[스크랩] 우주 폭군 불랙홀(현재 까지 밝혀진 상세정보)

블랙홀(동아사이언스) | 우주이야기

2006.02.11

최근 지구로 돌진하는 블랙홀이 발견되고 우리은하 중심에서 거대블랙홀의 존재가 확증되고 있다. 아인슈타인도 몰랐던 블랙홀의 진실을 만나보자. 또한 블랙홀이 내뿜는 중력파를 포착하려는 첨단기술도 살펴보자.

초등학생도 그 이름을 알 정도로 유명한 블랙홀. 외부물질과 빛뿐만 아니라 자기 자신도 먹어치우는 이상한 천체다. 블랙홀은 1783년 영국 케임브리지대의 존 미첼이 빛조차 탈출할 수 없을 정도로 강한 중력장을 가진 별을 상상하면서 탄생했다. 하지만 1915년 아인슈타인의 일반상대론이 나와서야 이론적인 설명이 가능해졌다. 중력을 구부러진 시공간으로 간주한 일반상대론은 아주 강력한 중력을 가진 블랙홀의 이론적인 배경이 됐기 때문이다. 아인슈타인은 일반상대론을 아름다운 수식으로 표현했지만, 이상하게도 그 수식의 해는 구하지 않았다. 1916년 독일의 천문학자 슈바르츠실트가 그 해를 구했다. 놀랍게도 이 해는 자전하지 않는 블랙홀의 크기, 즉 ‘사건 지평선’(event horizon)을 뜻했다. 블랙홀의 가능성이 처음 수학적으로 제시되는 순간이었다. 사건 지평선은 블랙홀과 바깥세계의 경계로 빛조차 빠져나오지 못하는 한계다. 이후 관측기술이 발달하면서 아인슈타인도 잘 몰랐던 블랙홀은 베일에 가렸던 정체를 조금씩 드러내고 있다. 최근 몇년 사이에 새롭게 밝혀진 블랙홀의 진면목을 들춰보자. 어떻게 총알처럼 움직일까 은하 중심에 자리잡고 있는 거대블랙홀의 상상도. 주변물질을 빨아들이고 양극방향으로 일부물질을 제트 형태로 뿜어낸다. 블랙홀이 우리 지구를 향해 돌진한다면 어떻게 될까. 모든 것을 빨아들인다는 블랙홀이 지구를 삼켜버리지 않을까. 2002년 11월 18일 미국 우주망원경과학연구소는 허블우주망원경이 이같은 위험을 가진 블랙홀을 관측했다고 발표했다. GRO J1655-40이라는 이름의 블랙홀이 시속 40만km의 엄청난 속도로 지구를 향하고 있다는 것. 하지만 다행히 지구로부터 6천-9천광년만큼 떨어진 안전한 거리를 두고 지나갈 예정이라고 한다. 보통 블랙홀은 우주 어딘가에 숨어서 주위 물질을 게걸스럽게 먹어치우는 줄 알았는데, 블랙홀이 총알처럼 빠르게 돌아다닌다니 놀랍다. GRO J1655-40의 경우 돌진 속도가 블랙홀 주변에 있는 다른 별들의 평균 속도보다 4배나 빠르다고 알려졌다. 그렇다면 GRO J1655-40이 이처럼 빠른 속도로 움직이게 된 이유는 무엇일까. 천문학자들에 따르면 블랙홀의 빠른 움직임은 블랙홀이 초신성 폭발에서 기원했다는 단서라고 한다. 무거운 별은 마지막 단계에 접어들 때 핵이 폭발적으로 붕괴된다. 이같은 붕괴는 바깥쪽으로 충격파를 발생시키며 이 충격파는 별의 바깥부분을 뿔뿔이 날려버린다. 이것이 초신성 폭발 현상이다. 이 과정에서 살아남은 핵은 태양 질량의 3.5배 이상일 경우 끝없이 붕괴를 일으켜 무한히 작고 조밀한 블랙홀이 된다. 결국 블랙홀은 초신성 폭발 때 한쪽 방향으로 발생한 추진력 덕분에 움직인다는 말이다. GRO J1655-40이 빠른 움직임을 드러낸 최초의 블랙홀은 아니다. 이전에도 우리은하 안을 떠도는 블랙홀이 발견된 적이 있다. VLBA라는 전파망원경 배열과 로시 X선 우주망원경으로 움직임이 포착됐던 XTE J1118+480이라는 이름의 블랙홀이다. 무려 시속 48만km로 태양 근처의 은하평면을 통과해 지나갔던 것으로 밝혀졌다. 현재 지구에서 6천광년 떨어진 이 블랙홀에 대한 연구결과는 2001년 9월 13일자 ‘네이처’에 발표되기도 했다. 흥미로운 사실은 XTE J1118+480이 수십억년 된 구상성단(보통 은하 외곽에 위치하는 구형의 별무리)에서 뛰쳐나온 것으로 보인다는 점이다. XTE J1118+480이 우리은하의 역사 초기에 거대 원시별에서 탄생했던 블랙홀 가운데 하나라는 뜻이다. 빨려들며 던지는 마지막 절규 X선 블랙홀과 중성자성으로 빨려드는 물질에서 나오는 X선의 양상. 블랙홀의 사건 지평선에서는 X선이 갑자기 사라지는 반면, 중성자성 표면에서는 X선이 밝아진다. 블랙홀은 빛조차 빨아들이기 때문에 이름처럼 모습을 드러내지 않는다. 블랙홀의 관측에 대해 영국의 천체물리학자 스티븐 호킹은 지하 석탄창고에서 검은 고양이를 찾는 것과 같다고 표현하기도 했다. 당연히 직접 관측하지 못하고 간접적으로 관측할 수밖에 없다. 블랙홀을 관측하는 가장 유력한 방법은 블랙홀이 다른 별과 짝을 이루는 예를 정밀하게 찾는 것이다. 블랙홀은 자신의 강한 중력으로 짝별에서부터 물질을 빨아들여 게걸스럽게 먹어치울 때 스스로 정체를 폭로한다. 또한 보통은 양극 방향으로 일부 물질을 광속에 가까운 제트(jet) 형태로 뿜어낸다. GRO J1655-40과 XTE J1118+480의 경우에도 블랙홀 주변을 도는 짝별을 통해 빠른 속도의 움직임이 관측됐다. 이들 블랙홀은 짝별을 도시락처럼 데리고 다니며 짝별의 물질을 빼앗아 먹어왔다. 블랙홀로부터 오랫동안 물질을 빼앗겼던 XTE J1118+480의 짝별은 현재 내부가 드러난 상태다. 질량도 태양 질량의 1/3에 지나지 않는다. 2001년 1월 11일에는 블랙홀이 주변물질을 꿀꺽 삼키는 현장이 X선과 자외선으로 포착된 결과가 각각 발표되기도 했다. 블랙홀은 사건 지평선을 기준으로 안팎이 천양지차다. 일단 사건의 지평선 안쪽으로 들어간 물질이나 빛은 일방통행만 가능하며 절대 되돌아나올 수 없다. 블랙홀에서 포착된 장면은 다름아닌 물질이 블랙홀 사건의 지평선을 꼴깍 넘어서며 외쳤던 마지막 절규였던 셈이다. 블랙홀로 유입되는 물질은 수챗구멍으로 물이 빨려들듯이 블랙홀 주위를 맴돈다. 이때 유입 물질은 워낙 빠른 속도로 빨려들기 때문에 엄청나게 뜨거워져 X선, 자외선 등 고에너지를 지닌 짧은 파장의 빛을 방출한다. 먼저 1999년 7월 우주로 발사된 찬드라 X선 망원경의 활약상을 보자. 미국 하버드-스미소니언 천체물리센터 연구팀은 찬드라 망원경으로 블랙홀이 짝별로부터 물질을 빨아들이면서 강한 X선을 내는 경우를 여럿 찾아냈다. 이들 블랙홀 주위에서는 강한 X선이 관측된 반면, 블랙홀의 사건 지평선 근처에서는 갑자기 사라졌다. 즉 블랙홀의 사건 지평선을 지나면서 X선조차 빨려든 것이다. 일방통행 지역인 사건 지평선이 블랙홀 주변에 존재한다는 결정적인 증거인 셈이다. 아이러니컬하게도 블랙홀 중심 근처에서 아무 것도 보이지 않아야 진짜 블랙홀이라는 것이다. 