블랙홀?
도대체 블랙홀은 무엇일까?
한 마디로 표면의 중력이 아주 강력한 천체를 의미합니다.
- 블랙홀은 물질이 붕괴된 공간이다.
- 중력이 워낙 강해 주위의 물질은 물론 빛조차도 빠져나갈 수 없다.
- 큰 항성이 사멸 과정에서 중력으로 인해 폭발해 생기는 것으로 알려져 있다.
- 하지만 어떤 블랙홀들은 그 크기가 정말 압도적이라 우리 태양의 수십억 배에 달하는 질량을 자랑한다.
- 이렇듯 대부분 은하 중심에 존재하는 초대질량 블랙홀들의 형성 과정에 대해선 아직 명확히 알려진 바가 없다.
- 하지만 분명한 점은 이러한 블랙홀 덕에 은하계는 더욱더 역동적이며,
- 블랙홀은 은하계 진화에 영향을 끼친다는 것이다.
1783년 <존 미첼>이 발표한 논문에 의하면 어떤 별의 질량이 아주 크면, 그 엄청난 중력장이 별의 표면에서
방출된 빛을 다시 끌어 들임으로써 그 별을 볼 수 없게 만든다는 것입니다. 18세기에 제기된 "어두운 별"이
오늘날의 블랙홀의 전조에 해당한다고 합니다.
<블랙홀> 용어는 1969년 미국의 과학자 <존 휠러>가 만든 것으로, 빛에 대한 2가지 이론은 파동과 입자설이 있습니다.
양자역학에서 입자,파동 이중성에 의하여 빛은 파동이면서 동시에 입자로 간주될 수 있습니다.
빛이 파동으로 이루어져 있다는 이론에서는, 빛이 중력에 대해서 어떻게 반응하는지가 분명하지 않았지만,
그 빛이 포탄이나 로켓 또는 행성과 같은 방식으로 중력에 의해서 영향을 받을 것이라고 예상할 수 있다고 합니다.
<존 휠러> 교수는 뿐만 아니라 <웜홀(시공을 가로질러서 갈 수 있는 길)> 아이디어와 ‘반전자는 전자가 시간을 거꾸로 거슬러 올라가는 실체’라는 생각도 처음 도입합니다. 이는 그의 학생이었던 <파인만(Richard P. Feynman:1918~1988, 1965년 노벨물리학상 수상)>이 양자장론의 계산을 ‘다이어그램’으로 표현하는 기법에 기여하기도 하였다고 합니다.
(다이어그램(diagram)은 정보를 조율, 묘사, 상징화 하여 2차원 기하학 모델(two-dimensional geometric model)로 시각화하는 기술이다. 때때로 2차원 표면에 그래픽적 투사 과정을 거쳐 3차원 공간에 시각화된다.)
처음에 사람들은 빛의 입자가 무한히 빠른 속도로 달리며, 그리하면 중력이 빛의 속도를 느리게 만들 수는 없을
것이라고 생각했습니다.그러나 빛의 속도가 유한하다는 <뢰머>의 발견은 중력이 빛에 중요한 영향을 미칠 수도
있음을 뜻합니다.
블랙홀의 형성 과정을 이해하기 위해서는, 우선 별의 생명 주기를 이해할 필요가 있습니다.
엄청난 양의 수소가스가 자체의 인력 때문에 스스로 붕괴하기 시작할 때 별이 생성됩니다.
가스가 응축하면서, 가스의 원자들은 빈번하게 충돌을 일으키고 그 충돌속도는 점차 빨라집니다.
이 과정에서 수소가스는 가열됩니다.
결국 가스는 수소 원자들이 융합해서 헬륨이 형성됩니다. 그리고 이 반응에서 방출된 열이 별을
빛나게 만듭니다. 또한 이 추가적 열은 인력(引力)과 균형을 이룰 때까지 가스의 압력을 증가시키고,
마침내 가스의 수축은 정지하게 됩니다.
