Black Hole 그 두번째 이야기... > 행 성

1969년에 미국의 물리학자 휠러(J.Wheeler; 1911~)는 아인슈타인의 이론에서 예언하는 새로운 천체를 '블랙홀(Black Hole)'이라고 불렀습니다. 그 천체는 표면이 없고, 어떤 영역의 내부로 떨어져 들어가면 강한 중력으로 아무것도 그 곳을 빠져 나갈 수가 없지요.

그 영역은 빛조차도 탈출할 수 없기 때문에 암흑의 세계입니다. 이것이 블랙홀이라는 이름이 생기게 된 유래이지요.
그 명명이 절묘하여 블랙홀은 신비로운 천체로서 많은 사람들의 관심을 끌고 있습니다.

- 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 지적했습니다. 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 있었습니다. 그들의 논의는 뉴턴(I.Newton;1642~1727)의 '중력의 법칙'에 바탕을 둔 것이지요. 그러나 블랙홀처럼 강한 중력을 가진 천체를 엄밀하게 따지려면, 아인슈타인의 상대성 이론의 등장을 기다려야 했습니다. 블랙홀은 밀도도 중력의 세기도 무한대인 '특이점(特異點, Singular point)'과, 그 주위의 '사상의 지평면(事象-地平面, Event horizon)'으로 형성됩니다. 당시에는 사상의 지평면이 무엇을 의미하는가를 알 수 없어서, 제 1선의 연구자 모두가 그 연구에 몰두하였지요. 연구 결과 지금은 사상의 지평면이, 거기서부터 안쪽으로 들어가면 모든 것이 탈출할 수 없게 되는 영역과의 경계면임을 알고 있습니다. 아인슈타인의 이론에서는 빛보다 빨리 진행하는 물질은 없습니다.

가령 블랙홀의 중력이 엄청나게 강하여 빛도 거기서 탈출할 수 없다면, 다른 물질 역시 거기서 탈출할 수 없습니다.

블랙홀의 내부로 들어간 물질은 영구히 거기에 갇히게 됩니다.
그렇다면 모든 물질이 그 곳으로 들어가 버리는 특이점이란 과연 어떠한 곳일까요?

그 곳은 어떤한 방정식도 의미가 없고, 어떠한 물리의 법칙도 전혀 통용되지 않는 세계입니다.
특이점으로 들어가 버리면 어떻게 될까요? 그것은 현재 전혀 알지 못하고 있답니다..

오늘날 블랙홀이 실제로 존재하는 것은 틀림없는 사실인 것 같습니다.
그러나 여기에 이르기까지는 몇 가지의 중요한 연구와 발견이 있었죠.

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 그것입니다.

- 블랙홀의 존재

X선위 분포도

블랙홀은 빛도 탈출시킬 수 없는데 어떻게 그 존재를 알 수 있을까요.
가령 블랙홀 주변에 아무것도 없고 단독으로 존재한다면, 접근할 때까지 그것이 블랙홀인지 아닌지 모를 겁니다.

그러나 별의 경우 그 대부분은 연성이라는 형태로 존재합니다. 블랙홀이 또 하나의 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 생깁니다.

거기서 나오는 고에너지 X선을 관측하면 그것이 블랙홀인지 아닌지를 판정할 수 있는 것이지요.
그렇다고는 하지만 현시점에서의 최종적인 요건은 그 천체가 충분히 무겁고 적어도 태양 질량의 수배의 무게를 가져야 하며,

또 충분히 작아야 한다는 사실밖에 없습니다.
블랙홀의 유력한 후보는 백조자리에 있는'백조자리 X-1'입니다. 질량은 태양의 약 8 배로 생각되고 있습니다.

백조자리 X-1은 질량이 태양의 약 20배나 되는 청색 초거성과 연성계를 이루고 있습니다.
그 청색 초거성에서 흘러 나오는 가스가 형성하는 강착 원반이 X선별로서 관측됩니다.

은하 중심에 있는 블랙홀의 경우에는 그 주위에 큰 강착 원반이 형성 되고,
거기서 거대한 에너지가 방출되고 있는 것으로 생각됩니다.

그 시간 변화와 에너지의 양을 생각하면 거대한 블랙홀로밖에는 결론 내릴 수가 없는데요. 처녀자리 은하단에 있는 'M87'이라는
은하에는 중심 부분에 태양 질량의 50억 배나 되는 거대한 블랙홀이 있는 것으로 생각되고 있습니다.

