1969년에 미국의 물리학자 휠러(J.Wheeler;1911~)는 아인슈타인의 이론에서 예언하는 새로운 천체를 '블랙홀(Black Hole)'이라고 불렀다. 그 천체는 표면이 없고, 어떤 영역의 내부로 떨어져 들어가면 강한 중력으로 아무것도 그 곳을 빠져 나갈 수가 없다. 그 영역은 빛조차도 탈출할 수 없기 때문에 암흑의 세계이다. 이것이 블랙홀이라는 이름이 생기게 된 유래이다. 그 명명이 절묘하여 블랙홀은 신비로운 천체로서 많은 사람들의 관심을 끌고 있다.
블랙홀이란..
블랙 홀에 대한 일반적인 인식은 중력이 매우 커서 빛조차도 빠져 나오지 못하는 시공간의 한 영역을 말한다. 현대 물리학적 관점에서는 물질이 충분히 작은 부피 속에 모여들면 블랙 홀이 된다.이 마지막 붕괴 과정에는 어떤 물질도 이를 거역할 수 없다. 부피는 계속 감소해서 마지막에는 0이 되고, 밀도는 증가해서 무한대가 되는 영역이 생기게 된다. 이러한 점을 특이점이라 하고 블랙 홀의 중심부에 위치한다. 이곳에서는 우리가 알고 있는 물리 법칙이 파괴된다.
1967년, 영국 케임브리지 대학의 휴이슈 팀에 의해 중성자 별이 발견되면서 블랙 홀에 대한 연구가 다시 활발하게 진행되었고, 1969년경에 미국의 물리학자 휠러가 블랙 홀이라는 이름을 처음으로 사용하기 시작하였고 1972년 Cygnus X-1이라는 블랙홀을 발견 하였다.
블랙홀의 예언과 발견..
아이슈타인(Albert Einstein, 1879~1955)이 1916년에 '일반 상대성 이론'을 제창한 다음 해인 1917년에 독일의 수학자 슈바르츠실트(K.Schwarzschild, 1973~1916)는 오늘날 블랙홀로서 알려져 있는 이 불가사의한 천체가 아인슈타인의 이론에 의해 예언된다는 것을 지적하였다. 빛이 탈출할 수 없는 천체에 관한 이야기는 이미 프랑스의 수학자 라플라스(P.Laplace, 1749~1827)와 영국의 물리학자 미첼(J.Mitchell)에 의해 논의되고 있었다. 그들의 논의는 뉴턴(I.Newton;1642~1727)의 '중력의 법칙'에 바탕을 둔 것이다.그러나 블랙홀처럼 강한 중력을 가진 천체를 엄밀하게 따지려면, 아인슈타인의 상대성 이론의 등장을 기다려야 했다.
라플라스의 블랙홀을 예견한 내용은 다음과 같다.
먼저 빛도 다른 물체와 똑같이 중력의 영향을 받는다는 것을 전제로 하기로 하자. 이것을 전제로 한다면 우리 지구와 똑같은 밀도를 가지면서 그 지름이 태양의 250배 보다 더 큰 밝은 별에서 나오는 빛은 그 별의 강한 인력 때문에 우리에게 도달하지 못할 것이다. 따라서, 우주에 존재하는 매우 큰 천체들은 이러한 이유로 보이지 않을지도 모른다. 물론 현재 생각되어지는 블랙홀의 개념과는 큰 차이가 있다. 현재의 블랙홀은 큰 질량에 비해 대단히 작은 크기를 가지는 밀도가 큰 천체로 생각하고 있다. 그러나 안보이는 천체의 가능성을 시사한 점은 블랙홀의 예견에 큰 도움이 되었다고 생각되어지고 있다. 이러한 검은 천체를 이해하기 위해서는 탈출속도에 대해 이해할 필요가 있다. 정확한 수식적 증명은 <참고> 블랙홀의 생성과 특성에 대한 이론적 고찰에서 다루어 볼것이다. 어느 별에서의 탈출속도가 광속을 넘어선다고 가정해보자. 이 천체에서 나오는 빛은 그 중력장을 뿌리치고 우주 공간으로 탈출할 수가 없을 것이다. 그 결과 비록 그 별에서는 빛이 나온다고 하더라도 밖에 있는 관측자에겐 그 빛이 도달하지 못하므로 우리는 이 천체를 볼 수가 없을 것이다.
현재의 블랙홀과 다른 점 말고도 미첼과 라플라스의 예언에는 문제가 있다.
첫번째 물질적인 문제는 그 당시의 과학에서는 자연계의 어떤 존재도 빛보다는 더 빠른 속도로 달릴 수 없다는 사실을 알지 못했다는 데 있다. 진공속에서는 어떤 존재도 빛보다 더 빨리 달리지 못한다. 아인슈타인이 특수 상대성 이론을 도입하여 이것을 증명한 것은 20세기에 접어 들어서였다.
미첼과 라플라스가 생각한 별은 단지 검은 별이었을 뿐 이 별들이 외부로 정보도 전달하지 못하는 교신 불능의 상태가 된다는 것을 알지 못했다. 즉, 그들은 블랙홀이 '검을' 뿐만 아니라, 그것에 들어 갈 수는 있지만 탈출하는 것은 불가능한 '구멍' 이라는 사실을 알 수가 없었다.
엄밀성을 떨어뜨리는 두번째 문제는 그곳으로 자유낙하하는 물체의 속도가 광속에 이르고, 또 표면에서 빛이 탈출하지 못하는 매우 강한 중력을 계산에 끌어들이면서 뉴턴의 중력 법칙을 적용했다는 점이다. 아인슈타인은 그러한 중력장에서는 뉴턴의 중력 이론이 유효하지 않다는 것을 증명하고, 매우 강할 뿐만 아니라 매우 빠른 속도로 변화하는 중력장에 대해 유효한 새로운 이론을 전개하였다. 이 이론이 현재 일반 상대성 이론이라 부르는 것이다. 이렇듯 예견 되어진 블랙홀은 많은 시행 착오로 현재 발견되었다고 여겨진다. 현재 블랙홀이라고 여겨지는 것은 백조자리 x-1이다. 블랙홀이라고 생각되어지는 근거는 x-1에서 방출되는 x선 복사가 수천분의 1초라는 매우 빠른 속도로 임의적인 진동을 일으킨다는데서 찾을 수 있다. 만약 x선 방출원의 크기가 지름 30cm인 원반보다 크면 그렇게 빠른 속도로 밝기가 변할 수 없기 때문이다.
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블랙홀의 생성과 기본 물리학
1. 블랙 홀의 생성
블랙 홀은 거대한 질량을 가진 별의 폭발을 일으킨 후에 생성된다. 거대 질량별의 중심부는 점점 수축해 들어가 마지막에는 초신성 폭발을 일으킨다. 대폭발로 별의 표층면이 날아가고 결국 고속으로 자전하는 중성자의 핵만 남게 된다. 그러나 별의 중력이 상상을 초월할 만큼 크므로 수축은 계속되어 마침내 밀도가 무한대인 블랙 홀이 된다.