한편 미항공우주국(NASA)의 고다드 우주비행센터 연구팀은 허블우주망원경으로 블랙홀의 지평선을 넘어가는 물질의 모습을 포착했다. 구체적으로 ‘시그너스 XR―1’이라는 블랙홀 주위를 감싸며 빨려드는 고온의 가스 덩어리에서 나오는 자외선을 살폈다. 자외선 자료에서는 사건 지평선에 다가감에 따라 점차 약해지다가 결국 사라지는 장면이 두번 발견됐다. 3백억개 태양만큼 밝으려면? 1970년대까지는 블랙홀이라면 별의 시체로서 생긴 블랙홀을 말했다. 하지만 최근에는 이보다 훨씬 더 큰 규모의 블랙홀이 널리 알려져 있다. 거의 대부분의 은하 중심에 존재하는 거대블랙홀이 바로 그것이다. 1974년 영국의 천문학자 마틴 리스가 일부 은하의 중심에 태양 질량의 수백만-수천억배에 해당하는 거대블랙홀이 존재할지 모른다고 제안했다. 보통 은하보다 굉장히 밝은 활동은하를 염두에 둔 제안이었다. 전파에서 감마선까지 모든 파장의 빛을 방출하고 양극방향으로 대전입자를 제트 형태로 강력하게 뿜어내며 3백억개의 태양에 해당하는 밝기를 쏟아낼 만한 원천이 바로 거대블랙홀이라고 생각했던 것이다. 이후에는 활동은하뿐만 아니라 보통 은하도 중심에 거대블랙홀을 가진다는 인식이 보편화됐다. 우리은하도 예외는 아니다. 공교롭게 1974년 처음으로 거대블랙홀의 그림자가 드러났다. 우리은하 중심에 있는 ‘궁수자리 A’라는 커다란 전파원 안에서 밀집된 전파원이 하나 발견됐던 것. 활동은하가 멀리 있다면 보일 만한 모습을 한 이 천체는 ‘궁수자리 A*’로 명명됐다. 이후 20여년 동안 궁수자리 A*를 전파, 가시광선, 그리고 근적외선으로 애써서 관측했다. 관측 결과 은하 중심을 빙빙 도는 가스와 별들의 속도가 초속 1천4백km까지 나타나 은하 중심에 태양 질량의 2백60만배나 되는 어떤 천체가 존재하는 것으로 추정됐다. 이 천체가 과연 블랙홀일까. 중간크기의 블랙홀이 발견된 구상성단 M15(왼쪽)와 G1(오른쪽), 이들 블랙홀은 별 질량의 블랙홀보다 크고 은하 중심의 거대블랙홀보다 작다. 궁수자리 A*에 대한 X선 관측이 필요했다. X선은 블랙홀로 물질이 빨려들어갈 때 내놓는 마지막 절규일 뿐 아니라 은하 중심을 감싸고 있는 두꺼운 가스와 먼지를 뚫고 들어갈 수 있는 도구이기 때문이다. 드디어 찬드라 X선 망원경이 2000년 1월 궁수자리 A*에서 X선을 포착했다. 궁수자리 A*가 우리은하 중심에 조용히 자리잡고 있던 거대블랙홀이라는 사실이 밝혀지는 순간이었다. 2001년에는 불침번을 서고 있던 찬드라 망원경 앞에서 궁수자리 A*가 갑자기 밝아졌다. 수분 내에 평소 밝기의 45배나 밝아졌고 3시간 정도 후에 평소 밝기로 돌아갔다. 소행성 질량 정도의 물질이 갑자기 블랙홀에 잡아먹힐 때 발생하는 에너지로 추정됐다. 아울러 궁수자리 A*의 크기는 1천5백만km로 계산됐다. 태양 둘레를 도는 수성 궤도의 1/4도 안되는 크기다. 2002년 10월 1일 NASA 제트추진연구소는 우리은하 중심에 있는 거대블랙홀로 소용돌이치며 빨려들어가는 먼지의 세부를 공개했다. 미국 캘리포니아대 연구팀이 하와이에 있는 제2 케크 망원경을 이용해 중(中)적외선으로 찍은 이 모습에는 특히 ‘북쪽 팔’(Northern Arm)이라 불리는 가스와 먼지 흐름이 두드러졌다. 실내 온도 정도인 물체가 방출하는 중적외선은 은하 중심 주변의 별에서 나오는 가시광선을 흡수한 먼지장막이 내놓은 것이다. 은하 중심의 거대블랙홀은 매우 강력한 중력을 발휘하기 때문에 별들뿐만 아니라 먼지와 가스의 움직임에 영향을 미치는 것이다. 거대블랙홀은 새로운 물질을 계속 빨아들여 몸집을 불려온 것으로 보인다. 2002년 10월 17일자 ‘네이처’에는 우리은하 중심부에서 가장 가까운 별의 움직임을 관측해 거대블랙홀의 질량을 연구한 결과가 발표됐다. 독일 막스플랑크 우주물리연구소가 이끈 국제연구팀이 전세계에서 가장 큰 광학망원경인 VLT로 10년 동안 S2라는 별을 관측한 결과, 이 별이 은하 중심을 15.2년마다 한바퀴씩 돌고 있는 것으로 밝혀졌다. 놀랍게도 은하 중심의 거대블랙홀로부터 떨어진 거리는 단지 태양과 명왕성 사이 거리의 3배였다. 태양보다 몇배 큰 S2별은 블랙홀의 사건 지평선 언저리에서 초속 5천km의 굉장한 속도로 돌고 있었기 때문에 이렇게 가까운 곳에서 살아남을 수 있었던 것으로 보인다. S2별의 운동으로부터 추정된 거대블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 3백70만배였다. 성장의 씨앗은 별무리 중심에 그렇다면 대부분의 은하 중심에 존재하는 거대블랙홀은 어떻게 탄생했을까. 전문가들은 세가지 정도의 시나리오를 제시한다. 원래 은하들이 형성될 때 같이 만들어지거나, 별 질량의 블랙홀이 주변 물질을 끌어들여 결국 거대블랙홀로 성장하거나, 아니면 좀더 작은 블랙홀의 무리가 병합해 거대블랙홀로 커진 것으로 말이다. 물론 전혀 다른 가능성도 생각해볼 수 있다. 최근 찬드라 X선 망원경은 별 질량의 블랙홀과 거대블랙홀을 이어주는 중요한 성과를 거두었다. 불규칙은하 M82에서 태양 질량의 5백배에 해당하는 블랙홀을 발견한 것. 이 블랙홀이 M82의 중심에 위치하지 않는다는 문제가 있기도 하다. 점차 몸집을 키워가며 중심으로 자리를 옮기는 것은 아닐까. 2002년 9월 17일 미국 우주망원경과학연구소는 전혀 뜻하지 않은 곳에서 블랙홀을 발견했다고 발표했다. 다름아닌 구상성단 중심부에서, 게다가 별 질량의 블랙홀과 거대블랙홀의 중간 크기에 해당하는 블랙홀이 관측됐던 것이다. 지구로부터 3만2천광년 떨어진 구상성단 M15에서는 태양 질량의 4천배인 블랙홀이, 2백20만광년 떨어진 안드로메다은하의 구상성단 G1에서는 태양 질량의 2만배인 블랙홀이 각각 포착됐다. 구상성단에서 발견된 중간 크기의 블랙홀은 별 질량의 블랙홀과 거대블랙홀을 이어주는 고리로 보인다. 허블우주망원경으로 관측된 거대블랙홀들의 경우 질량이 큰 은하일수록 더 무거운 블랙홀을 가지는 것으로 밝혀졌다. 중심의 거대블랙홀은 은하 질량의 약 5%에 해당한다. 이런 경향은 이번에 발견된 중간 크기의 블랙홀에도 이어졌다. 구상성단의 블랙홀은 거대블랙홀로 성장할 씨앗의 훌륭한 후보다. 구상성단은 우주에서 가장 오래된 별들을 포함하고 있다. 구상성단의 블랙홀은 성단이 형성되던 수십억년 전에 함께 태어났을 것이다. 이 중간 크기의 블랙홀이 씨앗 역할을 해 시간에 따라 점점 성장함으로써 거대블랙홀이 탄생했을 것으로 예측된다. 블랙홀은 그 이름만큼이나 벗겨도 벗겨도 신비스런 존재처럼 느껴진다.