그 중심 부분에는 매우 무겁고 콤팩트한 천체가 있다는 것이 알려져 있고, 거기서 4,100광년 거리에 도달하는 거대한 제트가
분출하고 있죠. 블랙홀이 중심에 있다고 생각하면 콤팩트한 천체와 제트의 에너지를 설명할 수 있는 가능성이 있습니다.

- 블랙홀 후보 천체 : 고니자리 X-1(백조자리 X-1 또는 시그너스 X-1=Cygnus X-1, 약칭 Cyg X-1)

고니자리 X-1 쌍성계의 상상화. 동반성 HDE 226868의 물질이 블랙홀로 빨려들어가고 있습니다.

Cyg X-1은 고니자리에 있는, 최초의 블랙홀로 추정되는 대표적인 X선 천체입니다. 이것은 1964년에 발견되었습니다.
일찍 발견할 수 있었던 이유는...Cyg X-1이 지구에서 관측되는 X선 천체 중 가장 강력한 것들 중의 하나이기 때문입니다.

지금까지 밝혀진 관측 결과, Cyg X-1의 질량은 대략 8.7 태양 질량인데,
이는 지금껏 관측되어진 천체들 중 밀도가 가장 높은 것입니다.

만약 Cyg X-1이 블랙홀이라면 사건 지평선의 반지름은 대략 26km 정도밖에 안될 겁니다.
고니자리 X-1은 태양에서 대략 6000 광년 떨어져 있는 고질량 엑스선 쌍성에 속해 있습니다.

고니자리 X-1의 쌍성은 HDE 226868이라는 청색 초거대 변광성이고, 고니자리 X-1과의 거리는 대략 0.2AU 정도입니다.
고니자리 X-1의 강착 원반은 HDE 226868의 항성풍으로부터 만들어지고 있습니다.

내부 원반의 물질들은 수백만 K로 가열되어 있어, X선을 내뿜고 있습니다.

HDE 226868은 고니자리 에타(η) 옆쪽에 위치합니다. 이 쌍성계는 시그너스 OB3이라는 이름의 성협이라고도 하는데, 고니자리 X-1의 나이가 5백만 년 정도이고 그 HDE 226868의 질량은 40 태양 질량 정도이기 때문에 OB형 성협으로 불립니다. HDE 226868의 질량은 대부분이 항성풍 등과 같은 이유로 숨겨져 있었습니다. 만약 고니자리 X-1이 초신성 폭발을 겪었다면, 폭발력의 대부분은 쌍성계를 탈출, 고니자리 X-1은 곧바로 블랙홀로 붕괴했을 겁니다.

고니자리 X-1에 대한 일화(?)도 있습니다...ㅎㅎ

고니자리 X-1을 두고 1974년 스티븐 호킹과 키프 쏜은 내기를 했습니다.
스티븐 호킹 교수는 블랙홀이 아니라는 데에, 키프 쏜은 블랙홀이라는 데에 걸었습니다.

"설마 이것이 없다고 밝혀진다면...만약 그렇다면 나는 내기에서 이기는 것이며, 이는 내가 4년 동안 잡지 분노의 총성(영국의 풍자지)을 타는 것이나 마찬가지이다. 만약 블랙홀이 있다고 하면 키프는 펜트하우스를 1년 동안 무료로 구독하는 셈이 된다. "
(호킹의 저서『시간의 짧은 역사』에서 발췌)

그랬는데...고니자리 X-1이 블랙홀이었습니다...ㅇ.ㅇ!

결국 『시간의 짧은 역사』의 10년 기념판에 호킹은 내기에서 진 것을 인정했으며,
"호킹이... 내기에 졌음을 서명"(쏜의 저서 『블랙홀과 시간왜곡』에서 발췌)했다고 합니다~

- 블랙홀 후보 천체 : 궁수자리 A*(Sagittarius A*)

블랙홀의 유력 후보인 궁수자리 A*의 모습

궁수자리 A*는 궁수자리에 있는 초대질량 블랙홀입니다.

※초대질량 블랙홀(Supermassive black hole) : 질량이 105 태양질량과 1010 태양질량 사이인 블랙홀을 말합니다.
거의 모든 은하는(우리 은하를 포함하여) 은하의 중심부에 초대질량블랙홀이 있다고 추정되고 있습니다.

궁수자리 A*의 질량은 3.7×10^6 태양질량 입니다.(즉, 태양 질량의 약 4만배 ㅇ.ㅇ!)
지구로부터의 거리는 25,900 ± 1,400 광년(약...26000광년)입니다.

