙홀의 표면인 사상의 지평면의 내부에 또 다른 하나의 지평면이 나타나는 일이다. 이것을 '내부 지평면'이라고 부른다.
바깥쪽의 지평면으로 들어간 물체는 반드시 안을 향해 끌려가게 되는데, 내부 지평면보다 안쪽에는 큰 원심력이 작용하고 있어서 그 안으로 들어간 물체는 반드시 중심 방향으로 낙하하지 않고 운동할 수 있다.
단 내부 지평면의 밖으로 되돌아갈 수는 없다.
내부 지평면 안에서의 특이점은 고리 모양으로 분포한다.
이 내부 지평면의 안쪽 영역은 다른 우주로 가는 통로로 되어 있다.
다른 우주에서는 블랙홀이 아니라 '화이트홀(White Hole)'로 나타난다.
화이트홀이란 블랙홀과는 정반대로 그 안에 머물러 있지 못하고, 반드시 바깥 세계로 밀려 나가게 되는 시공간의 영역이다.
따라서 내부 지평면 안으로 들어간 물체는 잠시 거기 머문 다음 급히 내부 지평면 밖으로, 그리고 화이트홀 밖으로 내던져지게 된다.
그 곳은 이전과는 다른 우주이다.
단 내부 지평면이 안정하게 존재하는지의 여부는 알지 못하고 있는데, 많은 연구자는 불안정하다고 생각하고 있다.
다른 세계로 가는 통로가 되었다고 해도 순식간에 그 문을 닫아 버릴지도 모르기 때문이다.
[ 블랙홀의 색 ]
“블랙홀은 어떤 색입니까?”라는 질문을 받게 되면 “블랙 (검다)”이라고 답하는 것이 보통일 것이다.
무엇이든지 빨아들이고 그 곳에서는 빛조차도 빠져 나올 수 없기 때문이다.
물론 이 사실이 블랙홀이라는 이름이 붙게 된 유래이기도 하다.
어떠한 방법을 써서 블랙홀에 색을 입힐 수는 없을까?
이러한 생각이 블랙홀 연구자들 사이에서 화제가 되고 있다.
단 여기서 말하는 ‘색’이란 소립자의 기본 입자로서의 쿼크(Quark)를 분류할 때의 ‘색’이지, 빛으로 보이는 ‘색’과는 다르다.
이에 대한 최첨단의 연구를 소개하고자 한다.
블랙홀에는 '무모 가설(無毛假說)'이라는 것이 있는데 블랙홀의 종류는 하나라는 것이 그것의 정설이다.
여기서 '아니다.'라고 생각하는 사람도 많을 것이다.
이제까지 블랙홀에는 별의 마지막에 생기는 것과 은하 중심등에 있다고 생각되는 거대한 두 유형이 있다고 설명하거나, 회전하고 있는 블랙홀을 설명하거나 해왔기 때문이다.
그러나 이들의 물리적 성 질을 따진다면 결국 모두 같은 것이다.
최초로 슈바르츠실트가 발견한 특이점과 사상의 지평면만으로 이루어진 블랙홀이 '슈바르츠실트 블랙홀'이다.
거기에 '전하(電荷)'를 더한 것이 '라이너스-노르드슈트롬 블랙홀'이다.
대부분의 별은 회전 운동을 하고 있다. 블랙홀도 혹시 회전하고 있지 않을까 생각하여 뉴질랜드의 물리학자 커가 밝혀 낸 것이 '회전'하는 '커 블랙홀'이다.
그리고 여기에 전하를 더한 것이 '커-뉴먼 블랙홀'이다.
모든 블랙홀은 커-뉴먼 블랙홀이 대표하고 있다고 한다.
'회전','전하 '에 블랙홀의 '질량'을 더한 세개의 양을 '털(毛)' 로 비유한다며, 그 세개의 '털'이외의 정보는 블랙홀이 될 때 모두 소멸해 버린다.
이것을 휠러는 “블랙홀에는 털이 없다.”고 말하였다.
블랙홀을 특징 있게 하는 것은 진짜 이 세개의 '털'만이고, 커-뉴먼 블랙홀이 유일한 블랙홀인지 아니면 또 다른 블랙홀이 있는지의 여부에 대한 연구는 현재 계속되고 있다.
그와 같은 연구의 한 성과로서 최근에 '색을 띠는 블랙홀'이라는 것이 발견되었다.
쿼크를 기술하는 '양자 크로모 역학(Quantum Chromodynamics)'이라는 이론에 나오는 '게이지 장(Gauge Field)'을 생각하면, 앞에서 기술한 커-뉴먼 블랙홀과는 다른 새로 운 유형의 블랙홀이 발견된 것이다.
이 블랙홀이 실제로 중력 붕괴에서 생기는가 어떤가를 컴퓨터로 모의 시험(시뮬레이션)한 사람이 있다.
이것에 따르면 유감스럽게도 마지막에 도달한 곳은, 색을 띠는 블랙홀이 아니라 검은 슈바르츠실트 블랙홀 (슈바 르츠는 독일어로 검다는 뜻이 있다.)이라는 것을 알게 되었다.
그 후 색을 띠는 블랙홀 이외에도 새로운 블랙홀이 몇이나 발견 되었다.
이 새로운 종류의 블랙홀에 대한 연구는 근간에 화제가 될 것 같다
[ 블랙홀의 증발 ]
블랙홀의 소멸 직전에는 대량의 입자,반입자가 뛰쳐 나와 초신성 폭발과 같은 양상을 띄게 될 것이다.
입자, 반입자쌍 중 음의 에너지를 가지는 것을 빨아들이면, 블랙홀은 질량을 상실하여, 지평면이 작아지고 남은 입자는 밖으로 뛰쳐 나간다.
블랙홀의 증발은 그 질량이 작을수록 심하다.
