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| 2019년 4월 11일 인류가 최초로 화상 촬영한 블랙홀 M87*(포웨히)[1][2] | 2022년 5월 12일 인류가 최초로 화상 촬영 한 우리 은하 중심에 있는 블랙홀(궁수자리 A*)[3] |
| 2차원적 측면 (왼쪽) 영화 인터스텔라의 가르강튀아[4] (오른쪽) 실제에 가까운 시뮬레이션[5] | |
1. 개요
| NASA에서 컴퓨터 그래픽으로 제작한 M87* 블랙홀[6] |
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블랙홀(Black hole)이란 중력이 매우 강하여 빛을 포함한 어떠한 물질·정보도 탈출할 수 없는 시공간상의 중력 특이점[7]을 가리킨다. 이는 일반적으로 무거운 별의 수명이 다했을 때 중력붕괴 과정을 통해 만들어진다. 용어인 '블랙홀'은 중력 특이점을 중심으로 형성되는 구체의 경계 내부의 빛이 바깥으로는 전달되지 않아, 외부의 관측자가 보기에 마치 공간이 텅 빈 암흑처럼 보이므로 붙은 명칭이다.
현 우주에서 중심 온도가 거의 0K인 밀집성이기도 하다.[8] 블랙홀은 어떠한 것도 방출할 수 없기 때문에 우주 어느 위치에서든 비슷한 온도로 나온다.
2. 고전적 개념
블랙홀은 기본적으로 빛이 탈출할 수 없는 천체라는 개념으로 제안된 것이다. 고전적인 의미에서의 블랙홀은 1783년 존 미첼이 처음 고안하였다고 알려져 있다. 그는 탈출 속도 개념을 이용해 블랙홀 개념을 설명하였다. 이 별은 빛이 우리에게 도달하지 못하므로 검은색 공처럼 보일(?) 것이며, 따라서 그는 이것을 "어두운 별(dark star)"이라고 불렀다. 이는 현대 물리학의 블랙홀에 잘 대응되는 개념이다.먼저, 고전 역학에서 탈출 속도란 천체에서 영원히 벗어나기 위해 지면에서 물체가 가져야 하는 최소 속력을 의미한다. 이것을 [math(v_e)]라 하면, 천체로부터 무한히 멀어졌을 때([math(r \rightarrow \infty)]) 속력이 [math(0)]이 된다고 둘 수 있다. 그렇다면 역학적 에너지 보존 법칙에 의해서
[math(\displaystyle \frac{1}{2}mv_e^2 - \frac{GMm}{R} = 0)]
이 된다. ([math(R)]은 천체의 반지름이다.) 따라서,
[math(\displaystyle v_e = \sqrt{\frac{2GM}{R}})]
이 된다. 만약, [math(v_e \ge c)] ([math(c)]는 광속)라면, 이 천체의 탈출 속도는 광속이 되며 빛조차도 빠져나올 수 없는 천체가 된다. 이러한 조건을 갖기 위해서는 천체의 반지름 [math(R)]이 다음과 같은 조건을 가져야 한다.
[math(\displaystyle R \le \frac{2GM}{c^2})]
따라서, "별이 주어진 질량에 대하여 충분히 작은 반지름을 갖는다면 블랙홀과 같은 성질을 가진다"라고 추측할 수 있다. 이것은 고전적인 설명이지만 사실 현대 물리학의 방법으로 계산한 반지름도 이것과 동일한 값을 도출한다.
"빛을 전혀 내지 않는 별"이라는 개념은 모순적이면서도 그럴듯하므로 고전 물리학자들의 흥미를 자극하였다. 그렇다면 이처럼 전혀 보이지 않는 별을 어떻게 관측할 수 있을까? 존 미첼은 이 별은 중력이 있으므로 주변에 또 다른 별이 있다고 했을 때 이들이 이상 궤도를 보인다면 그 범인이 바로 이 dark star일 것이라고 설명하였다.
3. 현대적 개념
지금까지 블랙홀의 쉬운 이해를 위해 고전 역학의 탈출 속도 개념을 이용해 설명했지만, 현대 물리학에서 이해하고 있는 블랙홀의 실제 성질은 고전 역학의 개념과 맞지 않는 것들이 있다. 예를 들어, 고전 역학에서는 광속이 가장 빠른 속도가 아니다.(사실 가장 빠른 속도란 개념 자체가 없다.) 따라서 광속보다 빠르다면 블랙홀을 탈출할 수 있다.사실, 탈출 속도는 가속도를 받지 않는 물체에 적용되는 것이므로 인위적으로 가속을 주면 그보다 느린 속도로 출발해도 블랙홀을 탈출할 수 있게 된다. 그러나, 20세기 초 도입된 현대의 역학 체계인 상대성 이론에 따르면 빛보다 빠른 물체는 존재하지 않는다. 또한, 어떤 식으로 물체가 운동하더라도 블랙홀 내부에서는 바깥 방향으로 한 발짝도 움직일 수 없다.
3.1. 중력의 기하학적 이해
블랙홀의 보다 많은 성질을 이해하기 위해서는 먼저 현대적인 중력 개념에 익숙해질 필요가 있다. 현대 물리학에서는 중력을 설명하기 위해 알베르트 아인슈타인이 1915년에 발표한 일반 상대성 이론(general relativity)을 이용한다. 일반 상대성 이론에서는 중력을 1차원 시간과 3차원 공간을 결합한 4차원의 기하학적 연속체, 소위 시공간(spacetime)의 왜곡으로 설명한다. 다시 말해 질량이 주변 4차원 시공간을 왜곡시키면, 이렇게 만들어진 시공간 '지형(geometry)'을 따라 주변 물체들이 떨어지는 것을 중력이라고 보는 것이다.중력을 그냥 힘으로 설명(뉴턴, 역학적 모델)하는 것과 시공간의 왜곡(아인슈타인, 기하학적 모델)으로 설명하는 것이 단순히 관점의 차이로 보일 수 있으나, 일단 설명력에 차이가 있다. 아인슈타인의 모델이 뉴턴의 모델보다 훨씬 정확하다는 것은 이미 수많은 관측 실험에서 증명되었다. 아인슈타인의 이론은 중력이 강한 환경일수록 뉴턴 이론과 차이가 크게 벌어지며, 이것이 가장 극단적으로 드러나는 곳이 바로 블랙홀이다. 따라서 블랙홀은 중력 물리학에서 어디보다도 현대적인 접근이 요구되는 영역 중 하나이다.
- 고무판 모형
현대 물리학에서 바라보는 중력을 설명할 때 고무판 모형(rubber sheet model)이라고도 부르는 시각적 비유를 사용하는 경우가 많은데, 각종 과학관에서 흔히 체험할 수 있다. 널따란 고무판을 준비한 다음, 고무판 위에 무거운 쇠구슬을 놓으면 고무판은 구슬로 인해 깊게 파인다. 그렇다면 그 고무판 위에서 움직이는 작은 구슬은 그 움푹한 곳을 향해 빨려 들어가듯이 움직이게 될 것이다.
다시 말해, 쇠구슬의 존재가 고무판의 표면을 왜곡시킨 것이고, 입자는 고무판의 표면을 따라 움직이다가 경로가 왜곡된 것이다. 이것이 현대 물리학이 생각하는 중력의 원리이다. 쇠구슬은 중력을 일으키는 천체, 고무판은 시공간, 작은 구슬은 중력을 받는 입자라고 생각하면 앞서 설명한 구도가 단번에 정리된다. 고무판은 비록 2차원 공간이고, 우리가 공간의 왜곡을 직접 느낄 수 있는 것은 2차원뿐이지만[9], 곡률 개념은 3차원 및 4차원에도 똑같이 도입할 수 있다.
뒤에서 약간의 수식을 동원하여 블랙홀을 다시 유도하지만, 여기에서는 일단 정성적인 접근으로 블랙홀을 이해해 보자. 고무판의 왜곡은 부피가 동일할 때 쇠구슬의 질량이 클수록, 혹은 반대로 질량이 동일할 때 쇠구슬의 크기가 작을수록 커지게 된다. 즉, 시공간(고무판)이 왜곡되는 정도는 천체(쇠구슬)의 밀도에 의해 결정된다. 천체의 밀도가 한계 이상으로 커지면 시공간은 구멍이 뚫리듯이 움푹 패임이 끝없이 지속되는 형태가 되며, 그 결과 주변을 지나가던 입자가 이곳에 빠지면 다시 나오지 못할 지경에 이르게 된다. 이것이 곧 블랙홀이다.
- 주의할 점
모든 과학 모형이 그렇듯, 이 모형이 일반 상대성 이론이 설명하는 중력의 모든 면을 선명하고 정확하게 다 보여준다고 생각하면 안 된다. 이 모형에서 너무 많은 직관을 얻으려다간 오히려 그릇된 정보를 심어놓을 수 있으므로 주의한다. 대표적으로 다음과 같은 점이 있다. - 위 비유에서는 쇠구슬(질량체)을 아래로 잡아당기는 힘, 즉 중력이 있기 때문에 천(시공간)이 아래로 꺼지는 것이지만, 실제로 시공간 연속체를 왜곡시키는 것은 질량체에 작용하는 중력이나 기타 외부의 힘이 아니다. 질량체가 갖고 있는 질량 그 자체가 시공간 연속체를 왜곡시키는 것이다.
- 물체가 패인 쪽으로 끌려 들어가는 것은 패인 곳이 더 아래에 있기 때문이 아니라 판때기의 굴곡 그 자체 때문이다.
- 위의 비유에서 공간 왜곡은 제3의 방향으로 공간이 휘어지는 것으로 나타나지만, 엄밀히 보자면 관측은 쇠구슬이 올라간 천을 위에서 수직으로 내려보는 것에 한정되어야 한다. 제3의 방향으로 휘어지는 것은, 끊임없이 쇠구슬이 천을 잡아당기는 것을 그나마 비슷하게 표현한 것에 불과하다.
- 위 모형은 휘어진 "공간"에 놓인 공의 '시간에 따른' 움직임으로 설명하지만 실제 중력은 휘어진 "시공간"에 놓인 두 (시간 개념이 없는) 평행선의 거리 관계로 설명된다. 즉 공간이 휘어져서 궤적이 휘어지는 게 아니라, 시공간이 휘어져 있기 때문에 통과할 수 없는 것이다. 빛은 중력이 어떻든 속도가 일정하기 때문에 단순히 공간만 왜곡되어 있다면 언젠간 탈출하게 된다.
- 작은 구슬이 고무판을 더 크게 구부리는 것은 압력이 한곳에 더 많이 집중되기 때문인데, 이때 중심부는 더 크게 구부러지는 대신 주변부는 영향을 덜 받게 된다. 하지만 실제로는 질량이 같으면 같은 위치에서 시공간이 휘어진 정도는 동일하다. 다만 안쪽으로 갈수록 점차 휘어진 정도가 커지게 되는데, 일반적인 천체는 표면적이 커서 더 이상 천체 중심에 접근할 수 없다. 소위 블랙홀이라는 것은 표면적이 충분히 작아서 시공간이 걷잡을 수 없을 수준으로 왜곡되는 영역까지 바깥에 노출되기 때문에 나타나는 것이다.
여러모로 오해를 많이 불러일으키는 모형이지만, 인위적인 힘이 아닌 공간의 곡률을 이용해서도 궤적을 휘게 만들 수 있다는 것만 이해하고 넘어가면 충분하다.
3.2. 블랙홀의 조건
일반 상대론은 표준적인 고등학교 물리학 교과서에서 겉핥기로 가르치는 이유가 있다. 제대로 된 수식을 하나라도 다루려면 곧장 대학교 고학년 수준의 미분 기하학 지식이 요구되기 때문이다. 하지만 특정 중력장의 기하학적 의미를 간단하게나마 살펴보는 것은 어느 정도 가능하다. 여기에서는 대략적으로만 언급했으나, 식의 구체적인 해석에 대해서는 일반적인 설명은 아인슈타인 방정식, 특히 아래의 식에 대해서는 슈바르츠실트 계량 및 슈바르츠실트 좌표계 문서를 참고한다.아래의 식은 회전하지 않는 천체 주위의 시공간을 "일차원상에서" 나타낸 것이다. 너무 단순해서 실제 블랙홀에는 적용될 수 없지만 블랙홀의 기본적인 성질을 설명하기에는 충분하다.
[math(\displaystyle \begin{aligned} ds &= \sqrt{-\frac{\displaystyle r-\frac{2GM}{c^2}}{r}(c\,dt)^2 + \frac{r}{\displaystyle r-\frac{2GM}{c^2}}(dr)^2} \\ \\ d\tau &= \sqrt{\frac{\displaystyle r-\frac{2GM}{c^2}}{r}(dt)^2 - \frac{r}{\displaystyle r-\frac{2GM}{c^2}}\left(\frac{dr}{c}\right)^2} \end{aligned})] |
| 슈바르츠실트 시공간 |
여기에서 [math(r)]은 대략 천체로부터의 거리를 나타낸다. [math(G)]는 중력 상수, [math(c)]는 광속을 나타낸다. 여기에서 유일한 변수는 중심 천체의 질량 [math(M)]으로, 시공간의 기하학적 구조는 중심 별의 질량만 정해지면 완전히 결정된다.