별은 풍선과 흡사합니다. 풍선을 팽창시키려는 안쪽 공기와 풍선의 팽창을 막으려는 고무의 장력(張力)
사이에 균형이 이루어집니다. 별들은 이런 상태로 핵반응에서 나오는 열과 중력의 인력(引力)과 균형상태를
이루면서 상당히 오랜 기간 안정을 유지합니다. 그러나 결국 별은 수소를 비롯한 그밖의 핵연료를 모두 소모
하게 됩니다.
우리의 태양은 앞으로도 50억년 동안 사용할 연료를 가지고 있답니다. 그러나 태양보다 질량이 더 큰 별들은
고작 1억 년이면 연료를 모두 소진하게 됩니다. 1억 년이면 우주의 나이에 비해 훨씬 짧은 시간입니다.
별이 연료를 모두 사용하면, 냉각되면서 수축하기 시작합니다.
그때 이 항성에서 어떤 일이 발생하는지 이해되기 시작한 것은 1920년대 말 이후의 일이라고 합니다.
1928년 인도의 한 대학졸업생 <찬드라세카르>가 영국을 향해서 항해를 떠납니다.
일반 상대성 이론의 전문가인 영국의 천문학자 <아서 에딩턴>과 케임브리지에서 연구하기 위해서 말이죠.
어떤 설명에 따르면, 한 신문기자가 1920년대 초에 에딩턴에게 전 세계에서 일반 상대성 이론을 이해할 수 있는
사람은 오직 세 명밖에 없다는 이야기를 들었다고 말하자 에딩턴은 잠깐 생각에 잠겼다가 이렇게 대꾸합니다.
"나는 그 세 번째 사람이 누구인지 생각하고 있는 중이요"
<아서 에딩턴>의 제자가 <찬드라세카르>가 됩니다.
인도를 출발하여 항해하는 동안 <찬드라세카르>는 어떤 별이 연료를 모두 태운 후 자체 중력을 지탱할 수 있는
크기가 어느 정도인지를 계산합니다. 별의 크기가 작아질수록 물질입자들은 서로 가까워질 것이고 <파울리>의
배타원리에 따르면 그 입자들은 서로에 대해서 멀어질 것이고 별은 팽창하는 경향을 가질 것이다.
따라서 별은 중력의 인력과 배타원리에서 발생한 반발력이 서로 균형을 이루는 일정한 반경에서 스스로를 유지
할 수 있을 것이다.ㅡ그러나 배타원리의 반발력에는 한계가 있다는 사실을 깨달았다.
<찬드라세카르 한계>ㅡ상대성 이론은 별 속의 물질입자들 사이에서 발생하는 속도 차이의 최댓값을 광속으로
제한합니다. 이 말은 별이 충분한 밀도를 가지면, '배타원리로 인한 반발력'이 '중력의 인력'보다 작아질 것임을
뜻합니다. 태양 질량의 대략 1.5배 이상인 죽은 별은 자체 중력을 지탱하지 못할 것이라고 계산한것입니다.
이 발견은 질량이 큰 별의 궁극적인 운명에 대해 심대한 의미를 가지고 있습니다.
만약 어떤 별의 질량이 <찬드라세카르한계>보다 작으면, 그 별은 수축을 멈추고, 수천 마일의 반경과 1세제곱인치당
수백 톤의 밀도를 가진<백색왜성>이라는 최종 상태로 정착하게 될 것이다. 백색왜성을 지탱시키는 것은 그 물질속에
들어 있는 전자들 사이에서 작용하는 <배타원리의 반발력>이다.
찬드라세카르는 배타원리가 <찬드라세카르한계>보다 질량이 큰 별의 붕괴를 정지시킬 수 없다는 것을 증명합니다.
이런 큰별에 어떤 일이 일어날 것인가를 일반 상대성 이론에 따라서 이해하는 문제는 1939년 미국의 물리학자
<로버트 오펜하이머>에 의해서 증명이 된 것이 오늘날 <블랙홀>이라고 부르는 것입니다.