아래 그림은 블랙홀 주위를 돌며 빛을 분출하다 찢겨,
블랙홀로 빨려든 것으로 추정되는 가스 구름의 모습을 그린 상상도입니다.(출처 : 천문학 연구 유럽기구 보도 자료)

- 블랙홀 속

많은 천체는 회전하고 있습니다. 블랙홀도 회전하고 있는 것이 있습니다.
회전하는 블랙 홀의 안이 어떻게 되어 있는가를 알아봅시다.

회전하고 있는 블랙홀 주위의 공간은 일그러지고, 블랙홀 바깥쪽에 '에르고 영역(Ergo Sphere)'이라고 불리는
공간 영역이 발생합니다.

에르고 영역 안에서는 공간 자체가 광속 이상의 속도로 블랙홀에 이끌려서 돌고 있기 때문에,
어떠한 운동을 하여도 블랙홀이 도는 방향으로 끌려가게 됩니다.

회전의 또 하나의 효과는 블랙홀의 표면인 사상의 지평면의 내부에 또 다른 하나의 지평면이 나타나는 일이죠.
이것을 '내부 지평면'이라고 부릅니다.

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 있습니다.

단 내부 지평면의 밖으로 되돌아갈 수는 없지요. 내부 지평면 안에서의 특이점은 고리 모양으로 분포합니다.
이 내부 지평면의 안쪽 영역은 다른 우주로 가는 통로로 되어 있습니다.

다른 우주에서는 블랙홀이 아니라 '화이트홀(White Hole)'로 나타납니다.
화이트홀이란 블랙홀과는 정반대로 그 안에 머물러 있지 못하고, 반드시 바깥 세계로 밀려 나가게 되는 시공간의 영역이지요.

따라서 내부 지평면 안으로 들어간 물체는 잠시 거기 머문 다음 급히 내부 지평면 밖으로,
그리고 화이트홀 밖으로 내던져지게 됩니다.

그 곳은 이전과는 다른 우주이지요. 단 내부 지평면이 안정하게 존재하는지의 여부는 알지 못하고 있는데, 많은 연구자는 불안정하다고 생각하고 있습니다. 다른 세계로 가는 통로가 되었다고 해도 순식간에 그 문을 닫아 버릴지도 모르기 때문이지요.

- 블랙홀의 색

“블랙홀은 어떤 색입니까?”라는 질문을 받게 되면 “블랙 (검다)”이라고 답하는 것이 보통이겠죠? 무엇이든지 빨아들이고
그 곳에서는 빛조차도 빠져 나올 수 없기 때문이지요. 물론 이 사실이 블랙홀이라는 이름이 붙게 된 유래이기도 하고요.

어떠한 방법을 써서 블랙홀에 색을 입힐 수는 없을까요? 이러한 생각이 블랙홀 연구자들 사이에서 화제가 되고 있습니다.
단 여기서 말하는 ‘색’이란 소립자의 기본 입자로서의 쿼크(Quark)를 분류할 때의 ‘색’이지, 빛으로 보이는 ‘색’과는 다르지요.

이에 대한 최첨단의 연구를 소개하고자 합니다. 블랙홀에는 '무모 가설(無毛假說)'이라는 것이 있는데
블랙홀의 종류는 하나라는 것이 그것의 정설입니다. 여기서 '아니다.'라고 생각하는 사람도 많을 것입니다.

이제까지 블랙홀에는 별의 마지막에 생기는 것과 은하 중심등에 있다고 생각되는 거대한 두 유형이 있다고 설명하거나,
회전하고 있는 블랙홀을 설명하거나 해왔기 때문입니다. 그러나 이들의 물리적 성질을 따진다면 결국 모두 같은 것입니다.

최초로 슈바르츠실트가 발견한 특이점과 사상의 지평면만으로 이루어진 블랙홀이 '슈바르츠실트 블랙홀'입니다.
거기에 '전하(電荷)'를 더한 것이 '라이너스-노르드슈트롬 블랙홀'입니다. 대부분의 별은 회전 운동을 하고 있지요.

블랙홀도 혹시 회전하고 있지 않을까 생각하여 뉴질랜드의 물리학자 커가 밝혀 낸 것이 '회전'하는 '커 블랙홀'입니다 .
그리고 여기에 전하를 더한 것이 '커-뉴먼 블랙홀'입니다. 모든 블랙홀은 커-뉴먼 블랙홀이 대표하고 있다고 합니다.

