블랙홀 이야기

블랙홀

중성자별은 백색왜성처럼 특정한 것만 가질 수 있습니다
최대 질량. 약 4 M© 정도로 생각되는 이 한계를 넘어서면, 
그것은 매우 높은 밀도의 영역인 블랙홀로 빠르고 구속되지 않은 붕괴를 겪을 것입니다.
현재 이론은 붕괴에 대한 제한이 없으므로 반경이 0으로 줄어들면 밀도는 무한대로 이동합니다.
반지름이 0인 이 놀라운 물체를 특이점이라고 합니다.

 

슈바르츠실트 반경

발견자 카를 슈바르츠실트의 이름을 따서 

슈바르츠실트 반경(Rs)이라고 불리는 영역으로 둘러싸여 있습니다.
이것은 탈출 속도(붕괴된 물체의 중력으로부터 탈출하는 데 필요한 속도)가 
빛의 속도와 같은 바깥쪽 거리입니다. 
이 경계 안에 있는 모든 물체, 핵 입자 또는 방사선의 광자는 우주의 나머지 부분으로부터 
영원히 갇혀 고립됩니다.

 

사건의 지평선

이 경계의 다른 이름은 사건의 지평선과 '빛의 속도 표면'입니다. 
그렇다면 블랙홀의 개념인데, 이 지평선 안의 사건들은 외부 관찰자가 전혀 알 수 없으며, 
이론은 벌거벗은 특이점은 절대 존재할 수 없으며, 
항상 블랙홀에 의해 옷이 입혀질 것이라는 '우주 검열'을 보장합니다.
슈바르츠실트 반지름 Rs의 크기는 다음과 같은 간단한 표현으로 알 수 있습니다:

 

Rs = 2GM/C2

 

M은 몸의 질량입니다. 

태양의 경우 Rs는 3km로 밝혀졌습니다.
태양이 이보다 훨씬 크기 때문에 우리는 걱정할 필요가 없지만, 
만약 태양이 이 크기로 줄어들면, 그것은 정말로 블랙홀이 될 것입니다.
중성자별의 질량은 태양과 같고 반지름은 10km이므로 만약 중성자별이 
3배만 줄어들면 블랙홀로 변합니다.

어떻게 그것이 줄어들도록 만들 수 있을까요? 
단순히 그것의 임계 질량이 초과될 때까지 질량을 더하면 그것은 즉시 블랙홀로 붕괴됩니다.

그러면 더 이상의 모든 '정보'가 손실됩니다(다른 형태의 '검열')
왜냐하면 우리는 블랙홀의 깊은 곳에서 무슨 일이 일어나는지 결코 알 수 없기 때문입니다.
무엇이든 들어갈 수 있지만 아무것도, 심지어 빛조차도 빠져나갈 수 없습니다.
블랙홀은 모든 것을 삼키고 아무것도 내뿜지 않는 은하계의 궁극적인 폐기물 처리제 역할을 할 수 있습니다.

 

 

블랙홀의 존재유무

블랙홀이 존재할까요? 
어떻게 형성할까요?
이 두 가지 가장 감질나는 질문은 만약 우리가 거대한 별의 진화를 고려한다면 
부분적으로 대답 될 수 있습니다.
진화하면서 결국 핵연료를 소진하고 초신성으로 폭발합니다.
그러면 세 가지 사건 중 하나가 일어날 수 있습니다: 
초신성 폭발로 중심핵이 완전히 파괴될 수 있습니다. 
또는 중심핵의 일부가 남아 있고 아주 작다면 중성자별을 형성할 것입니다. 
그러나 너무 무거우면 중심핵이 붕괴하여 블랙홀을 형성할 수 없습니다.
질량이 10M©를 크게 초과하는 별의 경우, 
그들의 운명은 완전한 붕괴이거나 블랙홀의 형성입니다.
우리는 은하계에 그런 거대한 별들이 존재한다는 것을 알기 때문에, 
우리는 블랙홀의 존재를 항성 진화의 자연적인 최종 산물 중 하나로 의심합니다.

블랙홀 형성의 다른 메커니즘은 물질이 쌍성계의 구성원인 중성자별로 유입되어 
임계 질량에 비해 완화되어 붕괴되거나, 
더 추측적으로 구상성단과 거대은하의 거대하고 밀도가 높은 중심 영역의 붕괴를 포함합니다.