- 식을 읽는 법
블랙홀 멀리서 안정적인 궤도를 돌고 있는 우주 정거장에서 블랙홀을 향해 탐사선을 보내는 상황을 상상해 보자. 탐사선이 각 순간마다 [math(s, \tau)]라는 실제 공간과 시간의 흐름을 느끼는 동안, 우주 정거장은 실험 과정 동안 탐사선이 통과하는 사건들의 좌푯값 [math((t, r))]을 느끼고 기록한다. 이 식은 어떤 두 사건의 좌푯값 차이 [math((dt, dr))]와 탐사선이 느끼게 되는 [math((d\tau, ds))]의 관계를 나타낸다. 한편, 두 식의 근호 내부에 있는 식은 사실 (계수 [math(c^2)]을 제외하면) 같다. [math((dt, dr))]을 대입했을 때 나오는 부호에 따라 이것이 시간차([math(d\tau)])를 나타내는지, 거리 차([math(ds)])를 나타내는지가 갈리는 것이다.
일반적인 상황에서, [math(r > 2GM/c^2)]이다. 따라서 다음과 같은 관계를 얻는다. - 탐사선이 공간 상에서 정지해 있을 때, 즉 [math(dr = 0)]일 때 [math(\displaystyle d\tau = \sqrt{1-\frac{2GM}{c^2r}}dt)]이다.
- 어느 한 시점에 (탐사선 기준) 두 점 사이의 거리는 [math(dt = 0)]이므로 [math(\displaystyle ds = \frac{1}{\displaystyle \sqrt{1-\frac{2GM}{c^2 r}}}dr)] 이다. [10]
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| [math(r)] 좌푯값을 실제 거리([math(ds)])로 환산하면, 슈바르츠실트 공간은 붉은 곡선으로 표현된다.[11] |
이는 "일반적인 상황에서" [math(t)]가 시간 좌표임을, [math(r)]이 공간 좌표임을 보여준다. 물론 모든 입자들은 시간 좌표가 한쪽으로만 "흐르는" 방향으로 움직이며, 따라서 [math(t)] 좌표가 증가하는 방향으로만 움직인다. 하지만 그 이유는 보다시피 좌표의 이름이 "[math(t)]라서"가 아니라, [math(dt, dr)] 앞의 계수의 부호 때문이다. 만약 부호가 바뀐다면 어떻게 될까? 이것은 블랙홀과 결정적인 관계가 있다.
- 블랙홀의 조건
이제 천체의 표면이 [math(\displaystyle r=\frac{2GM}{c^2})]의 구면을 노출시키는 경우를 상상하자. 결코 일반적이라고 말할 수는 없는 조건인데, 이는 대략 태양(정확히는 태양 질량)이 [math(3\text{km})]보다 작은 반지름으로 수축함을 의미한다. 하지만 일단 이러한 여건이 만들어지면 비로소 현대적 의미에서 우리가 블랙홀이라고 부를만한 시공간 환경이 조성된다. 그 이유는 다음과 같다.
[math(\displaystyle r=\frac{2GM}{c^2})] 내부에서는 [math(dt)]와 [math(dr)] 앞의 계수의 부호가 뒤바뀌면서 [math(t)]는 공간을, [math(r)]은 시간을 나타내는 것으로 바뀐다. 그러므로 이 안에 놓인 입자(빛 포함)의 [math(r)] 좌표는 마치 시간처럼 [math(r)]이 줄어드는 방향(원점에 가까워지는 방향)으로만 "흐르는" 성질의 것으로 바뀐다. 따라서, 어떤 방향으로 출발했더라도 절대로 바깥으로 나아갈 수 없으며 안쪽으로만 떨어지게 된다. 이 표면을 사건의 지평선(event horizon)이라고 부른다. 이와 같이 내부에 진입하면 다시 탈출할 방법이 없게 되는 사건의 지평선 내부를 보통 블랙홀이라고 부른다.
3.3. 블랙홀 주변의 시간과 공간
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| NASA Goddard Media Studios에서 재현한 블랙홀 출처 |
- 블랙홀에 접근한 물체의 시간은 느리게 흐르는 것으로 관측된다. ([math(\displaystyle \frac{dt}{d\tau})] 증가)
탐사선이 블랙홀에 1시간 정도만 접근했다가 정거장에 돌아왔을 때 정거장에서는 며칠, 몇 달이 지났을 수도 있다. 이러한 시간 지연 효과는 탐사선이 사건의 지평선에 접근할수록 점점 심해지며, 결국 탐사선이 지평선에 닿는 것을 보려면 정거장에서는 "무한대의 시간"이 필요하다. 즉, 우주 정거장에서 보았을 때 탐사선(과 그 안에서 흐르는 시간)은 점점 느려지다가 지평선 코앞에서는 거의 멈춰버린다. 즉, 탐사선이 지평선을 넘는 것은 절대 볼 수 없다. 하지만, 지평선에 떨어지는 탐사선은 지평선에 도달하는 데에 "유한한 시간"이 소요되며, 사실 통과한 후에도 유한한 시간 내에 중력 특이점에 계속 접근할 수 있다.
- 블랙홀에 접근한 물체에서 나온(반사된) 빛은 적색 편이 된다.
빛의 적색 편이 효과는 사실 시간 지연과 연관이 깊다. 왜냐하면 적색 편이는 파장이 길어졌다는 것을 의미하는데, 파장과 진동수는 반비례하기 때문이다. 즉, 블랙홀 근처에서 나온 빛은 정거장에서 진동수가 느려지면서 파장이 길어진다. 빛은 에너지가 진동수에 비례하므로([math(E = hf)]), 에너지 역시 잃는다. 이 때문에 세기(intensity) 또한 감소하여 어두워진다.
따라서, 블랙홀 근처의 탐사선에서 나온(반사된) 빛은 파장이 점차 길어져서 탐사선의 푸른색은 붉은색으로 보이게 되며 극단적으로는 가시광선 영역에 있던 빛이 라디오, 전파 파장대로 심하게 늘어나 맨눈으로는 관측이 안 되는 상황도 상상할 수 있다(강착 원반에서 방출된 빛이 보이는 도플러 효과와는 다른 이야기다).
- 블랙홀에 접근한 물체가 이동한 거리는 짧게 관측된다. ([math(\displaystyle \frac{dr}{ds})] 감소)
정거장에서는 블랙홀에서 가까운 지점일수록 동일한 길이를 짧게 측정한다(길이 수축). 예를 들어, 블랙홀 근처에서 탐사선은 [math(1 \mathrm{km})]를 떨어졌는데 정거장에서는 [math(10 \mathrm{m})]를 떨어졌다고 관측하는 식이다. 이는 공간이 (상단의 그림처럼) 마치 구덩이처럼 왜곡되어 있기 때문으로, 자신이 위치한 곳에서 잰 동심원의 둘레, 그리고 블랙홀에 접근하면서 잰 "실제" 거리는 그 비율이 [math(\pi)]가 아니라 그보다 작다. 즉, 둘레를 이용해 잰 겉보기 거리는 실제 거리보다 짧다. 이 또한 사건의 지평선 근처에서는 "순간적으로" 임의의 거리가 [math(0\mathrm{m})]로 압축되어 버리지만, 실제 탐사선은 사건의 지평선을 잘 넘으므로 실제로 무한대의 거리가 압축되어 있는 것은 아니다.
3.4. 블랙홀의 기조력
블랙홀에 빠졌을 때 역학적 차원에서 사람이 안전할 수 있는지 따져볼 수 있다. 먼저 블랙홀 근처에 놓인 사람이 최대한 오래 살아남기 위해서는 떨어지지 않기 위해 중력의 흐름에 저항하며 버틸 것이 아니라, 그대로 자유 낙하를 해야 한다.만약 지구 질량 블랙홀에 100m 이내까지 다가가서 어딘가 블랙홀의 질량에 영향을 받지 않는 발판에 '서 있다면' 몸무게가 약 6만 배로 증가하기 때문에 일반적인 사람의 신체는 도저히 버티지 못하고 묵사발이 나 바닥으로 퍼질 것이다. 하지만 블랙홀로 '떨어지고 있다면' 몸무게는 0kgf가 되어 일단 아무런 힘을 받지 않을 수 있다. 이는 아인슈타인의 등가 원리가 알려주는 1차적인 생존 교범이다.
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| 국수 효과(spaghettification) |
국수 효과는 작은 블랙홀일수록, 빨려 들어가는 생명체의 부피가 클수록 강하며 반대로 큰 블랙홀일수록, 작은 생명체일수록 사건의 지평선을 통과하고도 더 오래 살아남을 수 있다. 만약 질량이 지구 정도인 작은 블랙홀이라면 세포도 금방 죽는다. 그러나 퀘이사 중심에 위치한 태양 10억 배 이상의 초대질량 블랙홀이라면 태양~지구 거리만큼 달하는 사건의 지평선을 '통과하고' 나서도 인류는 무려 1,000초(약 15~20분) 동안 살아남을 수 있다. 만약 태양 수천조 배 질량을 가진 블랙홀이 존재한다면 사건의 지평선을 건넌 뒤 사람이 수십 세대를 이어갈 시간 동안 생존할 수 있다. 만약 아메바같이 크기와 질량이 작은 미생물이라면 사건의 지평선에서 중력 특이점으로 떨어지는 동안 살아 있는 시간이 좀 더 길어진다.
이는 사건의 지평선(거리)은 블랙홀의 질량과 비례하지만 중력은 거리의 제곱과 반비례하기 때문에 일어나는 현상이다. 블랙홀의 질량이 충분히 클 경우 사건의 지평선 안쪽으로 빨려 들고 나서도 기조력 영향으로 사물이 파괴될 때까지 한참을 더 떨어져야 하는 것. 자세한 내용은 사건의 지평선 문서 참고.
한편 아인슈타인 방정식의 예측에 따르면, 만약 무언가가 회전하는 블랙홀로 들어간다면 회전하는 블랙홀(커 블랙홀)은 중력 특이점이 고리 모양이고, 블랙홀의 중심을 향해 자유 낙하 하는 물체는 이 중력 특이점 고리를 통과할 수도 있다.
3.5. 무조건 모든 걸 빨아들인다?
| 블랙홀에 떨어지면 어떻게 되는 걸까[12] |
대중적으로는 블랙홀의 '구멍'이라는 이름 때문에 '무엇이든 빨아들이거나 다른 차원으로 연결하는 구멍'으로 묘사하는 경우가 많다. 하지만 거대한 중력은 별도 가지고 있으며, 통념과는 달리 별이 붕괴되어 블랙홀이 되면 대부분의 경우 빨아들이는 힘은 되려 별이던 시절보다 약해진다. 별이 붕괴하면서 블랙홀이 되는 부분은 극히 일부분이고, 대부분의 질량은 사방에 흩뿌려지기 때문이다. 블랙홀의 통념을 만들어내는 주원인인 문자 그대로 무엇이든 빨아들이는 것은 블랙홀의 중력권의 극히 일부에 속하는 사건의 지평선 내부에서만 한정되는 현상이다.
물론 모든 블랙홀은 공통적으로 무한대의 밀도를 가지는 중력 특이점을 지니지만, 결국 이 중력 특이점 또한 외부의 관측자 입장에서는 블랙홀의 질량의 제곱에 비례하는 사건의 지평선의 면적이라는 열역학 법칙을 위배되지 않는 형태로 관측된다. 즉, 사건의 지평선 외부에서는 블랙홀도 본질적으로 현실의 물리 법칙과 동일한 법칙을 가지므로, 무제한으로 빨아들이는 진공청소기나 포털은 존재하지 않고, 오히려 블랙홀의 중력권은 본질적으로 동일한 질량, 질량 중심을 가진 천체의 중력권과 다르지 않다. 중력 특이점의 밀도가 무제한임에도 관측자들이 블랙홀의 질량을 관측할 수 있는 이유 또한 사건의 지평선 내부를 들여다볼 수는 없어도 블랙홀 중력권의 영향을 받은 물질들의 거동으로 추정이 가능하기 때문이다.
일례로, 어느 날 갑자기 지구가 동일한 질량, 질량 중심의 블랙홀이 되었다고 가정하자.[13] 이 지구 질량 블랙홀의 중심으로부터 원래 지구의 반지름만큼 떨어진 지점에서 받는 중력은 지구가 블랙홀이 되기 이전에 지표에 받던 중력인 1G와 동일하다. 당연히 훨씬 먼 달도 블랙홀에 빨려 들어가지 않고 이전과 같이 지구 질량 블랙홀을 공전하고, 지구 질량 블랙홀 또한 이전과 같이 태양을 공전한다.