'회전','전하 '에 블랙홀의 '질량'을 더한 세개의 양을 '털(毛)' 로 비유한다면, 그 세개의 '털'이외의 정보는 블랙홀이 될 때
모두 소멸해 버립니다. 이것을 휠러는 “블랙홀에는 털이 없다.”고 말하였습니다.

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 있습니다.

그와 같은 연구의 한 성과로서 최근에 '색을 띠는 블랙홀'이라는 것이 발견되었습니다.
쿼크를 기술하는 '양자 크로모 역학(Quantum Chromodynamics)'이라는 이론에 나오는 '게이지 장(Gauge Field)'을 생각하면,

앞에서 기술한 커-뉴먼 블랙홀과는 다른 새로운 유형의 블랙홀이 발견된 것입니다.
이 블랙홀이 실제로 중력 붕괴에서 생기는가 어떤가를 컴퓨터로 모의 시험(시뮬레이션)한 사람이 있습니다.

이것에 따르면 유감스럽게도 마지막에 도달한 곳은, 색을 띠는 블랙홀이 아니라
검은 슈바르츠실트 블랙홀 (슈바르츠는 독일어로 검다는 뜻이 있다.)이라는 것을 알게 됩니다.

그 후 색을 띠는 블랙홀 이외에도 새로운 블랙홀이 몇이나 발견 되었죠.
이 새로운 종류의 블랙홀에 대한 연구는 근간에 화제가 될 것 같군요.

- 증발하는 블랙홀

	블랙홀의 증발 블랙홀의 소멸 직전에는 대량의 입자,반입자가 뛰쳐 나와 초신성 폭발과 같은 양상을 띠게 될 겁니다.
	입자, 반입자쌍 중 음의 에너지를 가지는 것을 빨아들이면, 블랙홀은 질량을 상실하여 지평면이 작아지고, 남은 입자는 밖으로 뛰쳐 나갑니다.
	블랙홀의 증발은 그 질량이 작을수록 심해요. 그 때문에 증발의 마지막 단계에서는 많은 종류의 입자, 반입자가 대량으로 밖을 향해 뛰쳐 나갑니다.
	질량이 모두 증발되면 아무것도 남는 것이 없습니다. 다만 평탄한 시공이 존재할 뿐이죠. 이렇게 하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것입니다.

블랙홀이 증발한다는 사실을 어디선가 들은 기억이 있는 사람이 많을지도 모릅니다.
무엇이든지 빨아들이는 블랙홀이 어째서 증발할까요? 또, 그 결과는 어떻게 되는 걸까요?

이러한 일에 관한 이야기를 합시다. 1976년, 호킹이 과학 잡지 <네이처 (Nature)>에 짧은 논문을 발표하였습니다.
블랙홀이 증발하고 마침내 소멸한다는 내용의 논문이었지요. 그것은 당시의 물리학자들에게는 대단한 놀라움이었습니다.

지금에 와서는 그 이론이 물리학자만이 아니라 많은 천문학자 사이에서도 인정되고 있습니다.
증발의 마지막이 고에너지 전자기파인 감마선의 분출로서 관측되는 것이 아니냐는 논의도 있습니다.

보통 태양의 무게 정도의 블랙홀을 생각할 때에는 크기는 거시적(반지름 3㎞ 이상)이고, 미시적 규모에서 필요한 양자론(量子論) 등은 생각하지 않아도 좋습니다. 그러나 블랙홀이 소립자 정도로 작다면 양자 효과는 무시할 수가 없습니다.

블랙홀의 크기는 질량에 비례하고, 가벼운 블랙홀일수록 양자 효과는 비중을 차지하죠.
실제로 블랙홀의 질량이 1조㎏, 반지름이 10조분의 1㎝ 이하가되면 큰 영향이 나타나요.

호킹은 그와 같은 작은 블랙홀이 형성되었다고 가정하고, 양자론이 블랙홀에 미치는 영향을 생각했죠.
그 결과 블랙홀이 증발한다는 놀라운 사실을 알게 되었습니다.

증발로 입자가 방출되면 블랙홀은 당연히 에너지를 잃게 되므로 그 분량만큼 질량이 줄어듭니다.
질량이 줄면 그것에 반비례하여 온도는 상승하므로 입자가 더욱 많이 나오게 됩니다.

따라서 블랙홀은 가속도적으로 그 질량 에너지(Mass Energy)를 잃고 마지막에는 소멸하고 맙니다.
이 마지막 순간은 증발이라는 식의 간단한 것이 아니고 폭발에 가깝죠.

