블랙홀의 초기탐험

초기 탐험

 

1970년 미국의프리덤호는 다른 선원과 다른 백조자리 X-1을 발견했는데, 백조자리 X-1 위에는 태양보다 30배 이상 무거운 거대한 푸른 별이 있는데, 이 별은 태양이 10개 정도 무거운 보이지 않는 물체에 이끌려 있습니다. 천문학자들은 이 물체가 블랙홀이라고 입을 모읍니다.
1928년 살라마니앤 찬드라세카(천체물리학자)는 영국 케임브리지에서 영국 천문학자 아서 에딩턴 경(상대성이론을 설파하는 물리학자)에게 배웠습니다. 찬드라세카는 콜리시브 원리가 제공할 수 있는 거부력에 한계가 있음을 깨달았습니다. 항성에서 입자의 최대 속도차는 상대성이론에 의해 광속으로 제한됩니다. 이는 항성이 충분히 탱탱해졌을 때, 비적용 원리에 의해 발생한다는 것을 의미합니다. 중력의 작용보다 거부력이 적습니다. 찬드라세카는 대략 태양 질량의 두 배 반 정도인 차가운 항성이 자신의 중력에 저항하기 위해 자신을 지지할 수 없다고 계산했습니다.

 

항성 하나 질량비가 있다면 한도가 작은 찬드라세카는 결국 수축을 멈추고 반경 수천 마일, 밀도 1㎥당 수백 t의 '백색 왜성'으로 변합니다. 백색왜성은 그것의 물질에서 전자 간의 불쌍한 원리인 거부력에 의해 지지된다.첫 번째 관찰된 것은 밤하늘에서 가장 밝은 항성인 천랑성을 돌고 있는 것입니다.

 

란도는 항성환에 대해 지적하였습니다. 또 다른 가능한 종태가 존재합니다. 한계질량도 대략 태양질량의 2배 또는 2배 정도이지만 부피는 백색왜성보다 훨씬 작습니다. 이들 항성은 중성자와 양성자 간이지 전자 간 불용원리적 거부력에 의해 지지됩니다. 그래서 이들을 중성자별이라고 합니다. 반지름은 10마일 정도이고 밀도는 입방인치당 수억t이다.중성자별이 첫 번째 예언을 받았습니다. 관찰할 방법이 없다가 한참 뒤에야 관찰됐습니다.

한편, 품질은 챈더보다 낫습니다. 라세카의 한계보다 큰 항성은 연료를 소진할 때 큰 문제가 발생합니다. 어떤 경우엔 폭발하거나 충분한 물질을 던져 자신의 질량을 한계 이하로 감소시켜 재앙적인 중력이 무너지기 시작하지 않도록 합니다. 이는 항성이 아무리 크더라도 발생할 수 있습니다. 에딩턴은 찬드라세카의 결과를 믿지 않았습니다. 에딩턴은 항성 하나가 한 점으로 내려앉을 수 없다고 생각했습니다. 아인슈타인은 스스로 항성의 부피가 0으로 수축하지 않을 것이라는 논문을 썼다는 게 대다수 과학자들의 견해입니다. 다른 과학자들, 특히 그의 옛 스승이자 항성 구조의 주요 연구자인 에딩턴의 적개심은 찬드라세카를 이 같은 일을 버리고 항성단 운동 등 다른 천문학적 문제를 연구하게 했습니다. 그러나 1983년 노벨상을 받은 것은 적어도 어린 시절 그가 했던 차가운 항성의 질적 한계와 관련된 작업의 일부분이 있었습니다.

비합리적 원리는 찬드라세카의 한계보다 질량이 큰 항성이 무너지는 것을 막을 수 없습니다. 그런데 광의상대성이론에 따르면 이런 항성에서는 어떤 상황이 벌어질까요? 이 문제는 한 젊은 미국인 로버트 오펜하이머에 의해 1939년 처음 해결됐습니다. 그러나 당시 망원경으로는 더 이상 결과가 나오지 않을 것이라는 게 그의 결론입니다. 앞으로 제2의 세계로대전의 방해로 오펜하이머는 원자폭탄 계획에 말려들었습니다. 전후 대부분의 과학자들이 원자와 원자핵 척도의 물리학에 끌려가 중력 붕괴 문제는 대부분 잊혀졌습니다.