2. 중력붕괴
별의 중력붕괴는 관측 불능이다. 컴퓨터로 시뮬레이션하는 것만이 유일한 관측 수단이다.
거대한 질량의 별이 블랙홀을 형성해 가는 모습을, 멀리 떨어진 곳에서 관측하면 기묘한 현상이 일어난다. 수축이 진행되어 별의 표면이 사상의 지평면에 접근함에 따라 그 수축 속도는 늦어져, 표면이 사상의 지평면에 도달하는 데는 무한한 시간이 걸리는 것같이 관측된다.이것은 원리적으로 별 전체가 블랙홀로 떨어져들어가는 모습을, 멀리서는 볼 수 없다는 것이다.
한편, 만일 거대 질량 별의 표면에 관측자가 내려 서 있다면 표면 수축과 함께 유한 시간 안에 사상의 지평면 안쪽으로 낙하하게 된다. 그러나 관측자는 한없이 길게 늘어나 바늘과 같이 되어 버릴 것이다. 별의 중력붕괴로 블랙홀의 형성 과정을 탐색하는 유일한 방법은 컴퓨터를 사용하여 일반 상대성 이론의 방정식을 '푸는' 일이다. 이로써 수축과정을 추적하면, 지평면 내부에서 일어나는 현상을 탐색할 수 있다.현재 별의 질량이나 회전속도의 차에 따라, 블랙홀의 형성 과정이나 특이점의 모양이 달라진다는 것이 밝혀지고 있다.
- 회전속도가 느린 별의 중력붕괴 : 별의 회전이 느릴 때에는 물질은 자체의 중력으로 별 중심 부근의 좁은 영역을 향해 집중적으로 낙하한다.극히 좁은 범위에 많은 물질이 들어 있게 되면, 사상의 지평면이 갑자기 발생하여, 블랙홀이 형성된다.이때 사상의 지평면 외부에는 아직도 많은 물질이 남아 있고 별의 바깥면 크기에는 거의 변화가 없다.그러나 남은 물질도 시간이 경과함에 따라 차차 사상의 지평면 내부로 낙하한다.이렇게 하여 지평면 내부로 이미 숨어버린 중심 부근에는 물질이 집중하여, 마침내 밀도가 무한대로 되는 특이점이 생긴다.특이점은 지평면 내부에 있으므로 외부에는 아무런 영향도 미치지 않는다.
- 회전속도가 빠른 별의 중력붕괴 : 회전이 빠른 별에서는 물질에 원심력이 작용한다.중력은 중심방향의 힘이고 원심력은 그와 역방향인 힘이다.이 때문에 적도면상에 고리 모양으로 물질이 집중하여,사상의 지평면이 형성된다.고리의 밀도가 무한대가 되면 사상의 지평면 내부에 특이점이 아닌 특이선이 형성된다
3. 블랙 홀에 적용되는 기본 물리학
물체의 이탈속도 Vesc=(2/GM/R)1/2이다. 여기서 어떤 물체도 광속 이상으로 운동하지 못하므로, 극대의 이탈속도를 c(광속)으로 놓을 수 있다. 그러면 블랙 홀의 반지름의 식은 R = 2GM/c2이다. 이 경계 반지름을 독일의 천체 물리학자 슈바르츠실트의 이름을 따서 슈바르츠실트 반지름이라고 한다. 태양의 슈바르츠실트의 반지름은 3km이다.
블랙 홀 주변 시공간을 알아보기 위해 그 속으로 이론적인 여행을 시도해 보자. 질량이 10M⊙인 블랙 홀의 둘레를 1AU의 거리에서 돌고 있는 우주선을 가정하자. 이 우주선은 블랙 홀 둘레를 케플러의 법칙일 따라 궤도 운동을 할 것이다. 케플러의 3법칙과 우주선의 궤도로부터 블랙 홀의 질량을 측정할 수 있다. 이제 우주선으로 신호를 돌려 보내기 위해 레이저 광선과 시계를 가지고 뛰어 내린다.
블랙 홀로 떨어지는 긴 시간동안 아무런 일도 일어나지 않는다. 그러나 블랙 홀에 접근해 갈수록 점점 더 센 조석력이 우주 비행사를 잡아 당겨서 양쪽으로 늘어나게 할 것이다. 보통 사람이라면 10M⊙의 블랙 홀에 약 3000km의 지점까지 가면 찢어져 버릴 것이다.
슈바르츠실트 반지름을 통과한다. 그러나 아무일도 일어나지 않고 블랙 홀의 경계를 표시하는 아무런 표지판도 없다. 이제 여행은 바로 끝난다. 슈바르츠실트 반지름을 지난지 약 10-5s 후에 특이점에 부딪치고 만다. 즉, 0부피로 들어가 부서져 없어져 버리고 마는 것이다.
뒤에 있는 우주선은 어떻게 보일까? 블랙 홀에 가깝게 떨어져 가면 레이저로 나가는 빛은 블랙 홀의 중력에 의해 적색이동이 생긴다. 그러면 레이저의 섬광 사이의 시간 간격은 길어진다. 일반 상대성 이론에서 예측되는 시각 지연효과때문이다. 다시 슈바르츠실트 반지름에 더 가까이 가면 시계는 차츰 더 동시성에서 벗어난다. 결국, 슈바르츠실트 반지름을 지날 때 방출되는 레이저의 빛은 여전히 c의 속도로 달린다고 해도, 우주선에 도착하려면 무한대의 시간이 걸린다. 낙하 속도도 밖의 관측자가 볼 때는 블랙 홀에 접근해 갈수록 점점 더 늦어지기 때문에 먼 곳에 있는 관측자에게는 마치 얼어붙은 것처럼 보인다. 또, 빛도 점점 더 적색 이동이 되어서, 결국 검출되지 않는다.즉 어떤 외부 관측자에게도 물체가 블랙홀에 떨어지는 것을 못 본다.
블랙홀의 소멸
블랙 홀 주위의 가스나 빛은 결국 블랙 홀로 흡수되어 버린다. 영국의 물리학자 호킹은, 양자론적인 진공 상태를 블랙 홀에 적용시켜 놀라운 결론을 얻었다. 양자론적으로 보면 진공상태란, 입자와 반입자의 쌍이 생겼다가 소멸하고, 다시 생기는 상태를 말한다. 입자와 반입자 쌍의, 한쪽은 양(+)의 에너지를, 다른 한쪽은 음(-)의 에너지를 갖고 있다. 블랙 홀은 그 중 음의 에너지를 가진 것을 빨아 들이고, 이 에너지에 상당하는 질량을 상실한다. 한편, 양의 에너지를 가진 것은 밖으로 뛰쳐 나간다. 그래서 블랙 홀은 마치 질량을 상실하면서 입자를 방출하고 있는 것처럼 보인다.