마지막 1000톤의 블랙홀은 1초라는 짧은 시간 동안에 소멸하고, 그 모든 것이 에너지로 변화되는 것입니다.
그렇다면 블랙홀의 온도는 어느 정도일까요? 태양의 무게 정도의 블랙홀에서는 100만 분의 1K(절대온도)로서 매우 낮습니다.

그와 같은 블랙홀이 증발하고 소멸하려면 우주 나이(150억 년)의 10의 54승 배나 되는 시간이 걸리게 됩니다.
별 진화의 마지막에 생기는 블랙홀이나 은하 중심핵에 존재하는 것으로 여겨지는 거대한 블랙홀에서는

이 증발의 영향은 거의 무시할 수 있어요. 실제로 증발의 영향이 중요하게 되는 무게는 어느 정도일까요?
무게가 꼭 1조㎏인 블랙홀은 지금 막 증발하고, 소멸하려 하고 있을 것입니다.

그 온도는 1조 ℃나 되고 고에너지 감마선을 방출합니다. 그러나 현재 그 증거는 아직 발견되어 있지 않습니다.
그렇다면 이 블랙홀의 증발이라는 불가사의한 현상이 모두 해명된 것일까요?

블랙홀의 무게가 0.01㎎ 이하가 된 마지막의 마지막(진짜 마지막)이 지금도 밝혀져 있지 않습니다.
크기로 따져서 반지름 10의 마이너스 33승㎝까지 작아진 블랙홀의 운명을 잘 알 수가 없는 것이죠.

진짜 마지막을 해명하려면 '양자 중력 이론(量子重力理論;Quantu m Gravity Theory)'이라는
아직도 완성되지 않은 궁극의 이론을 알 필요가 있습니다.

금 세기 최대의 이론인 '양자론(量子論)'과 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 통일을 목표로 하는 양자 중력 이론은 현재까지 많은 과학자들이 그것을 완성하려고 도전해 왔습니다.

최근에는 '초끈 이론(Super String Theory)'이 그 후보가 아닌가 하여 연구되고 있습니다.

그러나 현재 그것이 진짜로 성공할 것인지 아닌지는 알 수가 없지요.
이러한 상황속에서 최근 블랙 홀의 증발을 2차원 시공간으로 생각하려는 프린스턴 대학의 캐런 박사 팀의 연구가 있었죠.

2차원 중력 이론으로 문제를 생각 한 까닭에 복잡한 4차원으로는 알 수 없었던 블랙홀 증발의 마지막도
이해할 수 있는 것처럼 생각되었어요

그런데 조사해 보니 그 경우에도 현대 물리학으로는 전혀 설명할 수 없는 `알몸의 특이점'이 나와서
이 문제는 단순한 것이 아님을 알게 되었죠.

호킹도 이 이야기에 흥미를 가지고 많은 연구자와 함께 그 해명에 도전하고 있습니다.
이 연구는 궁극적 이론의 구축을 향하여 현재 가장 각광을 받고 있는 화제입니다.

- 우주의 미래

물체를 빨아들이기만 하는 천체 블랙홀이 우주에 있으면 우주의 모든 물질이 블랙홀에 흡수되어, 마침내 블랙홀만 남는 것이
아니냐는 의문이 생깁니다. 여기서는 블랙홀이 존재하는 우주가 어떠한 운명을 맞게 되는가에 대하여 생각하기로 합시다.

우리의 우주가 지금 팽창하고 있다는 것은 분명한 사실입니다. 그 우주가 어떻게 진화 할 것인가는 아인슈타인의 일반 상대성
이론으로 알 수가 있지요. 그것에 따르면 우주의 미래에는 두 가능성이 있는데, 그것을 결정하는 것은 우주 물질의 밀도입니다.

물질 사이의 중력은 우주의 팽창을 되돌리려고 하므로, 현재의 물질 밀도가 높을수록 미래의 우주 팽창은 늦어집니다.
특히 현재의 밀도가 어떤값(임계 밀도) 이상이 되면, 어느 시기에 우주는 팽창에서 수축으로 돌아서게 됩니다.

이 우주는 '닫힌 우주'라 불리며 우주의 부피는 유한입니다. 수축으로 돌아선 다음 그 우주는 유한 시간에서 붕괴되고 말지요.
또 우주의 밀도가 이 임계 밀도 이하인 우주에서는 부피가 무한대인 열린 공간이 되요.

이것은 '열린 우주'라 불리며, 이 때 우주는 영원히 계속하여 팽창합니다. 현재 우주의 밀도가 이 임계 밀도보다 높은지 아닌지에 대해서는 아직 분명히 알 수 없으므로 우주의 운명에 어떻게 영향을 미치는가를 생각해 봅시다.