즉, 블랙홀이 사건의 지평선을 넘어선 모든 물질을 중력 특이점으로 빨아들이는 것은 사실이지만, 그 밖에 있는 물체에 대해서는 다른 천체들과 마찬가지로 일반적인 중력의 영향만 미칠 뿐이다.
이는 행성이 아닌 항성 등의 천체에서도 마찬가지다. 태양이 태양 질량 블랙홀로 바뀌더라도 질량 중심만 동일하다면 태양계의 모든 천체는 태양이 존재할 때와 동일한 운동을 하고, 글리제 710처럼 태양계로 돌진해 오는 천체가 질량, 질량 중심이 동일한 블랙홀로 바뀐다 해도 태양계에 미치는 영향은 바뀌지 않는다.
다만 예외가 있다면 천체 질량 블랙홀과 작용점의 거리가 천체의 반지름보다도 작은 경우가 있다. 이 경우 질량 중심이 달라지므로 상술한 가정이 성립하지 않게 된다.
4. 블랙홀의 구조
| 중력에 의해 사건의 지평선 반대편의 강착 원반 빛이 우리 눈에 보이는 원리를 잘 설명하고 있다. |
4.1. 중력 특이점
블랙홀 중심의 구멍을 의미한다. 일반 상대성 이론에 따르면 물질계는 광속에 한없이 가까이 다가갈 수 있어도 광속에 도달하는 것은 불가능하다.블랙홀은 아주 빠르게 회전한다. 블랙홀의 크기를 어떻게 정의하느냐에 따라 다르지만 그럼에도 불구하고 대부분의 블랙홀은 겉에서 보기엔 아주 빠르게 회전한다. 그 소리는 내부 중심은 표면에 비해 필연적으로 광속을 초과할 속도로 빠르게 회전한다는 의미가 된다. 하지만 이는 물리적으로 불가능하다. 그래서 대신 회전력에 의해 블랙홀의 중심은 바깥으로 서서히 넓어지면서 일종의 구멍이 된다.
이를 중력 특이점 혹은 '특이-링'이라고 하는 것이다. 특이링 주변은 에고르 영역이 활성화된다.
로저 펜로즈는 1965년에 중력이 항상 인력으로 작용한다는 것과 광원뿔이 일반 상대성 이론에 따라 움직이는 방식을 사용하여, 중력 붕괴하는 항성은 결국 표면이 0의 크기로 수축하여 중력 특이점 속에 사로잡히게 됨을 입증했다.
중력 특이점으로 수축한 천체의 표면적은 이론상 0이기 때문에 부피 역시 0이다. 정확히는 0이라기보단 무한소에 가깝다고 보면 된다. 이에 따라서 밀도와 시공의 곡률은 무한대가 된다. 다만, 한 가지 알아 두어야 할 것이, 중력 특이점에선 시간이 완전히 정지해 버리므로 부피가 실제로 0이지 않을 가능성이 크다. 정확히는 부피가 0이 되기 전 어디 즈음에서 시간이 멈춰 있다는 것. 중성자별에서 블랙홀로 붕괴하는 순간 이미 중력 특이점의 시간은 영원히 정지해 버리므로 중력 특이점의 실질적인 밀도는 적어도 플랑크 밀도보다는 낮을 것이다.
일반 상대성 이론에 따르면 가속으로 인해 발생하는 관성 질량과 중력으로 인해 발생하는 중력 질량은 동일하며, 특수 상대성 이론에 따르면 물체가 가속을 받으면 받을수록 시간 지연 현상이 일어난다. 고로, 블랙홀의 중력 특이점에서는 시간이 멈춘다.
중력 특이점에서는 적어도 인간에게 알려진 모든 물리 법칙들이 붕괴된다. 하지만 블랙홀 바깥의 관찰자는 물리 법칙 붕괴의 영향을 받지 않는데, 빛을 포함한 어떠한 것도 중력 특이점에서 관찰자에게 도달하지 않기 때문이다. 이러한 사실을 바탕으로 로저 펜로즈는 '우주 검열관' 가설을 제안했다. 누군가가 검열을 하는 것처럼, 중력 특이점은 사건의 지평선에 의해서 항상 가려진다는 것이다.
계산상으로는 사건의 지평선에 가려지지 않은, 이른바 노출 중력 특이점이라는 것이 있을 수 있다. 하지만 이러한 노출 중력 특이점들은 매우 불안정하여 최소한의 교란으로도 사라지거나 사건의 지평선으로 가려지기 때문에, 실제로는 사건의 지평선에 가려지지 않은 중력 특이점은 존재하지 않는 것과 다름없다.
크고 주변 물질을 많이 흡수하는 블랙홀은 중심의 중력 특이점 말고도 다른 중력 특이점이 존재할 수 있다고 한다. 사건의 지평선 안쪽에서는 시간 왜곡이 심해져서 시간이 상당히 천천히 흐르기 때문에, 오랫동안 흡수한 물질들이 사건의 지평선 안쪽에서는 단 몇 초 만에 흡수된 것처럼 압축되고[14] 이 질량들의 중력으로 중력 특이점이 될 수 있다고 한다. 이를 질량 인플레이션 중력 특이점이라 한다.[15] 이 중력 특이점은 기존 블랙홀의 중심의 중력 특이점에 비하면 기조력이 부드러운 편이라 블랙홀에 빠진 사람은 살아서 질량 인플레이션 중력 특이점을 만날 가능성이 있다고 한다.[16]
4.2. 사건의 지평선
사건의 지평선, 영어로는 이벤트 호라이즌(event horizon). 사상(事象), 즉 '관측 가능한 현상이 일어나는 경계'라는 의미이다.
스티븐 호킹과 로저 펜로즈는 블랙홀을 '그곳에서부터 탈출할 수 없는 사건들의 집합'으로 정의했다. 이에 따르면 블랙홀의 경계는 블랙홀에서 빠져나가지도, 블랙홀에 빨려 들어가지도 않고 영원히 맴돌고 있는 광자들에 의해 그 지평선이 드러날 수 있다. 이 정의는 열역학 제2법칙을 무시하지 않는다. 열역학 제2법칙은 우주 전체의 무질서도가 증가하는 법칙이기 때문이다. 또, 때때로 실은 우리 우주가 하나의 블랙홀이 아니냐는 논의를 펼칠 때 자주 인용된다. 탈출할 수 없는 건 매한가지니까. 더 나아가 사건의 지평선 내부엔 각각 다른 물리 법칙이 지배하는 소우주가 존재한다는 변종도 있다.
첨언하여 상세히 설명하면, 사건의 지평선이란 블랙홀로 빨려 들어가기 시작하는 사건이 발생할 수 있는 점들의 집합이라고 설명할 수 있으며, 따라서 빨려 들어가지 못하는 입자들에 의해 그 실체가 드러날 수 있다. 또한, 이 사건의 지평선에 있는 입자들은 작은 충격에도 빨려 들어가게 된다. 이렇게 물질이 어떤 방식으로든 블랙홀로 빨려 들어가면 사건의 지평선은 계속 커지게 된다. 이는 감소하지는 않고 계속 증가만 하는 열역학 제2법칙과 매우 흡사하다. 이에 프린스턴 대학교의 야코브 베켄스타인은 사건의 지평선의 넓이가 블랙홀의 엔트로피를 측정하는 척도라고 주장하였다. 다만 이에는 치명적인 결함이 있었는데, 블랙홀이 엔트로피를 가지면 복사를 방출해야 한다. 일반적으로 블랙홀은 물체를 빨아들이며 방출하지 않는 천체라고 생각되었지만, 스티븐 호킹에 의해 블랙홀에서도 복사가 나온다는 것을 알게 되었다. 양자역학, 정확히 불확정성 원리에서는 진공조차도 완벽히 비어 있지 않다고 말한다. 양자역학적 관점에서 진공은 입자와 반입자의 쌍생성과 쌍소멸이 일어나는 공간이며, 이 증거로 카시미르 효과가 있다.[17]
이러한 현상이 블랙홀의 표면, 즉 사건의 지평선 바깥에서도 작용하고 있으며, 이때 반입자는 블랙홀로 빨려 들어가고, 입자는 사건의 지평선 바로 바깥에서 블랙홀로부터 빠져나온다. 다시 말해서 블랙홀로부터 입자가 방출되는 것처럼 보일 뿐이며, 실제로 이것은 사건의 지평선 바로 바깥에서 이뤄진다. 결과적으로 이는 블랙홀 증발 이론으로 발전되었으며, 블랙홀은 아무것도 빨아들이지 않을 때 크기가 점점 작아진다. 다만, 그 속도는 매우 느리기 때문에 블랙홀이 소멸하는 것을 보는 경우는 거의 없다. 블랙홀의 크기가 작을수록 증발 속도가 점점 더 빨라지다 보니 소멸을 보여줄 블랙홀은 우주 초기에 이미 소멸되고 없다.
사건의 지평선의 크기는 블랙홀의 질량에 따라서 달라진다. 어떤 물체가 블랙홀이 되려면 그 물체의 질량에 비례하는 일정한 크기 안의 공간에 그 물체의 모든 질량이 들어가야 한다. 슈바르츠실트 블랙홀의 반지름을 '슈바르츠실트 반경\'이라고 하며, 그 값은 다음과 같이 구할 수 있다.
| [math(r_s = \frac{2Gm}{c^2})] rs: 슈바르츠실트 반경 G: 중력 상수 (6.67428×10-11 m3 kg-1 s-2 = 6.67428×10-11 N(m/kg)2 ) m: 질량 c: 진공 상태의 광속 비례 상수 2G/c2 = 1.48×10-27 m/kg 혹은 2.95 km/M⊙ |
4.3. 작용권(에르고 영역)
| 블랙홀 폭탄과 블랙홀 문명[18] |
영어를 그대로 읽은 "에르고 스피어"라는 이름으로도 국내 과학책에는 많이 소개되어 있다. 회전하는 블랙홀 외부에 위치하는 영역이다. 블랙홀과 함께 공간도 회전하는 곳이며 팽팽한 천을 눌러서 생긴 경사면이라고 생각하면 된다. 일, 작업을 뜻하는 그리스어 'ergon'이 어원으로, 블랙홀에서 에너지를 얻는 것이 가능하다. 물론 이론상으로. 이를 '펜로즈 과정\'이라 한다.[19]
에르고 영역은 블랙홀의 자전으로 인해 발생하는 틀 끌림 효과에 의해 발생한다. 틀 끌림 효과의 자세한 내용은 티플러 원통 문서로. 그로 인해 작용권의 단면은 타원형을 하고 있으며, 블랙홀의 자전축에서 사건의 지평선과 접한다. 작용권과 사건의 지평선 사이의 시공간은 블랙홀의 회전 방향으로 당겨진다. 작용권도 블랙홀의 영향권이므로 블랙홀을 향해 빨려 들어가지만, 사건의 지평선 바깥이기 때문에 탈출은 가능하다.[20]
작용권을 이용하여 블랙홀을 궁극의 소각로로 활용할 수 있다는 개념이 있다. 작용권에 쓰레기를 가득 실은 로켓을 떨어뜨린 뒤, 로켓에서 쓰레기를 블랙홀의 중심으로 투하한다. 그러면 블랙홀 안으로 떨어뜨린 무게만큼 반작용을 받아, 로켓은 연료 없이 탈출할 수 있다. 이 과정에서 블랙홀의 에너지가 로켓의 속도로 바뀌게 된다.
다만 이것은 뉴턴 역학적 해석으로, 블랙홀은 상대성 이론이 적용되는 공간이기 때문에 물리학적으로 엄밀한 해석은 여기에서 서술한 것과는 다른 형태가 될 것이다. 이론적으로 이러한 방식으로 꺼낼 수 있는 에너지는 전하가 없는 회전하는 블랙홀의 경우 블랙홀이 가진 에너지의 29%다. 전하가 있는 회전하는 블랙홀이라면 더 많은 양의 에너지를 꺼낼 수 있다. 여기에 상당하는 에너지를 추출했을 때, 블랙홀의 회전은 정지하고 작용권은 사라진다. 이것을 토대로 동아출판사의 '만화로 보는 현대과학의 세계' 3권 블랙홀 여행에서 이 장면을 묘사하기도 했는데, 작중 타키온 일행은 우주여행 중 발생한 쓰레기도 처분하고 에너지도 얻는 일석이조를 누릴 생각에 좋아하지만 막상 다녀와 보니 지옥이나 다름없었다고 한다.
모든 별이 죽어서 마지막 적색 왜성까지도 사라진 먼 미래에도 존속되는 문명이 있다면 이들이 사용 가능한 유일한 에너지원이 펜로즈 과정이 될 것이라는 추측도 있다. 물론 그 시기까지 문명이 지속될지 알 수 없고 만일 지속된다면 우리가 상상도 못 할 새로운 에너지원을 얻었을 수도 있으므로 결국 추측의 영역이다.