블랙 홀의 증발은 그 질량이 작을수록 심해진다. 그러나 태양 정도의 질량을 가진 블랙 홀에서도 모든 질량을 방출하는데 1066년이 걸린다. 현재의 우주 나이가 1010년 정도임을 생각한다면, 일방적으로 빨아들인다고 하는 블랙 홀의 고전적인 견해도 잘못은 아니다. 한편, 우주 초기에 생성된 미니 블랙 홀이라면 그 심한 증발 모습을 관측할 수도 있다고 본다.
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<블랙홀의 증발> 블랙홀의 소멸 직전에는 대량의 입자,반입자가 뛰쳐 나와 초신성 폭발과 같은 양상을 띄게 될 것이다. |
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입자, 반입자쌍 중 음의 에너지를 가지는 것을 빨아들이면, 블랙홀은 질량을 상실하여, 지평면이 작아지고 남은 입자는 밖으로 뛰쳐 나간다 |
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블랙홀의 증발은 그 질량이 작을수록 심하다. 그 때문에 증발의 마지막 단계에서는 많은 종류의 입자,반입자가 대량으로 밖을 향해 뛰쳐 나간다. |
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질량이 모두 증발되면 아무것도 남는 것이 없다. |
다만 평탄한 시공이 존재할 뿐이다. 이렇게 하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것이다.
질량이 모두 증발되면 아무것도 남는 것이 없다. 다만 평탄한 시공이 존재할 뿐이다. 이렇게 하여 이미 소멸된 미니 블랙홀도 있을 것이다. 블랙홀이 증발한다는 사실을 어디선가 들은 기억이 있는 사람이 많을지도 모른다. 무엇이든지 빨아들이는 블랙홀이 어째서 증발하는가? 그 결과는 어떻게 되는가?
이러한 일에 과한 이야기를 여기서 하기로 하자. 1976년, 호킹이 과학 잡지 <네이처 (Nature)>에 짧은 논문을 발표하였다.
블랙홀이 증발하고 마침내 소멸한다는 내용의 논문이었다. 그것은 당시의 물리학자들에게는 대단한 놀라움이었다. 지금에 와서는 그 이론이 물리학자만이 아니라 많은 천문학자 사이에서도 인정되고 있다.
증발의 마지막이 고에너지 전자기파인 감마선의 분출로서 관측되는 것이 아니냐는 논의도 있다. 보통 태양의 무게 정도의 블랙홀을 생각할 때에는 크기는 거시적(반지름 3㎞ 이상)이고, 미시적 규모에서 필요한 양자론(量子論) 등은 생각하지 않아도 좋다. 그러나 블랙홀이 소립자 정도로 작다면 양자 효과는 무시할 수가 없다. 블랙홀의 크기는 질량에 비례하고, 가벼운 블랙홀일수록 양자 효과는 비중을 차지한다. 실제로 블랙홀의 질량이 1조㎏, 반지S름이 10조분의 1㎝ 이하가되면 큰 영향이 나타난다.
호킹은 그와 같은 작은 블랙홀이 형성되었다고 가정하고, 양자론이 블랙홀에 미치는 영향을 생각하였다. 그 결과 블랙홀이 증발한다는 놀라운 사실을 알게 되었다. 증발로 입자가 방출되면 블랙홀은 당연히 에너지를 잃게 되므로 그 분량만큼 질량이 준다. 질량이 줄면 그것에 반비례하여 온도는 상승하므로 입자가 더욱 많이 나오게 된다. 따라서 블랙홀은 가속도적으로 그 질량 에너지(Mass Energy)를 잃고 마지막에는 소멸하고 만다. 이 마지막 순간은 증발이라는 식의 간단한 것이 아니고 폭발에 가깝다. 마지막 1000톤의 블랙홀은 1초라는 짧은 시간 동안에 소멸하고, 그 모든 것이 에너지로 변화되는 것이다.
그렇다면 블랙홀의 온도는 어느 정도일까? 태양의 무게 정도의 블랙홀에서는 100만 분의 1K(절대 온도)로서 매우 낮다. 그와 같은 블랙홀이 증발하고 소멸하려면 우주 나이(150억 년)의 10의 54승 배나 되는 시간이 걸리게 된다. 별 진화의 마지막에 생기는 블랙홀이나 은하 중심핵에 존재하는 것으로 여겨지는 거대한 블랙홀에서는 이 증발의 영향은 거의 무시할 수 있다.
실제로 증발의 영향이 중요 하게 되는 무게는 어느 정도일까? 무게가 꼭 1조㎏인 블랙홀은 지금 막 증발하고, 소멸하려 하고 있을 것이다. 그 온도는 1조 ℃나 되고 고에너지 감마선을 방출한다. 그러나 현재 그 증거는 아직 발견되어 있지 않다. 그렇다면 이 블랙홀의 증발이라는 불가사의한 현상이 모두 해명된 것일까? 블랙홀의 무게가 0.01㎎ 이하가 된 마지막의 마지막(진짜 마지막)이 지금도 밝혀져 있지 않다. 크기로 따져서 반지름 10의 마이너스 33승㎝까지 작아진 블랙홀의 운명을 잘 알 수가 없는 것이다.
진짜 마지막을 해명하려면 '양자 중력 이론(量子重力理論;Quantu m Gravity Theory)'이라는 아직도 완성되지 않은 궁극의 이론을 알 필요가 있다. 금 세기 최대의 이론인 '양자론(量子論)'과 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 통일을 목표로 하는 양자 중력 이론은 현재까지 많은 과학자들이 그것을 완성하려고 도전1하려고 도전해 왔다. 최근에는 '초끈 이론(Super String Theory)'이 그 후보가 아닌가 하여 연구되고 있다. 그러나 현재 그것이 진짜로 성공할 것인지 아닌지는 알 수가 없다. 이러한 상황속에서 최근 블랙 홀의 증발을 2차원 시공간으로 생각하려는 프린스턴 대학의 캐런 박사 팀의 연구가 있었다. 2차원 중력 이론으로 문제를 생각 한 까닭에 복잡한 4차원으로는 알 수 없었던 블랙홀 증발의 마지막도 이해할 수 있는 것처럼 생각 되었다. 그런데 조사해 보니 그 경우에도 현대 물리학으로는 전혀 설명할 수 없는 `알몸의 특이점'이 나와서 이 문제는 단순한 것이 아님을 알게 되었다.
호킹도 이 이야기에 흥미를 가지고 많은 연구자와 함께 그 해명에 도전하고 있다. 이 연구는 궁극적 이론의 구축을 향하여 현재 가장 각광을 받고 있는 화제이다.