그 땜누에 증발의 마지막 단계에서는 많은 종류의 입자,반입자가 대량으로 밖을 향해 뛰쳐 나간다. 질 량이 모두 증발되면 아무것도 남는 것이 없다.
다만 평탄한 시공이 존재할 뿐이다.
이렇게 하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것이다. 질량이 모두 증발되면 아무것도 남는 것이 없다.
다만 평탄한 시공이 존재할 뿐이다.
이렇게 하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것이다.
블랙홀이 증발한다는 사실을 어디선가 들은 기억이 있는 사람이 많을지도 모른다.
무엇이든지 빨아들이는 블랙홀이 어째서 증발하는가? 그 결과는 어떻게 되는가? 이러한 일에 과한 이야기를 여기서 하기로 하자. 1 976년, 호킹이 과학 잡지 <네이처 (Nature)>에 짧은 논문을 발표하였다. 블랙홀이 증발하고 마침내 소멸한다는 내용의 논문이었다.
그것은 당시의 물리학자들에게는 대단한 놀라움이었다.
지금에 와서는 그 이론이 물리학자만이 아니라 많은 천문학자 사이에서도 인정되고 있다.
증발의 마지막이 고에너지 전자기파인 감마선의 분출로서 관측되는 것이 아니냐는 논의도 있다.
보통 태양의 무게 정도의 블랙홀을 생각할 때에는 크기는 거시적(반지름 3㎞ 이상)이고, 미시적 규모에서 필요한 양자론(量子論) 등은 생각하지 않아도 좋다.
그러나 블랙홀이 소립자 정도로 작다면 양자 효과는 무시할 수가 없다.
블랙홀의 크기는 질량에 비례하고, 가벼운 블랙홀일수록 양자 효과는 비중을 차지한다.
실제로 블랙홀의 질량이 1조㎏, 반지S름이 10조분의 1㎝ 이하가되면 큰 영향이 나타난다. 호킹은 그와 같은 작은 블랙홀이 형성되었다고 가정하고, 양자론이 블랙홀에 미치는 영향을 생각하였다.
그 결과 블랙홀이 증발한다는 놀라운 사실을 알게 되었다. 증 발로 입자가 방출되면 블랙홀은 당연히 에너지를 잃게 되므로 그 분량만큼 질량이 준다.
질량이 줄면 그것에 반비례하여 온도는 상승하므로 입자가 더욱 많이 나오게 된다.
따라서 블랙홀은 가속도적으로 그 질량 에너지(Mass Energy)를 잃고 마지막에는 소멸하고 만다.
이 마지막 순간은 증발이라는 식의 간단한 것이 아니고 폭발에 가깝다.
마지막 1000톤의 블랙홀은 1초라는 짧은 시간 동안에 소멸하고, 그 모든 것이 에너지로 변화되는 것이다.
그렇다면 블랙홀의 온도는 어느 정도일까? 태양의 무게 정도의 블랙홀에서는 100만 분의 1K(절대 온도)로서 매우 낮다.
그와 같은 블랙홀이 증발하고 소멸하려면 우주 나이(150억 년)의 10의 54승 배나 되는 시간이 걸리게 된다.
별 진화의 마지막에 생기는 블랙홀이나 은하 중심핵에 존재하는 것으로 여겨지는 거대한
블랙홀에서는 이 증발의 영향은 거의 무시할 수 있다.
실제로 증발의 영향이 중요 하게 되는 무게는 어느 정도일까?
무게가 꼭 1조㎏인 블랙홀은 지금 막 증발하고, 소멸하려 하고 있을 것이다.
그 온도는 1조 ℃나 되고 고에너지 감마선을 방출한다.
그러나 현재 그 증거는 아직 발견되어 있지 않다.
그렇다면 이 블랙홀의 증발이라는 불가사의한 현상이 모두 해명된 것일까?
블랙홀의 무게가 0.01㎎ 이하가 된 마지막의 마지막(진짜 마지막)이 지금도 밝혀져 있지 않다.
크기로 따져서 반지름 10의 마이너스 33승㎝까지 작아진 블랙홀의 운명을 잘 알 수가 없는 것이다.
진짜 마지막을 해명하려면 '양자 중력 이론(Quantu m Gravity Theory)'이라는 아직도 완성되지 않은 궁극의 이론을 알 필요가 있다.
금 세기 최대의 이론인 '양자론(量子論)'과 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 통일을 목표로 하는 양자 중력 이론은 현재까지 많은 과학자들이 그것을 완성하려고 도전1하려고 도전해 왔다.
최근에는 '초끈 이론(Super String Theory)'이 그 후보가 아닌가 하여 연구되고 있다.
그러나 현재 그것이 진짜로 성공할 것인지 아닌지는 알 수가 없다.
이러한 상황속에서 최근 블랙 홀의 증발을 2차원 시공간으로 생각하려는 프린스턴 대학의 캐런 박사 팀의 연구가 있었다.
2차원 중력 이론으로 문제를 생각 한 까닭에 복잡한 4차원으로는 알 수 없었던 블랙홀 증발의 마지막도 이해할 수 있는 것처럼 생각 되었다.
그런데 조사해 보니 그 경우에도 현대 물리학으로는 전혀 설명할 수 없는 `알몸의 특이점'이 나와서 이 문제는 단순한 것이 아님을 알게 되었다.
호킹도 이 이야기에 흥미를 가지고 많은 연구자와 함께 그 해명에 도전하고 있다.
이 연구는 궁극적 이론의 구축을 향하여 현재 가장 각광을 받고 있는 화제이다.
[ 우주의 미래 ]
물체를 빨아들이기만 하는 천체 블랙홀이 우주에 있으면 우주의 모든 물질이 블랙홀에 흡수되어, 마침내 블랙홀만 남는 것이 아니냐는 의문이 생긴다.
여기서는 블랙홀이 존재하는 우주가 어떠한 운명을 맞게 되는가에 대하여 생각하기로 하자.
