블랙홀(영어:Black Hole)은 현대의 일반상대성이론에서 우주공간에 존재하는 천체의 일종입니다. 블랙홀의 중력은 매우 강력해서 시야 내의 도주 속도가 빛의 속도보다 큽니다. 블랙홀은 그 사건 시계를 빛도 빠져나갈 수 없을 정도로 시공간 곡률이 큰 천체입니다.
1916년 독일의 천문학자 카를 슈바시는 계산을 통해 아인슈타인 경기 방정식의 진공해를 얻었는데, 이 해는 정적 구대칭 별이 실제 반지름보다 작으면 그 주변에 기이한 현상, 즉 경계면인 '시계'가 존재한다는 사실을 보여줍니다. 빛도 빠져나올 수 없습니다. 이 값을 스와시 반경이라고 하는데, 이 '불가사의한 천체'는 미국의 물리학자 존 아치볼드 휠러에 의해 '블랙홀'이라는 이름이 붙여졌습니다.
블랙홀은 직접 관측할 수 없지만, 간접적으로 그 존재와 질을 알 수 있고, 그것이 다른 것에 미치는 영향을 관측할 수 없습니다. 블랙홀의 중력에 의한 가속도에 의한 마찰로 인해 x선과 감마선을 방출하는 '가장자리 메시지'를 통해 블랙홀의 존재에 대한 정보를 얻을 수 있습니다. 블랙홀의 존재도 항성이나 성간구름 기단을 우회적으로 관측해 그 위치와 질량을 얻을 수 있습니다.
베이징 시간으로 2019년 4월 10일 21시, 인류 최초의 블랙홀 사진이 공개되었습니다. 이 블랙홀은 여자자리에 있는 거대한 타원 은하 M87의 중심에 위치하며, 지구에서 5500만 광년 떨어져 있으며, 질량은 태양의 약 65억 배에 달합니다. 그것의 핵심 구역에는 음영이 존재하며, 주위는 초승달로 둘러싸여 있습니다. 아인슈타인 광의 상대성 이론은 극한 조건에서도 성립한다는 것을 증명합니다.
서로 삼켜버린 두 개의 블랙홀
블랙홀은 리만 곡률 텐서들로 구성된 중심부의 표량 다항식이 이쪽으로 발산하는 특이점과 주변 시공간으로 이루어져 있으며, 그 경계는 들어갈 수 없는 단방향 막입니다. 사건 시야, 사건 시야의 범위 내에서 보이지 않습니다. 아인슈타인의 광의상대성이론에 따르면, 죽으면 항성이 중앙으로 붕괴합니다. 움츠러들면 이곳은 블랙홀이 되어 인근 우주지역의 모든 빛과 어떤 물질도 삼킵니다.
블랙홀의 발생 과정은 중성자별의 발생 과정과 유사합니다. 어떤 항성이 파멸을 준비하고 있으며, 핵심이 자신의 중력에 의해 빠르게 수축, 붕괴, 강력한 폭발을 일으킵니다. 핵심 중의 모든 물질이 중성자로 변할 때 수축 과정이 즉시 멈추고, 빽빽한 별로 압축됨과 동시에 내부의 공간도 압축하였습니다. 하지만 블랙홀의 경우 항성 핵심의 질량이 크기 때문에 수축 과정이 끝없이 진행되기 때문에 중성자 간의 거부력도 막을 수 없습니다. 중성자 자체가 압출 중력 자체에 이끌려 생각하기 힘들 정도로 밀도가 높은 물질이 남습니다. 높은 질량에 의한 중력은 그것에 근접한 모든 물체를 흡인하게 합니다.
적외선 영상
보통 항성이 처음에는 수소 원소만을 포함하고 항성 내부의 수소 원자핵이 서로 충돌하면서 핵융합을 일으킨다는 뜻으로도 간단히 이해할 수 있습니다. 항성의 질량이 매우 크기 때문에 융합에서 발생하는 에너지는 항성 만유인력과 맞서 항성 구조의 안정을 유지합니다. 수소 원자핵의 핵융합으로 인해 새로운 원소인 헬륨 원소가 생성되고, 이어서 헬륨이 생성된다.원자 역시 핵융합에 관여하고 구조를 바꾸어 리튬 원소를 생성합니다. 이렇게 하면 주기율표의 순서대로 베릴륨원소, 붕소원소, 탄소원소, 질소원소 등이 생성되고 철원소가 생성될 때까지 이 항성이 붕괴됩니다. 이는 철 원소가 상당히 안정적이기 때문에, 집변에 참여할 때 방출되는 에너지가 필요한 에너지보다 적기 때문에 집변이 멈추고, 철 원소가 항성 내부에 존재하기 때문에 항성 내부에 질량이 거대한 항성의 만유인력과 맞설 수 있는 충분한 에너지를 갖지 못하기 때문에 항성 붕괴를 일으킵니다. 결국 블랙홀이 만들어집니다. '블랙'이라고 하는 것은 그 중력으로 인해 주변의 빛도 도망칠 수 없기 때문입니다. 중성자별과 마찬가지로 블랙홀도 태양질량보다 질량이 수십에서 몇백 배 이상 큰 항성에서 진화합니다.
항성이 노쇠할 때,그것의 열핵 반응은 이미 중심 연료를 다 소모했습니다. 중심에서 발생하는 에너지는 이미 많지 않습니다. 이렇게 하면 더 이상 껍데기의 무게를 감당할 수 있는 충분한 힘이 없었습니다. 그래서 껍데기의 중압에 의해 핵심이 무너지기 시작하고 물질은 막바지까지 중심점을 향해 거침없이 진군하게 됩니다. 크기가 무한대에 가깝고 밀도가 거의 무한대인 별(거의 특이점)이 돼 반경이 어느 정도(스와시 반경보다 작을 것) 수축하면 질량에 따른 시공간 왜곡으로 빛이 밖으로 나오지 않는 '블랙홀'이 탄생하게 됩니다.