만약 우리가 거대한 별이 블랙홀을 붕괴시키는 것을 목격한다면 
(슈바르츠실트 반지름 안에서 삼키지 않도록 안전한 거리에서) 우리는 다시 놀랄 것입니다.
별 주위를 도는 우주복을 입은 누군가는 붕괴와 함께 갇히고 중력이 증가함에 따라 
존재하지 않게 되기 위해 특이점에 뛰어들 것입니다.
사실, 만약 그들이 먼저 발을 디디면, 그들은 스파게티 한 조각처럼 늘어날 것입니다. 
왜냐하면 발에 작용하는 중력은 머리에 작용하는 중력보다 엄청나게 클 것이기 때문입니다.

그러나 멀리서 지켜보는 우리에게 망각 속으로 곤두박질치는 사건들은 돌이킬 수 없는 지점, 
즉 슈바르츠실트 반경에 도달하는 데 무한한 시간이 걸릴 것으로 보입니다.
이것들과 다른 더 특이한 효과들은 상대성 이론과 특이점에 의한 
시공간의 극단적인 왜곡의 결과입니다.
블랙홀은 복사되지 않는 덩어리이므로 이 이름이 붙여졌습니다.
그러나 중력장은 여전히 존재하며 가까운 행인에게 영향을 미칠 수 있습니다.

블랙홀

이것은 우리에게 블랙홀을 탐지할 수 있는 단서를 제공합니다. 
블랙홀은 쌍성계의 일원으로서 관측할 수 있는 1차 항성의 궤도를 눈에 띄게 교란시킬 수 있습니다.
만약 이 질량이 발견된다면 이차원의 질량이 추론될 수 있고, 
만약 백색왜성이나 중성자별에 비해 너무 큰 것으로 판명된다면 블랙홀임이 틀림없습니다. 
대안적으로/ 블랙홀은 중력 때문에 동반자로부터 질량을 소비하기 때문에 
주변의 강착원반을 가질 수 있습니다.
물질이 블랙홀을 향해 나선형으로 회전하지만 사건의 지평선을 훨씬 벗어나면, 
물질은 가열되어 에너지 복사를 방출합니다.
강착 원반 과정의 예는 다양한 X-선 별을 설명하는 것으로 여겨집니다.
대부분은 붕괴한 구성 요소로 중성자별을 가지고 있지만, 
하나의 특정 소스는 여전히 수수께끼로 남아 있습니다.
이것은 강하고 매우 가변적인 X선 소스인 백조자리 X-l입니다.
그 변화는 비주기적이고 10분의 1초의 깜빡임에서부터 한 달 단위로 플레어까지 다양합니다. 
광학적으로 그 물체는 5~6일의 주기를 가진 분광 쌍성 B로 나타납니다.
보이지 않는 동반자의 질량을 계산하면 답은 최소 6M©입니다.
이것이 맞다면 보이지 않는 동반자는 블랙홀인 것 같습니다.

 

 

블랙홀의 유력한 후보

그러나 질량을 할당하는 데는 몇 가지 문제가 남아 있습니다
백조자리 X-l이 여전히 블랙홀의 유력한 후보로 남아 있지만, 
LMC X-3으로 알려진 또 다른 천체는 훨씬 더 확실해 보입니다. 
여기서 궤도 속도와 주기, 그리고 눈에 보이는 별(태양질량 약 6배의 B3별)의 
완벽한 정상적인 모습을 측정한 결과, 
눈에 보이지 않는 구성 요소의 질량은 6~14 태양질량, 아마도 9~10질량일 것입니다.
중성자별은 4 태양질량을 초과할 수 없으므로 블랙홀만이 유일한 가능성으로 남아 있습니다.
블랙홀을 탐지하는 또 다른 수단은 구조가 비발광 영역에 
대량의 질량이 존재한다는 것을 나타내는 시스템을 찾는 것입니다.

구상 성단, 은하핵 및 은하단이 가능한 점령 지역으로 떠오릅니다.
블랙홀은 매우 기이하고 이론적으로 블랙홀이 존재한다고 의심할 만한 
모든 이유가 있는 것처럼 보이기 때문에, 
천문학자들이 단 하나의 그러한 물체라도 확정적으로 관찰하려는 시도가 
여전히 좌절되고 있는 것은 애가 타는 일입니다.

블랙홀은 존재하는가