우리의 우주가 지금 팽창하고 있다는 것은 분명한 사실이다.
그 우주가 어떻게 진화 할 것인가는 아인슈타인의 일반 상대성 이론으로 알 수가 있다.
그것에 따르면 우주의 미래에는 두 가능성이 있는데, 그것을 결정하는 것은 우주 물질의 밀도이다.
물질 사이의 중력은 우주의 팽창을 되돌리려고 하므로, 현재의 물질 밀도가 높을수록 미래의 우주 팽창은 늦어진다.
특히 현재의 밀도가 어떤값(임계 밀도) 이상이 되면, 어느 시기에 우주는 팽창에서 수축으로 돌아서게 된다.
이 우주는 '닫힌 우주'라 불 리며 우주의 부피는 유한이다.
수축으로 돌아선 다음 그 우주는 유한 시간에서 붕괴되고 만다.
또 우주의 밀도가 이 임계 밀도 이하인 우주에서는 부피가 무한대인 열린 공간이 된다.
이것은 '열린 우주'라 불리며, 이 때 우주는 영원히 계속하여 팽창한다.
현재 우주의 밀도가 이 임계 밀도보다 높은지 아닌지에 대해서는 아직 분명히 알 수 없으므로 우주의 운명에 어떻게 영향을 미치는가를 생각해 보자.
1) 닫힌 우주: 이 경우의 우주는 미래의 어떤시기에 팽창에서 수축으로 돌아선다. 블랙홀의 존재가 이 사실을 바꾸지는 못한다. 블랙홀은 주위로부터 물질을 흡수하여 자꾸만 크게 성장하고, 또 두 블랙홀이 충돌하면 하나의 더욱 큰 블랙홀이 될 것이다. 호킹이 제시한 블랙홀의 정리에 따르면 블랙홀은 분열하지 않은 것으로 알려져 있다. 그렇게 생각하면 블랙홀은 자꾸만 합체하여 마지막에는 커다란 블랙홀이 우주에 하나 만 남게 될 것 같다. 그러나 닫힌 우주의 경우 우주의 나이는 유한이고, 우주는 수축하여 마침내 찌부러지고 만다. 그 때에 많은 블랙홀이 충돌하여 결국 하나로 합체하기에 앞서서, 우주는 찌부러지게 될 것이다. 그래서 우주가 끝날 때에는 많은 블랙홀이 그대로 존재하고, 마침내 종말을 맞게 될 것으로 생각된다.
2) 열린 우주: 우주가 열려 있는 경우에는 어떻게 될 것인가? 이 경우의 우주는 영원히 팽창을 계속하므로 모든 블랙홀이 하나로 합체한다고 생각할 수 있지만, 정말은 우주의 팽창으로 블랙홀의 수와 밀도가 급속히 감소하여 블랙홀의 간격이 자꾸만 멀어지게 되므로 블랙홀끼리의 충돌 빈도가 줄어들기 때문이다.
그러는 사이에 블랙홀의 증발이 시작 되고, 결국 블랙홀은 없어지고 만다. 블랙홀이 증발, 소멸하는데 걸리는 시간은 질량의 세제곱에 비례하고, 태양의 질량 정도의 블랙홀에서는 우주나이의 10의 54승 배나 걸린다.
이것이 은하중심에 있는 것으로 여겨지는 더욱 무거운 블랙홀이라면 정신이 아찔 할 정도의 숫자가 나온다.
그와같은 경우 블랙홀의 증발등은 생각하지 않아도 무방할 것 같지만,우주는 무한히 계속하여 팽창하므로 시간은 얼마든지 있는 것이다.
블랙홀이 증발한 다음에는 블랙 홀에서 나온 질량이 0인 입자(중성 미자, 광자, 중력자 등)가 주로 존재한다. 더욱이 소립자의 '대통일 이론(GUT)'이 옳다면 양성자 등도 붕괴하여, 마지막에는 전자등 가장 가벼운 안정 입자만이 남는다. 모든 구조도 소멸되고, 거의 진공에 가까운 희박한 우주만이 팽창을 계속할 뿐이다.
우주의 운명은 빈 우주가 되어 버리든가,아니면 유한의 생명을 가진 우주가 되어 버리든가 둘 중의 하나인
[ 블랙홀 접근 ]
가령 블랙홀에 자꾸만 접근한다면 어떻게 될 것인가?
우주선을 타고 블랙홀에 접근해 가는 사람과, 블랙홀에서 멀리 떨어진 우주 선에서 관측을 하는 두 사람을 가정하자.
우주선을 타고 블랙홀에 접근하는 사람은 강한 중력에 이끌려서 가속되어, 사상의 지평 면을 지난 것을 모르고 있을 것이다.
그리고 갑자기 시공간이 특이점에서 끝나고 만다. 이 경우 우주선은 강한 조석력으로 찢겨질 것이다.
태양 질량 정도의 블랙홀의 사상의 지평면을 지날 때, 신장 약 2m인 사람의 머리와 발끝 사이에 10억 G(만유 인력 상수 )나 되는 조석력이 걸리기 때문이다.
한편 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 우주선의 사람이 보면, 이 우주선이 블랙홀에 접근하는데 무한의 시간이 걸리는 것처럼 보인다.
블랙홀로 우주선이 떨어져 들어갈 때의 속도는 거의 광속에 가깝다.
광속에 가까운 속도로 운동하는 경우의 시간의 흐름은, '특수 상대성 이론'에서는 관측자에게 크게 의존한다. 사상의 지평면을 지날 때에 그 우주선을 타고 있는 사람의 시계로는 유한의 시간으로 통과할 수 있지만, 멀리 떨어져 있는 우주선에 있는 사람에게는 같은 현상이 무한의 시간이 걸리는 것처럼 보인다.
요컨대 블랙홀에 접근함에 따라 우주선의 속도는 차츰 떨어지고, 마지막에는 사상의 지평면에 고정된 채 움직이지 않게 되는 것을 보게 될 것이다.