별의 중력장은 시공 속에서의 광선의 경로를 원래의 경로(그 별이 없었다면 취했을)로부터 바꾸어 놓습니다.
광원뿔(꼭짓점에서 방출된 빛의 섬광이 시공을 지나는 경로들을 나타내는)은 별의 표면쪽으로 약간 휘어집니다.
일식이 진행되는 동안 멀리 떨어진 별에서 오는 빛이 휘어지는 모습에서도 이런현상이 나타납니다.
별이 수축함에 따라서 그 별 표면의 중력장은 더욱 강해지고, 광원뿔은 안쪽으로 더 심하게 휜다.
이 때문에 그 별에서 나오는 빛은 탈출이 더 어려워지며, 그 빛은 멀리 떨어진 관측자에게 점차 더 흐리고 붉게
보입니다, 마침내 그 별이 특정한 임계 반경 이내로 줄어들면, 표면의 중력장이 너무 강해져서 광원뿔은 안쪽으로
극도로 휘어져서 빛은 더 이상 별표면을 빠져나오지 못하게 됩니다.
상대성 이론에 따르면 그 무엇도 빛보다 빠른 속도로 달릴 수 없다. 따라서 만약 빛이 빠져나올 수 없다면,
그 이외의 무엇도 별을 탈출할 수는 없게 됩니다. 모든 것이 중력장에 의해서 끌어당겨지기 때문입니다.
천체를 자기 내부로 스스로 찌그러지게 하는 힘은 중력입니다.
중력은 전자기력 등 다른 힘들에 비해 대단히 약합니다.
지구와 같은 돌덩이는 이를 구성하는 원자들 사이의 전기적인 반발력이 강력해 중력붕괴를 간단히 막을 수 있다고 합니다.
태양 같은 별은 내부에서 핵융합반응으로 에너지를 방출하는데 이 과정에서의 압력이 중력붕괴에 맞서 별의 형태를 안정적으로 유지킵니다.
일반상대성이론에서 블랙홀은 한 마디로 어떤 경계 안에 질량이 집중돼 있는 시공간의 영역입니다.
그 경계를 사건의 지평선이라 부릅니다. 사건의 지평선은 사실 가상의 구면으로 그 크기를 결정하는 반지름을
슈바르츠실트 반지름이라 합니다.
상대성이론에서는 광속이 우리 우주의 물리적인 속도의 한계이므로 그 어떤 물체도 밖으로 못 나갑니다.
그렇다고 해서 사건의 지평선이 공간 속의 어떤 특별한 지점도 아닙니다.
다만 그 경계를 넘어서는 순간 왔던 길을 다시 돌아갈 수는 없으니 대단히 조심해야 합니다.
블랙홀이란 자신의 슈바르츠실트 반지름이 그 외부에 존재(자신의 모든 질량이 그 내부에 존재)하는
천체라고 말할 수 있습니다.
일반상대성이론에 따르면 중력이 강력한 곳에서는 시간이 느려집니다.
정확하게는 1초의 간격이 커진다고 합니다. 멀리서 블랙홀에 다가갈수록 시간이 느려집니다.
만약 중력이 어마어마하게 강력하면 어떻게 될까? 그렇다면 1초의 간격도 어마어마하게 커질 것입니다.
그러다 마침내 1초의 간격이 무한히 커지는 경계가 생기가 됩니다. 바로 그 경계가 사건의 지평선입니다.
1초의 간격이 무한히 커진다는 뜻은 시간이 멈춘다는 뜻과 같습니다.
블랙홀 주변에서 시간이 느려지는 현상은 공전의 히트를 기록한 영화 '인터스텔라'에서도 잘 표현돼 있습니다.
이 영화의 가장 충격적인 장면은 우주여행을 하고 돌아온 아빠가 자신보다 더 늙어버린 딸과 재회하는 장면입니다.
