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블랙홀

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목차

1. 개요

블랙홀은 강한 중력으로 인해 물질이나 빛조차도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다. 18세기부터 개념이 제기되었으며, 20세기 초 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 슈바르츠실트 해를 통해 현대적인 이론이 시작되었다. 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 특성만 가지며, 사건의 지평선, 특이점, 광자구, 작용권 등의 구조를 갖는다. 블랙홀은 무거운 별의 중력 붕괴, 초기 우주의 고밀도 환경, 고에너지 입자 충돌 등을 통해 형성되며, 호킹 복사를 통해 질량을 잃고 증발할 수 있다. 블랙홀의 존재는 중력파, 별의 고유 운동, 물질 강착, 마이크로렌즈 효과 등을 통해 관측되며, 쿼크별과 같은 대안 가설도 제시되었지만, 엔트로피와 열역학, 정보 소실 역설 등 해결되지 않은 문제들이 남아있다.

2. 역사

블랙홀이라는 개념은 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 라플라스에 의해 처음 제기되었다.[260][261][262] 미첼은 1783년 왕립학회의 헨리 캐번디시에게 보낸 서한에서 빛조차 탈출할 수 없는 천체의 존재를 언급했다.[260] 그는 태양과 같은 밀도를 가진 천체의 지름이 태양의 500배를 넘으면 표면 탈출 속도가 빛의 속도를 초과할 것이라고 계산했다.[8][12][13] 라플라스는 1796년 저서 《우주체계 해설》에서 이와 유사한 개념을 제시했다.[261][262] 그러나 빛의 파동성이 알려지면서 이러한 "어둑별" 개념은 19세기까지 무시되었다.[263]

카를 슈바르츠실트


1915년 알베르트 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 발표하면서 현대적인 블랙홀 이론이 시작되었다.[231] 몇 달 후, 카를 슈바르츠실트는 아인슈타인 방정식의 슈바르츠실트 해를 발견했다.[16][17] 이 해는 슈바르츠실트 반지름에서 특이한 거동을 보였는데, 당시에는 이 표면의 본질이 완전히 이해되지 않았다. 1924년 아서 에딩턴은 좌표 변환을 통해 특이점이 사라짐을 보였고, 1933년 조르주 르메트르는 이것이 비물리적인 좌표 특이점임을 밝혔다.[20]

로버트 오펜하이머


1931년 수브라마니안 찬드라세카르는 백색왜성의 질량에 상한(찬드라세카르 한계)이 있음을 보였다.[23] 그러나 아서 에딩턴 등은 알려지지 않은 메커니즘이 붕괴를 막을 것이라 주장하며 반박했다.[24] 1939년 로버트 오펜하이머 등은 중성자별이 특정 질량(톨먼–오펜하이머–볼코프 한계)을 넘으면 붕괴하여 블랙홀이 될 수 있음을 보였다.[26]

1958년 데이비드 핀켈스타인은 슈바르츠실트 표면을 사건의 지평선으로 정의했다.[36] 1960년대는 일반 상대성 이론의 황금시대로, 로저 펜로즈와 스티븐 호킹은 특이점 정리를 통해 블랙홀 형성이 일반적임을 증명했다.[47][48]

1963년 로이 커는 회전하는 블랙홀의 해(커 계량)를 발견했다.[42] 1970년대 제임스 바딘, 야코프 베켄슈타인, 스티븐 호킹 등에 의해 블랙홀 열역학이 정립되었다.[52] 호킹은 1974년 호킹 복사를 예측했다.[141]

'블랙홀'이라는 용어는 1964년 앤 어윙의 기사에 처음 등장했으며,[59][60] 1967년 존 휠러의 강연 이후 널리 사용되기 시작했다.[61][62]

3. 성질과 구조

블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 물리량으로만 특징지어진다. 이를 털없음 정리라고 한다.[289] 블랙홀은 이 세 가지 물리량 외에 다른 특징을 갖지 않기 때문에, 이 물리량들이 같은 두 블랙홀은 구분할 수 없다.

회전하지 않는 블랙홀(슈바르츠실트 블랙홀)의 간단한 도해


블랙홀은 사건의 지평선, 특이점, 광자구, 작용권, 최내곽 안정 원궤도 등의 특징적인 구조를 갖는다.