여하튼 블랙홀에 접근함에 따라 우주선에서 나온 빛은 강한 중력에 의해 그 파장이 적색 쪽으로 크게 이동해 간다.
[ 시간 여행 ]
시간의 방향에는 과거와 미래가 있다.
시간 여행(Time Travel)에서 미래로만 간다면 그리 머지않은 장래에 가능해질지도 모른다.
들어 인공 동면(人 工冬眠)의 기술이 개발되면 가능해지는 것이다.
그러나 미래로 가는 것만이라면 그것은 타임 머신( Time Machine)이라고 할 수 없다.
미래로 갔다가 돌아옴으로써 아직 일어나 있지 않은 시간을 알 수 있다.
문제는 과거로의 시간 여행인 것이다.
캘리포니아 공과 대학의 손팀은 이와 같은 과거로의 타임 머신을 '윔홀(Wormhole)' 을 사용하여 해결할 수 있지 않을까 생각하고 있다.
윔홀이란 두 개의 블랙홀을 이은 것과 같은 시공간을 말한다.
단 양쪽의 입구에 사상의 지평면이 있으면 그 안에 들어가 버려 두 번 다시 밖으로 나올 수 없게 되므로, 양쪽의 지평면이 일치되어 하나의 지평면이 되도록 붙어 있어야 한다.
그것이 가능한지 어떤지는 아직 알 수 없다.
가령 그것이 가능하다면 타임 머신을 만들 수 있다고 한다.
그러나 윔홀을 사용한 타임머신이 실현 가능하다고는 단언할 수 없다.
인간이 빠져 나갈 수 있을 만큼의 큰 윔홀을 과연 만들 수 있는 것인지, 또 만들 수 있다고 해도 그것이 장기간 안정되게 존재할 수 있는지 등의 해결되지 않은 문제들이 많다.
현재 그에 대한 연구가 활발히 진행되고 있다.
과거로의 시간 여행이 가능해지면, 이미 존재하고 있는 역사를 다시 고쳐 쓸 수 있는 것일까?
호킹은 '역사 연표 보존 가설'을 제창하여, 물리 법칙은 그와 같은 윔홀의 존재를 금지하고 있다고 주장한다.
[ 블랙홀 초미래 도시 ]
회전하고 있는 블랙홀을 이용하여 쓰레기 문제와 에너지 문제를 한번에 해결할 수 있다.
이 꿈과 같은 블랙홀 초미래 도시의 이야기는 사실 상대성 이론에 관한 교과서에 실려 있다. 미스너, 손, 휠러가 집필한 책은 세계에서 널리 사용되고 있는 유명한 교과서이다.
영국의 물리학자 펜로즈는 회전하는 블랙홀에서 에너지를 꺼내는 방법을 생각하였다.
회전하는 블랙홀의 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.
[ 블랙홀 망원경 ]
블랙홀의 강한 중력은 시공간을 일그러지게 하고, 빛의 진로를 굽게 한다.
이 성질을 이용하면 우주의 끝에 있는 은하나 퀘이사를 살펴볼 수 있다. 도중의 은하나 블랙홀과 같은 중력원에 의해 빛이 굽어져서 우리가 보면 복수의 상이 나타나거나 그 모양이 찌부 러져 보이는 현상을 '중력 렌즈'라고 한다.
허블 우주 망원경이 포착한 네 잎의 클로버와 같은 천체는 그야말로 중력 렌즈 효과에 의한 것이었다.
이 밖에도 '아인슈타인 고리'라고 불리는 원통 모양으로 상이 길게 늘어난 것 등 다양한 형태의 상이 관측되고 있다.
중력 렌즈에서는 우리에게 원래는 도달할 수 없는 빛까지 중력으로 굽어져 도달하는 경우가 있으므로, 은하나 퀘이사의 상 중 에는 증광(憎光)되는 것이 있다.
따라서 멀리 있기 때문에 어두워서 도저히 관측할 수 없는 은하를 블랙홀의 중력 렌즈로 관측할 수 있게 되는 것이다.
중력 렌즈가 일어나는 빈도는 렌즈의 구실을 하는 은하나 블랙홀이 얼마나 우주에 있는가에 따라서 결정된다.
우주가 크면 클수록 그만큼 그 안에 포함되어있는 은하나 블랙홀도 많아지므로 중력 렌즈가 일어날 빈도도 많아진다.
이렇게 하여 어느 정도 중력 렌즈가 일어나고 있는가를 알면, 우주의 크기에 대한 정보를 얻을 수도 있다.
[ 은하의 중심에는 거대한 블랙홀의 존재? ]
존재한다.
은하의 성장과 함께 블랙홀도 성장한다.
처음에 블랙홀은 굉장히 무거운 별이 종말을 맞이하게 되는 '별의 시체'로 생각했었다.
하지만 요즈음에는 대부분의 은하들 중심에도 거대한 블랙홀이 존재한다는 사실이 밝혀져 블랙홀을 단순히 별의 시체라고 말할 수 없게 되었다.
은하 중심에 있는 거대한 블랙홀은 태어날 때부터 규모가 컸던 것이 아니라 은하가 형성되던 초기에 은하의 가스와 별들을 잡아먹으면서 몸집이 커진 것으로 예상된다.
이러한 사실은 허블 우주 망원경이 관측했던 30여개 이상의 은하들에 대한 최근 결과를 통해 확인되고 있다.
좀더 정확한 사실은 더 연구해보아야겠지만 거대한 블랙홀은 은하의 탄생보다 앞서서 태어나지 않았고 은하의 진화에 따라 함께 성장한 것으로 볼 수 있다.
최근 허블 우주 망원경의 자료를 이용하여 천문학자들은 은하 중심에 있는 블랙홀의 질량을 블랙홀 주위를 소용돌이치며 돌고 있는 별들의 운동을 측정함으로써 결정할 수 있었다.
