블랙홀의 크기에 따른 분류. 마이크로~초대질량 블랙홀

 

 

블랙홀의 가상도

 

1. 마이크로 블랙홀

 

마이크로 블랙홀(micro blackhole, mini blackhole)은 슈바르츠실트 반지름이 양자 크기인 블랙홀이다.

블랙홀의 질량은 슈바르츠실트 반경에 비례하기 때문에 이 종류에 속하는 블랙홀의 질량도 그에 따라 작은 편이지만, 크기가 양자 크기인 것을 감안하면 질량이 매우 크다.

블랙홀을 설명하는 일반 상대성 이론의 슈바르츠실트 해는 모든 질량의 블랙홀을 허용하지만, 당시에는 이렇게 크기가 극히 작은 블랙홀을 생성하는 현상은 알려져있지 않았기 때문에 존재할 수 없는 것으로 여겨졌다. 하지만 빅뱅 직후의 고에너지 상태에서 발생했을 가능성이 있다.

마이크로 블랙홀은 양자 역학적인 효과와 일반 상대성 이론적인 효과를 함께 가지고 있기 때문에 정확히 분석하기 위해서는 양자 중력 이론이 필요하지만, 기존의 양자 역학과 일반 상대성 이론의 범위에서도 어느 정도 성질을 추측할 수 있다.

그 크기 때문에 양자 역학적인 효과가 현저하게 나타나 호킹 복사에 의하 질량 손실을 무시할수 없으며, 그로 인해 비교적 짧은 시간에 증발한다. 따라서 빅뱅 직후에 마이크로 블랙홀이 탄생했다고 하더라도, 질량이 1억 7300만 톤(반경 0.256펨토미터) 이하인 것은 이미 증발하였으로 추측된다.

블랙홀의 증발은 수명이 다할 때까지 그다지 진행되지 않고 마지막이 되어서야 짧은 시간동안 대부분의 질량을 잃기 때문에, 만약 지금까지 마이크로 블랙홀이 지금까지 존재한다면 그 질량과 크기가 일정치 이상이 되어야한다.

만약 초끈 이론으로 예상되는 여분 차원이 존재한다면, 미시적인 세계에서 중력이 역제곱 법칙보다 급격하게 변화하기 때문에 단거리에서의 중력이 매우 강해지기 때문에, 마이크로 블랙홀의 발생은 일반 상대성 이론으로 유도되는 것보다 훨씬 쉬워진다. 낙관적인 예상으로는 LHC의 출력으로 마이크로 블랙홀 생성이 가능한 것으로 알려져있어, 여분 차원의 존재를 실험적으로 검증할 수 있을 것으로 기대되고 있다.

이렇게 크기가 작기 때문에 힘이 약할 것이라고 예상할 수도 있겠지만 이론상으로 지구와 부딪힌다면 거대 크기의 소행성 정도의 위력을 내며 지구를 뚫고 지나갈 것이라고 주장하기도 한다.

그리스 크레타 대학 물리학자 테오도레 노마라스와 러시아 국적의 안드레이 미로노프, 알렉세이 모로조프는 강력한 에너지를 띤 우주 광선의 입자가 지구대기권의 분자와 충돌할 때 10㎍ 정도의 초미니 블랙홀이 지구 주변에 발생한다는 이론을 제시했다.

그들은 이 초미니 블랙홀들은 너무나 불안정해 1/10^27초 안에 폭발한다고 주장하였다. 토마라스는 안데스 산맥과 타지키스탄의 산에 우주광선 관측자들이 발견한 이상한 현상이 초미니 블랙홀 존재의 근거라고 주장한다.

 

태양의 10배 정도의 질량에 해당하는 블랙홀

2. 항성 블랙홀

 

항성 블랙홀(Stellar black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 중력붕괴로 인해 생성된 블랙홀이다. 이 과정은 초신성 또는 감마선 폭발 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 태양 질량의 14.15~17.05배에 다다른다. 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 태양 질량의 24배~33배의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다.

상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 원시 블랙홀일 것이다.

항성의 붕괴는 블랙홀을 형성하기 위한 자연 현상이다. 이 현상은 항성의 모든 에너지를 소진한 후 항성의 일생 중 마지막에 일어난다.