[ 포커스 ]블랙홀이 태양계를 삼킨다?

전갈자리 향해 시속 40만km로 돌진

이충환 기자 과학동아 2002년 12월 cosmos@donga.com

우리은하 평면을 통과해 전갈자리로 돌진중인 블랙홀과 짝별의 상상도. 지난 11월 18일과 19일 블랙홀에 대한 새로운 모습을 밝혀낸 연구결과가 잇따라 발표돼 화제가 됐다. 18일에는 미항공우주국(NASA)의 허블우주망원경이 우리은하의 평면을 통과해 빠르게 질주하는 최초의 블랙홀에 대한 증거를 발견한 결과가, 19일에는 NASA의 찬드라 X선망원경이 외부은하 중심에서 충돌하는 한쌍의 거대블랙홀에 대한 최초의 증거를 포착한 결과가 발표됐던 것. 블랙홀에는 무거운 별이 죽는 마지막 과정에서 ‘별의 시체’로 탄생하는 종류와, 정확한 생성과정은 아직 알 수 없지만 대부분의 은하중심에 존재하는 거대블랙홀이 알려져 있다. 초신성 폭발이 추진력 제공 18일 발표된 결과는 별의 시체로서의 블랙홀에 대한 것으로 프랑스 원자력위원회의 펠릭스 미라벨 박사가 이끄는 국제공동연구팀이 연구한 내용이다. GRO J1655-40이라는 이름의 블랙홀이 시속 40만km의 굉장한 속도로 우리은하 평면을 통과해 전갈자리 방향으로 돌진하고 있음이 밝혀졌던 것. 다행히 지구로부터 6천-9천광년만큼 떨어진 안전한 거리를 두고 지나갈 예정이다. 만일 이보다 훨씬 가깝게 다가선다면 지구를 포함한 태양계가 블랙홀에 삼켜질 위험에 처하겠지만. 블랙홀의 돌진 속도는 블랙홀 주변의 다른 별들의 평균속도보다 4배나 더 빠른 속도다. 어떻게 블랙홀이 이렇게 빠른 속도로 움직이게 됐을까. 천문학자들은 우주에서 일어나는 거대한 폭발의 하나인 초신성 폭발이 이 블랙홀에 추진력을 제공했을 것으로 보고 있다. 천문학자들이 생각할 수 있는 유일한 블랙홀 생성 메커니즘은 무거운 별이 죽어갈 때 별의 핵에서 안쪽으로 일어나는 폭발 현상이다. 이런 폭발은 바깥쪽으로 강력한 충격파를 발생시키고, 이 충격파는 별의 나머지 부분을 날려버린다. 이것이 초신성 폭발 현상이다. 동시에 이 과정에서 살아남은 핵이 태양 질량의 3.5배 이상이면, 어떤 힘도 핵의 중력 붕괴를 막을 수 없기 때문에 무한히 작아지고 조밀해져 블랙홀이 탄생한다. 결국 블랙홀은 초신성 폭발 때 발생한 추진력으로 움직이게 된다는 설명이다. NGC6240 은하핵에서 포착된 한쌍의 X선원. 한쌍의 거대블랙홀로 예상된다. 블랙홀은 빛조차 빨아들이기 때문에 직접 관측되지 않는다. 이번 경우에도 블랙홀 주변을 2.6일에 한번씩 도는 짝별을 통해 블랙홀을 연구했다. 현재 블랙홀은 짝별에서 끌어들인 물질을 게걸스럽게 먹어치우며, 양극 방향으로는 광속에 가까운 속도로 일부 물질(제트)을 뿜어내고 있다. 한편 19일 발표된 내용은 은하중심에 있는 거대블랙홀과 관련된 연구결과다. 독일 막스 플랑크 우주물리연구소의 구엔터 하싱거 박사가 이끄는 국제공동연구팀이 찬드라 X선망원경으로 보기 드물게 밝은 은하 NGC6240의 중심핵에서 거대한 블랙홀을 두개나 발견했던 것. 보통 은하핵에 존재하는 거대블랙홀은 주변 가스를 빨아들이면서 막대한 양의 고에너지 복사, 즉 X선을 방출한다. 이번에는 찬드라 X선망원경의 능력 덕분에 NGC6240의 중심핵에서 강력한 X선을 방출하는 원천이 두곳이나 포착됐던 것이다. 이전에도 X선이 관측되기는 했지만, X선이 방출되는 지점을 알 수 없었다. 지구에서 4억광년 떨어진 NGC6240은 두개의 작은 은하가 충돌하고 병합하는 과정에서 별들이 이례적으로 빠르게 탄생하는 은하의 전형으로 알려져 있었다. 가시광선뿐 아니라 전파나 적외선으로 관측한 결과 두개의 밝은 핵이 발견됐기 때문이다. 이번에 발견된 X선원 한쌍도 두개의 은하핵을 말해준다. 즉 은하핵에 존재하는 거대블랙홀 한쌍이 드러난 것이다. NGC6240에 있는 한쌍의 거대블랙홀은 3천광년 떨어진 상태에서 충돌중인데, 수억광년 후 합병돼 더 커다란 거대블랙홀이 탄생할 것으로 전문가들은 예측한다. 이 과정에서 엄청난 양의 중력파가 방출될 것이다.