보통 별들이 블랙홀에 가까이 접근할수록 그들의속도가 더욱더 빨라진다.
결과적으로 블랙홀의 질량과 은하 중심부 별들의 평균 속도의 상관관계를 밝혀냈다.
별들이 빠르게 움직일수록 블랙홀의 질량이 더 크다는 결론에 도달했다.
이것은 블랙홀과 은하가 함께 성장했다는 것을 의미한다.
[ 논란의 대상 블랙홀 ]
우리 해와 표면을 스쳐 우리에게 보이는 별빛은 정말로 2"정도 (1º=60'=3,600")휜다.
따라서 반지름이 약 3킬로미터가 되도록 축소된 해는 블랙홀이 되어 지나가는 빛을 빨아들일 것이라는 추측은 의심의 여지가 없어졌다.
하지만 이러한 모든 사실이 밝혀진 1920년대에도 블랙홀에 대한 학자들의 태도는 전혀 변하지 않았다.
이론이 맞는다. 하더라도 블랙홀은 극단적이고 상상 속의 존재일 뿐 실제로 자연에 존재하는 것은 아니며, 자연에 존재하지 않으면 과학의 대상이 될 수 없다는 논리가 팽배했던 것이다.
이것은 물론 첫번째 문제, 즉 블랙홀을 만드는 방법의 문제가 아직 해결되어 있지 않았기 때문이다. 이리하여 이름조차 없이 '얼어붙은 별(Frozen star)', '붕괴된 물체(collapsed object)' 등으로 마치 요구르트처럼 불리던 블랙홀은 1920년대 이후 잊혀진 존재가 되어버리고 말았다. 실제로 미국의 휠러(Wheller)에 의해 블랙홀이라는 이름이 지어진 것도 다시 연구가 활발히 진행되기 시작한 1960년대의 일이다.
[ 중력 렌즈 ]
블랙홀은 큰 별들의 일생에서 마지막 단계에 해당하는 천체이다.
중력에 의해 응축을 계속한 별에서 별의 질량이 크면 만유인력에 의해 밀려드는 질량의 압력을 전자들이 견뎌내지 못해서 결국은 모든 양성자와 전자가 사라지고 중성자들이 만들어지는 대변혁을 겪게 된다.
이때는 엄청난 에너지를 방출하게 되는데 이것이 초신성이다.
초신성의 폭발이 의해 많은 질량이 공중으로 흩어진 후에는 중심부에 중성자로 이루어진 중성자별이 남게 된다.
그러나 이 중성자별도 무한정의 압력에 저항할 수 있는 것은 아니다.
공간으로 흩어지고 남은 질량이 태양질량의 2.5배가되는 정도까지는 중성자 기체의 저항으로 더 이상의 응축을 막아내어 안정된 상태의 중성자별로 남아 있을 수 있다.
그러나 중성자별의 질량이 태양질량의 2.5배를 넘으면 포화 중성자 기체로서도 어쩔 수 없는 상태에 이르게 된다.
이렇게 되면 인력의 의해 안으로 안으로 밀려드는 질량의 막아낼 방법이 없게 된다.
질량의 응축에 따라 밀도는 증가하고 크기는 작아져서 질량이 받는 중력은 점점 증가한다.
따라서 질량은 점점 더 작은 점을 향해 밀려들어오게 되는데 이에 따라 중력이 커져서 마침내는 전자기파(빛)마저도 탈출할 수 없는 커다란 중력을 갖는 천체가 된다.
이렇게 되면 이제 이 별에서는 어떤 시호도 나올 수가 없다.
모든 것이 이 별을 향해 빨려 들어가기만 할뿐이다.
이런 상태에 다다른 천체를 블랙홀(black hole)이라고 한다.
블랙홀은 우리 시야에서 사라진 다음에도 응축을 계속할 것이다.
우리는 블랙홀이 우리 시야에서 사라지기 바로 전에 보았던 별의 표면을 기억하고, 이 전체가 우리 시야에서 사라진 표면에 불과하다. 천문학자들은 이런 표면을 사상의 지평선(event horizon)이라고 부른다.
사상(사건)의 지평선은 단지 우리 기억 속에 존재하는 표면일 뿐 사실 아무 것도 없다. 이 사상의 지평선 너머에서 어떤 일이 일어날지 우리는 알 수가 없다.
일단 사상의 지평선 너머로 사라진 천체에서는 아무런 정보를 얻어낼 수가 없기 때문이다.
계산에 의하면 태양질량의 10배의 질량을 가지고 있는 블랙홀의 경우 사상의 지평선 지름은 60Km정도라고 한다. 사상의 지평선 지름은 질량의 비례한다.
따라서 태양질량 5배의 질량을 가진 블랙홀의 지평선 지름은 30Km가 될 것이다.
블랙홀이 사상의 지평선 너머로 사라진 질량의 어느 정도까지 수축해 갈지 또 수축해 감에 따라 어떤 일이 일어날 지에 대하여 우리는 알 수가 없다.
단지 우리의 물리 법칙이 사상의 지평선 너머에서도 적용된다면, 이 질량은 한없이 수축해서 결국은 한 점에 모이게 되면 어떤 일이 일어나게 될까 하는 것은 꽤 호기심을 자극하는 문제가 아닐 수 없다.
이런 점을 수학에서나 물리학에서는 특이점(singularity)라고 부른다.
블랙홀을 향해서 떨어진 물질은 그 물질이 가지고 있던 여러 가지 특성을 더 이상 가지지 못한다.
따라서 블랙홀로 빨려 들어가면서 모든 정보는 사라지고 마는 것이다.
남은 것은 심하게 휘어진 공간과 질량뿐이다.
하늘에서 블랙홀을 찾아내기 위해서는 바로 이것을 이용하여야 한다.
심하게 휘어진 공간과 엄청난 질량의 작용만이 블랙홀이 우리에게 줄 수 있는 단서이기 때문이다.