블랙홀은 당겨지고, 찢어져서 항성을 삼켜버린다.
블랙홀은 보통 이들이 주변의 가스를 모아 방사선을 발생시키므로 발견되는데, 이 과정을 흡적이라고 합니다. 고온 가스 복사 열에너지의 효율은 흡적류의 기하학적 및 동역학적 특성에 심각한 영향을 미칠 수 있습니다. 방사효율이 높은 박판과 방사효율이 낮은 후반이 관측되었습니다. 흡적 가스가 중앙 블랙홀에 근접하면이들이 만들어내는 방사선은 블랙홀에 대한 자전으로 중앙으로 물질 계통의 흐름을 연장시킵니다. 흡적은 천체물리학에서 가장 보편적인 과정 중의 하나이며, 또한 흡적이기 때문에 우리 주변의 많은 흔한 구조를 형성합니다. 우주 초기에는 암흑물질로 인한 중력세 우물 중심으로 가스가 흐를 때 은하가 형성됐습니다. 항성은 가스 구름이 자신의 중력 작용에 의해 무너져 부서지고, 더 나아가 주변의 가스를 흡수함으로써 형성됩니다. 행성(지구 포함)도 새로 형성된 항성 주위를 기체와암석이 모여서 형성된 것입니다. 중앙 천체가 블랙홀일 때 흡적이 가장 장관을 연출합니다. 블랙홀은 흡착물질 외에도 호킹 증발 과정을 통해 입자를 외부로 방사합니다.
터널 효과
블랙홀의 밀도가 매우 높기 때문에 공식에 따르면 우리는 밀도 = 질량/부피를 알 수 있습니다. 블랙홀의 밀도가 무한대하고 블랙홀의 질량이 변하지 않기 위해서는 블랙홀의 부피가 무한히 작아야 블랙홀이 될 수 있습니다. 블랙홀은 일부 항성들이 멸망한 후에 형성된 사성들로, 질량이 매우 크고 몸집이 매우 작습니다. 그러나 블랙홀이 멸망하는 날도 있는데, 호킹의 이론대로라면 양자물리에서는 한 입자의 장강분포가 에너지가 낮은 곳에는 가능하면 강하지만 에너지가 상당히 높은 곳에서도 장강분포가 일어나기 때문에 블랙홀 경계에는 에너지가 상당히 높은 세력이지만 입자가 나갈 수 있다는 '터널 효과'가 있습니다.
호킹은 또 블랙홀마다 일정한 온도가 있고, 그 높낮이가 블랙홀의 질량과 반비례한다는 사실을 증명했습니다. 즉 큰 블랙홀은 온도가 낮고 증발도 미약하며 작은 블랙홀은 온도가 높고 증발도 강한 격렬하게 일어납니다. 태양 질량의 블랙홀에 해당하며, 대략 1x10^66년이 되어야 증발할 수 있습니다. 완전 소행성의 질량에 해당하는 블랙홀은 1x10~21초 이내에 깨끗하게 증발합니다.
블랙홀의 소멸
블랙홀은 눈부시게 빛나고 부피가 줄어들며 폭발하고 물체를 분사해 눈부시게 빛납니다. 영국의 물리학자 스티븐 윌리엄 호킹이 1974년 이 예언을 했을 때 과학계는 술렁였습니다.
블랙홀에 의한 항성의 소멸
영감의 지배를 받는 사고의 비약인 호킹의 이론은 광의상대성이론과 양자이론을 결합해 블랙홀 주변의 중력장에서 에너지가 방출되고 블랙홀의 에너지와 질량이 동시에 소비된다는 사실을 발견했습니다.
가령 한 쌍의 입자가 언제 어디서나 생성된다고 가정하면 양입자와 반입자, 이 생성 과정이 블랙홀 근처에서 일어나면 두 입자가 매몰되고 한 입자가 블랙홀로 빨려 들어가는 두 가지 상황이 발생합니다. '입자 하나가 블랙홀로 빨려 들어가는 경우': 블랙홀 근처에서 생성한 쌍의 입자 중 한 쌍은 블랙홀로 빨려 들어가고, 정입자는 도주합니다. 에너지는 공중에 생성될 수 없기 때문에 우리는 반입자는 음에너지를 가지고 정입자는 양에너지를 가지고 갑니다. 반입자의 모든 운동 과정은 정입자의 반대의 운동 과정으로 간주할 수 있습니다. 반입자가 블랙홀로 빨려 들어가는 것과 같은 정입자는 블랙홀로부터 도망가는 것으로 간주할 수 있습니다. 이 상황은 바로 블랙홀에서 온 긍정적인 에너지를 가지고 도주한 입자입니다. 즉 블랙홀의 총 에너지는 적지만 아인슈타인의 질적 에너지는 적습니다. 방정식 E=mc2는 에너지의 손실이 질량 손실을 초래한다는 것을 보여줍니다.
블랙홀의 질량이 갈수록 줄어들면 그것의 온도는 갈수록 높아질 것입니다. 이렇게 하면 블랙홀이 품질을 잃었을 때 온도 및 방출율이 증가하여 품질 손실이 더욱 빨라집니다. 이러한 "호킹 복사"는 대부분의 블랙홀을 무시할 수 있습니다. 블랙홀이 폭발할 때까지 에너지를 쏩니다.