여담으로 소설 같은 곳에서 나오는 이런 블랙홀 근처에서 에너지를 얻으며 번성하는 문명들은 십중팔구 사형 방법을 사형수를 블랙홀로 떨어뜨리는 것으로 묘사된다.
4.4. 빛 구
광자구라고도 한다. 일반 상대론에서 빛은 질량이 있는 물체 주위를 지날 때 직진하지 않고 휘어지게 되는데[21], 이 곡률은 시공간의 곡률이기 때문에 블랙홀 주위에서는 극심하게 휘게 된다. 이때, 빛과 블랙홀 사이의 거리, 그리고 각운동량이 적절하게 주어진다면 마치 지구와 달처럼 블랙홀 주변을 광자가 위성 형태로 회전하게 된다. 다만 이 궤도는 불안정하기에, 평형을 잃는 순간[22] 빛은 블랙홀에 빨려 들어가거나, 바깥으로 튕겨나오게 된다. 이렇게 갇혀 있는 빛은 밖에서 우리가 볼 순 없고, 아직까지 블랙홀에서 탈출할 가능성이 있는 두께 0인 구 위에 존재하는 빛을 빛 구라고 한다. 회전하지 않는 블랙홀의 경우 빛 구의 반지름은 슈바르츠실트 반지름의 2/3배이다.[23]4.5. 강착 원반
블랙홀로 빨려 들어가는 가스가 각운동량 보존 법칙에 의해 빠르게 회전하면서 원반 모양으로 압축되는 구조를 강착 원반이라 부른다. 이 과정에서 회전하는 가스의 마찰로부터 중력 위치 에너지가 발산되며 매우 뜨거운 온도로 달아오른다. 현재로서는 블랙홀의 존재를 능동적으로 확인할 수 있는 사실상[24] 유일한 특징. 모든 블랙홀이 강착 원반을 가지는 것도 아니므로 실제로는 관측이 불가능한 블랙홀이 우주에는 훨씬 많을 것으로 예상된다. 블랙홀이 고유하게 가진 구조라기보다는 질량이 큰 밀집성이기 때문에 존재하는 것이며, 원시성이나 백색 왜성, 중성자별 등도 주변의 가스가 풍부한 경우 강착 원반을 형성할 수 있다. 항성 질량 블랙홀이 가지는 강착 원반은 최대 100만 K까지 올라갈 수 있으며 강한 X선을 방출한다. 이에 반해 퀘이사와 같은 초대질량 블랙홀은 보다 긴 파장의 복사를 방출하며 특별한 경우를 제외하면 자외선-가시광선 영역에서 밝게 빛난다.강착 원반의 에너지 복사는 우주에서 가장 효율적인 에너지 생성 메커니즘으로 꼽힌다. 수소 핵융합을 통해 전환되는 에너지는 고작 융합 이전과 이후의 질량 차에(수소 질량의 0.8%) 해당되는 양에 불과하지만, 강착 원반에서는 블랙홀로 빨려 들어가는 물질들의 어마어마한 중력 퍼텐셜 에너지가 한꺼번에 전환되며 이로부터 나오는 에너지 효율은 질량의 5.7%~32.4%에 달한다.[25] 경우에 따라서는 빠르게 회전하는 블랙홀의 회전 각운동량이 추출되어(블랜포드-즈나이엑 과정) 100%를 넘는 에너지 효율을 가지기도 한다. 즉, 블랙홀에 낙하하는 물질의 정지 질량 총합을 능가하는 양의 에너지가 방출될 수 있다. 이 강착 원반과 회전하는 블랙홀 간의 상호 작용으로 인해 빨려 들어가는 물질의 일부가 재방출되어 후술할 제트가 발생한다.
우주는 사실상 진공이기 때문에 블랙홀로 빨려 들어갈 물질이 일반적으로는 없지만, 만일 이중성 중 한쪽 별이 블랙홀이 되고 다른 쪽 별이 팽창하여 거성이 되었다면 거성으로부터 블랙홀로 꾸준히 물질이 유입될 수 있으며, 이때 강착 원반을 형성하여 지구에서 관측할 수 있게 된다. 그보다 훨씬 거대한 초대질량 블랙홀의 경우 은하 퍼텐셜 우물의 밑바닥에 위치하는 특성상 많은 양의 가스 유입이 존재하며 이들이 블랙홀의 자전축과 정렬되어 강착 원반을 이루게 된다.
빠르게 회전하는 강착 원반을 측면에서 바라볼 경우 인터스텔라/NASA의 시각화 이미지처럼 도플러 효과가 적용되어 가까워지는 가스는 청색 편이가 일어나고 강도(intensity, 면적/시간당 에너지)도 증가하여 밝아진다. 반면 멀어지는 가스는 적색 편이가 일어나고 강도도 감소하여 어두워진다. 위에서 볼 때에는 가스가 멀어지거나 가까워지지 않으므로 (중력에 의한 적색 편이 외에는) 이러한 도플러 효과가 나타나지 않는다.
4.6. 제트
| 백조자리 A의 중심 블랙홀에서 뿜어져 나오는 제트[26] |
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제트는 블랙홀을 중심으로 두 방향으로 발사되는 강력한 가스의 흐름이며 그 속도는 빛의 속도에 거의 근접할 정도로 빠르다. 강착 원반과 마찬가지로 물질 유입이 이루어지고 있는 블랙홀에서 관찰된다. 현재까지도 블랙홀의 제트가 분출되는 메커니즘은 완전히 밝혀지지 않았지만 블랙홀의 강착 원반과 밀접한 관련을 가지고 있을 것으로 추측된다. 가장 널리 받아들여지는 이론에 따르면 강착 원반이 블랙홀을 공전하면서 자기장이 꽈배기 모양으로 꼬이고, 여기서 발생한 에너지에 의해 가스가 양극 방향으로 발사되는 것이라고 생각된다. 가스들은 플라스마의 상태가 되어 최고 광속(光速)의 99.999%의 속도로 분출된다.
퀘이사나 거대 타원 은하의 경우 블랙홀의 크기가 매우 크기 때문에 제트의 세기 또한 비교가 안 될 정도로 강력하며, 그 은하가 속한 은하단 전체에 영향을 미치기도 한다. 제트로 인해 발생한 뜨거운 가스가 은하단을 메우게 되면 주변 중소 규모 은하들의 항성 탄생을 억제하고, 결과적으로 은하단 전체의 죽음을 불러오게 된다. 그러나 그 반대로 블랙홀에서 분출된 가스가 식으면서 새로운 항성 탄생에 필요한 재료를 공급해 주기도 한다. 은하단 전체의 운명을 중심 블랙홀 하나가 좌지우지하는 것.
우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀인 Sgr A*의 자전축이 지구 방향을 향하고 있음이 파악되었다. #, # 하지만 Sgr A* 자체가 현재 활동하는 블랙홀이 아니기 때문에 제트가 지구를 덮친다거나 하는 걱정은 할 필요 없다.
5. 블랙홀의 형성
이러한 블랙홀이 실제로 존재하는지에 대한 문제는 20세기 물리학계와 천문학계의 오랜 난제였다. 다시 말해, 사건의 지평선이 노출될 정도로 천체의 밀도가 클 수 있느냐의 문제이다. 이에 관한 이론은 1939년 오펜하이머의 연구에 의해서 처음 만들어졌는데, 특정 질량을 가진 별의 수명이 다하면 자체 중력을 버티지 못하고 하나의 점으로 수축하면서 블랙홀을 형성한다는 것을 증명하였다. 블랙홀의 존재는 1960년대 후반 그러한 질량을 가진 천체를 관측함으로써 입증되었다.5.1. 머나 먼 미래
양성자 붕괴가 없을 경우에는 영겁의 시간 동안 양자 터널링으로 서서히 압축되다가 블랙홀이 되지 못한 질량이 가장 높은 철 별에서 시작하여 시간이 지날수록 점점 더 작은 질량의 철 별마저 압축된다. 항성급만 그런 것이 아니라 거의 모든 행성들이 블랙홀로 압축될 것이다.영겁의 시간이 지나는 동안 태양 질량의 1.2~1.44배 사이의 철 별은 찬드라세카르 한계의 감소로 인하여 초신성 폭발을 하게 되고, 태양 질량의 1.2배 미만인 철 별은 영겁의 시간이 지나는 동안 양자 터널링으로 서서히 압축되다가 슈바르츠실트 반지름 이하로 작아지면 블랙홀이 된다. 이렇게 생성된 블랙홀의 크기는 소위 말하는 땅콩 크기의 블랙홀도 가능할 것이라고 한다.
다만, 양성자 붕괴 여부가 확인되지 않았고, 붕괴하지 않더라도 이렇게 블랙홀이 되기까지 영겁의 시간이 걸리기 때문에 현 우주에서 이 방식으로 생성된 블랙홀은 없다.
5.2. 항성의 붕괴
| 블랙홀과 중성자별을 만드는 II형 초신성에 대한 설명(0:28~2:46)[27] |
항성은 일생의 대부분의 기간 동안 수소를 핵융합 반응의 주 연료로 소모하는데,[29] 이 과정에서 그 산물인 헬륨이 계속해서 발생하게 된다. 헬륨 핵융합을 일으키기 위한 온도와 압력은 수소보다 훨씬 더 높기 때문에 항성은 당장 소모가 불가능한 이 헬륨을 중심부에 쌓아두게 된다. 핵융합에 참여하지 않는 헬륨의 비중이 증가하면서 항성은 수축하여 더 큰 압력을 받게 되고 이 과정에서 항성의 중심이 아닌 곳에서도 수소 핵융합 반응이 일어날 조건을 만족하게 된다. 수소 핵융합이 별의 중심부가 아닌 주변부에서 이루어지게 되면서 항성은 점차 부풀게 된다. 이 단계를 적색거성이라고 부른다.
결국 중심핵이 충분한 온도와 압력에 도달하면 다음 단계인 헬륨 핵융합이 시작된다. 헬륨 핵융합이 시작된 직후에는 항성은 안정을 되찾아 반지름과 광도가 감소하게 되는데(수평 계열), 이 단계에서 항성은 매우 풍부한 수소와는 달리 양이 적은 헬륨을 태우고 있는 데다 주계열성 단계보다 훨씬 빠른 에너지 소모율을 가지고 있기 때문에 얼마 가지 않아 중심부의 연료는 바닥나고 항성은 다시 부풀어 오르게 되어 점근거성 단계에 진입한다. 이에 따라 항성 외곽 부분의 밀도가 상당히 낮아지므로 스스로의 질량을 항성풍 형태로 빠르게 우주로 날려버리게 된다.
이후 태양 질량 내외의[30] 태양과 같은 비교적 가벼운 항성은 헬륨보다 무거운 원소를 태울 충분한 압력과 에너지를 가지지 못해 이 단계를 마지막으로 행성상성운을 형성하고 탄소-산소 백색왜성이 되어 생을 마감하지만, 무거운 항성은 중심핵에 더 높은 압력과 온도를 가할 수 있기 때문에 헬륨 핵융합 다음에도 탄소, 산소, 네온, 규소와 같은 더 무거운 원소들을 연료로 핵융합한다. 이렇게 조금씩 무거운 원소들을 만들어내다 마지막에는 철이 생성되는데, 이 단계에서 항성 핵융합은 한계에 봉착한다. 철보다 가벼운 원소들은 핵융합을 시키면 에너지를 뱉어내므로 항성을 유지할 에너지를 얻을 수 있지만, 철은 가장 안정된 원자핵이기에 철을 융합시키려면 반대로 에너지를 먹여야 하기 때문이다.
이리하여 핵융합이 일어나지도 않고 공간과 무게만 차지하는 철이 항성 중심부에 점차 암 덩어리처럼 쌓이게 된다. 핵융합에 참여하지 않는 철이 점점 쌓여서 더 이상 중력을 거스르기 위한 에너지를 충분히 생산할 수 없는 항성의 핵은 자체 중력에 의해 점점 수축하다 첫 번째 장벽인 '전자 축퇴압'에 의존하여 수축을 멈추게 된다. 파울리 배타 원리에 따르면, 정해진 부피 내에서 두 개 이상의 페르미온은 같은 양자 상태에 있을 수 없는데, 항성 내 입자 개수 밀도의 대부분을 차지하는 전자도 페르미온이라 이 법칙에 영향을 받는다. 쉽게 말해 강한 중력에 의해 원자가 압력을 받더라도 원자 내부의 전자들이 다른 원자의 전자들과 자석의 같은 극을 갖다 댔을 때처럼 반발력에 의해 서로 밀어내면서 이러한 중력 붕괴에 저항한다.[31]
만일 붕괴하는 천체가 그렇게 많이 무겁지 않다면 중력이 전자 축퇴압을 결국 이기지 못하고 균형을 이뤄 안정되며, 그 상태로 서서히 식어가게 된다. 이 상태가 된 천체를 백색 왜성이라고 한다. 태양 역시 '그렇게 많이 무겁지 않은' 항성에 들어가기 때문에 철까지 만들지 못하고 종국에는 백색 왜성이 될 것으로 예상된다.