  • 사건의 지평선: 블랙홀의 가장 중요한 특징으로, 외부와 단절되는 경계면이다.
  • 특이점: 블랙홀의 중심으로, 밀도와 시공간 곡률이 무한대가 되는 지점이다.
  • 광자구: 빛이 블랙홀 주위를 맴도는 경계면이다.
  • 작용권: 회전하는 블랙홀에서 나타나는 특이한 영역으로, 정지 상태를 유지할 수 없다.
  • 최내곽 안정 원궤도(ISCO): 블랙홀 주위를 안정적으로 공전할 수 있는 가장 안쪽 궤도이다.


가장 간단한 블랙홀은 질량만 있고 전하나 각운동량이 없는 슈바르츠실트 블랙홀이다.[264] 버코프의 정리에 따르면, 슈바르츠실트 해는 구대칭적인 유일한 진공해이다.[294] 즉, 블랙홀의 중력장은 같은 질량을 가진 다른 구형 물체의 중력장과 멀리서는 구별되지 않는다.[295]

회전하지 않고 전하만 가진 블랙홀은 라이스너–노르드스트룀 계량을 따르며 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이라고 부른다. 전하는 없고 회전하는 블랙홀은 커 계량을 따르며 커 블랙홀이라고 한다. 가장 일반적인 정지 블랙홀 해는 커–뉴먼 계량이며, 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀이 이를 따른다.[296]

블랙홀의 질량은 제한이 없지만, 전하량과 각운동량은 질량에 의해 제한된다. 플랑크 단위로, 블랙홀의 총 전하량 Q와 총 각운동량 J는 다음 관계를 만족할 것으로 예측된다.

:Q^2+\left ( \tfrac{J}{M} \right )^2\le M^2\,

(M은 블랙홀의 질량)

이 부등식을 만족하는 블랙홀을 임계 블랙홀이라고 한다. 이 부등식을 만족하지 않는 해는 벌거숭이 특이점이라고 하며, 외부에서 관찰 가능하기에 물리적으로 불가능할 것으로 간주된다.[254]

전자기력은 중력에 비해 매우 강하기 때문에, 항성이 붕괴하여 형성되는 블랙홀은 전하가 거의 중성 상태를 유지할 것으로 추측된다. 그러나 회전은 밀집천체에서 흔하게 나타나는 현상으로 생각된다. 블랙홀 후보 천체인 엑스선원 쌍성계 GRS 1915+105는 허용된 최대치에 근사하는 각운동량을 갖는 것으로 보인다.[298]

블랙홀은 질량에 따라 다음과 같이 분류할 수 있다.

블랙홀의 질량에 따른 분류
종류질량크기
초대질량 블랙홀~105–1010 M☉~0.001–400 AU
중간질량 블랙홀~103 M☉~103 km ≈ REarth
항성질량 블랙홀~10 M☉~30 km
마이크로 블랙홀MMoon 수준 이하up to ~0.1 mm



블랙홀의 크기는 사건의 지평선 반지름, 또는 슈바르츠실트 반경에 의해 결정된다.

:r_\mathrm{sh} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, ~ \mathrm{km,}

(M은 블랙홀의 질량, r_\mathrm{sh}는 슈바르츠실트 반경, M_\odot은 태양질량)[299]

이 관계는 전하량과 각운동량이 0인 블랙홀에 대해서만 정확하며, 보다 일반적인 블랙홀의 경우 2분의 1 수준까지 차이가 발생할 수 있다.