충돌 앞둔 거대 블랙홀 발견

하나의 은하안에 두개 존재 - 수억년안에 합쳐질듯

신동호 기자 2002년 11월 25일 dongho@donga.com

왼쪽은 허블우주망원경을 통해 가시광선으로 본 NGC 6240 은하이고, 오른쪽은 찬드라 X-선망원경으로 본 것이다. 오른쪽 사진의 가운데 부분에 두 개의 블랙홀이 선명하게 보인다. - 사진제공 나사 사상 처음으로 하나의 은하 내에서 두 개의 거대한 블랙홀이 발견됐다. 두 블랙홀은 앞으로 수억 년 안에 하나의 거대한 블랙홀로 합쳐지면서 어마어마한 중력파를 발산해 우주의 시공간 구조를 휘게 할 것으로 예측된다. 두 개의 블랙홀은 지구로부터 4억 광년 떨어진 NGC6240라는 밝고 활동성 높은 은하의 중심부에서 발견됐다. 이 은하는 두 개의 은하가 충돌해 하나로 합병되는 과정을 겪고 있다. 독일 막스플랑크연구소의 천문학자인 슈테파니 코모사와 귄터 하징어 박사는 우리 은하와 비슷한 크기인 이 은하의 중심부에서 태양 질량의 수억 배에 달하는 거대한 블랙홀 두 개를 나사의 찬드라 X선 망원경으로 포착했다고 최근 발표했다. 강력한 X선을 방출하는 두 개의 블랙홀은 3000광년 거리를 두고 시속 3만5000㎞로 서로를 중심으로 회전하면서 가까워지고 있으며 갈수록 회전 속도가 빨라져 시속 10억㎞의 엄청난 속도로 충돌할 것으로 예측됐다. 두 천문학자는 이 때 엄청난 중력파와 방사선이 방출돼 우주는 마치 조용한 연못에 돌을 던진 것처럼 겉잡을 수 없는 파장이 일면서 우주의 공간 구조가 휘게 될 것이라고 내다보았다. 블랙홀은 별이 죽으면서 초신성으로 폭발할 때 만들어지는 태양 질량 3.5∼15배의 보통 블랙홀과 모든 은하의 중심부에 있는 거대 블랙홀 두 가지가 있다. 태양이 속한 우리은하도 40억 년 뒤 안드로메다 은하와 충돌할 것으로 예상되는 데 이 때 두 은하 중심의 거대 블랙홀이 충돌할 것으로 보인다. 한 천문학자는 “우리의 미래를 미리 보는 것과 같다”고 말했다.

[재미있는 블랙홀] 무게 거의 무한대, 태양 1억배 짜리도

김상연 기자 2002년 4월 24일 dream@donga.com

블랙홀은 크게 3가지다. 대부분의 은하 중심에는 블랙홀이 있다. 은하가 클수록 블랙홀도 크다. 우리 은하의 블랙홀은 무게가 태양의 250만배이지만, 거대한 은하의 블랙홀은 태양의 1억 배가 넘는다. 은하 중심의 블랙홀은 너무 커서 별로 만들어지지 않았다. 성단이 합쳐졌거나 블랙홀이 블랙홀을 잡아먹었다는 가설이 있지만 아직 밝혀진 것은 없다. 진실은 저 너머에 있다. 이 교수가 연구한 블랙홀을 비롯해 지금까지 관측된 많은 블랙홀은 별의 시체다. 주로 짝궁별을 이룰 경우에만 발견된다. 이밖에 과학자들은 원자보다 작은 '초미니 블랙홀'이 있다는 가설을 주장한다. 초미니 블랙홀은 입자가 서로 충돌해 만들어지는데 만들어지자마자 사라진다. 블랙홀의 무게는 거의 무한대다. 지구를 블랙홀로 만든다면 각설탕 속에 지구가 들어간다. 그러나 거대한 은하의 중심 블랙홀은 밀도가 물과 비슷하다. 블랙홀의 중심이 아니라 빛이 빠져나가지 못하는 공간을 모두 포함해서다. 이런 블랙홀은 태양계 만하다. 블랙홀 안에서는 뉴턴 법칙도 상대성 이론도 통하지 않는다. 우리와는 전혀 다른 자연 법칙이 지배한다. 그러나 과학자들은 블랙홀이 더 이상 우주의 무덤이 아니라 우주의 에너지 탱크라고 말한다. 블랙홀에서 때로 거대한 에너지가 분출하기 때문이다. 블랙홀에서 물질들이 일직선으로 몇십만 광년 거리까지 방출되고 있다. 사진제공 NASA

[특집]국제학회 현장스케치

블랙홀은 온돌에서 땔감 때우는 아궁이

'강력한 에너지 발산 과정' 논쟁 벌어져

이창환/고등과학원 조교수 과학동아 2001년 10월 chlee@kias.re.kr

블랙홀 주변에서 어떤 일이 벌어질까. 제2회 고등과학원 천체물리학회에서 이에 관해 국내외 저명학자들의 열띤 연구 발표와 토론이 9월 3일부터 6일간 이어졌다. 블랙홀에 대한 최신 연구 동향을 생생한 현장스케치를 통해 만나보자.