블랙홀의 일반적인 성질
1. 시간과 블랙홀
중력 이론의 예언에 따르면 중력 반지름에 가까이 다가갈수록 시간의 흐름은 점점 느려진다. 이것은 강한 중력장에서 어떤 과정이 진행되는지 간에 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 관측자가 볼 때에는 블랙홀 근처의 시간이 느리게 흐르는 것으로 나타남을 의미한다. 그 결과 빛을 방출하는 원자들의 진동수가 작아져서 이들 원자에서 나온는 광자의 진동수도 감소하여 외부의 관측자에게 도달하기 때문에, 그 빛에는 적색 이동이 일어난다. 이 현상은 중력 적색 이동이라 불린다. 여기서 중요한 사실은 빛의 방출 지점이 블랙홀의 경계(슈바르츠실트 구)에 가까울수록 시간의 지연과 적색 이동의 정도가 더 커진다는 점이다. 블랙홀의 경계로 가까이 갈수록 시간은 점점 더 천천히 흐르고, 마침내 블랙홀의 경계에서는 시간이 정지하는 것으로 외부의 관측자에게 보인다. 만약 어떤 돌 하나가 블랙홀 속으로 들어가는 것을 밖에서 본다면, 슈바르츠실트 구 가까이에서는 돌의 속도가 점점 줄어들어 무한한 시간이 지난 다음에야 블랙홀의 경계에 도달하는 것을 볼 수 있을 것이다. 강한 중력장에서 생기는 시간 지연에 따른 적색 이동은 도플러 효과에 의한 적색 이동과 겹쳐 적색 이동의 정도가 더 강하게 나타난다. 실제로 수축하는 별의 표면은 관측자에게서 멀어져 간다. 도플러 효과에 따르면, 멀어져 가는 광원에서 나오는 빛에는 적색 이동이 일어난다. 도플러 효과와 시간 지연에 의한 적색 이동 때문에 마침내 별은 보이지 않게 된다. 별의 표면이 슈바르츠실트 구에 가까이 다가갈수록 멀리 떨어져 있는 관측자에게 도달하는 빛은 더 큰 적색 이동이 일어나고, 강도는 더 약해진다. 그 결과 별빛의 밝기는 0에 가까워지고, 어떤 망원경으로도 관측할 수 없게된다. 별빛이 꺼져가는 이 과정은 외부의 관측자에게는 순간적인 것으로 보일 것이다. 이것이 라플라스에 의한 블랙홀의 효과와는 또 다른 접근이라 할 수 있다. 여기서 생기는 한가지 의문이 만약 중력 반지름에 도달하기까지 무한의 시간이 걸린다면, 중력 반지름 이하의 크기를 논하는 것이 무슨 소용인가하는 것이다. 이것은 일반 상대성 이론에 의해 해결되어 질수 있다. 시간의 상대성과 그것이 관측자의 운동 상태에 따라 달라진다는 것이 그것이다. 즉, 특수 상대성 이론에서 서로 다른 관측자에 대해서는 동일한 사건이 서로 다른 시간 간격에 일어나는 것으로 보일 수 있다는 사실이 우리의 의문을 풀어준다.
2. 중력 포획
블랙홀에서 아주 멀리 떨어진 곳에서는 중력장이 약하므로, 모든 현상은 상당한 정확도로 뉴턴의 이론과 일치하여 일어난다. 즉, 이러한 중역장에서는 뉴턴의 천체 역학이 유효하게 적용된다는 것을 의미한다. 그러나, 블랙홀 근처로 다가감에 따라 뉴턴의 법칙은 점점 더 크게 어긋나기 시작한다. 자세히 살펴보면 뉴턴 역학에서는 우주 공간에서 중력 중심에 있는 물체를 향하여 날아오는 물체는 포물선 또는 쌍곡선 궤도를 그린다. 그러나 블랙홀에 가까이 다가가면 그 궤도는 포물선이나 쌍곡선과는 많이 달라진다. 만약 블랙홀에서 멀리 떨어져 있을 때의 속도가 광속에 비해 현저히 느린 물체의 궤도가 중력 반지름의 2배 되는 지점 가까이 지나가게 되면, 그 물체는 블랙홀 주위를 여러 바퀴 돈 후에 밖으로 날아간다. 그런데 만약 그 물체가 중력 반지름의 2배 되는 원에 거의 접근하면, 그 궤도는 이 원위에서 뱅뱅 돌게 된다. 이 물체는 블랙홀의 중력에 붙잡혀 결코 탈출하지 못한다. 이보다 더 안쪽으로 접근하면, 물체는 블랙홀 속으로 빠져들어가 역시 블랙홀의 중력에 붙들린다. 이것이 중력 포획이라는 것이다.
3. 중력파 방출
아인슈타인의 중력 이론으로부터 예견이 가능한 것이었다. 이 중력파는 전자기파와 유사한 파이다. 전자기파는 매우 빠른 속도로 진동하는 전자기장으로서 방출원에서 나와 공간 속을 최대한의 속도, 즉 빛의 속도로 전파해 간다. 이와 마찬가지로 중력파는 중력장이 진동하는 것으로서 방출원에서 나와 빛의 속도로 공간 속을 전파해 간다. 이런 중력파의 검출을 위해서는 일정한 거리만큼 떨어져 있는 최소한 2개의 공이 필요하다. 중력파가 공들에 도달하면 이들은 교대적으로 서로 가까워졌다가 멀어지곤 하는데, 이들 공사이의 거리를 측정함으로써 검출할 수 있다. 여기서 공이 둘이어야 하는 이유는 다음과 같다. 만약 다른 힘들이 공에 작용하지 않는다고 한다면, 공은 중력장 속에 무중량 상태로 떠있다. 공은 어떤 중력도 느끼지 못하므로, 지나가는 중력파를 검출할 수가 없다.
4. 블랙홀과 빛
중력장이 빛에도 작용한다는 사실은 1) 시간과 블랙홀에서도 언급했다. 즉 중력장은 광자의 진동수를 변화시키며, 빛의 궤도를 굽게 한다. 블랙홀 가까이 갈수록 궤도가 휘는 정도는 더 심해진다. 블랙홀의 강한 중력에 의해 임계원 에 갇혀 있는 광자는 이 원위에서는 자유롭게 전파해 갈 수 있다. 그런데 그 운동은 매우 불안정하다. 아주 작은 요동에도 광자는 블랙홀 속으로 빨려들어가거나 바깥쪽의 우주 공간으로 날아가 버린다. 광자들에 대한 임계원은 블랙홀에 충분히 가까이 다가갈수록 진동수는 더 커진다. 그리고 블랙홀에서 바깥쪽으로 빛이 나올때에는 그 진동수가 작아진다.
5. 블랙홀의 회전
회전하는 물체가 중력 붕괴를 일으키면 그 결과는 회전하는 블랙홀이 생긴다. 여기서 블랙홀이 생긴다. 여기서 블랙홀이 회전한다는 것은 중력 붕괴 뒤에 생긴 블랙홀이 회전하는 소용돌이 중력장으로 둘러 싸인다는 것을 뜻한다. 이것이 초래하는 결과는 다음과 같다.
