블랙홀에관하여

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생각되었다. 그런데 조사해 보니 그 경우에도 현대 물리학으로는 전혀 설명할 수 없는 `알몸의 특이점'이 나와서 이 문제는 단순한 것이 아님을 알게 되었다. 호킹도 이 이야기에 흥미를 가지고 많은 연구자와 함께 그 해명에 도전하고 있다. 이 연구는 궁극적 이론의 구축을 향하여 현재 가장 각광을 받고 있는 화제이다.
9) 블랙홀을 도는 가스 원반
블랙홀 주위는 죽음의 세계가 아니다. 회전원반이나 제트가 형성되어, 고온의 세계로 되어있다. 블랙홀은 연성계의 상대별에서 나오는 가스뿐만 아니라, 은하의 중심핵 주위에서 붕괴된 별에서 나오는 가스를 끌어들이게 된다. 이와 같은 가스는 블랙홀로 직접 떨어지지 않고 그 주위를 도는 가스 원반을 형성한다. 원반 안에서 회전전하는 가스는 주위의 가스와 마찰을 일으킨다. 그 결과, 속도가 떨어져 블랙홀로 빨려 들어가게 된다.
이 원반의 반지름은 1백만 km나 된다. 블랙홀 근처에서는 가스 원반이 도넛모양으로 부풀어오른다. 때문에 다른 부분보다 이 부푼 부분의 두께가 더 두껍고, 온도가 가장 높다. 1천만 도에서 10 억 도로 가열되어 있어 강한 X선을 방출하고 있다. 또, 원반 중심 부근에서는 회전방향으로 가스의 고속 흐름, 즉 '제트' 가 형성되기도 한다. 가스는 어떤 매커니즘으
로 원반을 형성하는가, 또한 제트는 어떻게 만들어지는가를, 컴퓨터 시뮬레이션으로 밝히려는 연구가 현재 활발히 진행되고 있다.
<부착 원반>
10) 우리은하의 내부에 블랙홀이 존재하고 있었다.
1971,NASA(미 항공우주국)의 X선 천문위성 우후루는, 백조자리에서 일어나고 있는 묘한 현상을 관측하였다. 백조자리X-1이라고 불리는 천체에서 방출되고 있는 X선의 세기가 극히 짧은 시간, 즉 0.05초 이하에서 변동하고 있었던 것이다. 이러한 데이터로부터 얻어낸 결론은 우리은하 내에 블랙홀이 존재할지도 모른다는 것이다.
1916년, 독일의 천문학자 슈바르츠실트(K.schwarzchild)가 푼 아인슈타인의 중력장 방정식의 해(解)에는, 빛마저 탈출할 수 없는 이상한 영역이 포함되어 있었다. 1939년, 미국의 물리학자 오펜하이머(J.Oppenhiemer)가 어떤 일정한 질량을 넘는 무거운 별은 중력 때문에 끝없이 붕괴하여, 마침내는 한 점으로 수축한다고 결론지었다. 당시에는 이러한 결론이 단지 이론적인 것에 지나지 않는다고 생각했을 뿐이었다. 아인슈타인마저도 '자연계에는, 이러한 결론에 대응하는 것은 존재할 수 없다'고 생각하고 있었다. 그러나 우후루가 포착한 x선의 세기의 급격한 변동은 이 X선원이 매우 작은 그 무엇, 즉 블랙홀임을 암시하는 것이었다.
현재 백조자리에 X-1 외에 A0620-00이나 GX399-4 등의 천체가 우리 은하내의 유력한 블랙홀 후보로 주목받고 있다. 또 은하계의 중심부 그 자체도 거대한 블랙홀이 아닌가 생각되고 있다.
11) 블랙홀의 충돌
블랙홀끼리 충돌할 경우, 서로가 서로를 흡수하여 하나의 블랙홀로 합체된다. 이렇게 하여 블랙홀의 질량이 2 배가 되면, 사상의 지평선의 면적은 4배로 증가한다. 지평선 면적의 증가는 엔트로피의 증가와 비교된다.