블랙홀이 증발, 소멸하는데 걸리는 시간은 질량의 세제곱에 비례하고,
태양의 질량 정도의 블랙홀에서는 우주나이의 10의 54승 배나 걸립니다.

이것이 은하중심에 있는 것으로 여겨지는 더욱 무거운 블랙홀이라면 정신이 아찔할 정도의 숫자가 나겠죠? 그와같은 경우
블랙홀의 증발 등은 생각하지 않아도 무방할 것 같지만,우주는 무한히 계속하여 팽창하므로 시간은 얼마든지 있지요.

블랙홀이 증발한 다음에는 블랙 홀에서 나온 질량이 0인 입자(중성 미자, 광자, 중력자 등)가 주로 존재합니다.
더욱이 소립자의 '대통일 이론(GUT)'이 옳다면 양성자 등도 붕괴하여, 마지막에는 전자등 가장 가벼운 안정 입자만이 남습니다.

모든 구조도 소멸되고, 거의 진공에 가까운 희박한 우주만이 팽창을 계속할 뿐입니다.
우주의 운명은 빈 우주가 되어 버리든가, 아니면 유한의 생명을 가진 우주가 되어 버리든가 둘 중의 하나일 것입니다.

- 블랙홀에 우주선이 다가가면?

가령 블랙홀에 자꾸만 접근한다면 어떻게 될까요? 우주선을 타고 블랙홀에 접근해 가는 사람과, 블랙홀에서 멀리 떨어진 우주선에서 관측을 하는 두 사람을 가정해 봅시다. 우주선을 타고 블랙홀에 접근하는 사람은 강한 중력에 이끌려서 가속되어, 사상의 지평면을 지난 것을 모르고 있을 것입니다. 그리고 갑자기 시공간이 특이점에서 끝나고 맙니다. 이 경우 우주선은 강한 조석력으로 찢겨지겠죠. 태양 질량 정도의 블랙홀의 사상의 지평면을 지날 때, 신장 약 2m인 사람의 머리와 발끝 사이에 10억 G(만유 인력 상수 )나 되는 조석력이 걸리기 때문입니다. 한편 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 우주선의 사람이 보면, 이 우주선이 블랙홀에 접근하는데 무한의 시간이 걸리는 것처럼 보여요.

블랙홀로 우주선이 떨어져 들어갈 때의 속도는 거의 광속에 가깝죠.
광속에 가까운 속도로 운동하는 경우의 시간의 흐름은, '특수 상대성 이론'에서는 관측자에게 크게 의존합니다.

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 보입니다.

요컨대 블랙홀에 접근함에 따라 우주선의 속도는 차츰 떨어지고,
마지막에는 사상의 지평면에 고정된 채 움직이지 않게 되는 것을 보게 될 것입니다.

여하튼 블랙홀에 접근함에 따라 우주선에서 나온 빛은 강한 중력에 의해 그 파장이 적색 쪽으로 크게 이동해 갑니다.
그 결과 가시광의 범위에서 벗어나 우주선 그 자체가 보이지 않게 됩니다.

- 시간 여행

시간의 방향에는 과거와 미래가 있습니다. 시간 여행(Time Travel)에서 미래로만 간다면
그리 머지않은 장래에 가능해질지도 모릅니다. 예를들어 인공 동면(人 工冬眠)의 기술이 개발되면 가능해지는 것이지요.

그러나 미래로 가는 것만이라면 그것은 타임 머신( Time Machine)이라고 할 수 없습니다.
미래로 갔다가 돌아옴으로써 아직 일어나 있지 않은 시간을 알 수 있습니다. 문제는 과거로의 시간 여행인 것이죠.

캘리포니아 공과 대학의 손팀은 이와 같은 과거로의 타임 머신을 '윔홀(Wormhole)' 을 사용하여 해결할 수 있지 않을까 생각하고 있습니다. 윔홀이란 두 개의 블랙홀을 이은 것과 같은 시공간을 말합니다.

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 합니다. 그것이 가능한지 어떤지는 아직 알 수 없습니다.

가령 그것이 가능하다면 타임 머신을 만들 수 있다고 합니다.
그러나 윔홀을 사용한 타임머신이 실현 가능하다고는 단언할 수 없지요.

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 많습니다.

현재 그에 대한 연구가 활발히 진행되고 있지요.
과거로의 시간 여행이 가능해지면, 이미 존재하고 있는 역사를 다시 고쳐 쓸 수 있을까요?