자전의 결과 지구나 별들이 극 쪽이 평평해지는 것처럼 블랙홀도 회전으로 인하여 극 쪽이 약간 평평해진다. 전혀 회전을 하지 않는 블랙홀은 완전히 구형이다. 이 회전을 하지 않는 블랙홀의 경우에는 슈바르츠실트 구에서 중력이 무한대가 된다. 이 구는 블랙홀의 경계면 즉, 아무것도 밖으로 탈출할 수 없는 사건의 지평선을 이룬다. 그런데 블랙홀이 회전을 하게 되면 여기에 변화가 생긴다. 그러나 블랙홀의 회전은 무한정 빠를 수는 없다. 만약 블랙홀을 만드는 모체가 매우 빨리 회전한다면, 블랙홀이 생겨나는 것 자체가 불가능하기 때문이다. 매우 빨리 도는 물체를 수축시키면 적도쪽에 생긴 원심력으로 말미암아 적도면이 어느 이상은 더 수축되지 않는다. 이 물체는 극 방향으로만 수축을 계속할 수 있을 뿐이다. 따라서, 회전하는 블랙홀이 가질 수 있는 최고의 회전 속도는 적도상에 놓인 점의 속도가 빛의 속도에 달하는 것이다. 회전하는 블랙홀에서는 천체역학의 법칙도 수정되어야 한다
블랙홀의 구조와 종류
1. 블랙홀의 구조
블랙 홀의 중심부에는 특이점이라 부르는 밀도가 무한대인 한 점이 있다. 블랙 홀에 빨려들어간 모든 물질이 도착하는 점이 바로 이 특이점이다. 그 곳에서는 시공간이 존재하지 않으며, 모든 물리 법칙이 성립하지 않는다.
특이점 주위는 중력이 엄청나게 강한 공간으로, 특이점에서 어떤 영역 안쪽에는 빛이라 해도 밖으로 빠져 나갈 수 없는 면이 형성된다. 이 면을 사상의 지평선(event horizon)이라 한다. 블랙 홀이란 사상의 지평면으로 둘러 싸인 시공의 영역을 말한다. 이는 슈바르츠실트 반지름의 다른 용어이기도 한데, 이것은 슈바르츠실트 반지름 안에서 일어나는 어떠한 사건(event)도 바깥에 있는 관측자에게는 안보인다는 사실을 강조하는 것이다. 즉, 그들은 우리의 가시 수평선 바깥에 있음을 의미하는 것이다. 블랙 홀은 사상의 지평면에 둘러 싸여 있고, 특이점은 그 안에 있다. 그래서 특이점은 밖의 세계에 아무런 영향을 미치지 않으며, 반대로 밖의 세계에서는 블랙 홀의 내부를 관측할 수 없다.
2. 블랙홀의 색(종류)
“블랙홀은 어떤 색입니까?”라는 질문을 받게 되면 “블랙 (검다)”이라고 답하는 것이 보통일 것이다. 무엇이든지 빨아들이고 그 곳에서는 빛조차도 빠져 나올 수 없기 때문이다. 물론 이 사실이 블랙홀이라는 이름이 붙게 된 유래이기도 하다. 어떠한 방법을 써서 블랙홀에 색을 입힐 수는 없을까?
이러한 생각이 블랙홀 연구자들 사이에서 화제가 되고 있다. 단 여기서 말하는 ‘색’이란 소립자의 기본 입자로서의 쿼크(Quark)를 분류할 때의 ‘색’이지, 빛으로 보이는 ‘색’과는 다르다.
이에 대한 최첨단의 연구를 소개하고자 한다.
블랙홀에는 '무모 가설(無毛假說)'이라는 것이 있는데 블랙홀의 종류는 하나라는 것이 그것의 정설이다.
여기서 '아니다.'라고 생각하는 사람도 많을 것이다. 이제까지 블랙홀에는 별의 마지막에 생기는 것과 은하 중심등에 있다고 생각되는 거대한 두 유형이 있다고 설명하거나, 회전하고 있는 블랙홀을 설명하거나 해왔기 때문이다. 그러나 이들의 물리적 성질을 따진다면 결국 모두 같은 것이다. (일반 상대성 이론의 해답에 따르면 블랙 홀은 여러 종류가 있다고 생각할 수 있다.)
최초로 슈바르츠실트가 발견한 특이점과 사상의 지평면만으로 이루어진 블랙홀이 '슈바르츠실트 블랙홀'이다.
거기에 '전하(電荷)'를 더한 것이 '라이너스-노르드슈트롬 블랙홀'이다. 대부분의 별은 회전 운동을 하고 있다.
블랙홀도 혹시 회전하고 있지 않을까 생각하여 뉴질랜드의 물리학자 커가 밝혀 낸 것이 '회전'하는 '커 블랙홀'이다 .
그리고 여기에 전하를 더한 것이 '커-뉴먼 블랙홀'이다. 모든 블랙홀은 커-뉴먼 블랙홀이 대표하고 있다고 한다.
- 슈바르츠실트 블랙 홀
슈바르츠실트가 일반 상대성 이론으로 이끌어낸 고전적 블랙 홀이다. 중심의 특이점과 그 주위의 사상의 지평면으로 이루어진 단순한 구조를 하고 있으며, 질량 이외의 물리량을 갖지 않은 정지된 블랙 홀이다. 이 블랙 홀의 사상의 지평면은 바로 슈바르츠실트 반지름에 있다.
- 커 블랙 홀
질량과 각운동량을 가지고 회전하는 블랙 홀,회전하고 있기 때문에 특이점은 특이 고리가 된다. 또 사상의 지평면 바깥쪽에 정지한계라 부르는 면이 있다. 사상의 지평면과 정지한계면 사이의 영역을 에르고 영역이라 한다. 에르고 영역에 들어간 물질은 블랙 홀로 떨어져 들어감과 동시에 블랙홀의 회전 방향으로 빙글빙글 돌게 되어, 절대로 정지할 수 없다.