블랙홀의 엄청난 질량에 의해 공이 많이 굽어져 있으면, 이 블랙홀 근처를 지나온 빛은 많이 굽어서 올 것이다.
따라서 블랙홀 바로 뒤에 있는 은하를 지구에서 관측하면 이 은하의 모습이 블랙홀로 인해 굽어진 공간의 작용으로 둥그런 원으로 보일 수가 있게 된다.
이런 것을 중력 렌즈(gravitation lens)작용이라고 한다. 많은 천문학자들이 이러한 중력 렌즈를 발견하려고 노력하고 있다.
중력렌즈의 발견은 블랙홀의 존재를 증명하는 것이기 때문이다.
그러나 이런 발견은 아주 운이 좋아야 한다. 은하, 블랙홀, 관측자가 모두 일직선상에 놓여야 하는데 이런 행운은 그리 쉽게 오지 않을 것이다.
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[본문스크랩] 빅뱅이론의 간략사게시판
2014/03/25 19:48
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1949년 영국 BBC 방송사의 한 TV 토론 프로그램에 출연한 영국의 천문학자 프레드 호일은 바로 앞에 앉은 미국의 이론물리학자 조지 가모프에게 다음과 같은 말을 던졌다. “당신 말대로라면 우주의 모든 것들이 아주 옛날 어느 한순간에 일어난 ‘빅뱅’으로부터 만들어졌겠군요.”
그로부터 2년 후인 1929년 빅뱅을 뒷받침하는 증거가 발견됐다. 미국의 천문학자 에드윈 허블이 망원경으로 은하의 적색이동을 관측한 결과, 우주가 팽창한다는 사실을 알아낸 것이다. 프레드 호일에게 조롱을 당한 조지 가모프는 허블의 우주팽창설에 따라 빅뱅의 상황을 처음으로 정확하게 계산해낸 과학자였다. 그는 1946년에 온도와 밀도가 아주 높은 ‘원시 불덩이’ 상태의 초기 우주가 팽창하면서 점차 식었다는 내용의 논문을 발표했다. 가모프의 논문이 맞다면 원시 불덩이의 잔해가 우주 전체에 퍼져 있어야 했다. 미국의 물리학자 랠프 앨피와 로버트 허먼은 1948년에 초기 우주의 흔적인 우주배경복사가 우주 어딘가에 남아 있다는 우주배경복사설을 내놓아 가모프의 주장을 뒷받침했다. 이 같은 주장이 점점 퍼지자 ‘정상우주론’을 주장하던 프레드 호일을 비롯한 영국 과학자들과 빅뱅설을 주장하던 가모프를 비롯한 미국 과학자들 간의 대립이 이어졌고, 이에 대한 토론 프로그램까지 방영된 것이다. 정상우주론이란 초기 우주와 나중 우주의 모습이 변치 않는다는 우주론이었다. 그런데 그 토론 이후 가모프 등이 주장한 대폭발설은 빅뱅이론으로 불리게 됐으며, 가모프도 자신이 지은 ‘원시 불덩이’란 용어 대신 빅뱅을 사용하게 됐다. 아이러니하게도 빅뱅이론을 가장 혐오한 프레드 호일이 직접 이 이론에 대한 명칭을 직접 붙여준 셈이다. 죽을 때까지 빅뱅이론 인정하지 않아 1964년 미국 벨연구소에서 근무하던 펜지아스와 윌슨이 위성통신용 안테나로 실험을 하다가 이론으로만 제시됐던 우주배경복사를 정말로 발견했다. 그러자 프레드 호일은 자신의 정상우주론이 왜 잘못되었는지의 이유를 정리하며 그 이론을 버렸다. 하지만 그는 2001년 86세의 나이로 사망할 때까지 빅뱅이론을 인정하지 않았다. 그런데 빅뱅이론을 뒷받침하는 우주배경복사에는 하나의 수수께끼가 숨어 있었다. 우주 곳곳에서 빛의 속도로 날아오는 복사선이 어떻게 같은 온도의 균일한 상태로 존재할까 하는 의문이었다. 이 수수께끼를 해결하기 위해 미국 MIT의 앨런 구스 교수 등은 1980년대에 ‘인플레이션 이론’을 내놓았다. 이 이론은 우주가 빅뱅 이후 10의 -37승부터 10의 -33승 초의 찰나보다 더 짧은 순간에 10의 28승 배 이상 커졌다는 초기 우주의 급팽창설이다. 이처럼 급팽창해야만 빅뱅 직후의 아주 작은 우주에서 뭉쳐 있던 모든 물질이 처음처럼 균일한 상태를 유지하기 때문이다. 빅뱅 이후 이처럼 우주가 급팽창했다면 마치 호수에 돌을 던진 것처럼 우주 안에 그 파동이 떠돌고 있어야 한다. 아인슈타인의 일방상대성이론에 의하면 질량을 가진 물체가 새로 생겨나거나 움직이면 물체 주변의 시공간에 변형을 일으키는 중력장이 생겨야 하기 때문이다. 그 같은 중력장의 파동에 과학자들은 ‘중력파’란 이름을 붙이고 실체를 찾기 시작했다. 제일 먼저 만들어진 중력파 검출기는 미국 메릴랜드 대학의 조지프 웨버 교수가 고안한 ‘웨버 바’였다. 지름 1미터, 길이 1.5미터의 알루미늄 관으로 만든 이 검출기로 웨버 교수는 수차례 중력파를 검출했다고 발표했지만, 추후 확인 결과 잡음을 중력파 신호로 착각한 것으로 밝혀졌다. 이후 다른 검출기들도 실패를 거듭했는데, 2002년에는 미국 워싱턴주에 LIGO라는 거대한 중력파 검출장치가 준공되면서 기대를 모았다. 그러나 한쪽 관이 4㎞에 이르는 직각 구조물의 이 거대한 검출장치 역시 중력파를 잡아내기에는 정밀도가 낮아 실패하고 말았다. 우주 급팽창설의 증거, 최초로 발견돼 그런데 지난 3월 17일 미국 하버드-스미소니언 천체물리센터가 드디어 우주 인플레이션 이론의 증거인 중력파를 찾았다고 발표했다. 남극에 설치한 미국 항공우주국(NASA)의 관측장비 ‘바이셉 2’로 우주배경복사의 편광상태 분석을 통해 찾아낸 것. 중력파는 퍼져나가면서 시공간에 뒤틀림을 일으키는데, 그로 인해 우주배경복사에 특별한 패턴이 생기게 된다. 남극은 온도가 낮고 대기에 습기가 없으므로 이 같은 패턴을 탐지하기에 최적의 여건을 갖춘 곳으로 알려졌다.
