33) 블랙홀

33) 블랙홀

오늘날 블랙홀은 물리학에 익숙하지 않은 사람도 많은 매스컴에서 한 번쯤은 접한 이름일 만큼 잘 알려진 천체이다. 물리학계에서는 수많은 연구가 진행되었고, 최근 2022년 5월에는 우리 은하 중심에 있는 블랙홀 궁수자리 A*의 이미지를 포착하는 데 성공했습니다. 아쉽게도 저는 블랙홀에 대해 잘 알지 못하기 때문에 이 글에서는 간략한 소개만 하겠습니다.

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별이 진화의 마지막 단계에서 폭발하고 수축하면서 형성되는 ‘블랙홀’은 강력한 중력장으로 인해 빛을 포함한 어떤 물체도 빠져나올 수 없는 시공간의 영역입니다. 일반 상대성 이론에 따르면 밀도가 매우 높은 물체는 시공간을 심하게 왜곡하여 블랙홀을 형성할 수 있습니다.

블랙홀의 존재는 1783년 John Michel에 의해 처음 발견되었습니다.존미셸)가 처음 제안되었습니다. 그는 구체의 밀도가 태양과 같고 반지름이 태양 반지름의 1/500이라면 무한대에서 떨어지는 물체는 천체 표면의 빛의 속도보다 빠르게 이동할 것이라고 주장했습니다. 천체가 내뿜는 빛은 천체의 중력 때문에 빠져나갈 수 없기 때문에 이 천체는 일종의 ‘암흑별’이 된다.

그러나 Michelle의 주장은 Newton의 이론에 근거한 것이었고 Maxwell이 빛이 전자기파의 일종임을 발견한 후 한동안 포기되었다. 이후 이 ‘검은별’에 대한 논의는 아인슈타인에 의해 빛의 성질과 중력이론으로 재해석되면서 다시 시작되었으나 본격적인 연구는 1960년대에 이르러서야 시작되었다.하나

1916년에 Schwarzschild는 아인슈타인의 중력장 방정식의 해에서 $d \tau_{\infty}$를 수행했습니다.무한대로 발산하는 값, 즉 $r = R_s$방 측정 $g_{11}$ in이 무한대에 뛰어들어 시간 측정 $g_{44}$0으로 수렴하는 특이점을 찾습니다. Schwarzschild가 중력장 방정식을 풀 때 언급했듯이 충전되지 않은 구형 대칭 질량을 가정합니다. 이 Schwarzschild 메트릭 $R_s$ 때문에반지름이 0인 블랙홀은 전하도 없고 각운동량도 없으며, 이러한 블랙홀을 “슈바르츠실트 블랙홀”이라고 합니다. 앞서 설명한 바와 같이 물체의 밀도가 매우 커지면 그 물체는 블랙홀이 될 수 있으며 물체의 질량은 $R_s$ 내부를 채우면 슈바르츠실트 블랙홀이 될 수 있습니다.

그림 1에서 볼 수 있듯이 블랙홀에서 탈출할 수 없게 되는 한계를 “사건의 지평선”이라고 합니다. 즉, 일단 그 한계를 넘으면 아무것도 벗어날 수 없습니다. 그러나 사건의 지평선을 넘지 않는 블랙홀의 영역은 중력이 매우 강한 영역일 뿐이며, 관찰자가 식별할 수 있는 사건은 그 지평선의 경계로 나누어진다.

예를 들어, 빛이 사건의 지평선을 통과하면 그 지평선 내에서 일어나는 사건에 대한 정보를 알 수 없기 때문에 빛의 후속 동작을 알 수 없게 됩니다. 블랙홀은 빛을 반사할 수 없기 때문에 이상적인 흑체처럼 행동하고 열의 형태로 방출되는 방사선 파인 “호킹 방사선”을 방출합니다.

그러나 실제로 사건의 지평선을 찾는 것은 불가능합니다. 중력 시간 팽창에 따르면 중력장에서 멀리 떨어진 관찰자는 중력장에서 시간이 더 느리게 흐른다고 인식합니다. 이 때문에 점차 블랙홀 속으로 빨려들어가는 물체는 사건의 지평선에 가까워질수록 더 강한 중력장의 영향을 받기 때문에 사건의 지평선에 도달하는 데 필요한 시간 간격은 무한대로 빗나간다. 즉, 물체가 사건의 지평선에 닿는 과정은 외부 관찰자가 관찰할 수 없습니다. 또한 외부 관측자도 중력 적색편이의 영향을 받아 빛의 파장이 길어지고 사건의 지평선에 가까워지면 물체를 매우 어둡고 관측할 수 없게 됩니다. 즉, 이벤트 호라이즌을 고정하는 것은 불가능합니다. 따라서 사건의 지평선 내부에서 시간은 정지된 것과 같으므로 외부 관찰자는 내부에서 무슨 일이 일어나고 있는지 알 수 없습니다.

Schwarzschild 블랙홀과 같이 회전하지 않는 블랙홀은 무한 질량 밀도의 단일 특이점을 가지고 있습니다. 즉, 블랙홀의 모든 질량이 이 특이점에 집중되어 있고, 사건의 지평선을 넘는 모든 물체는 이 특이점으로 빨려 들어간다. 특이점에 빨려 들어간 물체는 기조력에 의해 길어지고 결국 무한한 밀도로 압축되는 “누들 효과”를 경험합니다.

이처럼 블랙홀은 모든 것을 빨아들이는 천체로 폐허 같은 생명을 닮아 있다. 그렇다면 모든 것을 흡수하는 천체가 있다면 모든 것을 다시 방출하는 천체도 있다고 상상할 수 있다. 이것을 “while hole”이라고 하고 블랙홀과 화이트 홀을 연결하는 경로를 “warm hole”이라고 합니다. 물론 여전히 공상과학소설에서만 볼 수 있는 소재인 것 같고, 실제로 관찰 대상이 될지는 두고 볼 일이다.

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지금까지 현대물리학의 두 바퀴 중 하나인 상대성 이론의 전반적인 내용을 특수상대성이론과 일반상대성이론을 통해 살펴보았다. 이제 다른 바퀴인 양자역학으로 넘어갈 시간입니다. 초기 양자이론부터 시작하여 양자역학의 학문적 발전 과정을 살펴보겠습니다.