적어도 이 장면은 영화적 상상력이 아니라 과학적 사실입니다.
아빠가 나이를 덜 먹은 이유는 엄청난 중력을 가진 블랙홀을 방문하고 왔기 때문이지요.
반면 아빠의 입장에서는 (등가원리가 깨지지 않고 올바르게 작동한다면) 블랙홀을 향해 자유낙하하고 있을 뿐입니다.
이런 성질을 이용하면 블랙홀을 일종의 타임머신으로 이용할 수 있다는 의미입니다. 블랙홀 주변에서는 시간이
느려지므로 블랙홀 주변 중력이 강력한 적당한 곳에 다녀오면 여행자는 시간이 덜 흐른 반면 지구에서는 시간이 많이 흘렀을 것이므로 여행자는 지구의 미래 모습을 보게 됩니다.
즉, 미래로의 여행이 가능합니다. 물론 원하는 미래 시점에 정확히 도달하려면 블랙홀 근처 어디까지 갔다 와야 할지 면밀한 계산을 해야겠지만 말이죠. 단 과거로 돌아가는 것은 쉽지 않습니다. 원인과 결과가 서로 뒤집어지는 인과율의 역전현상 또는 그로 말미암은 모순을 해결해야 하기 때문입니다.
블랙홀로 자유 낙하하는 아빠 입장에서는 등가원리가 성립하는 한 별다른 사건 없이 지평선을 지나 블랙홀의 중심으로 계속 낙하합니다. 이 과정에서 블랙홀 방향으로 일정한 크기를 가진 물체는 위치에 따른 중력의 차이 때문에 낙하방향과 반대방향으로 서로 잡아당기는 힘인 기조력을 느끼게 됩니다. 그 힘은 블랙홀의 중심에 다가갈수록 강력해집니다.
블랙홀의 한가운데서는 어떤 일이 벌어질까? 그 중심에는 시공간의 곡률이 무한대가 되는 이른바 특이점이 있어 지금 우리가 알고 있는 수학적인 기술로는 설명할 수 없는 지점이 존재합니다.
블랙홀에서는 빛이든 전자기파든 그 무엇도 빠져나올 수 없으므로 블랙홀을 직접 관측할 수는 없습니다.
따라서 블랙홀의 존재를 관측으로 확인하려면 간접적인 방법을 쓸 수밖에 없습니다.
즉 블랙홀 속으로 주변의 물질들이 빨려 들어갈 때 그 물질들이 가진 에너지가 강력한 X선으로 방출되는 경우가 있습니다.
보통은 두 개의 별이 쌍성계를 이루고 하나의 별에서 다른 별로 물질이 유입될 때 이런 현상이 생깁니다.
이때 물질이 빠져나가는 별은 보통의 별이고 물질을 빨아들이는 별이 대개 중성자별이나 블랙홀이라고 합니다.
그러나 블랙홀은 여전히 미지의 영역입니다.
스티븐 호킹 이래 수십 년 동안 진행되었고 아직도 진행 중입니다.
그 과정에서 블랙홀은 물론 열역학, 양자역학, 끈이론 등 물리학의 근본적인 요소들을 다시 돌아보는 계기가 되었고,
블랙홀은 여전히 과학자들에게 가장 훌륭한 사고실험의 대상입니다.
'사회' 카테고리의 다른 글
| 우주의 기원과 운명(제8단락)ㅡ스티브 호킹 (20) | 2023.02.04 |
|---|---|
| 블랙홀은 그다지 검지 않다(제7단락)ㅡ스티븐 호킹 (15) | 2023.02.03 |
| 소립자와 자연의 힘들(제5단락)ㅡ스티브 호킹 (15) | 2023.02.01 |
| 불확정성의 원리(제4단락)ㅡ스티븐 호킹 (22) | 2023.01.31 |
| 우주의 팽창(제3단락)ㅡ스티브 호킹 (17) | 2023.01.30 |
댓글