호킹은 '역사 연표 보존 가설'을 제창하여, 물리 법칙은 그와 같은 윔홀의 존재를 금지하고 있다고 주장합니다.

- 블랙홀 초미래 도시

회전하고 있는 블랙홀을 이용하여 쓰레기 문제와 에너지 문제를 한번에 해결할 수 있습니다.
이 꿈과 같은 블랙홀 초미래 도시의 이야기는 사실 상대성 이론에 관한 교과서에 실려 있습니다.

미스너, 손, 휠러가 집필한 책은 세계에서 널리 사용되고 있는 유명한 교과서입니다.
영국의 물리학자 펜로즈는 회전하는 블랙홀에서 에너지를 꺼내는 방법을 생각하였습니다.

회전하는 블랙홀의 에르고 영역에 물질을 던지고, 그것이 그 안에서 둘로 갈라져 하나는 에르고 영역 밖으로 뛰쳐 나가도록 합니다. 그 때 뛰쳐 나오는 물질의 에너지는 처음 던졌을 때보다 커져 있는 것이지요. 이 메커니즘을 `펜로즈 과정'이라고 합니다.

- 블랙홀 망원경

블랙홀의 강한 중력은 시공간을 일그러지게 하고, 빛의 진로를 굽게 합니다.
이 성질을 이용하면 우주의 끝에 있는 은하나 퀘이사를 살펴볼 수 있습니다.

도중의 은하나 블랙홀과 같은 중력원에 의해 빛이 굽어져서 우리가 보면 복수의 상이 나타나거나
그 모양이 찌부러져 보이는 현상을 '중력 렌즈'라고 합니다.

허블 우주 망원경이 포착한 네 잎의 클로버와 같은 천체는 그야말로 중력 렌즈 효과에 의한 것이지요.
이 밖에도 '아인슈타인 고리'라고 불리는 원통 모양으로 상이 길게 늘어난 것 등 다양한 형태의 상이 관측되고 있습니다.

중력 렌즈에서는 우리에게 원래는 도달할 수 없는 빛까지 중력으로 굽어져 도달하는 경우가 있으므로,
은하나 퀘이사의 상 중 에는 증광(憎光)되는 것이 있어요.

멀리 있기 때문에 어두워서 도저히 관측할 수 없는 은하를 블랙홀의 중력 렌즈로 관측할 수 있게 되는 거죠.
중력 렌즈가 일어나는 빈도는 렌즈의 구실을 하는 은하나 블랙홀이 얼마나 우주에 있는가에 따라서 결정됩니다.

우주가 크면 클수록 그만큼 그 안에 포함되어있는 은하나 블랙홀도 많아지므로 중력 렌즈가 일어날 빈도도 많아집니다.
이렇게 하여 어느 정도 중력 렌즈가 일어나고 있는가를 알면, 우주의 크기에 대한 정보를 얻을 수도 있습니다.

- 은하의 중심에 거대한 블랙홀은 존재?

- 논란의 대상 블랙홀

우리 해와 표면을 스쳐 우리에게 보이는 별빛은 정말로 2"정도 (1º=60'=3,600")휜다고 하네요. 따라서 반지름이 약 3킬로미터가 되도록 축소된 해는 블랙홀이 되어 지나가는 빛을 빨아들일 것이라는 추측은 의심의 여지가 없지요.

하지만 이러한 모든 사실이 밝혀진 1920년대에도 블랙홀에 대한 학자들의 태도는 전혀 변하지 않았습니다.
이론이 맞는다 하더라도 블랙홀은 극단적이고 상상 속의 존재일 뿐 실제로 자연에 존재하는 것은 아니며,

자연에 존재하지 않으면 과학의 대상이 될 수 없다는 논리가 팽배했던 거죠.
이것은 물론 첫번째 문제, 즉 블랙홀을 만드는 방법의 문제가 아직 해결되어 있지 않았기 때문입니다.

이리하여 이름조차 없이 '얼어붙은 별(Frozen star)', '붕괴된 물체(collapsed object)' 등으로
마치 요구르트처럼 불리던 블랙홀은 1920년대 이후 잊혀진 존재가 되어버리고 말았습니다.

실제로 미국의 휠러(Wheller)에 의해 블랙홀이라는 이름이 지어진 것도
다시 연구가 활발히 진행되기 시작한 1960년대의 일입니다.