여러차례 국내외 학회를 운영하면서 한가지 소원 아닌 바람이 있었다.다름아닌 한국의 풍속화를 한번 학회 포스터로 활용하고 싶은 것. 우여곡절 끝에 이번 학회를 주관하게 됐는데, 이번 학회의 주제는 한국의 풍속화와 너무나 동떨어져 보이는 블랙홀. 하지만 뜻이 있는 곳에 길이 있다더니, 김홍도의 ‘춤추는 아이’(무동, 舞童)의 한복판에 블랙홀이 살아 움직이는 학회 포스터가 완성됐다. 단순히 블랙홀을 토론하는 학회가 아니라, 김홍도의 풍속화에서 뛰어노는 아이처럼, 블랙홀과 함께 삶을 즐길 수 있는 학회가 되기를 바라는 마음과 함께 학회가 시작됐다. 허블과 찬드라가 만났을 때 주변별에서 가스를 빨아들이는 블랙홀에 대한 상상도, 별의 마지막 단계로 탄생한 블랙홀은 지금까지 우리 은하에서 14개가 관측됐다. 아인슈타인의 상대성이론에서 비롯된 블랙홀 연구는 급속히 발전하는 인공위성과 전자장비의 기술에 힘입어 21세기에 새로운 장이 열리고 있다. 블랙홀은 주로 블랙홀로 유입되는 물질에서 방출되는 X선에 의해 그 존재가 확인된다. 이때 유입되는 물질은 블랙홀 주위의 가스나 원반에서 흘러들어온 것이다. 이런 X선은 지구 대기를 통과하지 못하므로 블랙홀에 대한 연구는 인공위성에 탑재된 우주망원경에 크게 의존하고 있다. 현재 가시광선 분야의 허블우주망원경을 비롯해 X선 관측위성인 찬드라(Chandra), XMM-뉴턴(Newton) 등이 우주공간에서 활동중이다. 특히 1999년 발사돼 현재 활동중인 찬드라는 고밀도별(백색왜성, 중성자별, 블랙홀) 연구의 업적으로 1983년 노벨 물리학상을 수상한 찬드라세카르 박사의 이름을 딴 것이다. 현재까지 블랙홀은 크게 두종류가 발견됐다. 첫째가 은하의 중심부에 있는 거대 블랙홀. 우리은하의 중심에도 태양의 수백만배 질량을 가진 거대 블랙홀이 자리잡고 있는 것으로 믿어진다. 다음으로 은하내부에 산재해 있는 태양의 7-10여배 질량을 가진 블랙홀이다. 지금까지 우리은하에서 이런 블랙홀이 14개가 관측됐고, 이 외에도 수십개의 블랙홀 후보(블랙홀로 추정되나 질량을 모르는 별)가 관측됐다. 이런 국제적인 연구동향에 맞춰 제2회 고등과학원 천체물리학회가 9월 3일-8일까지 고등과학원 국제회의장에서 개최됐다. 이번 학회에서는 블랙홀 주위에서 일어나는 X선이나 감마선 방출현상의 관측 결과와 이론적 규명에 초점을 두었다. 이번 학회에서 발표된 논문 가운데 블랙홀 관측과 관련해 가장 주목할 만한 것은 미국 럿거스대 페라리스교수의 블랙홀 질량에 관한 최근 업적이었다. 그녀는 최근 연구 결과를 통해 허블우주망원경에서 관측된 은하내부 별들의 속도분포와 찬드라에서 X선으로 관측된 은하중심에 있는 거대 블랙홀의 질량이 서로 비례관계가 있음을 밝혔다. 이로써 은하중심의 블랙홀 형성과 은하내부 별들의 운동 사이에 강한 상관관계가 있음을 보였다. 이 연구는 허블과 찬드라 우주망원경의 관측결과를 동시에 이용한 것으로 다양성 속에서 조화를 추구해가는 현대 천체물리학의 흐름을 대변한다. 빅뱅 이후 최대 폭발현상 블랙홀과 관련한 여러가지 의문이 있겠지만, 이번 학회에서 중점적으로 논의됐던 최대 관심사는 블랙홀이 과연 얼마나 많은 에너지를 짧은 시간에 방출하는가 하는 문제였다. 모든 것을 빨아들인다고 알려진 블랙홀이지만, 블랙홀이 자기장을 갖고 빠르게 도는 경우 회전에너지의 일부를 강력한 에너지로 방출할 수 있음이 밝혀졌다. 최근엔 이를 이용해 감마선 폭발현상이나 하이퍼노바 폭발현상과 같은 ‘빅뱅 이후 최대 폭발현상’이 아이러니컬하게도 블랙홀에 의해 가능할 수 있음을 보여주고 있다. 현재까지 감마선 폭발현상이나 하이퍼노바 폭발현상의 증거가 많이 나타났다. 감마선 폭발현상은 우주공간에서 태양의 질량을 전부 감마선으로 바꾼 것에 해당하는 에너지를 수십초의 짧은 시간에 방출하는 현상이다. 그 원인에 대해서는 아직까지 의문으로 남아있지만, 거대한 에너지의 저장체인 블랙홀이 가장 강력한 후보다. 하이퍼노바는 초신성 폭발때보다 10여배 이상의 강한 에너지를 방출하는 천체 폭발현상이다. 감마선 폭발과 맞먹는 막대한 양의 에너지가 폭발 때 방출되는 것으로 추정돼 이 또한 블랙홀이 가장 강력한 후보다. 이번 학회에서는 이런 주제에 대한 다양한 연구 발표가 있었다. 이번 학회 중간중간 열띤 토론이 다양하게 있었지만 미국 캘리포니아공대 블랜포드 박사와 MIT 반푸턴 박사의 논쟁이 가장 큰 관심사였다. 두사람 모두 회전하는 블랙홀이 자기장을 가질 경우 X선이나 감마선과 같은 강한 에너지를 어떻게 방출할 수 있는가를 연구하고 있다. 블랜포드 박사는 1977년 논문에서 블랙홀이 주위의 원반보다 두배 빨리 돌 때 가장 많은 에너지를 방출할 수 있음을 보였다. 반면 반푸턴 박사는 최근 자신의 연구에서 블랙홀이 주위의 원반보다 10배 정도 빨리 돌아야만 된다는 가설을 내세워 블랜포드의 기존 가설을 뒤집고 있다. 반푸턴 박사는 감마선 폭발현상과 같이 밀집된 지역에서 많은 에너지가 나온다는 사실을 설명하려면 블랙홀 회전에너지가 원반에서 내는 에너지보다 더 커야 하기 때문에 블랙홀이 훨씬 더 빨리 돌아야 한다고 주장했다. 블랜포드 박사의 기존 가설로는 블랙홀의 에너지 대부분이 주위원반에서 나오기 때문에 감마선 폭발현상을 설명할 수 없다는 것이다. 하지만 블랜포드 박사는 반푸턴 박사가 제시한 다른 조건에 문제가 있다고 반박했다. 서로 상반된 이론을 주창하는 두사람의 열띤 토론이 이번 학회의 학문적 가치를 높여주었다. 과연 어느 이론이 좀더 자연에 가까운지는 미래의 판단에 맡긴다. 승무 프로세스 vs 대기만성 미국의 X선 관측위성 '찬드라'의 상상도. 1999년 발사돼 현재 우주공간에서 활동중인 찬드라 위성은 블랙홀 주변에서 방출되는 X선을 관측하기에 적합한 능력을 가졌다. 학문의 교류와 더불어 외국의 저명학자들에게 한국의 문화와 풍습을 느끼게 하는 것이 이번 학회의 이면에 숨겨진 중요한 목적이었다. 이런 점에서 블랜포드 교수는 자신의 학문적 업적과 더불어 또한번 학회 참가자들을 놀라게 했다. 블랜포드 교수는 자신의 블랙홀 강연에서 블랙홀 주위의 원반에 있는 물질이 블랙홀로 빨려들어가면서 에너지를 방출하는 현상을 한국의 난방 시스템인 온돌에 비유했다. 이름해 ‘온돌 다이내믹스(Dynamics)’. 원반에 있는 물질이 ‘땔감’이고 블랙홀이 ‘아궁이’이라면, 블랙홀에서 에너지를 방출하는 현상은 땔감을 아궁이에서 태워 서서히 방을 달구는 ‘온돌’에 비유될 수 있다는 얘기다. 또한 블랙홀의 회전축방향으로 에너지가 방출되는 현상을 승무(僧舞)에 비유해 ‘승무 프로세스(Process)’라 명명했다. 비록 머리에 쓰고 채를 돌리는 상모를 승무와 혼동하기는 했으나, 한국의 문화에 대한 그의 관심과 한국인에 대한 배려의 단면을 보여주는 예라 하겠다. 이번 학회 기간 동안 뜻밖의 손님을 여럿 대하게 됐다. 서울 모교회의 목사와 미국 워싱턴주에서 청소년교육 유선방송을 운영하는 한 신사는 이번 학회에 처음부터 끝까지 참석하면서 블랙홀에 대한 대중의 관심을 대변했다. 그러나 무엇보다도 많은 참가자들의 이목을 집중시켰던 일은 도올 김용옥의 학회 참석과 특별 강연이었다. 동양의 고사성어인 대기만성(大器晩成)을 “큰 그릇은 절대 채워지지 않는다”고 새롭게 해석하면서 여기에서 언급된 큰 그릇(大器)이 바로 끝없이 물질을 삼키는 블랙홀에 비유될 수 있음을 강연했다. 도올은 대기만성의 고사성어와 본인의 낙관이 닮긴 서예 한점을 블랜포드 교수에게 선사했다. 도올의 강연은 딱딱해지기 쉬운 학회에 윤활유의 역할을 했다고 할까. 블랙홀이 도올의 관심을 끈 것을 보면, 도올의 관심 또한 채워지지 않는 블랙홀이 아닐까. 일본과 공동연구 구체적 논의 가깝고도 먼 나라 일본은 이미 수차례의 X선 관측위성의 발사에 성공했다. 그래서 최근 블랙홀 연구 분야에서 미국, 유럽과 어깨를 나란히 하고 있다. 지금까지 X선 관측위성과 관련해 일본에서 배출된 박사만도 1백여명에 이른다. 그러나 아직까지 우리나라에서는 발사된 X선 관측위성이 없을 뿐 아니라 X선 관측과 관련된 박사학위 소지자도 겨우 손에 꼽을 만큼 적은 숫자다. 이 분야에서 일본과 공동연구는 필수적이라 하겠다. 이번 학회에 4명의 젊은 일본 천체물리학자가 참여해 논문을 발표했는데, 미래의 공동 연구를 위한 토론의 장을 마련할 수 있는 계기가 됐다. 앞으로 공동연구를 수행하기 위해 구체적인 논의가 현재 진행중에 있다. 이 논의는 이번 학회의 결실로 맺어진 최대 성과 중의 하나다. 학회를 무사히 마치고 블랙홀로부터 벗어나 안도의 한숨을 쉬던 차에 뉴욕에서 들려온 세계무역센터의 붕괴 소식은 충격적이있다. 단 하루의 시간차로 이번 학회 참가자들이 무사히 귀환할 수 있었던 일은 불행 중 다행이었다고 할까. 돌이켜보건데 이번 학회는 성공적이었다. 너무 번잡하지도 않았고, 꼭 필요한 사람들이 모여 열띤 토론을 벌일 수 있었던 점이 무엇보다도 만족스러운 점이었다. 단 한가지 아쉬운 점이라면 학회 기간이 새학기의 시작과 맞물려 바쁜 수업 일정 때문에 많은 학생들이 참여하지 못했다는 점이었다. 이런 경험이 바탕이 돼 좀더 발전된 국내 천체물리학의 여건을 조성하는데 밑거름이 되길 바랄 따름이다. 무엇보다도 블랙홀에 대한 많은 젊은이들의 참여와 관심이 기대된다.