하지만 항성의 질량이 너무 커 중력이 전자 축퇴압을 압도하면, 전자 축퇴압이 무력화되고 항성은 계속해서 수축한다. 이렇게 전자 축퇴압이 중력에 의해 무력화되는 질량은 태양 질량의 1.44배인데, 이를 찬드라세카르 한계라고 한다.[32] 항성의 중심부 질량이 이 한계점을 넘어 전자 축퇴압이 무력화되면, 양성자가 전자를 먹어치워 중성자로 바뀐다.
전자 축퇴압이 무력화되고 극도의 고밀도, 고압력 상태가 된 철 중심핵에서는 양성자가 전자 포획을 통해 전자와 합쳐져 중성자로 변하기 시작한다. 이후 항성은 곧 전자 축퇴압의 중성자 버전인 '중성자 축퇴압'이라는 두 번째 장벽으로 붕괴에 저항한다. 중성자 축퇴압뿐만 아니라 강한 상호 작용까지 동원되어 붕괴를 멈추는 데 일조한다. 다만 이 전자 포획을 통해 중성자가 만들어지는 과정에서 중심부 철 핵의 부피가 갑자기 급격하게 줄어들기 때문에 항성은 내파(implosion)라 부르는 순간적인 수축을 일으켜 이 충격으로 초신성 폭발이 일어나, 중성자 덩어리로 변한 중심핵을 제외한 모든 부분을 폭발에 의해 생성된 철 이상의 중원소들과 함께 우주로 방출하게 된다. 이때 남은 중성자 덩어리를 중성자별이라고 부른다.
그러나 중심핵의 질량이 중성자 축퇴압으로도 버틸 수 없을 정도로 무겁다면[33] 더 이상 그 어떤 힘도 중력 붕괴를 막을 수 없게 된다. 결국 항성은 끝없이 쪼그라들다가 결국 자기 자신의 사건의 지평선에 잡아먹히게 되며 블랙홀이 된다. 초신성 폭발이 일어난 직후 중심핵이 중성자별이 되었더라도 주변에 남은 물질을 흡수하여 블랙홀로 진화하는 경우가 대부분이며, 태양 질량의 약 50배 이상 되는 거대한 별의 경우는 중심핵이 중성자별 단계를 거치지 않고 바로 블랙홀로 붕괴하며 극초신성과 감마선 폭발을 동반하게 된다.
5.3. 중성자별의 충돌
중성자별 2개가 충돌하면 초신성과 비슷하지만 훨씬 어두운 현상인 킬로노바가 발생하며 그 합병의 결과물의 질량이 충분히 큰 경우 블랙홀이 형성될 수 있다.5.4. 초대질량 블랙홀의 경우
| 쿼시 별에 대한 설명[34] |
블랙홀은 질량에 비례하는 성장 속도의 한계가 존재한다. 이를 에딩턴 한계(Eddington limit)라고 하는데, 최대 100만 년에 자기 질량의 2% 정도로, 이 한계를 유지하면서 질량을 불린다면 10배로 커지는 데에 최소 1.2억 년이 소요된다. 이러한 한계 속도가 있는 이유는 블랙홀에 유입되는 가스가 많을수록 더 많은 위치 에너지가 복사 에너지로 전환되면서 복사압으로 주변 가스를 밀어내기 때문이다. 이 복사압에 의해 블랙홀에 떨어지는 가스의 양이 제한된다. 또한 블랙홀 주변에서도 계속 항성이 탄생하여 초신성 폭발 및 항성풍으로 주변 가스를 날려 버리는지라 실질적으로는 한계치를 계속 유지하면서 성장하는 것도 비현실적이라고 생각할 수 있다.
별의 죽음으로 탄생하는 일반적인 항성 질량 블랙홀은 아무리 커도 태양 질량의 100배 정도인데, 이런 블랙홀이 태어날 수 있는 가장 이른 시기는 최초의 별이 탄생했을 우주 나이 1억 년 정도이다. 그러면 우주의 나이가 10억 년이 될 때까지 약 9억 년 동안 한계치를 유지하며 성장해도 우리가 관측하는 태양 질량 100억 배에 도달하지 못한다. 여러 가지 무리한 시나리오를 짜서 한계를 넘어서는 성장을 설명하려 하느니 차라리 별의 죽음 이외에 다른 방법으로 더 큰 블랙홀이 초기 우주에 태어났다는 시나리오가 더 개연성이 있다.
따라서 '항성 단계를 거치치 않고 가스 자체의 붕괴로 처음부터 태양의 수천~수만 배 이상의 질량을 가진 거대 블랙홀이 형성될 수 있는가?'라는 질문은 천문학의 오래된 문제 중 하나이며 이를 설명하기 위해 매우 다양한 이론들이 제기되었다.
일반적인 환경에서는 가스가 수축할 때 빠르게 식으면서 내부 불균일성이 증폭되어 성운 내 가스가 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개지는 '파편화'가 일어난다. 이로 인해 태양의 수천~수만 배 질량을 가진 단일 분자 구름이 수축하더라도 단일 천체로 합쳐지지 못하고 산개 성단과 같이 여러 개의 자매 항성들이 탄생한다. 하지만 우주 초기처럼 극단적으로 중원소가 적은 환경에서는 가스의 복사 냉각 효율이 떨어져 이러한 파편화가 잘 일어나지 않기 때문에 거대한 단일 천체[36] 혹은 블랙홀이 한 번에 탄생하는 것이 가능하다.
그 밖에도 수많은 이론이 있지만 아직 검증되지 않았기에 초거대 질량 블랙홀이 이렇게 형성되었는지는 알 수 없다.
6. 블랙홀의 최후
블랙홀도 수명이 있으며, 호킹 복사로 입자를 방출하다[37] 질량이 줄어들어 결국엔 사라질 것으로 예측된다. 질량을 잃으면서 블랙홀은 조금씩 밝아지며, 거의 마지막엔 증발이 심해져서 창백하게 빛나며 고에너지 감마선과 소립자를 방출한다. 마지막에는 감마선 폭발이라고 해도 될 정도로 격렬하게 감마선을 방출하면서 증발하고 소멸한다. 다만 일반적으로 알려져 있는 블랙홀들이 이 폭발까지 도달하려면 매우 오랜 시간이 걸리며, 질량이 태양 정도인 블랙홀이 완전히 소멸하기까지는 약 3.4×1067년[38][39] 정도가 걸릴 것으로 추정된다. 그리고 블랙홀의 수명은 질량에 비례하며, 현재까지 발견된 블랙홀들은 모두 태양 질량 이상이므로 증발하는 데에는 그보다 더 오랜 시간이 걸린다. 또한 블랙홀의 소멸로 인해 발생하는 감마선 폭발의 규모는 그리 크지 않아 태양계 주변에서 발생한 경우가 아니면 발견하기가 어려울 것으로 추정되며 현재까지 관측된 사례가 없다.게다가 현재 우주에는 우주 배경 복사라는, 2.7K의 전자기파가 존재하는데 태양 질량의 블랙홀이 호킹 복사로 내보내는 열복사의 에너지는 약 100nK(나노 켈빈)[40]이므로 블랙홀이 잃는 에너지보다 받아들이는 에너지가 훨씬 크다. 심지어 블랙홀의 열복사 에너지는 블랙홀의 질량이 클수록 작기 때문에 현재 시점에서 태양보다 더 무거운 블랙홀들은 배경 복사만으로도 질량이 오히려 늘어나고 있다.[41][42] 따라서 항성 질량 이상의 블랙홀들이 호킹 복사를 통해 질량을 잃기 시작하는 시점은 우주가 좀 더 팽창하여 온도가 낮아지는 먼 미래가 될 것이다.
따라서 블랙홀은 일반적인 별들과는 비교도 할 수 없을 정도로 오랜 시간 동안 우주에 남아 있을 것이다. 현존하는 별들과 새로 탄생하는 별들을 포함한 모든 별들이 죽고 난 후에는 결국 블랙홀로만 이루어진 우주가 남게 될 것이다. 이는 블랙홀이 특정 부피 내에서 최대의 엔트로피를 가질 수 있는 형태이기 때문이다. 이 블랙홀들은 서로를 공전하며 중력파의 형태로 궤도 에너지를 계속해서 방출하며 서서히 가까워지다가 결국 합쳐질 것이며, 약 1040년 후에는 국부 은하군 전체가 합쳐져 거대한 블랙홀을 이룰 것이다.[43] 하지만 이 블랙홀도 약 10100년이 지나면 소멸할 것이며 마지막에는 우주에 균일하게 흩뿌려진 기본 입자들을 제외하면 아무 것도 남지 않게 될 것이다. 만일 양성자 붕괴가 존재하지 않는다면 다른 천체들[44]이 블랙홀보다 오래 생존할 수 있지만 이마저도 [math(10^{10^{26}})]년 정도가 지나면 양자 터널링으로 인해 붕괴하여 블랙홀이 될 것으로 추정된다. 이렇게 생성된 모든 블랙홀들은 [math(10^{10^{120}})]년에 걸쳐 소멸되고 우주는 열적 죽음을 맞게 된다.
물론 외부에서 보면 블랙홀의 수명이 매우 긴 것처럼 보이지만, 한 가지 알아 두어야 할 것이 외부에서 본 블랙홀의 시간은 엄청나게 지연된 상태라는 것이다. 사람이 블랙홀에 빨려 들어갈 때도 외부 관찰자가 볼 때는 사건의 지평선에 근접하게 되면 사실상 움직임을 멈춘 것처럼 보이게 된다.[45] 즉, 블랙홀 자체의 시간은 외부에서 봤을 때 사실상 멈춰있는 것이나 다름없다. 사건의 지평선 내부에서 중력 특이점을 관찰할 수 있다면 블랙홀 자체의 실질적인 수명은 생각보다 짧을지도 모른다. 블랙홀 자체에서 일어나는 호킹 복사는 매우 폭발적으로 일어나지만, 중력으로 인한 시간 지연 효과가 극심하게 나타나다 보니 외부에선 그 폭발적인 호킹 복사마저 매우 느리게 진행되는 것처럼 보인다는 것이다.
7. 연구 역사
고전 역학 시대에 이미 블랙홀과 유사한 개념이 존재했다. 1783년 영국의 천문학자 존 미첼은 뉴턴이 발표한 중력 이론에 입각해 탈출 속도가 빛보다 빠른 천체에 대해 논하였다. 이것이 바로 "어두운 별(dark star)"로, 말 그대로 빛을 내지 않는 별이라는 의미를 갖고 있었다.[46] 이러한 개념은 모순적이면서도 이론적으로는 가능하여 이론가들의 관심을 끌었는데 당시 빛은 뉴턴의 영향으로 파동이 아닌 입자로 여기는 경향이 강했기 때문이다. 다만, 계산 결과 별의 크기가 터무니없이 작아야 했다 보니 단순히 유흿거리에 속할 뿐이었다. 이후 19세기 초 영에 의해 빛의 파동성이 증명되면서, 이 개념은 학자들의 관심 밖으로 밀려났다. 고전 역학에서 파동은 중력의 영향을 받지 않기 때문이다.현대적 블랙홀 개념은 알베르트 아인슈타인의 새로운 중력 이론으로부터 싹텄다. 아인슈타인은 1911년 등가 원리로부터 빛이 중력장의 영향을 받는다는 것을 이론적으로 예측하였다. 이는 빛이 중력의 영향을 받는다는 1차적인 가정이 아니라 중력이 관성력과 같다는 좀 더 근원적인 가설로부터 따름 정리로 유도한 것이며, 이에 따르면 빛은 파동이건 입자건 무조건 중력의 영향을 받게 된다. 이후 아인슈타인은 자신의 아이디어를 발전시켜 1915년 새로운 중력 이론(일반 상대성 이론)을 완성하였고, 1919년 에딩턴의 관측 실험에 의해 빛이 중력의 영향을 받는다는 것이 실험적으로 증명되었다.
한편 이론이 발표된 직후 아인슈타인의 새로운 중력 이론에 관심을 가진 카를 슈바르츠실트가 정적이고 구형 대칭인 슈바르츠실트 해를 유도하였다. 그런데 이 해는 슈바르츠실트 반지름이라는 좌표 중력 특이점(시간이 흐르지 않으며, 공간은 무한대로 늘어난다.)을 예견하며, 이것의 물리적 의미에 대한 물리학계의 긴 논쟁을 불러 일으켰다. 다만 이 반지름이 정상적인 물리학이 적용되는 지점이 아닌 것은 확실했기 때문에, 그 지점에서 일어나는 물리적 현상 자체보다는 천체가 슈바르츠실트 반지름을 노출시킬 정도로 높은 밀도를 가질 수 있느냐에 대한 논쟁으로 바뀌었다. 하지만 당시에는 양자 물리학이 충분히 발달하지 못하여 블랙홀은커녕 중성자별도 알려지지 않은 상황이었다. 따라서 당시 논의는 막연하게 흘러갈 수밖에 없었다.
