블랙홀과 중력렌즈 > 행 성

블랙홀은 큰 별들의 일생에서의 마지막 단계에 해당하는 천체이다. 중력에
의해 응축을 계속한 별에서 별의 질량이 크면 만유인력에 의해 밀려드는 질
량의 압력을 전자들이 견디지 못해 결국은 모든 양성자와 전자가 사라지고
중성자들이 만들어지는 대변혁이 이루어진다. 이때는 엄청난 에너지를 방출
하게되는데 이것이 초신성이다.

초신성의 폭팔에 의해 많은 질량이 공중으로 흩어진 후에는 중심부에 중성
자로 이루어진 중성자별이 남게된다. 그러나 이 중성자별도 무한정의 압력에
저항할수 있는것은 아니다. 공간으로 흩어지고 남은 질량이 태양질량의 2.5배
가 되는 정도까지는 중성자 기체의 저항으로 더이상 응축을 막아내어 안정된
상태의 중성자별로 남아있을 수 있다.
그러나 중성자별의 질량이 태양질량의 2.5배를 넘으면 포화 중성자 기체로서
도 어쩔 수 없는 상태에 이르게 된다. 이렇게되면 인력에 의해 안으로 밀려드
는 질량을 막아낼 방법이 없게된다.

질량의 응축에 따라 밀도는 증가하고 크기는 작아져서 질량이 받는 중력은 점
점 증가한다. 따라서 질량은 점점 더 작은 점을 향해 밀려들어오게 되는데 이
에 따라 중력이 커져서 마침내 전자기파(빛)마져도 탈출할 수 없는 커다란 중
력을 가진 천체가 된다.
이렇게 되면 이 별에서는 어떤 신호도 나올 수가 없다. 모든것이 이 별을 향해
빨려들어가기만 할 뿐이다. 이런 상태에 다다른 천체를 블랙홀(black hole)이
라고 한다.

블랙홀은 우리 시야에서 사라진 다음에도 응축을 계속 할 것이다. 우리는 블랙
홀이 우리 시야에서 사라지기 바로 전에 보았던 별의 표면을 기억하고 이것을
블랙홀의 크기라도 생각할지도 모른다. 그러나 그것은 블랙홀이 되는 천체가 우
리 시야에서 사라진 표면에 불과하다. 이런 표면을 사상의 지평선(event horiz
on)이라고 부른다. 사상(사건)의 지평선은 단지 우리 기억 속에 존재하는 표면
일뿐 사실 아무것도 없다. 이 사상의 지평선 너머로 사라진 천체에서는 아무런
정보를 얻어낼 수가 없기 때문이다.

계산에 의하면 태양질량의 10배질량을 가지고 있는 블랙홀에 경우 사상의 지평
선 지름은 60km 정도라고 한다. 사상의 지평선 지름은 질량에 비례한다. 따라서
태양질량 5배의 질량을 가진 블랙홀의 지평선 지름은 30km 가 될 것이가.

블랙홀이 사상의 지평선 너머로 사라진 질량이 어느 정도까지 수축해갈지 또 수
축해 감에 따라 어떤 일이 일어날지에 대하여 우리는 알 수가 없다. 단지 우리
의 물리법칙이 사상의 지평선 너머에서도 적용된다면, 이 질량은 한없이 수축해
서 결국은 한점에 모든 질량이 모이게 될 것이다. 태양질량의 2.5배가 넘는 질량
이 한점에 모이게되면 어떤일이 일어나게 될까 하는것은 꽤 호기심을 자극하는
문제가 아닐 수 없다. 이런점을 수학에서나 물리학에서는 특이점(singularity)이
라고 부른다.

블랙홀을 향해서 떨어진 물질은 그 물질이 가지고 있던 여러가지 특성을 더 이
상 가지지 못한다. 따라서 블랙홀로 빨려들어가면서 모든 정보는 사라지고 마는
것이다. 남은것은 심하게 휘어진 공간과 질량뿐이다. 하늘에서 블랙홀을 찾아내기
위해서는 바로 이것을 이용하여야 한다. 심하게 휘어진 공간과 엄청난 질량의 작
용만이 블랙홀이 우리에게 줄 수 있는 단서이기 때문이다.

블랙홀의 엄청난 질량에 의해 공간이 많이 굽어져있으면, 이 블랙홀 근처를 지나
온 빛은 많이 굽어서 나올 것이다. 따라서 블랙홀 바로 뒤에 있는 은하를 지구에
서 관측하면 이 은하의 모습이 블랙홀로 의해 굽어진 공간의 작용으로 둥그런 원
으로 보일 수가 있게 된다. 이런 것을 중력 렌즈(gravitation lens)작용이라고 한
다.

많은 천문학자들이 이러한 중력랜즈를 발견하려고 노력하고 있다. 중력 렌즈의 발
견은 블랙홀의 존재를 증명하는 것이기 때문이다. 그러나 이런 발견은 운이 아주
좋아야 한다. 은하, 블랙홀, 관측자가 일직선상에 놓여야 하는데 이런 행운은 그리
쉽게 오지 않을 것이다.

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