블랙홀이 은하를 꿀꺽

흡입속도로 질량 알아내

과학동아 1998년 6월 과학동아 편집부

허블우주망원경이 촬영한 NGC5128(왼쪽은 지상에서 찍은 사진). 미항국우주국(NASA)은 5월 14일 블랙홀이 은하를 포식하는 모습을 처음 공개했다. 이것은 허블우주망원경(HST)이 1997년 1월에 찍은 것으로, 켄타우루스 A은하(NGC 5128) 중심부에 숨어 있는 엄청난 질량을 가진 블랙홀이 은하 충돌로 떨어져 나온 은하들을 잡아먹고 있었다. 은하가 서로 충돌하는 일이 지금은 일어나지 않지만 은하가 형성되고 진화하는 초기 우주에서는 흔한 일이었다. 켄타우루스 A은하의 블랙홀은 은하가 형성되고 남은 잔해와 은하가 충돌하면서 생긴 작은 은하들을 먹이로 삼아 세력을 키우고 있었다. 이번 발견은 블랙홀이 얼마나 빠른 속도로 다른 천체를 빨아들이는지를 알아내는 좋은 기회라고 할 수 있다. 만약 그 속도를 알면 블랙홀의 질량을 구할 수 있기 때문이다. NGC 5128은 지구에서 1천만광년 떨어진 가까운 은하로 겉보기 밝기는 7등급이다. 하지만 남반구에 있기 때문에 우리나라에서는 볼 수가 없다.