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슈바르츠실트 블랙홀 |
구형, 비회전(각운동량≡0) ; 커홀에 비해 반지름이 크다. 전하 무소유. |
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커(Kerr)홀 |
비구형, 회전(각 운동량을 가짐) ; 회전 질량, 운동권 존재. |
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라이너스 로스트롬 블랙홀 |
구형, 비회전 ; 전하 소유. |
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양자론적 블랙홀(미니블랙홀) |
빅뱅 직후 발생, 양자론적 특성을 소유. |
'회전','전하 '에 블랙홀의 '질량'을 더한 세개의 양을 '털(毛)' 로 비유한다면, 그 세개의 '털'이외의 정보는 블랙홀이 될 때 모두 소멸해 버린다. 이것을 휠러는 “블랙홀에는 털이 없다.”고 말하였다. 블랙홀을 특징 있게 하는 것은 진짜 이 세개의 '털'만이고, 커-뉴먼 블랙홀이 유일한 블랙홀인지 아니면 또 다른 블랙홀이 있는지의 여부에 대한 연구는 현재 계속되고 있다. 그와 같은 연구의 한 성과로서 최근에 '색을 띠는 블랙홀'이라는 것이 발견되었다. 쿼크를 기술하는 '양자 크로모 역학(Quantum Chromodynamics)'이라는 이론에 나오는 '게이지 장(Gauge Field)'을 생각하면, 앞에서 기술한 커-뉴먼 블랙홀과는 다른 새로 운 유형의 블랙홀이 발견된 것이다. 이 블랙홀이 실제로 중력 붕괴에서 생기는가 어떤가를 컴퓨터로 모의 시험(시뮬레이션)한 사람이 있다. 이것에 따르면 유감스럽게도 마지막에 도달한 곳은, 색을 띠는 블랙홀이 아니라 검은 슈바르츠실트 블랙홀 (슈바 르츠는 독일어로 검다는 뜻이 있다.)이라는 것을 알게 되었다. 그 후 색을 띠는 블랙홀 이외에도 새로운 블랙홀이 몇이나 발견 되었다. 이 새로운 종류의 블랙홀에 대한 연구는 근간에 화제가 될 것 같다
블랙홀의 존재
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블랙홀은 빛도 탈출시킬 수 없는데 어떻게 그 존재를 알 수 있는가..
가령 블랙홀 주변에 아무것도 없고 단독으로 존재한다면, 접근할 때까지 그것이 블랙홀인지 아닌지 모를 것이다. 그러나 별의 경우 그 대부분은 연성이라는 형태로 존재한다. 블랙홀이 또 하 나의 별과 서로 그 주위를 돌고 있다면 별 쪽에서 블랙홀 쪽으로 물질이 흘러 나오고, 그 결과 블랙홀 주위에 '강착 원반(降着圓盤 )'이라고 불리는 회전 가스 원반이 생긴다. 거기서 나오는 고에너지 X선을 관측하면 그것이 블랙홀인지 아닌지를 판정할 수 있는 것이다. 그렇다고는 하지만 현시점에서의 최종적인 요건은 그 천체가 충분히 무겁고 적어도 태양 질량의 수배의 무게를 가져야 하며, 또 충분히 작아야 한다는 사실밖에 없다. 블랙홀의 유력한 후보는 백조자리에 있는'백조자리 X-1'이다. 질량은 태양의 약 8 배로 생각되고 있다. 백조자리 X-1은 질량이 태양의 약 20배나 되는 청색 초거성과 연성계를 이루고 있다. 그 청색 초거성에서 흘러 나오는 가스가 형성하는 강착 원반이 X선별로서 관측된다. 은하 중심에 있는 블랙홀의 경우에는 그 주위에 큰 강착 원반이 형성 되고, 거기서 거대한 에너지가 방출되고 있는 것으로 생각된다. 그 시간 변화와 에너지의 양을 생각하면 거대한 블랙홀로밖에는 생각되지 않는다. 처녀자리 은하단에 있는 'M87'이라는 은하에는 중심 부분에 태양 질량의 50억 배나 되는 거대한 블랙홀이 있는 것으로 생각되고 있다. 그 중심 부분에는 매우 무겁고 콤팩트한 천체가 있다는 것이 알려져 있고, 거기서 4,100광년 거리에 도달하는 거대한 제트가 분출하고 있다. 블랙홀이 중심에 있다고 생각하면 컴팩트한 천체와 제트의 에너지를 설명할 수 있는 가능성이 있다.
은하 중심의 거대한 블랙홀
은하의 중심핵에서 막대한 에너지가 방출되고 있고, 그 곳에는 블랙홀이 있다고 생각된다.
퀘이사나 은하의 중심핵은 매우 빛나고 있다.이 은하의 중심이나 퀘이사로부터 제트가 분출되고 있음이 여러번 관측되기도 했다. 그 곳에서 나오는 에너지는 초신성 폭발의 수만 배에서 수십억 배나 될 정도로 엄청나게 크다.그러나 이 에너지는 태양계 정도의 매우 작은 곳에서 나오고 있다.
이렇게 좁은 데서 이만큼 막대한 에너지를 방출하는 것은 도대체 무엇인가?
현재, 천문학자들은 그 곳에 태양의 수십억 배나 되는 거대한 질량의 블랙홀이 있을 것으로 추측하고 있다.왜냐 하면 블랙홀은 주위의 가스가 낙하해 들어갈 때 에 방출되는 중력에너지를, 남은 가스의 폭발적인 운동이나 빛에너지로 효율적으로 변환할 수 있기 때문이다.
한편, 질량 10억 톤 정도의 매우 작은, 미니 블랙홀의 존재도 짐작되고 있다.그것은 대폭발 우주의 아주 초기에 밀도의 요동으로 생긴 고밀도 영역이 중력붕괴로 만들어져 현재도 몇 개가 존재하고 있는 것으로 짐작되고 있다. 한 은하에서는 중심에 가까운 별일수록 더 빨리 공전한다.
이러한 관측 사실은 우리 눈에 보이는 은하가 전부는 아니라는 사실을 알려 준다. 즉 눈에 보이는 은하의 바깥 부분에도 보이지 않는 물질이 상당히 많이 퍼져 있음을 알 수 있다.
이처럼 우주 질량의 대부분을 차지하는 물질을 '암흑 물질'이라고 부른다.이 암흑 물질은 질량이 거의 0으로 간주되는 중성미자로 구성되어 있다고 보여진다.그것은, 방사성 원소가 베타 붕괴를 할 때 관측되는 중성미자가, 질량이 아무리 작더라도 워낙 그 수가 많기 때문에 암흑 물질을 구성할 수 있다고 보여진다.
중성미자와 같은 암흑 물질은 은하단을 먼저 만든 후 각 은하를 형성시키는 반면, 원시 블랙홀이나 갈색 왜성,가상적인 소립자들은 개개의 은하를 만든 후 은하단을 구성하는 것이다.
만약 원시 블랙홀이 물질 유입을 통해 자라서 오늘날 은하 중심에서 발견되는 거대한 블랙홀이 되었다고 할 수 있을까? 그러한 주장은, 우주 초기 빛이 물질보다 우세한 때에 블랙홀이 빨리 자라지 못하는 약점을 설명할 수 없으므로 받아들여지기 힘들다.
블랙홀의 관측방법과 Cygnus X-1
1. 블랙 홀의 관측 방법.