항성이 붕괴되는 부분의 질량이 확실한 임계값의 조건에 있다면 마지막 생성물은 백색왜성 또는 중성자성과 같은 밀집성이 된다.

이러한 항성들은 최대 질량을 갖는다. 하지만 만약 붕괴하는 항성이 이 한계를 넘으면 붕괴는 영원히 계속되고 블랙홀을 형성하게 된다. 중성자성의 최대질량은 아직 알려지지 않았지만 태양 질량의 약 3배 정도로 예견된다. 최소질량을 갖는 매우 먼 거리에서 관측되는 항성 블랙홀은 태양 질량의 약 3.8배 정도로 추측된다.

항성 블랙홀들보다 훨씬 더 무거운 두 가지 다른 종류의 블랙홀에 대한 관측 증거들이 있다. 그것은 구상성단 중심에 있는 중간질량 블랙홀과 우리은하 그리고 외부은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀이다.

블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 각운동량 보존 때문에 생긴다.

 

3. 중간질량 블랙홀

중간질량 블랙홀(Intermediate-mass black hole)은 크기가 초대질량 블랙홀보다작고 항성 블랙홀보다 큰 중간급의 블랙홀이다.

중간질량 블랙홀에 대한 증거는 초대질량 블랙홀이나 항성 블랙홀에 대한 것보다 적다.

근처에 있는 은하의 일부 초발광 엑스레이 근원(Ultra-Luminous X ray Sources, ULXs)은 태양의 수백~수천 배 정도의 질량을 가진 중간질량 블랙홀로 의심되고 있다. 초발광 엑스레이 근원은 폭발적 항성생성 은하인 M82처럼 항성 생성 지역에서 관찰되는 것들이 있으며, 겉보기에도 이들 지역에서 관찰되는 젊은 성단과 연결되어 있다.

그러나 오직 존재가 밝혀진 중간질량 블랙홀의 동반성으로부터 비롯된 강착원반의 광학 스펙트럼의 분석을 통한 동적 질량 측정으로, 중간질량 블랙홀의 존재를 확인할 수 있다.

중간질량 블랙홀의 존재에 대한 추가적인 증거로는, 중간질량 블랙홀의 궤도상에 있는 소형 잔여물에서 방출되는 중력파가 있다. 또한, 낮은 광도의 은하에서 질량이 태양의 1만~100만 배 정도 되는 블랙홀의 존재가 M-시그마 관계로 예측된다.

그러나 어떻게 이러한 블랙홀이 형성되는지는 명확하지 않다. 매우 거대한 항성의 중력붕괴에 의해 형성된 항성 블랙홀의 일종으로 여겨지고 있다. 반면에, 은하의 중심에서 관측할 수 있는 높은 밀도 등의 극단적인 조건이 부족하여 초대질량 블랙홀이 되지 못한 것이라는 의견도 있다. 중간질량 블랙홀의 생성에 대한 두가지 인기있는 시나리오가 있다.

첫번째는 항성 블랙홀과 기타 소형 물체가 중력파에 의해 합쳐져서 생성되었다는 것이다. 두번째는 성단 내의 거대한 항성이 충돌하고 붕괴하여 중간질량 블랙홀이 되었다는 것이다.

 

 

 

 초거대 블랙홀 가상도

 

4. 초대질량 블랙홀

 

초대질량 블랙홀(Supermassive black hole) 또는 초거대 블랙홀은 질량이 태양의 10만 배~10억 배 사이인 블랙홀을 말한다. 우리 은하를 포함하여 거의 모든 은하는 중심부에 초대질량 블랙홀을 지니고 있다고 추정된다.

초대질량 블랙홀은 질량이 작은 블랙홀들과 구분되는 특징을 가지고 있다.

초대질량 블랙홀의 평균 밀도는 블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반지름을 이용해 구한 부피로 나눈 것으로 정의되는데, 아주 낮을 수 있고, 실제로 공기의 밀도보다 더 낮을지도 모른다. 왜냐하면 슈바르츠실트 반지름은 질량에는 정비례하는 반면, 부피에는 반비례하기 때문이다.