[특집]블랙홀 환상여행

파란만장한 블랙홀 자서전

백조가 된 미운 오리새끼

과학동아 1997년 5월 박석재/천문대 천문정보연구실장

우리만큼 아인슈타인을 좋아하는 민족도 없을 것이다. 학습지, 음식물 등을 가리지 않고 그 이름이 상표로 사용되고, 심지어는 그 유명한 공식 E＝mc2조차 상표로 사용되고 있으니 말이다. 하지만 대학에서 물리학을 전공한 사람도 아인슈타인의 업적을 제대로 아는 사람은 많지 않다. 또 위 공식이 아인슈타인 업적의 대부분을 차지하는 것으로 잘못 알고 있다. 물론 이 공식이 끔찍한 수소폭탄의 원리로 이어지기 때문일 것이다. 아인슈타인의 상대론(상대성이론)에는 특수상대론과 일반상대론이 있다. 이름으로 봐서는 특수상대론이 일반상대론보다 훨씬 더 어려워 보이지만 실제로는 정반대다. 특수상대론은 ‘특수한’ 경우에만 적용되고, 일반상대론은 ‘일반적으로’ 적용되는 이론이기 때문이다. E＝mc2은 특수상대론에서 나오는 것으로서 대학의 물리학과 2학년 과정에서 강의되는 수준이다. 하지만 일반상대론은 대학원 과정에서 강의돼야 하고 그나마 대부분의 대학에서는 개설돼 있지 않다. 아인슈타인은 1905년 특수상대론을 발표하면서 베른 특허국 생활을 청산하고 다시 물리학자의 길을 걸었다. 하지만 특수상대론은 아인슈타인 개인의 업적이라기보다 로렌츠, 마이켈슨, 몰리, 피츠제럴드 등과의 공동작품이라고 보는 것이 타당하다. 아인슈타인의 진가는 그로부터 10년 뒤인 1915년 독창적인 일반상대론을 주창하면서 발휘됐다. " 아인슈타인은 옳았다 " 블랙홀이 있다고 보여지는 NGC 4261은하. 허블 우주망원경으로 촬영한 모습이다. 일반상대론의 의미는 수학적으로 꽤 복잡한 방정식 하나에 모두 함축돼 있다. 일반상대론이 발표된 이듬해인 1916년 독일의 슈바르츠실트(1873-1916)는 회전하지 않는 구대칭의 천체에 일반상대론이 적용되는 답을 구했다. 이 답을 ‘슈바르츠실트 풀이’라고 부른다. 슈바르츠실트 풀이가 맞는다면 해 바로 주위에서는 어마어마한 중력 때문에 빛이 약 2″(1°는 3,600″)의 각도만큼 휘어야 한다. 만일 해가 점점 더 작아진다면 중력이 강해지므로 휘는 각도는 점점 더 커져야 한다. 중력은 천체의 질량뿐 아니라 크기에도 관련된다. 결국 반지름이 어떤 값보다 더 작아지면 빛은 휘다 못해 아예 빨려 들어가게 된다는 사실을 알아냈다. 그 값을 우리는 ‘슈바르츠실트의 반지름’이라고 부른다. 어떤 천체의 반지름이 슈바르츠실트의 반지름보다 작아지면 오늘날 우리가 말하는 블랙홀이 된다. 그러나 애석하게도 슈바르츠실트는 이듬해 결핵으로 일생을 마쳤다. 만일 그가 조금 더 오래 살았더라면 블랙홀은 더 일찍 햇빛을 보았을 것이다. 당시 블랙홀에 대한 주장을 이해하고 믿는 사람은 손가락으로 꼽을 수 있을 정도였다. 블랙홀은 그만두고, 해 주위에서 빛이 휜다는 사실조차 받아들여지지 않았다. 그러나 1919년 당대 최고의 천문학자였던 영국의 에딩턴(1882-1944)이 지휘하는 아프리카 개기일식 관측팀이 그 사실을 관측해내자, “아인슈타인은 옳았다”(Einstein was right!)는 머릿기사가 신문 1면을 장식하는 등 세계는 경악을 금치 못했다. 하지만 블랙홀에 대한 태도는 여전히 변하지 않았다. 즉 이론이 맞는 것은 인정하지만 블랙홀이 존재한다는 사실은 인정받지 못한 것이다. 블랙홀은 상상 속의 존재일 뿐 실제로 자연에 존재하는 것은 아니며, 자연에 존재하지 않으면 과학의 대상이 될 수 없다는 논리가 팽배했던 것이다. 왜 사람들은 블랙홀에 대해 냉담했을까. 이유는 그 크기에 있었다. 해가 블랙홀이 되려면 슈바르츠실트 반지름은 약 3km가 돼야 한다. 그러나 이는 불가능한 일처럼 보였다. 왜냐하면 이것은 우리 지구의 반지름을 약 1cm가 되도록 수축시키는 것과 같은 비율이기 때문이다. 이러한 까닭에 블랙홀은 물리학계와 천문학계의 ‘미운 오리새끼’가 되어 잊혀진 존재가 되고 말았다. 블랙홀은 ‘얼어붙어버린 별’, ‘붕괴된 별’ 등으로 불리긴 했지만 사실은 이름조차 없었다. 블랙홀이라는 이름이 지어진 것은 훨씬 뒤인 1969년의 일이었다. 하지만 별의 진화에 대한 수수께기를 푸는 항성진화론의 발전은 결국 블랙홀의 존재를 다시 믿도록 만들었다. 진화에 관한 베일이 한꺼풀씩 벗겨지면서 별들은 종말에 이르러 엄청난 수축을 하지 않으면 안된다는 사실이 밝혀진 것이다. 특히 별의 종말의 한 형태인 백색왜성에 대한 이론이 발전하고 많은 관측 결과들은 블랙홀의 ‘복권’에 크게 기여했다. 백색왜성은 이름 그대로 희고 작은 별로, 우리 해가 백색왜성이 된다면 그 크기가 지구 만하게 수축한다. 표면의 밀도는 매우 높아서 1cm3 부피에 약 10t(중성자별은 10억t)의 물질이 들어있다. '미운 오리새끼'의 복권 X선 천문학의 발달로 블랙홀의 존재가 입증됐다. 쌍성을 이루는 블랙홀에서는 유입물질 원반에서 X선을 방출하기 때문에 이를 관찰하면 간접적으로 블랙홀이 있다는 것을 알 수 있다 1950년대와 1960년대에 걸쳐 내팽개쳐졌던 블랙홀에 대한 연구가 다시 불붙기 시작했다. 이로써 블랙홀은 ‘미운 오리새끼’로부터 ‘예쁜 오리새끼’로 일단 변신하게 됐다. 특히 1963년 뉴질랜드 출신의 과학자 커는 아인슈타인 방정식을 회전하는 구대칭의 천체에 적용해 그 답을 구함으로써 블랙홀 연구의 전환점을 마련해 주었다. 회전하지 않는 천체에 대한 슈바르츠실트 풀이를 구한 지 약 50년이 지나서야 회전하는 천체에 대한 커 풀이가 나오게 된 것이다. 그 후로 천문학에서 말하는 슈바르츠실트 블랙홀, 커 블랙홀은 각각 회전하지 않는 블랙홀과 회전하는 블랙홀을 의미하게 됐다. 또한 천문학에서는 백색왜성과 블랙홀의 중간 형태라고 할 수 있는 중성자별에 대한 연구도 활발해졌다. 중성자별에서는 각설탕만한 부피(1cm3)의 물질이 10억t이 넘는 질량을 가질 정도로 밀도가 높다. 만약 중성자별이 우리 해와 질량이 같다면 그 반지름이 10km 정도다. 따라서 반지름이 3km인 블랙홀이 존재할 가능성은 더욱 높아지게 됐다. 블랙홀이 활발하게 다시 연구된 배경에는 일반 대중의 깊은 관심도 톡톡히 한 몫을 했다. 커 블랙홀은 우주 다른 곳에 있는 또 다른 커 블랙홀과 연결되는 웜홀을 만든다. 이 웜홀의 개념이 등장하면서 SF영화에서는 불가능한 우주 여행의 꿈을 실현했다. 이 때문에 어린이들까지 블랙홀이라는 이름을 외우도록 만들었다. 물리학의 상대론과 천문학의 항성진화론이 만나 블랙홀의 존재에 대해 보증을 서 주자, 사람들은 이 우주에 블랙홀이 정말 있는지 찾아나서기 시작했다. 