블랙 홀은 어떠한 전자기파도 내놓지 않기 때문에 고립된 블랙 홀은 관측할 수가 없고, 다만 다른 천체와의 상호 작용에 의해서만 검출할 수가 있다. 어떤 물질이든지 블랙 홀에 떨어져 들어갈 때는 운동에너지가 증가되면서 온도가 올라간다. 만일 그 온도가 수백만K 정도에 도달하면, 그 물질은 X선을 방출하게 된다. 블랙 홀이 성간 물질 속이나 어떤 별의 근방을 지나간다면, 그곳의 물질들을 끌어들이면서 복사선을 방출한다. 만일 그 가속된 물질이 본래 각운동량을 가지고 있었다면, 그 물질은 블랙 홀 둘레에 한 개의 원반을 형성할 것이다.이것을 강착 원반(accretion disk)이라고 하며 이것이 블랙 홀의 X선원이다. 그래서 X선원이 블랙 홀의 좋은 후보자인 것이다.
2. Cygnus X-1
광학 관측에 의하면 이 청색 초거성의 흡수선들이 5.6일의 주기로 도플러 이동을 하고 있음이 알려졌다. 따라서, 이 별은 X선원(질량이 크지만 광학적으로 안 보이는 동반성)과 함께 5.6일마다 이들의 질량 중심의 둘레를 돌고 있다고 결론 내릴 수가 있었다. 이 동반성의 질량을 측정한 결과 Cygnus X-1의 질량은 대략 16M⊙ 정도가 된다. 중성자별의 한계 질량이 3M⊙임을 감안하면 이 천체는 블랙 홀임이 틀림없다. x선은 블랙 홀 자체에서 나오는 것이 아니라, 주변의 강착원반 물질로부터 방출되는 것이다. 청생 초거성으로부터 항성풍이 불어오는 질량은 블랙 홀을 향하여 떨어진다. 이러한 물질에 의해 강착 원반이 생성되고 이 원반은 조석력과 중력 퍼텐셜 에너지가 열에너지로 전환되어 가열된다. 이 때 원반의 일부는 수 백만 도에 이르게 되며, 여기서 X선이 방출된다.
화이트홀과 웜 홀의 존재와 시간여행
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1. 화이트 홀과 웜홀
블랙 홀과 같이 모든 것을 흡수하는 세계가 있으면, 반드시 그 반대 세계가 존재한다는 것을 일반 상대성 이론은 유도하고 있다. 다시 말해 물질이 그 내부로는 절대로 들어갈 수 없는 모든 물체를 방출하는 세계가 있다는 것이다. 이것을 화이트 홀(White hole)이라고 한다. 그러나 화이트 홀이 어떻게 형성되는가 하는 메커니즘에 대해서는 전혀 아는 바가 없다.
블랙 홀의 명명자 휠러는, 블랙 홀과 화이트 홀의 사상의 지평선 내부를 잘라내고, 그 나머지를 연결하면 어떻게 되는가를 생각했다. 이렇게 하면, 블랙 홀에 흡입된 물질은 화이트 홀에서 방출된다. 이 때 블랙 홀의 흡입구가 있는 세계와 화이트 홀의 방출구가 있는 세계는 전혀 다른 세계이다. 이 두세계를 연결하는 통로를 웜홀(Warm hole, 슈바르츠실트의 목, 아인슈타인-로젠의 다리)이라고 명명하였다. 웜홀은 말 그대로 시공의 벌레 먹은 구멍이라는 뜻이다.
최근에는, 우주의 탄생을 기술하는 대통일 이론과 일반 상대성 이론을 연결함으로서 어미 우주에서 딸 우주로, 딸 우주에서 손자 우주가 탄생된다는 다중 우주 발생의 개념이 클로즈 업되고 있다. 그리고, 다중 우주가 발생한다면 이들 우주를 연결하는 빠져 나갈 통로로서 웜 홀이 자연적으로 형성된다는 것이 증명되었다.
2. 웜홀을 이용한 시간 여행
1988년 미국에서 캘리포니아 공과대학의 손 박사 팀이 웜홀을 사용하면, 과거로의 시간여행이 가능할지도 모른다는 충격적인 논문을 물리 학회지에 발표하였다. 웜 홀을 인공적으로 만들어 그것을 초 고속으로 운동시키면 된다는 것이다. 그들의 이론은 여러 가정을 전제로 세워진 것이기 때문에 그들 자신도 이 이론에는 여러 가지 문제점이 있다는 것을 지적하고 있다. 예컨데 웜 홀은 중력적으로 불안정하여 차츰 수축함으로써 특이점이 생기게 된다. 그들 연구 팀은 미지의 물질을 사용하여 웜 홀의 붕괴를 막을 수 있다는 가정에서 이론을 성립시키고 있다. 그러나 실제로 태어나는 웜 홀은 소립자보다도 작으므로 이것을 특수한 방법으로 로켓이 지나갈 만큼의 크기로까지 확장시켜야 한다는 등의 문제점이 있다. 시간 여행은 아직까지도 현대 물리학에서는 꿈의 이야기이다.
블랙홀의 이용가치
1. 블랙홀의 에너지를 이용하는 도시
회전하는 커 블랙 홀을 이용하면 쓰레기와 에너지 문제를 한번에 해결할 수 있다. 이 꿈과 같은 이론은 상대성 이론에 관한 교과서에 실려 있다. 휠러등이 집필한 이 책은 세계에서 널리 사용되고 있는 유명한 상대성 이론 교과서이다.
영국의 물리학자 펜로즈는 회전하는 블랙홀에서 에너지를 꺼내는 방법을 생각하였다. 회전하는 블랙 홀의 에르고 영역에 물질을 던지고, 그것이 그 안에서 둘로 갈라져 하나는 에르고 영역 밖으로 뛰쳐 나가도록 한다. 그 때 뛰쳐 나오는 물질의 에너지는 처음 던졌을 때보다 커져 있는 것이다. 이 메커니즘을 `펜로즈 과정'이라고 한다.
2. 블랙 홀 망원경(중력 렌즈 효과)
블랙 홀의 강한 중력은 시공간을 일그러지게 하고, 빛의 진로를 굽게 한다. 이 성질 을 이용하면 우주의 끝에 있는 은하나 퀘이사를 살펴볼 수 있다. 은하나 블랙 홀과 같은 거대 중력원에 의해 빛이 굽어져서 우리가 보면 복수의 상이 나타나거나 그 모양이 찌그러져 보이는 현상을 '중력 렌즈'라고 한다.
중력 렌즈에서는 우리에게 원래는 도달할 수 없는 빛까지 중력으로 굽어져 도달하는 경우가 있으므로, 은하나 퀘이사의 상들이 증광(憎光)될 수도 있다. 따라서 멀리 있어서 관측할 수 없는 은하를 블랙 홀의 중력 렌즈로 관측할 수 있게 되는 것이다. 중력 렌즈가 일어나는 빈도는 렌즈의 구실을 하는 은하나 블랙 홀이 얼마나 우주에 있는가에 따라서 결정된다. 우주가 크면 클수록 그만큼 그 안에 포함되어 있는 은하나 블랙 홀도 많아지므로 중력 렌즈가 일어날 빈도도 많아진다. 이렇게 하여 어느 정도 중력 렌즈가 일어나고 있는가를 알면, 우주의 크기에 대한 정보를 얻을 수도 있다.