블랙홀이 떨어지기 전 물체는 모양이나 재질 등 갖가지 정보를 모두 가지고 있지만, 블랙홀로 떨어져 들어가면 정보를 모두 잃고, 결국 질량 각 운동량 전하의 세 가지 정보밖에 남지 않는다. 그러나 정보를 삼켜버린 엔트로피는 증가하게 된다. 또한 블랙홀이 합체될 때에는 강한 중력파가 방출된다고 한다. 이 중력파는 광속도로 우주공간을 전파해 간다. 그러나
검출이 어렵기 때문에 중력파는 아직까지 포착되어 있지 않다.
12) 은하 안에는 수많은 미니 블랙홀이 있을지도 모른다.
반지름은 10 조 분의 1cm이지만, 질량은 10억 톤이나 되는 미니 블랙홀. 이 미니 블랙홀
이 현재까지 남아 있다면, 도대체 어떤 현상이 나타날 것인가?
은하의 질량은 광학적 방법과 역학적 방법이라는 두 가지 방법으로 측정할 수 있다. 별은 그 질량에 비례하는 밝기로 빛을 방출하는데, 은하도 마찬가지일 것이라는 데 근거를 두고 광도를 측정하여 질량을 구하는 것이 광학적 방법이다. 역학적 방법은 은하를 중심으로 도는 별이나 성간 가스등의 속도를 측정하여, 은하 전체의 질량을 구하는 것이다.
이제까지의 관측결과, 광학적 방법으로 조사한 것이 역학적 방법으로 조사했을 때의 질량이 10 ~ 수십 배나 되는 은하가 몇 개 발견되어 있다. 이러한 사실은 빛으로는 관측되지 않는 '보이지 않는 질량(missing mass)' 이 그러한 은하 속에 숨어 있다는 것을 뜻한다.
현재 우주에 상당히 많이 존재하고 있는 중성 미립자에는 질량이 없는 것으로 알려져 있
다. 만일 이 중성미자가 아주 작은 질량이라도 가지고 있다고 가정한다면, '보이지 않는 질량' 문제는 어느 정도 해결된다. 한편, 대량의 미니 블랙홀이 보이지 않는 질량의 주체가 아닌가 하는 생각도 있다. 우리들 주위에는 우주 초기의 흔적을 간직하고 있는 미니 블랙홀이 대량으로 존재하지도 모른다.
*우주초기의 미니 블랙홀
미니 블랙홀이 형성되려면 매우 높은 밀도가 필요하다. 그와 같은 조건이 주어졌던 때는 우주 탄생의 초기밖에 없다. 미니 블랙홀이 형성되던 시기는, 대폭발에서 10^-44초 가량 지난 무렵일 것으로 생각되고 있다. 그 질량은 10^-5 ~10^-15 g 또는 그 이상이라고 하는데, 현재에 존재하고 있을 가능성이 있는 것은 양성자 크기 이상인 미니 블랙홀이다.
*은하의 헤일로에 숨어있는 미니 블랙홀
은하는 빛을 통해 보이는 반지름의 수배 크기인 헤일로에 의하여 덮여 있다. 이 헤일로 안에는 관측할 수 있는 은하 질량의 10배 가까운 질량이 숨어있다. 더구나 은하의 집단인 은하단의 보이지 않는 질량은 빛을 통해 보이는 은하단 질량의 100배나 된다고 한다. 이러한 질량의 부족분을 설명해 줄 수 있게 하는 주체가 미니 블랙홀이라는 설이 있다.
예컨대 헤일로를 컵 안의 블랙커피라고 하면, 은하는 가기에 첨가되는 밀크이며, 보이지 않는 질량(미니 블랙홀)은 뜨거운 물에 녹은 블랙커피의 입자라고 하는 것이다.
13) 여러 가지 블랙홀(사진)

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