처음으로 도전장을 낸 것은 1970년 미국이 아프리카에서 발사한 X선 우주망원경인 우후루(Uhuru)다. 여기서 X선 영역을 탐색하게 된 동기는 블랙홀이 쌍성을 이루고 있을 때 강한 중력을 이용해 동반별로부터 물질을 빨아들이면서 X선을 낼 것이라는 확신 때문이었다. 그러나 X선이 지구 대기를 투과하지 못하기 때문에 지구에서는 관측할 수 없었다. 그래서 우주궤도에 망원경을 올리는 일이 필요했다. 우후루는 예상 밖으로 3백39개나 되는 X선원을 찾아냈다. 그 후로 백색왜성이나 중성자별과 같이 별이 죽어 남긴 시체의 한 형태로서 블랙홀이 만들어질 것이라는 사실을 의심하는 사람은 없어졌다. 게다가 현대 천문학의 상징처럼 돼 버린 허블우주망원경은 대부분의 은하 중심에 우리 태양계만한 거대한 블랙홀이 있다는 사실도 믿게 만들고 있다. 이들 블랙홀은 질량이 최소 해의 1백만배에서 최대 수십억배에 이르는 것들이다. 하지만 이들의 진화에 관해서는 전혀 알려진 바가 없다. 하지만 아이러니컬하게도 이들 거대한 블랙홀 없이는 천문학계 최대 수수께끼의 하나였던 퀘이사의 정체가 해결될 수 없었다. 영국의 천체물리학자인 호킹이 옳다면 태초에 태어난 조그만 원시 블랙홀도 우주에는 많이 돌아다녀야 한다. 이들 중에는 현미경으로 봐도 안 보이는 작은 것들도 있다. 따라서 이제는 “과연 블랙홀은 있는가”라고 질문할 때가 아니라 “블랙홀의 종류는 얼마나 있는가”라고 물을 시대가 된 것이다. 이 정도면 블랙홀은 ‘미운 오리새끼’로부터 ‘예쁜 오리새끼’를 거쳐 화려한 ‘백조’가 됐다고 해도 과언은 아닐 것이다. 거대 블랙홀 평균밀도, 물과 비슷 거대한 블랙홀들의 질량은 해의 질량보다 약 1백만(106)배에서 약 10억(109)배까지 더 크다. 슈바르츠실트 블랙홀, 즉 자전하지 않는 블랙홀의 반지름은 질량에 비례한다. 예를 들어 우리 해보다 1억(108)배 질량이 큰 블랙홀의 반지름은 3억(3×108)km이라야 한다. 해와 지구 사이의 평균거리를 천문단위(AU)이라고 하는데, 1AU는 1억5천만(1.5×108)km다. 이 블랙홀 반지름은 2AU, 즉 해와 화성 사이의 평균거리인 1.5AU보다 약간 더 크다. 따라서 “은하 중앙에 있는 거대한 블랙홀들은 그 크기가 대략 우리 태양계만하다”고 말해도 틀리지 않는다. 한가지 잘 알려지지 않은 사실은 이 거대한 블랙홀의 평균밀도다. 블랙홀 내부에서는 모든 물질이 가운데에 있는 특이점(singularity)에 몰려 있기 때문에 평균밀도를 언급하는 것은 의미가 없다. 그래도 단순히 질량을 부피로 나누어 밀도를 정의한다면, 그 값은 믿거나 말거나 물의 평균밀도(1g/㎤) 정도밖에 되지 않는다. 실제로 우리 해 질량의 1억배, 즉 2×1038kg을 반지름이 2AU인 구의 부피로 나누어 보면 에 불과하다는 사실을 쉽게 확인할 수 있다. 한가지 더 재미있는 사실은 이 거대한 블랙홀이 하루에 최고 20여바퀴를 자전할 수 있다는 것이다. 이것도 간단히 계산해 알아보자. 해와 같은 질량을 갖는 커 블랙홀, 즉 자전하는 블랙홀은 가장 빨리 자전하는 경우 반지름이 1.5km가 된다. 즉 슈바르츠실트 블랙홀의 경우보다 반으로 줄어든다. 앞에서 예를 든 반지름 2AU짜리 블랙홀도 가장 빨리 자전하는 경우 반지름이 1AU로 줄어든다. 따라서 이 블랙홀의 가장자리가 광속(3×105km/초)에 가까워지도록 자전하는 경우, 한번 자전하는데 걸리는 시간은 반지름이 1AU인 원주의 길이를 광속으로 나누면 된다. 이 된다. 은하 중심의 블랙홀 은하 중앙에 꼭꼭 숨어 있는 거대한 블랙홀과 벌이는 숨바꼭질에서 허블망원경이 블랙홀을 직접 찾는 일은 불가능하다. 하지만 블랙홀 주위에는 빨려 들어가는 물질들이 만드는 유입물질 원반(accretion disk)이 강한 자기장을 띠고 있다. 이를 이용하면 간접적으로 블랙홀의 존재는 증명할 수 있다. 최근 NASA 보고서는 “허블 통계에 따르면 대부분의 은하에 거대한 블랙홀이 있다”라고 결론짓고 있다. 이 외에도 블랙홀의 질량이 은하의 질량과 비례하는 것으로 결론지어진 흥미로운 결과도 있다. 즉 A라는 은하의 질량이 B라는 은하의 질량보다 2배가 크다면 A 은하 중앙에 있는 블랙홀도 B 은하 중앙에 있는 블랙홀보다 2배 더 질량이 크다는 말이다. 이 결론은 블랙홀이 은하의 형성에 깊은 영향을 미쳤다고 하는, 매우 중대한 의미를 지닌다. 왼쪽 위는 해보다 1억배 무거운 블랙홀을 가진 은하 NGC3377, 오른쪽 위는 해보다 5천만배 더 무거운 블랙홀을 가진 은하 NGC3379의 허블 사진이다. 두 은하는 처녀자리에 있으며 우리로부터 약 3천2백만광년 떨어져 있다. 아래 사진은 우리로부터 약 5천만광년 떨어진 NGC4486B 은하로서 해보다 5억배 더 무거운 블랙홀을 지니고 있다. 밝은 핵이 두개인 것이 이채롭다. 퀘이사 비밀을 푼 블랙홀 퀘이사라는 천체는 엄청나게 밝은 은하핵이다. 퀘이사의 에너지 역시 거대한 블랙홀에 의해 공급되고 있는 것으로 밝혀지고 있다. 그 메커니즘 중 가장 최근 이론은 에 설명돼 있는 러브레이스-블랜포드-즈나이예크 메커니즘이다. 이 메커니즘은 블랙홀 주위의 자기화된 유입물질원반이 약1020V(볼트)로 추정되는 어마어마한 전압이 걸리면서 가능해진다. 퀘이사들은 지상 망원경으로 관측하면 별처럼 보일 뿐 은하의 구조가 거의 드러나지 않는다. 하지만 허블망원경은 퀘이사를 품고 있는 은하들의 모습을 잘 보여주기 때문에 여러가지 새로운 추측들을 더욱 신빙성있게 해 주었다. 우선 퀘이사는 나선은하, 타원은하를 가리지 않고 밝은 은하에 살고 있다는 사실이 밝혀졌다. 그리고 두 은하의 상호작용이 퀘이사가 빛나기 시작하도록 만드는데 중요한 역할을 한다는 주장도 제기됐다. 예를 들어 두 은하의 충돌은 블랙홀에 더 많은 물질을 쏟아부어 에너지 메커니즘들이 활발하도록 만들 수 있다는 것이다. 러브레이스-블랜포드-즈나이예크 메커니즘은 커 블랙홀(회전하는 블랙홀)에만 적용이 된다. 왜냐하면 이 메커니즘은 블랙홀의 자전 에너지를 축출하기 때문이다. 따라서 중앙의 블랙홀이 자전 에너지를 서서히 잃음에 따라 - 즉 회전이 점점 멈춰짐에 따라 - 퀘이사 역시 서서히 빛을 잃고 생애를 마감하게 된다. 그러므로 퀘이사는 보통 은하핵으로 진화할 수밖에 없는 것이다. 덩치가 크지만 핵은 어두운 은하의 중앙에 ‘굶어 죽은’ 거대한 블랙홀을 지니고 있을 수 있다는 흥미로운 가능성을 보여준 셈이다.

출처 : 우주 폭군 불랙홀(현재 까지 밝혀진 상세정보)

글쓴이 : JZang. 원글보기

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