현재 관측할 수 있는 가장 오래된 우주의 빛인 우주배경복사는 빅뱅이 발생하고 38만년 후에 나왔다. 따라서 이번에 탐지한 중력파 패턴도 빅뱅 후 38만년께 새겨진 것으로 추정된다. 이번 발견으로 인해 NASA와 유럽우주국(ESA)이 공동으로 추진하고 있는 거대 프로젝트 ‘LISA(Laser Interferometer Space Antenna)’도 더욱 탄력을 받을 것으로 보인다. 이 프로젝트는 LIGO와 같은 중력파 검출장치를 우주 공간에 건설한다는 계획이다. 즉, 3대의 우주선을 삼각형 모양으로 500만㎞의 거리를 두고 띄우면 지상의 검출기 길이보다 100만 배가 긴 검출 장치를 만들 수 있다는 것. 삼각형 모양의 중력파 검출 우주선 3대는 계속 방향을 바꿔 서로 다른 곳에서 오는 중력파를 효과적으로 검출할 수 있다. 하지만 2008년에 시작된 LISA 프로젝트는 예산 확보 등의 어려움으로 아직까지 장비 설계도 완료하지 못하는 등 속도를 내지 못하는 것으로 알려져 있다. LIGO나 LISA는 우주배경복사에 남은 흔적을 찾는 게 아니라 중력파의 움직임을 직접 포착하려는 프로젝트다. 때문에 LISA 프로젝트가 성공할 경우 쌍성이 공전할 때 생기는 중력파나 블랙홀에서 나오는 중력파를 검출할 수 있다. 또 빅뱅 순간으로부터 38만년 정도가 지난 후의 중력파가 아니라 빅뱅이 일어난 지 1조분의 1초 후에 발생한 중력파를 찾아낼 수도 있다.
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 저작권자 2014.03.24 ⓒ ScienceTimes |
“태초의 우주 급팽창에 대한 직접적인 증거를 처음 포착했다.”
지난 17일 미국 매사추세츠 주 하버드-스미소니언 천체물리센터에서 열린 기자회견에서 바이셉(BICEP)2 국제공동연구팀의 대표이자 이 센터 소속의 존 코박 박사가 이렇게 발표했다. 기자회견에서는 빅뱅, 인플레이션, 우주배경복사, 중력파, 편광처럼 일반인이 이해하기 힘든 전문용어가 난무했다. 일부 언론에서는 연구팀의 이 업적이 노벨상 감이라고 호들갑을 떨었다.
현대 우주론에 따르면 우리 우주가 빅뱅이라는 대폭발로 탄생한 지 1초도 안 되는 순간에 인플레이션(inflation)이라는 급팽창을 겪었다. 많은 우주론학자들은 빅뱅이 남긴 빛인 우주배경복사를 관측하면 인플레이션의 증거인 원시 중력파의 흔적을 찾을 수 있을 것이라고 예상했는데, 국제공동연구팀은 남극에 있는 바이셉2 망원경으로 우주배경복사를 관측해 원시 중력파의 흔적인 ‘원형 편광(B 모드)’을 발견한 것이다.
이것이 사실로 확증된다면, 연구팀이 기자회견을 열고 언론은 대서특필을 할 정도로 중요한 업적이긴 하다. 우주의 미물인 인류가 거대한 우주의 비밀을 또 한 꺼풀 벗긴 것이니까.
인플레이션을 아시나요?
경제에서는 통화량이 증가해 화폐가치가 하락하고 물가가 전반적으로 꾸준히 오르는 인플레이션이 발생하지만, 우주에서 인플레이션은 왜 필요했을까.
1929년 미국의 천문학자 에드윈 허블이 멀리 있는 은하들일수록 점점 더 빨리 멀어진다는 사실, 즉 우주 팽창을 발견했다. 우주 팽창이라는 영화를 뒤로 돌린다면, 태초에 모든 것이 한 점에 모이게 되는데, 이것이 바로 빅뱅의 순간이다.
우주가 빅뱅이라는 대폭발에서 시작됐다는 빅뱅우주론은 믿기 힘들었다. 하지만 1964년 미국의 아르노 펜지어스와 로버트 윌슨이 빅뱅우주론의 강력한 증거인 우주배경복사를 우연히 발견했다. 빅뱅우주론에 따르면 우주 초기에는 물질과 빛이 엉켜 있다가 빅뱅이 일어난 지 38만 년쯤 뒤에 빛이 물질에서 벗어나 자유롭게 돌아다니기 시작하는데, 이때의 빛이 바로 우주배경복사이다. 당시 뜨거웠던 우주배경복사가 지금은 2.73K(켈빈온도, 영하 270.42℃)로 식은 상태이고 마이크로파로 발견된다.