<참고>
블랙홀의 생성과 특성에 대한 이론적 고찰
1. 블랙홀의 이해를 위한 상대성 이론 고찰
행성이 전체 질량은 그대로 유지하면서 그 반지름이 점점 줄어들 경우 뉴턴의 법칙에 따르면 중력이 반지름이 줄어든 비율의 제곱 분의 일 비율로 늘어나야 하지만 아인슈타인의 이론은 중력의 크기가 증가하는 속도가 더 빠를 것이라 예측한다. 뿐만 아니라 뉴턴의 이론에 따르면, 행성이 점으로 압출될때 중력이 무한대에 이르게 되지만 아인슈타인의 이론에 다르면 그 결론이 매우 다르다. 행성의 반지름이 소위 중력 반지름에 가까워질 때 중력이 무한대에 이르게 된다. 이러한 중력 반지름은 천체의 질량에 의해 결정된다.
이러한 결론을 이끌어 낼 수 있는 것이 상대성 이론에 의한 것이다. 상대성 이론에 의하면 강한 중력장에서의 시간은 거기서 멀리 떨어진 곳에서의 시간보다 더 느리게 흐른다. 또 상대성이론에 의한 결과에 의하면 강한 중력장이 공간의 기하학적 성질들을 변화 시킨다. 이때 우리가 일상적으로 알고 있는 유클리드 기하학은 무용지물이 된다. 즉 이런 공간에서는 삼각형의 세각의 합이 180도가 아니며, 원주의 길이도
과는 다르게 되며 정상적인 기하학 도형들의 성질은 마치 이 도형들을 굽어있는 면위에 그려놓은 것처럼 변한다.
아인슈타인은 상대성이론을 통해 이러한 시간과 공간의 성질이 변할수 있을 뿐만 아니라, 이 둘이 서로 결합되어 있다는 것을 증명하였다.
그러나 뉴턴의 이론에서 주어진 공식은 아인슈타인의 식에서도 그대로 적용되었다. 그 결과 (1)에서 살핀 라플라스의 수식적 결론이 아인슈타인의 중력이론에서도 재확인 할 수 있다. 따라서, 이안슈타인의 상대성이론에 따르면 어떤 물체의 반지름이 중력 반지름까지 줄어든다면, 빛조차도 이 물체의 표면을 탈출하지 못하여 이 물체는 외부의 관측자에게 보이지 않는다.
또 그 반지름이 중력반지름 이하로 줄어든 구체는 평형 상태를 유지할 수 없고, 중심을 향해 수축한다. 그런데 자유낙하 하는 물체는 무중력상태를 느끼게 되므로 자유 수축하는 물체의 표면에는 중력이 전혀 작용하지 않는다. 중력에 의해 낙하하는 물질은 슈바르츠실트 구에서 정지할 수 없다. 왜냐하면, 정지한다면 그것은 무한대의 중력을 느끼기 때문이다. 따라서 그 아무리 강력한 추진엔진을 단 로켓이라 할지라도, 일단 중력반지름 안으로 한 치만이라도 더 들어간다하면 그 중심으로 빨려 들어가는 것을 모면할 길이 없다.
이러한 파멸적이고 피할 수 없는 수축을 '상대론적 붕괴(relativistic collapse)'라고 한다.
따라서 어떤 물체를 중력반지름의 크기까지만 수축시키면 그 후로는 자발적인 수축이 일어난다. 이 과정에서 현재 '블랙홀'이라 알려져 있는 대상이 태어난다.
2. 블랙홀 생성에 관한 확대된 이론적 접근
중성자별의 최대 질량보다 무거운 별의 핵이 중력수축하면 평형 사태에 이르지 않고 중심을 향해 한없이 낙하한다. 질량 M, 반경 R 인 물테의 중력 Potential 의 크기는 뉴튼이론에서
이므로, M이 일정하고 R이 작아지면 이 값은 계속 커진다.
그리하여
에 가까운 크기로 되면 이 위치에너지는 정지질량
과 같은 정도로 된다. 이러한 경우에 앞에서 언급했듯이 뉴튼 중력이 아니고 상대론적 중력이론이 필요하다. 이때 나타나는 새로운 효과는
1) 중력이 센 곳에서는 시간의 척도가 맞지 않는 것처럼 관측되므로 복사 양자의 에너지가 감소한다.
2) 어느 면보다 안쪽의 센 중력장에서는 빛이 중심으로 끌려 들어가므로 바깥쪽으로 나갈 수 없는 면이 존재한다. 이러한 면은 물질이나 빛을 밖으로부터 흡수하기는 하지만 내부를 볼 수 없는 면으로서 지평선이라 부른다.
3) 중력장이 급격한 시간적 변화를 하면 일반적으로 중력파가 발생한다. 특히 울퉁불퉁한 보양이면 여분의 중력파가 나와 대칭성이 좋은 모양으로 되돌리는 방향으로 작용한다.
1)과 2)는 중력붕괴하는 별에서 나오는 복사를 감쇠시켜 어둡게 하는 효과를 갖는다. 2)와 3)은 중력 붕괴의 최종상태가 어떤 것인가를 결정하는데 중요한 역할을 한다. 중력 붕괴의 과정에서 무엇이든 복사로 바꾸고 뒤에는 아무 흔적도 남기지 않고 별이 모습을 감추는 식으로 되지는 않는다. 반드시 주위에 정상적인 중력장이 남고, 거기에 접근한 것을 지평선 속으로 빨아들인다. 이처럼 중력 붕괴에 의해 형성된 물체는 어둡고 물질을 흡수하므로 블랙홀이라 하는 것이다.
어떤 블랙홀이 생기는지 구대칭인 중력 붕괴에서는 잘 알려져있다. 별의 반경은 시간이 감에 따라 감소하고, 어느 시간 이후에는 0으로 되어버린다. 거기는 물질 밀도도 무한대, 중력에너지도 무한대가 되는 특이점이다. 그러나 그러한 영역은 그것을 둘러싼 지평선 면 때문에 먼 관측자에게는 보이지 않는다. 1장에서 다룬 그림에서처럼 빛의 경로가 단순하지 않기 때문에 일어나는 현상이다. 이렇게 하여 정상적으로 최후에 남는 이 지평선 면의 반경은 앞에 쓴 rg로 슈바르츠실트 반경이라 한다.
다음으로, 회전하고 있거나 구대칭이 아닌 일반 중력 붕괴에 관해 고찰해 보자. 이 경우에는 센 중력파를 방출하고 그 결과 처음에 아무리 울퉁불퉁한 모양을 하고 있어도, 구대칭성이 좋아진다고 생각된다. 이때 구대칭성의 경우처럼 낙하하는 물질이 모두 지평선면 내에 읍인 되던가 또는 일부분이라도 그 바깥쪽에 남아 있을 가능성도 있다.