- 블랙홀과 중력렌즈

블랙홀은 큰 별들의 일생에서 마지막 단계에 해당하는 천체입니다. 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 됩니다. 이때는 엄청난 에너지를 방출하게 되는데 이것이 초신성입니다.
초신성의 폭발이 의해 많은 질량이 공중으로 흩어진 후에는 중심부에 중성자로 이루어진 중성자별이 남게 됩니다.

그러나 이 중성자별도 무한정의 압력에 저항할 수 있는 것은 아니지요. 공간으로 흩어지고 남은 질량이 태양질량의 2.5배가되는
정도까지는 중성자 기체의 저항으로 더 이상의 응축을 막아내어 안정된 상태의 중성자별로 남아 있을 수 있습니다.

그러나 중성자별의 질량이 태양질량의 2.5배를 넘으면 포화 중성자 기체로서도 어쩔 수 없는 상태에 이르게 됩니다.
이렇게 되면 인력의 의해 안으로 안으로 밀려드는 질량의 막아낼 방법이 없게 되지요.

질량의 응축에 따라 밀도는 증가하고 크기는 작아져서 질량이 받는 중력은 점점 증가합니다. 따라서 질량은 점점 더 작은 점을
향해 밀려들어오게 되는데 이에 따라 중력이 커져서 마침내는 전자기파(빛)마저도 탈출할 수 없는 커다란 중력을 갖는 천체가

됩니다. 이렇게 되면 이제 이 별에서는 어떤 시호도 나올 수가 없습니다. 모든 것이 이 별을 향해 빨려 들어가기만 할 뿐이지요.
이런 상태에 다다른 천체를 블랙홀(black hole)이라고 합니다.

블랙홀은 우리 시야에서 사라진 다음에도 응축을 계속할 것입니다. 우리는 블랙홀이 우리 시야에서 사라지기 바로 전에 보았던
별의 표면을 기억하고, 이 전체가 우리 시야에서 사라진 표면에 불과합니다. 천문학자들은 이런 표면을 사상의 지평선

(event horizon)이라고 부르지요. 사상(사건)의 지평선은 단지 우리 기억 속에 존재하는 표면일 뿐 사실 아무 것도 없습니다.
이 사상의 지평선 너머에서 어떤 일이 일어날지 우리는 알 수가 없는 거죠.

일단 사상의 지평선 너머로 사라진 천체에서는 아무런 정보를 얻어낼 수가 없기 때문입니다. 계산에 의하면 태양질량의 10배의
질량을 가지고 있는 블랙홀의 경우 사상의 지평선 지름은 60Km정도라고 합니다.

사상의 지평선 지름은 질량의 비례합니다. 따라서 태양질량 5배의 질량을 가진 블랙홀의 지평선 지름은 30Km가 될 것입니다.
블랙홀이 사상의 지평선 너머로 사라진 질량의 어느 정도까지 수축해 갈지 또 수축해 감에 따라 어떤 일이 일어날 지에 대하여

우리는 알 수가 없습니다. 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 수가 없네요.

이런 점을 수학에서나 물리학에서는 특이점(singularity)라고 부릅니다. 블랙홀을 향해서 떨어진 물질은 그 물질이 가지고 있던
여러 가지 특성을 더 이상 가지지 못합니다. 따라서 블랙홀로 빨려 들어가면서 모든 정보는 사라지고 마는 것이지요.

남은 것은 심하게 휘어진 공간과 질량뿐입니다. 하늘에서 블랙홀을 찾아내기 위해서는 바로 이것을 이용하여야 합니다.
심하게 휘어진 공간과 엄청난 질량의 작용만이 블랙홀이 우리에게 줄 수 있는 단서이기 때문이지요.

블랙홀의 엄청난 질량에 의해 공이 많이 굽어져 있으면, 이 블랙홀 근처를 지나온 빛은 많이 굽어서 올 것입니다.
따라서 블랙홀 바로 뒤에 있는 은하를 지구에서 관측하면 이 은하의 모습이 블랙홀로 인해 굽어진 공간의 작용으로

둥그런 원으로 보일 수가 있게 됩니다. 이런 것을 중력 렌즈(gravitation lens)작용이라고 합니다.
많은 천문학자들이 이러한 중력 렌즈를 발견하려고 노력하고 있습니다.

중력렌즈의 발견은 블랙홀의 존재를 증명하는 것이기 때문이죠. 그러나 이런 발견은 아주 운이 좋아야 합니다.
은하, 블랙홀, 관측자가 모두 일직선상에 놓여야 하는데 이런 행운은 그리 쉽게 오지 않겠지요?

(영화 [툼 레이더]에서는 가능했지만..^^)