회전이 없는 블랙홀의 사상의 지평선과 같은 구를 이룬 물체의 부피는 구의 반지름에 비례하고 질량은 단지 선형으로 증가하기 때문에, 블랙홀의 성장에 있어서 부피의 증가는 질량의 증가보다 훨씬 더 큰 요인으로 작용한다.

따라서, 부피가 질량보다 훨씬 빨리 증가하기 때문에 블랙홀의 반지름이 커질수록 평균밀도는 줄어든다. 사상의 지평선 부근에서의 기조력은 매우 약하다. 중앙의 특이점이 사상의 지평선으로부터 너무 멀기 때문에, 블랙홀의 중심으로 여행하는 가상의 우주 비행사는 블랙홀 아주 깊은 곳에 갈 때까지는 기조력을 느낄 수 없을 것이다.

이 크기의 블랙홀에 대해서는 몇몇 모형이 있다. 가장 명백한 것은 별 크기의 블랙홀로부터 천천히 응축원반이 시작된다는 것이다. 초대질량 블랙홀에 대한 또다른 모델은 큰 성운이 태양 질량의 수십만 배에 달하는 상대론적 별에 의해 붕괴가 되면서 만들어지는 것이다.

별은 그 때 핵에 있는 전자, 양전자가 하나의 짝으로 생성되기 때문에 광선 섭동을 일으키게 되고, 질량을 대부분을 방출하고 초대질량 블랙홀이 우주 잔여물로 남는 것을 막는 초신성 폭발 없이 직접적으로 붕괴되기 때문에 불안정하게 된다. 다른 모형에서는 조밀한 성단이 계(system)의 열용량으로써 핵붕괴가 일어나는 것이 중싱부에서의 상대론적 속도를 야기시킨다고 주장한다.

초대질량 블랙홀 형성에 있어 어려움은 충분한 물질의 여부이다. 이러한 물질은 초대질량 블랙홀이 형성될 때, 아주 약간의 각 운동량이 필요하다. 보통 응축원반이 형성되는 과정은 부가물이 큰 각운동량을 가진 물질들을 바깥으로 이동시키는 것을 과정을 포함하고, 이것은 블랙홀 성장에 있는 제한 요인인 것처럼 보이고, 응축원반의 형성을 설명한다.

최근, 관측된 블랙홀의 질량 분포가 차이가 난 것으로 보인다. 그들은 항성이 진화하여 만들어진 항성 블랙홀로 태양질량의 약 33배이다. 초대질량 블랙홀이 되기 위핸 최소한의 질량은 태양 질량의 10만 배 이상이다. 이 두 구간 사이에서 중간질량 블랙홀이 존재한다.

이러한 간격은 서로 다른 대형의 블랙홀을 야기시킨다. 그러나 초발광 엑스레이 근원(ULXs)이 위에서 언급하지 않은 그룹에 속해있는 블랙홀일지도 모른다고 몇몇 모형은 건의한다.

천문학자들은 다음의 이유로 우리 은하 중심에 초대질량 블랙 홀이 있다고 생각하며, 이를 궁수자리 A*라고 칭한다.

항성 S2는 15.2년의 주기를 가지며 궤도의 단반경은 은하 중심을 중심으로 17광년이다. 이러한 항성 S2의 움직임으로 우리는 이 항성의 질량이 태양의 4.1배임을 예측할 수 있다. 또한 우리는 반경이 17광년 이하임을 알 수 있다. 만약 그렇지 못하다면 기조력에 의해서 갈기갈기 찢겨질 것이다.

막스 플랑크는 외계 물리학과 UCLA 은하 중심 그룹에서 궁수자리 A*이 초대질량 블랙홀이라는 것을 강력하게 뒷받침하는 ESO와 켁 망원경으로 관측한 증거를 현재까지 제공했다. 우리 은하의 중앙에 있는 블랙홀은 태양의 410만 배의 질량 혹은 8.2 × 10^36kg이라고 한다.

2010년 1월 4일, 미국 천문학 학회의 회의에서 버클리 대학의 Julie Comerford는, 결정적인 증거라고 대표되는 33 merged galaxies와 초대질량 블랙홀의 궤도를 허블 망원경과 하와이 W.M. Keck 연구실로부터 받았다. 이들은 보통 중심부의 속도가 4,600,000km/h라고 한다.