그런데 빅뱅우주론에는 몇 가지 문제가 있었다. 하나는 지평선 문제(또는 인과성 문제)다. 약 138억 년 전에 탄생했던 우주에서 우주배경복사는 138억 광년쯤 떨어져 있다. 우리가 보는 밤하늘의 한쪽 끝과 그 정반대편은 276억 광년쯤 떨어진 것이다. 그런데 가장 빠른 빛조차 138억 년 동안 276억 광년을 움직일 수 없는 일이다. 이들은 어떤 수단으로도 내통할 수 없다. 하지만 왜 밤하늘에서는 정반대편의 우주배경복사가 서로 똑같아 보일까.
또 하나는 평탄성 문제다. 현재 우주는 매우 평탄하다고 알려져 있다. 하지만 우주 초기에 평탄함에서 조금만 벗어났다면 오랫동안 우주가 팽창하는 동안 이 차이는 급속하게 증폭되기 때문에 현재 우주는 결코 평탄하지 않을 것이다. 현재 이렇게 평탄하기 위해서 우주는 초기에 1060분의 1 오차로 평탄해야 한다. 왜 초기의 우주가 이 정도로 평탄했을까.
이런 문제들을 해결하기 위해 1980년 미국의 앨런 구스가 인플레이션을 제안했다. 빅뱅 후 10-32초 지났을 때 우주는 얼음이 녹아 물이 되듯이 인플레이션이라는 상태변화를 일으키는데, 이때 나온 에너지가 우주를 1030배 이상 커지게 한다. 현재 우리가 보는 우주 전체는 초기에 아주 작았기 때문에 빛보다 빠르게 급팽창해 한쪽 끝에서 반대쪽 끝까지 쉽게 퍼져갈 것이고, 콩알이 지구만큼 커질 때 표면을 보면 평탄해지듯이 초기에 우주가 엄청나게 커졌기 때문에 당연히 평탄할 수밖에 없게 된다.
중력파 직접 검출한 것은 아냐
우주가 인플레이션으로 원자핵보다 작은 크기에서 축구공만큼 커졌다. 이 크기의 우주는 현재 우리가 관측할 수 있는 우주보다 큰 것이다. 인플레이션은 모든 종류의 입자들과 미세 요동들을 발생시켰는데, 이때 중력파도 생겼다.
서울대 천문학과 이형목 교수의 설명에 따르면 중력파는 잔잔한 호수에 돌을 던지면 물결이 일어 전파되듯이 시공간에 중력의 변화가 생길 때 중력장의 흔들림, 즉 ‘시공간의 출렁임’이 전파된다. 인플레이션 때 시공간에 생긴 거대한 파문이 중력파의 형태로 우주에 전파되는데, 중력파는 공간을 밀쳐서 일그러뜨리고 이로 인한 특징이 38만년 뒤에 물질에서 탈출했던 우주배경복사에 각인되는 것이다. 구체적으로 ‘원시 중력파’는 우주배경복사에 ‘원형 편광’이란 형태로 영향을 미치게 된다.
국제공동연구팀이 우주배경복사에서 관측한 것은 인플레이션 때 나온 중력파에 영향을 받은 흔적인 ‘원형 편광(B 모드)’이다. 지구에서 햇빛은 대기에 의해 산란돼 편광을 일으키는데, 이 때문에 편광 선글라스를 쓰면 일부 햇빛을 막을 수 있다. 우주에서 우주배경복사도 물질이나 중력파에 의해 편광을 일으키고, 이런 편광 중에서 원형 편광이 중력파에 영향을 받은 흔적이란 뜻이다.
연구팀은 우주배경복사에서 발견한 B 모드 편광이 중력파의 독특한 특징이라며, 인플레이션 때 나온 중력파는 예상보다 매우 강했다고 설명했다. 즉 중력파를 직접 검출한 것은 아니지만, 태초에 인플레이션이 일어났고 이때 원시 중력파가 생겨났다는 명백한 증거를 발견한 셈이다.
단순한 것이 진리!
미국 스탠퍼드대 우주론학자 안드레이 린데 박사는 바이셉2 관측자료로 인해 인플레이션과 관련된 우주모형의 90%가 사라질 것이라고 밝혔다. 이 모형들 중에서 많은 것들이 탐지할 수 있는 수준에서 중력파를 만들지 않기 때문이다. 예를 들어 두 개의 3차원 막(brane)이 주기적으로 충돌해 빅뱅이 일어난다는 순환우주론이 죽게 되고, 인플레이션을 액시온이라는 암흑물질과 함께 다루는 우주모형의 거의 대부분이 제외된다.
하지만 놀랍게도 이번 관측자료는 30년 전 린데 박사가 구스의 인플레이션 이론을 수정해 제시한 ‘혼돈 인플레이션’ 이론과 잘 들어맞는다. 이 결과는 다음과 같은 의미에서 흥미롭다. 한국천문연구원이 이번 발견성과에 대해 제시한 해설자료에 따르면, 인플레이션 이론 중에서 가장 단순한 모형이 관측값을 가장 잘 설명하는 것으로 판명돼 과학의 일반적인 가정, 즉 단순한 것이 진리라는 격언을 일깨워 줬다는 것이다.
린데의 모형에서 일어나는 혼돈 인플레이션은 다중우주와 연결된다. 다시 말해 인플레이션은 결코 완전히 끝나지 않으며, 전체 우주 곳곳에서 새로운 인플레이션이 일어나 아기 우주들이 잇달아 태어나는데, 우리 우주도 그중 하나라는 것이다. 우리 우주도 과거의 어느 시점에 부모 우주로부터 탄생해 한창 자라나는 과정에 있는지도 모르며, 언젠가 아기 우주를 잉태할지도 모른다. 다중우주에서는 우주마다 밀도가 달라 운명이 다르고 물리법칙이 다르며 생명체의 존재 여부도 다르다.
우리는 우리 우주가 이런 탐구를 할 수 있는 생명체를 탄생시킬 정도로 미세 조정된 것(fine-tuning)에 감사해야 할 것 같다.
동아사이언스 이충환 cosmos@donga.com
[출처] [본문스크랩] 빅뱅이론의 간략사|작성자 voltaire
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