1931년대에는 영국에 유학을 하러 와 있던 인도 유학생 수브라마니안 찬드라세카르가 찬드라세카르 한계([math(1.44M_☉)]) 이상의 질량을 가진 항성은 물리적으로 불안정하다는 것을 증명하였다. 이는 백색 왜성의 추가적인 중력 붕괴 가능성을 증명한 것이다. 당시 에딩턴 등은 아직 알려지지 않은 기전이 있을 수 있다며 반대하였고, 이는 부분적으로 맞았다.
1932년에 채드윅에 의해 중성자가 발견되고 나서, 1934년에 바데(Baade)와 츠비키(Zwicky)가 중력 붕괴 된 백색 왜성이 중성자 축퇴압으로 인해 중력 붕괴를 막아내고 중성자별이 형성될 수 있다는 것을 이론적으로 증명했다.
하지만 1939년 줄리어스 로버트 오펜하이머와 스나이더가 블랙홀의 존재, 정확히는 블랙홀의 불가피성을 이론적으로 증명하고 말았다. 이는 활동을 멈춘, 태양 질량의 3배 이상이 남은 별(TOV 한계)이 어떠한 물리적 메커니즘으로도 중력 붕괴를 저지해 낼 수 없음을 보여주었다.[47] 이로써, 블랙홀을 상상의 영역에서 과학의 영역으로 끌어낼 수 있었다.
이때가 블랙홀의 실질적 출발점이라고 볼 수 있다. 존 미첼은 탈출속도 개념을 통해 고전적인 블랙홀 개념을, 슈바르츠실트는 아인슈타인의 시공간을 통해 현대적인 블랙홀 개념을 유추했다. 그러나 이 둘은 어떠한 방법으로 블랙홀이 만들어질 수 있는지, 혹은 그것이 가능한지 설명하지 않았다. 실제로, 고전 역학 안에서는 블랙홀을 개념적으로는 상상할 수 있으나 이론적으로는 만들 수 있는 방법이 없었다. 이러한 상황에서 오펜하이머는 블랙홀이 만들어질 수 있는 조건을 최초로 밝혀내는 업적을 남긴다. 하지만 오펜하이머 이후로도 실제로 관측 증거가 나오기 전까지 블랙홀이 실제로 존재할 수 있느냐에 관한 논쟁은 끊임없이 지속되었다. 참고로 오펜하이머가 논문을 내기 고작 한 달 전 아인슈타인은 완전한 중력 붕괴가 불가능함을 이론적으로 보이려고 시도한 논문[48]을 제출한 적도 있다.
지지부진하던 블랙홀 연구가 큰 진전이 있었던 것은 1960~70년대인데, 1963년 로이 패트릭 커가 계산한 커 블랙홀, 그리고 펜로즈가 마련한 강력한 수학적 도구가 된 기하학이 그것이다. 1972년에는 베켄스타인이 블랙홀에도 열역학 제2법칙이 적용된다는 것[49]을 수학적으로 증명하였으며 더 나아가 블랙홀 열역학이 탄생하였다. 이것으로부터 새로운 결론을 도출한 것이 '블랙홀도 증발한다'라는 내용을 담은 스티븐 호킹의 호킹 복사 이론이다.
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| 백조자리 X-1(Cygnus X-1)의 X레이 사진 | 가까이에서 본 상상도 |
천문 관측에서 처음 블랙홀이라고 증명된 최초의 대상은 백조자리 X-1이다. 백조자리의 목 부분에 있는 에타 별 근처에 있다. 이 블랙홀을 두고 스티븐 호킹과 킵 손이 블랙홀의 여부를 두고 내기를 했다. 킵 손은 블랙홀이 맞다에, 호킹은 아니다에 걸었는데 결과는 킵 손의 승리. 내기 상품은 상대 국가의 '빨간책'. 결국 호킹은 킵 손에게 '펜트하우스'를 사 줬다고 한다.[50]
7.1. 명칭
18세기 존 미첼은 별빛을 내지 않는 별이라는 의미에서 "Dark star"라고 불렀으며, 20세기 초 블랙홀의 개념이 다시 잡힌 이후에는 "중력에 의해 완전하게 붕괴된 별(gravitationally completely collapsed star)" 또는 소련 과학자들을 중심으로 "frozen star"(얼어붙은 별) 등의 여러 가지 용어로 불렸다. 후자는 외부에서 보았을 때 블랙홀 내부의 시간이 정지해 있기에("얼어붙은 시간") 붙인 이름이다.<마치 구멍처럼 "빛을 포함한"(black) 어떤 것도 빠져나오지 못한다>는 의미의 블랙홀(black hole)이라는 명칭은 1967년 이론 물리학자 존 아치볼드 휠러(John Archibald Wheeler)가 제안하였다고 알려져 있다. 이 명칭은 몇 가지 오해를 유발하지만 직관적이고 압축적인 비유로 천체의 역학적 성질을 잘 설명하여 빠르게 대중화되었다.[51]
7.2. 블랙홀 촬영
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| M87 중심 블랙홀(M87*)의 사진 | 다양한 각도에서 바라본 블랙홀 시뮬레이션 모습 | |
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| 우리 은하 중심 블랙홀(Sgr A*)의 사진 | M87 중심 블랙홀과 태양계와의 크기 비교[52] | |
이 프로젝트에는 칠레 아타카마 사막, 미국 애리조나, 하와이, 스페인 그레나다, 멕시코 시에라네그라산, 남극에 소재하는 전파 망원경들이 동원됐다. 이렇게 지구상에 흩어져 있는 전파 망원경들로 같은 천체를 관측한 뒤에 데이터를 잘 처리하면 지구만 한 크기의 망원경으로 찍었을 때과 같은 수준의 해상도를 확보할 수 있다. 실제 데이터 처리 과정에서 관측 데이터의 양이 너무 많아서 현대의 초고속 통신망으로도 공유가 어려워 직접 하드 디스크에 데이터를 저장해서 비행기로 옮겼다고 한다. 통신이 발달한 현대에도 10테라바이트(Terabyte)를 넘어서는 데이터를 인터넷 회선으로 전송하기가 상당히 버거운데 이들이 처리했던 데이터는 페타바이트(Petabyte)에 육박했다고 한다.[55]
오해의 여지가 있지만, 위 사진의 검붉은 색은 실제 관측된 블랙홀의 색이 아니다. 광학 망원경이 아닌 전파 망원경으로 관측되었으므로 색은 없으며, 관측된 에너지 밀도 분포에 따라 색을 입힌 것이다. 가시광선 영역에서 실제로 어떻게 보일지는 아직 미지수다.
이 블랙홀의 이름은 M87*이며, 포웨히(powehi)로도 부른다. 관측에 사용된 전파 망원경 중 2대가 하와이에 있었기 때문에 하와이식 이름을 짓게 되었다. 포웨히는 하와이에서 전해지는 천지 창조 신화 쿠물리포(Kumulipo)에서 나오는 것으로, 포(Po)는 '영원한 창조물의 심오한 어둠의 원천'을, 웨히(wehi)는 '장식물로 치장된 것'을 의미한다. 즉, "영원한 창조물의 치장된 어둠의 원천"이라는 뜻.
아마도 어디서 많이 본 형태라고 생각할 수도 있을텐데, 실제로 인터스텔라의 가르강튀아처럼 Kerr 블랙홀[56]이다. 촬영 사진만으로는 블랙홀과 물질의 회전 방향을 알기 어렵지만 적어도 각운동량이 없는 형태는 아니라고 한다. 관련 사이트
그리고 2022년 5월 12일에는 독일에 있는 유럽 남방 천문대(ESO) 등 전 세계 6곳에서 동시에 진행된 기자 회견을 통해 EHT로 촬영한 우리 은하 중심부의 블랙홀 사진이 공개되었다.# 한국천문연구원도 EHT에 참여하고 있기 때문에 ESO의 공식 브리핑 이후 천문연에서도 브리핑을 진행하였다.
많은 사람들이 촬영된 블랙홀의 이미지가 왜 이렇게 흐린가 궁금해하는데, 이유는 정말 간단하다. 굉장히 먼 곳에 위치하기 때문이다. M87은 지구에서 5,300만 광년 떨어진 곳에 있는데, 이는 우리 은하 지름의 약 530배에 해당한다. 저기까지 가려면 우리 은하를 끝에서 끝까지 가로지르는 짓을 530번이나 더 해야 한다는 말이다. 따라서 하늘 전체를 180도로 두었을 때 대략 0.00000005도 정도밖에 차지하지 않아[57] 눈에 보이는 크기는 굉장히 작고, 그만큼 관측이 어려운 것이다. 물론 실제로 사진의 블랙홀이 작다는 것은 아니다. 해당 블랙홀의 질량은 태양 질량의 65억 배인 초대질량 블랙홀이며, 강착 원반을 제외한 블랙홀의 직경만 380억 km에 달하고, 강착 원반의 직경은 0.4 광년(3조 7천억 km)에 달하는 것으로 추정된다. 위 비교 사진에서 보듯 M87의 블랙홀은 사건의 지평선 안에 명왕성을 포함한 태양계가 몽땅 다 들어가고도 남을 정도로 크다.
8. 블랙홀의 종류
9. 활용 및 개척 구상
궤도 엘리베이터의 이지 버전인 Skyhook조차 이론상 구상일 뿐, 착공도 못 하고 있는 현대 기술력으로는 어림도 없는 소리지만, 판타지적 로망을 자극하는 소재다 보니 소프트 SF, 스페이스 오페라 수준에서는 이미 여러 가지 구상이 제안된 바 있다.특히 우주 SF 대전략 게임 스텔라리스의 초유명 모드인 Gigasturctural engineering & More에서 여럿 써볼 수 있는데, 작정하고 초거대구조물의 메가를 기가로 뻥튀기한 이름값답게 스케일이 크다. 입자가속기를 링 월드식으로 만든 구조물이 모드 내에서 가장 작은 스케일에 속할 정도. 모드 설명 문서
주로 사건의 지평선 외부를 다이슨 스피어식으로 감싸서 뭔가 해보자는 식이 많다. 구체 내부에 방사능 반사판을 설치해서 어찌해 보자는 Penrose Sphere[58], 초대질량 블랙홀 외부에 엄청난 스케일의 다이슨 스피어를 지어 표면 중력을 지구 수준으로 맞춰보자는 Birch World[59]가 대표적이다. 만화로 보는 현대과학의 세계에서는 블랙홀 외부에 콜로니를 지어놓고 블랙홀로 쓰레기를 던져서 반작용 에너지를 얻는 아이디어도 제시된 바 있다. 여기서는 궤도 잘못 들어서 결국 그 에너지까지 다 써먹어서 사건의 지평선을 탈출한다.
아니면 그냥 초대형 우주 정거장을 지어서 적당히 써먹자는 구상도 있다. 대량의 광물을 제공하는 물질 감압기, Hawking Radiation and Accretion Emission Macro-Collector (길어서 HRAE-MC로 통칭, 호킹 복사에 대한 이해를 높이고 강착 원반을 조작해서 어찌해 보겠다는 구상[60])가 대표적이다.
물론 그 스케일 및 현실성은 다이슨 스피어나 링 월드도 뛰어넘기 때문에 하드 SF에서 거론되는 경우는 극히 드물지만 Penrose Sphere는 로저 펜로즈가 제안한 것인 만큼 단순 양판소 설정 놀음 수준의 이야기보다는 극한의 지적 유희에 가깝다. HRAE-MC의 소규모 버전 정도라면, 우주 거주구를 본격적으로 실현하고 블랙홀에 유인 탐사선을 보낼 정도의 접근성을 확보한 수준의 문명이라면, 충분히 시도해 봄직한 발상이다.
10. 기타
- 블랙홀은 이름에서 흔히 연상되는 2차원적 구멍과는 다르다. 블랙홀을 외부에서 관찰하면 중력 렌즈 효과로 인해 심하게 왜곡된 검은 구체 형태로 보이게 될 것이다. 이는 블랙홀의 영역 중 빛이 탈출할 수 없는 한계 지점인 사건의 지평선이 중력 특이점으로부터 모든 방향으로 임의의 반경 만큼 크기를 지닌 구 모양이기 때문이다. 실제 블랙홀의 본체라고 할 수 있는 중력 특이점은 사건의 지평선으로 인해 항상 가려져 있어 일반적으로 외부에서 관측이 불가능하다.