1967년 케임브리지의 하나대학원생 조셉린 벨이 하늘에서 전파의 규칙적인 펄스가 발사되는 물체를 발견한 것은 블랙홀의 존재에 대한 예언에 한층 고무적입니다. 벨과 그의 스승인 앤서니 헤비는 그들이 우리 은하에 있는 외계 문명과 접촉했을지도 모른다고 생각했습니다. 이들의 발견을 알리는 토론회에서 이들은 이 네 가지의 최초 발견 소스를 LGM1-4, LG라고 불렀습니다. M은 리틀 그린맨(Little Green Man)이라는 뜻입니다. 결국 이들과 다른 모든 사람들은 펄서라고 불리는 이 물체들은 사실상 회전하는 중성자별이라고 결론지었다습니. 이 중성자별들은 블랙홀이라는 개념이 처음 제기되었을 때 뉴턴이 찬성하는 빛의 미립자설과 빛의 파동설 등 모두 두 가지 광이론이 있었습니다. 양자역학의 파립자 이상성 때문에 빛은 파도 입자도 됩니다. 빛의 파동설에서,빛이 중력에 어떻게 반응하는지를 모르겠지만 입자만으로 이뤄진 것이라면 포탄과 로켓, 행성처럼 중력의 영향을 받는다는 것을 짐작할 수 있습니다. 처음에 사람들은 빛의 입자가 무한히 빠르게 움직이기 때문에 중력이 불가능하다고 생각했습니다. 그러나 로맥의 빛 속도 제한 발견은 중력이 중요한 효과를 나타냅니다.

1783년 케임브리지의 학문감 존 미셸은 이 가설을 바탕으로 런던왕립학회 철학학 저널에 기고했습니다. 그는 질량이 충분히 크고 탱탱한 항성에는 빛도 뺑소니칠 수 없는-항성 표면에서 나오는 빛도 아직 멀리 가지 못한 채 항성의 중력에 이끌려 돌아올 수 있는 강력한 중력장이 있다고 지적했습니다. 미셸 여사는 그럴 수 있음을 시사했습니다. 항성들은 비록 그것들로부터 나오는 빛이 우리에게 도달하지 않기 때문에 볼 수 없지만, 우리는 여전히 그 중력의 끌어당기는 작용을 느낄 수 있습니다. 이것이 바로 우리가 블랙홀이라고 부르는 물체입니다.

 
사실 빛의 속도는 고정적이기 때문에 그래서 뉴턴 중력론에서 빛을 포탄처럼 정교하게 다루지 못했습니다.(지상에서 하늘로 발사된 포탄은 중력에 의해 감속되었다가 상승이 멈추고 지상으로 되돌아갑니다.) 그러나 광자 하나가 변하지 않는 속도로 계속 올라가야 한다면 뉴턴의 중력이 빛에 어떻게 영향을 미치는가? 1915년 아인슈타인이 일반상대성이론을 제기하기 전까지 중력이 어떻게 영향을 미치는지에 대해서는 전혀 언급하지 않았습니다. 빛의 조화에 대한 이론, 그 후에야 이 이론은 큰 질량의 항성에 대한 함의를 이해할 수 있습니다.

하나의 항성이 붕괴하고 병형하는 것을 관찰합니다. 블랙홀을 만들 때는 상대성이론에서 절대적인 시간이 없기 때문에 관측자마다 시간을 가지고 측정합니다. 항성의 중력장으로 인해 항성에서 누군가의 시간은 멀리서 누군가의 시간과 다를 것입니다. 만약 붕괴성 표면에 두려움이 없는 우주인이 항성과 함께 안쪽으로 붕괴한다고 가정하면, 그의 시계대로 1초에 1개의 신호를 보내 그 항성을 도는 우주선에 올라갑니다. 그의 시계의 어느 순간, 예를 들어 11시에 항성이 막 그것의 임계 반경까지 수축했습니다. 이때 중력장은 도망갈 수 있는 것이 아무것도 없을 정도로 강했습니다. 그의 신호는 다시는 우주선에 전달되지 못했습니다. 11시에 도착했을 때 그는 우주선에서 우주인이 보내는 신호 한 줄의 시간 간격이 점점 길어지는 것을 발견했습니다. 하지만 이 효과는 10시 59분 59초 전까지 매우 미미했습니다. 이들은 10시59분58초와 10시59분59초 사이에 1초보다 조금 긴 시간만 기다리면 되지만 11시에 나오는 신호는 한없이 기다려야 합니다. 우주 비행사의 시계에 따르면, 광파는 10시 59분 59초와 11시 사이에 항성의 표면에서 발생합니다. 우주선에서 보았을 때 그 빛은 무한히 긴 시간 간격으로 퍼져 있었습니다. 우주선에서 이 광파를 받는 시간 간격은 점점 길어져서 항성으로부터 오는 빛은 점점 붉어지고 희미해져서, 결국 그 항성은 우주선에서 더 이상 보이지 않을 정도로 희미해져서, 남은 것은 공간의 블랙홀뿐이었습니다. 그러나 이 항성은 같은 중력으로 우주선에 계속 작용해 블랙홀 주위를 돌게 했습니다.