- 물질이 압축할 수 있는 한계까지 압축되면 만들어지는 초고밀도의 천체라고 알려져 있지만, 실제로는 다르다. 태양 정도, 혹은 그 이하의 질량을 가진 블랙홀이 형성되려면 백색 왜성과 중성자별 이상의 높은 밀도를 필요로 하지만, 태양 질량의 수십억 배 이상에 달하는 초대질량 블랙홀의 경우 지구상의 일상적인 물체들보다 낮은 밀도에서도 만들어질 수 있다.[61]
- 퀘이사처럼 활발하게 활동하는 블랙홀은 거의 모든 파장에서 매우 밝게 빛나기 때문에 가시광선으로도 관측이 가능하지만, 일반적인 비활동 블랙홀은 중력 렌즈를 제외하면 관측이 어렵다. 항성 블랙홀의 경우에도 가시광선을 거의 내지 않아 관측이 어려우며 쌍성으로부터 물질을 흡수하여 강착 원반을 이룬 경우에만 X선 관측을 통해 발견이 가능하다. 직접적으로 관측되지 않는 경우에는 주변을 공전하는 동반성의 운동을 통하여 간접적으로 그 존재를 확인할 수 있는 경우도 있다.
- EHT로 관측한 블랙홀은 엄밀히 말하면 블랙홀 본체를 관측한 게 아니라 블랙홀 주변의 강착 원반을 관측하였고 블랙홀의 형상은 블랙홀 본체의 그림자이다. 단 빛 구 안쪽이 사건의 지평선 크기가 아니다. 블랙홀로 평행한 빛이 쏘아진다고 할 때, 사건의 지평선 위로 쏘아진 빛이라도 결국 사건의 지평선 안으로 빨려 들어가기 때문에 사건의 지평선보다 상당히 위쪽으로 쏘아진 빛이 돌아 나와 관측자에게 가게 된다. 이러한 사건의 지평선 바깥쪽으로 빛이 탈출할 수 없는 공간의 범위(빛 구가 존재하는 경계선)는 슈바르츠실트 반지름의 2.6배이다. 관련 동영상 즉, 우리가 보는 블랙홀의 그림자는 실제 블랙홀의 크기보다 크다.
- 블랙홀이 충분히 크다면 그 사건의 지평선 내부에도 별과 은하들이 형성되어 일종의 미니 우주가 존재할 수 있다. 이는 우주론에서 흔히 사용되는 '닫힌 우주'의 개념이 거대한 블랙홀과 위상학적으로 동일하기 때문인데, 블랙홀 내부에 존재하는 물질은 결국 중력 특이점으로 향한다는 특징 또한 빅 크런치로서 공유한다. 물론 내부 암흑 에너지의 밀도가 충분히 높다면 구조적으로 블랙홀과 동일한 닫힌 상태이면서도 영원히 팽창하는 우주가 존재할 수도 있다. 극단적으로는 우리 우주가 실은 닫힌 우주이고, 거대한 블랙홀의 내부라는 상상도 충분히 가능하다. 이러한 블랙홀 우주론에 따르면 관측 가능한 우주의 반지름이 그 내부의 물질로부터 생기는 슈바르츠실트 반지름과 같아야 하는데, 현재 관측된 우주의 크기가 실제로 그와 상당히 유사하긴 하지만, 단지 흥미로운 이론일 뿐 학계에서 받아들여지는 가설은 아니다.
아인슈타인도 그랬지
- 블랙홀을 이용해 미래로 시간 여행을 할 수 있다. 상대성 이론에 따르면 중력과 가속도는 같기 때문이다. 시간 지연 효과를 누리려면 광속에 가깝게 가속해야 하는데 이는 물리적으로 어려운 점이 많아 블랙홀 가까이서 여행하여 중력을 이용하는 것이다. 블랙홀에 가까울수록 극적인 효과가 나타나게 되지만 너무 가깝게 접근했을 경우 스파게티 효과로 인해 찢어지거나 빨려 들어갈 수 있다. 또한 블랙홀이 너무 작으면 조석의 차이로 인해 블랙홀의 가까운 곳과 먼 곳이 시간 차이가 날 수도 있다.[예시] 때문에 매우 큰 블랙홀을 이용하는 편이 좋다.[63]
간략하게 정리한 그림. "머리털이 없는", 즉 질량, 각운동량, 전하밖에 없던 블랙홀에 자기장, 전기장, 엔트로피, 전류 등의 "가발"이 추가된다.[64]
무모정리(No hair theorem)에 의하면 블랙홀은 질량, 각운동량, 전하로만 구분할 수 있다. "털이 없다"라는 말은 존 휠러가 제안한 용어이다.
- 끈 이론에 기반하여 1990년대 등장한 블랙홀 이론에 따르면 블랙홀의 표면에서는 수많은 끈들이 요동치다가 매듭지어져 우주로 증발하게 된다. 이에 따르면 블랙홀의 표면은 수많은 털로 뒤덮여 있다. 즉, 블랙홀은 털로 잔뜩 뒤덮여 있다.[65]
- 유력한 블랙홀 후보 중 하나로 지구에서 8천 광년 떨어진, 우리 은하의 오리온 팔에 있는 백조자리 X-1이 있다, 실제로 이 블랙홀은 청색 거성 HDE 226868의 바로 옆에서 발견되었다.
- 2020년에 지구에서 약 1천 광년밖에 떨어지지 않은 곳에서 맨눈으로도 볼 수 있는 두 개의 짝별을 동반한 항성 질량 블랙홀이 관측되었다.#
- 퀘이사의 에너지원이다.
- 중국에서 소형 블랙홀을 개발했다는 기사가 화제가 되기도 했는데, 블랙홀이 아니라 극초단파를 완전히 흡수하는 메타 물질이다. 마치 블랙홀처럼 검게 보인다고 해서 블랙홀이라는 표현을 쓴 것. 기사에서 설레발친 것처럼 빅뱅이라거나, 물질이나 에너지를 흡수한다거나, 인공 블랙홀이라거나 하는 것은 전혀 무관하다. 물론 의사적인 블랙홀을 연구하는 실험이 없는 것은 아니며, 이런 경우는 보통 보스-아인슈타인 응집을 이용하여 중력을 대신하여 다른 물리량으로 수학적으로 블랙홀 비스무리한 무언가를 만들어서 연구하는 것이다. 보통은 포논 등의 준입자를 빛 대용으로 이용한다.
- 불과 100년 전쯤까지만 해도 학자들은 블랙홀의 존재 여부조차 의심하는 상황이었다. 이러한 학자들의 태도를 바꿔놓은 게 바로 중성자별 발견이다. 블랙홀의 생성 과정을 설명하는 과정에 있는 천체이기 때문. 중성자 축퇴압이 자체 중력으로 인한 항성의 붕괴를 막아내느냐 못 막아내느냐의 차이만 있을 뿐 생성 과정은 전부 똑같다. 즉 이론으로만 존재하던 밀집성의 생성 과정이 증명되었으니 존재 여부의 신빙성에 큰 힘이 된 셈이다.
- 파토의 과학하고 앉아있네 천문학자 이강환 박사의 강의 Part1 Part2[66] “5차원 블랙홀”을 시뮬레이션했다는 뉴스가 있다.
- 블랙홀을 잘 표현한 대표적인 영화로 인터스텔라가 있다. 연출 의도상 실제와 다르게 묘사한 부분이 있었지만, 3D 모델로 블랙홀을 등장시켜 화제가 되었다. 3년간 이를 공부한 놀란 감독의 동생 덕.
- 아래는 스티븐 호킹이 남긴 어록이다.Consideration of black holes suggests, not only that God does play dice, but also that he sometimes confuses us by throwing them where they can't be seen.블랙홀에서 보이듯이, 신은 주사위 놀이를 할 뿐만 아니라, 우리가 못 보는 곳에 던짐으로써 우리를 혼란스럽게 한다.
- 2022년 5월 NASA가 페르세우스자리 은하단 중심부의 블랙홀의 음파를 소리로 변환했다. 물론 음높이를 57~58옥타브 더 올려서 사람들이 들을 수 있게 만들었다. 논문, 링크, 영상
- 스페이스 오페라 장르에서는 도저히 처리하기 힘들 것 같은 슈퍼 무기나 강적을 처리하는, 일종의 데우스 엑스 마키나처럼 쓰인다. 대표적으로 스타워즈 레전드의 선 크러셔, 한 솔로: 스타워즈 스토리의 거대 괴수 등. 인공적으로 블랙홀을 생성하는 기술도 간간이 등장하는데, 이 경우 이상할 정도로 위력이 낮게 묘사된다. 또한 한 솔로는 밀레니엄 팔콘의 초광속 항행으로 케셀 런이라는 중간에 블랙홀을 포함한 항로를 그대로 관통하고 이동한 적이 있다. 만화로 보는 현대과학의 세계 시리즈에서는 도사가 돗자리 깔듯 미니 블랙홀을 떡하니 펼쳐놓자 이항복 선생이 짚신을 미니 블랙홀에 던져 넣으며 놀고 있다.
- 영어 명칭을 그대로 사용하는 한국, 일본과 달리 중국어에서는 영어를 직역한 헤이둥(黑洞, 흑동)이라고 부른다.
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[1] M87 블랙홀이며 가운데 검은 부분이 블랙홀과 블랙홀의 그림자이고 주위에 중력 때문에 휘어진 빛이 보인다. 밝은 부분은 도플러 효과로 인해 회전 방향이 지구를 향하고 있는 부분이 밝게 보이는 것이다. 자세한 것은 도플러 효과 문서로.[2] 전파 망원경으로 관측한 것으로 가시광선이 아닌 파장이라(1.3mm/230GHz) 인간의 눈으로 볼 수 없다. 그러니 색도 없다. 블랙홀의 각 부분에서 나오는 에너지의 세기에 따라 색을 입혀서 만든 이미지이다.[3] 우리 은하 중심에 존재하는 거대 블랙홀인 궁수자리 A*의 이미지이다. 옆의 M87과 비교해 봤을 때 도플러 효과가 적용되는 부분이 다름을 알 수 있다. 사실 이 궁수자리 A*는 자전축이 은하의 자전축이 아닌 지구 방향으로 보고 있다고 한다.[4] 가로로 둘러싼 빛은 강착 원반이 빠르게 회전하면서 발생한 것이고, 위아래로 둥그렇게 빛나는 것은 블랙홀 뒤쪽에 있는 강착 원반의 빛이 강력한 중력 렌즈 효과로 인해 앞에서도 볼 수 있게 된 것이다. 이론 물리학자 킵 손이 중력 렌즈 현상을 적용하기 위해 직접 일반 상대성 이론을 계산하여 얻어낸 3D 모델이며, 당시까지 제안된 블랙홀 시각화 중에서는 가장 실제에 가까울 것이란 추측이 있어 왔다. 실제로 2019년 4월 10일에 공개된 실제 블랙홀 모습과 비교해도 거의 똑같을 정도로 흡사하게 생겼다. 참고로 이때까지의 모델들은 대부분 2D 모델들이었다. 물론 블랙홀은 주위 물질, 빨아들이고 있는 천체나 블랙홀과 강착 원반의 회전 속도 등 다양한 요소로 인해 실제 외형이 달라질 수 있다. 일반적인 블랙홀 모델은 블랙홀의 중심을 기점으로 위아래로 거대한 밝은 기둥 모양의 외형을 가진 '제트'를 가지고 있는데, 킵 손이 영화상 주인공들이 그 주변에서 살아남게끔 의도적으로 블랙홀의 위력을 매우 '빈약'하게 만들어 저 모델에서는 제트가 보이지 않는다. 그리고 이 이미지는 도플러 효과가 생략된 이미지다.[5] 영화 내의 블랙홀은 킵 손이 여러 물리적인 효과를 강제로 배제하여 만들어낸 이미지이다. 만약 가르강튀아가 실존했다면 영화 내의 모습이 아니라 이 이미지처럼 보였을 것이라고 한다. 대표적으로 인터스텔라에서 생략된 도플러 효과가 반영되어, 강착 원반의 한쪽은 선명하게 빛나지만 다른 쪽은 상대적으로 희미한 것을 확인할 수 있다.#[6] NASA 홈페이지 설명[7] 천체로서의 블랙홀은 중력 특이점, 곧 검은 그림자의 중심에 위치한 '표면적이 0인 질점'이라고 할 수 있다. 이 중심 천체만을 블랙홀로 보기도 한다.[8] 완전히 0K이 아닌 이유는 호킹 복사라는 과정 때문에 그런 것이다. 다만 호킹 복사로 인해 발생되는 열은 고작 100nK 정도 되므로 현저히 낮다.[9] 1차원은 곡률이라는 개념이 없다.[10] 우주 정거장의 공간과 시간을 그냥 [math(r, t)]라 두어도 되는 정확한 이유는 이 식에서 [math(r \rightarrow \infty)]일 때 각각 [math(d\tau = dt, \,\, ds = dr)]이 되기 때문이다.[11] 이 그림은 슈바르츠실트 공간을 2차원 곡면으로 시각화한 Flamm 포물면의 한 단면이다.[12] 쿠르츠게작트의 영상.[13] 여담으로 지구 수준의 질량을 가지는 블랙홀이 가지는 사건의 지평선은 땅콩 수준의 부피를 가진다. 계산상 지구 질량 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 8.87mm다.[14] 즉, 먼저 흡수된 물질과 나중에 흡수된 물질의 시차가 극도로 줄어들어 거의 동시에 흡수된 것처럼 된다.[15] 영화 인터스텔라에서 타스가 관찰한 중력 특이점도 사실 이것이라는 설정이다.[16] 물론 그 전에 전제 조건이 많다. 중력 특이점에 도달하기 전에 기조력으로 찢어지지 않기 위해 블랙홀이 많이 커야 하고, 블랙홀의 제트에 맞아 죽지 않기 위해 블랙홀이 지속적으로 흡수하는 물질이 적어야 하는 등 조건이 많은 편이다.[17] 진공 상태에서 얇은 금속판을 가까이 접근시킨 상태에서 두 금속판 사이에 작용하는 인력이 발생하는 효과. 금속판 사이의 거리의 정수 배가 아닌 파장을 가진 입자는 그 사이에서 쌍생성과 소멸을 하지 못하므로 금속판 외부보다 입자의 소멸과 생성이 적고, 따라서 금속판 사이의 압력이 금속판 외부보다 작기 때문에 서로 인력이 작용하는 현상.[18] 쿠르츠게작트의 영상.[19] 펜로즈 과정은 인터스텔라에서 사용되었다.[20] 물론 이것조차도 광속에 근접한 탈출 속도에 도달해야 가능한 것이다.[21] 정확히는 시공간이 휘어져 그 위를 직진하는 빛의 궤적이 휘어지는 것이다. 지구 위에서 직진하는 사람은 그 스스로 직진하고 있다고 여기지만 먼 관찰자의 관점에서는 휘어진 경로를 따라 이동하는 것처럼 보이는 경우를 생각하면 쉽다.[22] 거리가 정말 1밀리미터만큼이라도 틀어지거나 각도가 1도라도 틀어진다면 평형을 잃게 된다. 빛은 단 한 가지 속도만으로 이동하기 때문이다.[23] 정확히는 빛 구의 표면적이 사건의 지평선의 표면적의 4/9배라고 해야 한다.[24] 이외의 방법이라면 대표적으로 미세중력 렌즈를 들 수 있지만 발생 빈도수가 극도로 희귀하고 감지도 어렵다. 중력파는 LIGO 중력파 관측기가 완성된 후 거의 매년마다 발견하고 있지만 거리만 어느 정도 유추할 수 있고 정확한 위치는 다른 기계를 써야 한다.[25] Accretion Rates and the Accretion Efficiency in AGNs by Wei-Hao BIAN and Yong-Heng ZHAO 2003.[26] 지구로부터 약 7.6억 광년 거리에 있는 전파 은하이며 중심 블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 25억 배이다. 사진은 VLA 간섭계를 이용한 전파 이미지이다.[27] 쿠르츠게작트의 영상. 죽어가는 별의 질량이 가벼우면 중성자별이 되고 무거우면 블랙홀이 되는 정도의 차이만 있을 뿐 메커니즘은 모두 동일하다.[28] 이를테면 비행기가 엔진의 힘으로 양력(뜨는 힘)을 받아 날 수 있는 것처럼 항성은 핵융합으로 수축을 막고 있는 것.[29] 항성이 핵융합 반응에서 수소를 연료로 소모하는 시기를 '주계열 단계'라고 하며, 이 단계에 속해 있는 항성을 주계열성이라고 부른다.[30] 참고로 태양보다 가벼운 적색왜성들은 적색거성과 행성상 성운 단계를 거치지 않고 청색 왜성이 되며, 수소가 소진되면 헬륨 백색왜성이 될 것으로 예측된다. 그러나 이들은 우주의 탄생부터 지금까지의 기간보다 훨씬 긴 수명을 가지기에 후기 진화 단계의 관측이 불가능하므로 별의 일생에 관해 다룰 때는 보통 배제한다.[31] 위 쿠르츠게작트 영상에서의 "양성자와 전자 같은 입자들은 가까이 있는 것을 정말 싫어합니다."라는 언급이 이것을 의미하는 것이다.[32] 항성 자체의 질량이 아니라 항성이 표피층을 날려보낸 뒤 남은 중심부 핵의 질량이 태양 전체 질량의 1.44배는 되어야 전자 축퇴압이 무력화된다. 핵이 항성 전체에서 차지하는 비율이 그렇게 높은 편은 아니기 때문에 지금 태양에 0.44 비율만큼 질량을 더해준다고 태양의 종말이 백색 왜성에서 중성자별이나 블랙홀로 바뀌진 않으며 단지 더 밝아지기만 할 뿐이다.[33] 중성자별이 자체 중력으로 붕괴하게 되는 한계 질량은 오펜하이머-볼코프 질량이라 부르며 그 값은 태양 질량의 약 3배(앞서 언급한 것처럼 중심핵의 질량이다.) 정도로 추정되고 있다.[34] 쿠르츠게작트의 영상.[35] 빅뱅 이후 7~10억 년 정도.[36] 위 쿠르츠게작트 영상에서 언급되는 쿼시 별이 이에 해당한다.[37] 81% 중성 미자, 17% 광자, 2% 중력자로 이루어져 있다. 가와이 노부유키, 『Newton Highlight 초신성과 블랙홀』, 강금희 옮김, ㈜뉴턴사이언스(2011), p111[38] 우주의 나이를 고작 1.38×1010년(138억)으로 보는 현재의 이론상으로는 상상조차 할 수 없는 까마득한 시간이며, 이마저도 고작 태양 질량 정도의 소규모 블랙홀의 수명이고, 초대질량 블랙홀 중 나름 작은 편에 속한다는 우리 은하 중심에 있는 블랙홀도 태양의 400만 배를 넘어서며, 수백억 배를 넘어서는 블랙홀들도 있다. 당연히 수명도 어마어마하게 길 것이다.[39] 양성자 붕괴가 존재한다고 가정할 시 양성자의 수명이 대략 1.29×1034년 정도이니, 물질의 기본을 이루는 양성자보다도 훨씬 더 오랜 시간 동안 생존할 것으로 보인다.[40] 그러니까 공간 온도가 영하 273.15도에 거의 근접했다는 뜻이다.[41] 증발이 중대한 영향을 끼치는 질량과 크기는 1조(1012)kg, 반지름 1000조분의 1(10-15)m 이하이다.[42] 가와이 노부유키, 『Newton Highlight 초신성과 블랙홀』,강금희 옮김, ㈜뉴턴사이언스(2011), p110[43] 여담으로 이 블랙홀의 지름은 3광년에 이를 것이다.[44] 국부 은하군 전체가 하나의 블랙홀로 병합되기 전에 은하계가 해체되면서 밖으로 튕겨져 나가는 천체들이 있으므로 모든 천체가 블랙홀에 흡수되지는 않는다.[45] 그 상태로 고정된 것처럼 보이지는 않는데, 지평선에 가까워질수록 물체가 반사하는 빛의 적색편이가 극심해져 관측이 불가능해지기 때문이다. 블랙홀에 들어가는 물체를 관찰한다면 지평선에 다가갈수록 느려지다가 어느 순간부터는 붉은색으로 흐려지더니 사라지게 될 것이다.[46] 존 미첼은 <왕립 학회 회보(Philosophical Transactions of the Royal Society)>에 다음과 같은 글을 게재했다. "밀도가 태양과 같으면서 반지름이 태양의 500배인 천체가 있다고 가정하자. 무한히 높은 곳에서 이 천체를 향해 물건을 떨어뜨리면 표면에 도달할 때 물체의 속도는 광속보다 빨라진다. 그러므로 빛이 중력의 영향을 받는다고 가정하면, 이런 천체에서 방출된 빛은 외부로 탈출하지 못하고 지면으로 떨어질 것이다."(미치오 카쿠 저 초공간(Hyperspace), 김영사 출판사 358p.)[47] Oppenheimer, Snyder (1939), "On Continued Gravitational Contraction" #[48] A. Einstein (1939), "On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Mass" #[49] 블랙홀의 엔트로피는 사건의 지평선의 표면적에 비례한다. 호킹 복사에서 블랙홀의 복사 온도는 질량에 반비례한다는 것도 여기서 유도된다. 또한 블랙홀이 쪼개진다거나 블랙홀에 들어갔던 물체가 나온다거나 하는 일이 열역학 제2법칙에 어긋난다는 것 또한 유도된다.[50] 호킹 자신의 책에 의하면, 호킹도 블랙홀이 맞다고 생각했으나, 만약 틀릴 경우에 '대신 책을 얻었잖아'라고 위안을 삼을 수 있도록 아니다에 걸었다고 한다. 호킹이 펜트하우스를 사준 것은 맞지만, 호킹이 원한 책은 빨간책이 아니라 영국의 비평 잡지인 프라이비트 아이(Private Eye)였다고 한다.(출처: 시간의 역사 pp.150)[51] 휠러는 더 간결하고 직관적인 단어를 원했다고 한다. 그 당시 프랑스에서는 "blackhole"이 여성기를 뜻하는 은어였고 물론 사회 통념상 거부감 있는 이름이라 논문을 싣는 물리학 학술지는 이를 막기 위해 그를 설득하려 했다고 한다. 하나 이후 휠러는 "블랙홀은 털이 없다"라는, 한층 더 골 때리는 발언을 했다. 이건 블랙홀의 무모 정리(no-hair theorem)를 말한다.[52] 블랙홀 중간의 검은 부분이 사건의 지평선이며 명왕성을 포함한 왜행성 궤도까지 태양계가 다 들어갈 정도로 어마어마하게 크다.[53] M87의 중앙에 있는 블랙홀.[54] 당초 160억 km로 잘못 알려졌으나 한국경제신문 보도 후 한국천문연구원이 380억 km로 정정하였다.(기사 원문: "The black hole’s boundary is around 2.5 times smaller than the shadow it casts, and measures just under 40 billion km across.")[55] 가정용으로도 1Gbps가 제공되는 한국의 인터넷 환경이라고 감안하면 10TB를 송신하기 위해서는 최고 속도로도 꼬박 22시간 13분 20초(10TB = 80테라비트 = 1기가비트 × 80000초 = 22시간 13분 20초)가 필요하다. 블랙홀 데이터가 1페타바이트라면 이는 8페타비트를 의미하므로 22시간(80테라비트) × 100만큼의 시간이 필요하다. 100일을 기다리는 것보다 하드 디스크를 직접 옮기는 게 훨씬 빠르다. 더군다나 한국의 가정용 인터넷만큼의 초고속 인터넷 인프라가 구성되지 않은 국가에선 수십 기가바이트만 돼도 한국보다 주고받기 훨씬 피곤할 것은 자명하다.[56] 자전하는 블랙홀.[57] 지구가 평평하다 가정했을 때 대략 서울에서 뉴욕에 있는 개미의 사진을 찍는 수준의 시야각이다.[58] 자세한 원리는 상술한 "작용권(에르고 영역)"에 링크된, 작용권과 펜로즈 과정에 대한 Kurzgesagt 영상에 나온다. 모드에선 폭탄으로 터뜨리는 것과 안정화 시켜서 그 외부에 다시 링 월드를 지어서 써먹는 방식을 제공한다.[59] 모드에선 게임 시스템상 한계로, 인구가 늘어날 때마다 알아서 거주 구역도 늘어나는 무한 규모 우주 거주구로 표현[60] 게임 시스템상으로는 대량의 에너지와 물리학 연구 산출, 그 가치에 비해서는 다량의 암흑 물질 산출, 국가 전체에 소비재 소모 감소 버프를 주는 식으로 구현해 놨다. "쓰레기 처리를 안 하고 블랙홀에 버리면 되니까."라는 소소한 설명은 덤.[61] 단 여기서 밀도의 개념은 블랙홀의 부피를 사건의 지평선의 부피로 간주했을 때의 개념이다. 블랙홀의 질량은 중력 특이점 한 점에 고정되어 있기 때문에 실제 밀도는 의미가 없다.[예시] 우주선이 시계 반대 방향으로 돈다면 우주선의 왼쪽 날개는 새 것인데 오른쪽 날개는 낡아서 너덜너덜해질 수도 있다.[63] 인터스텔라에서 가르강튀아계 개척의 가장 큰 적으로서 등장한다.[64] 박석재 박사가 국제 학회에서 발표할 때 설명을 위해 그린 그림.[65] 여기서의 털은 무모 정리에서의 털이 아니다. 무모 정리에서의 털은 질량, 각운동량, 전하를 제외한 블랙홀을 구별할 수 있는 특징을 말한다.[66] 특히 2편엔 한국의 블랙홀 최고 권위자라고 봐도 무방한 우종학 교수가 나온다.