어떤 물체가 블랙홀을 향해 낙하하면, 그 물체의 모양이나 전하 분포에 대한 정보는 블랙홀의 지평선을 따라 균등하게 분산되면서 블랙홀 바깥의 관찰자에게는 그 정보가 소실된다. 이 상황에서 지평선의 양태는 마치 마찰과 전기저항이 있는, 신축성과 전도성을 가진 막과 매우 유사한 산일구조가 된다(막 패러다임).[291] 블랙홀은 오직 세 개의 변수에 의해 안정적 상태에 도달하기 때문에, 블랙홀 안에서 최초 상태에 관한 정보를 소실하지 않을 수 있는 방법은 없다. 이렇게 소실되는 정보에는 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서는 측정할 수 없는 모든 물리량이 포함된다. 중입자수나 경입자수 같은 보존된 양자수도 그 예시이다. 이러한 현상을 블랙홀 정보역설이라고 부른다.[292][293]

3. 1. 사건의 지평선

블랙홀의 가장 결정적인 특징은 사건의 지평선의 존재이다. 사건의 지평선은 물질과 빛이 블랙홀의 질량을 향해 안으로 들어갈 수만 있고 밖으로 나올 수는 없는 시공간상의 경계이다. 그 무엇도, 심지어 빛마저, 사건의 지평선 안쪽에서 바깥쪽으로 탈출할 수 없다.[301] 사건의 지평선이라는 이름은 그 경계에서 ‘사건(event)’이 벌어지며 그 사건에 대한 정보는 외부의 관찰자에게 도달할 수 없어 그 사건이 벌어졌는지 여부조차 알 수 없다는 의미를 갖고 있다.[82]

일반 상대성 이론에 의해 예측되는 바에 따르면, 질량의 존재는 시공간을 왜곡시켜 입자의 경로를 그 질량 방향으로 구부러지게 만든다.[302] 블랙홀의 사건의 지평선에서는 이 왜곡이 매우 심해져서 블랙홀 바깥으로 향하는 경로가 존재할 수 없게 된다.[84]

멀리 떨어진 외부 관찰자가 보기에, 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 더 느리게 가는 것처럼 보인다(중력적 시간지연).[303] 이 효과에 의해 블랙홀로 낙하하는 물체는 사건의 지평선에 가까워질수록 점점 느려지는 것처럼 보이고, 사건의 지평선에 닿기까지 걸리는 시간은 무한대가 된다. 즉 사건의 지평선에 닿는 것이 외부에서는 관찰될 수 없다.[304] 외부의 고정된 관찰자가 보기에 이 물체의 모든 과정은 느려지는 것처럼 보이기에, 물체에서 방출되는 빛도 점점 파장이 길어지고 어두워진다(중력적 적색편이).[305] 최종적으로 낙하하는 물체는 너무 어두워져서 보이지 않게 된다.[88]

한편, 블랙홀로 낙하하는 파괴될 수 없는 관찰자는 이러한 효과를 경험하지 못한다. 블랙홀로 낙하중인 관찰자가 보기에 자신의 시계는 멀쩡하게 작동하는 것처럼 보이며, 유한한 시간이 지난 후에 사건의 지평선을 넘어도 아무런 특이한 현상을 느끼지 못한다. 즉 사건의 지평선 가까이에서 관찰했을 때 사건의 지평선의 위치를 알아내는 것은 불가능하다.[306]

블랙홀의 사건의 지평선의 모양은 언제나 대략적 구형이다.[309] 회전하지 않는 블랙홀의 경우 사건의 지평선은 정확한 구형을 이루고, 회전하는 블랙홀은 사건의 지평선이 약간 짜부라진 회전타원체가 된다.[94]

3. 2. 특이점

일반 상대성 이론에 따르면, 블랙홀 중심에는 시공간의 곡률과 밀도가 무한대가 되는 중력 특이점(singularity)이 존재한다.[310] 회전하지 않는 블랙홀의 경우 특이점은 하나의 점 형태를 가지며, 회전하는 블랙홀의 경우 회전 평면상의 고리 모양(고리 특이점)을 갖는다.[311] 두 경우 모두 특이점의 부피는 0이다. 블랙홀 해에서 구해지는 질량은 모두 특이점에 모여 있기 때문에,[312] 특이점의 질량밀도는 무한대가 될 것으로 생각된다.

전하량을 갖는 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이나 회전하는 커 블랙홀의 경우, 특이점을 회피할 수 있다. 이를 확장하면 블랙홀이 웜홀로 기능하여 다른 시공간으로 탈출할 수 있다는 가설이 제시되기도 한다.[315] 그러나 이는 이론적인 가능성일 뿐이며, 미세한 요동으로도 그 가능성은 사라진다.[316] 커 블랙홀의 특이점 주위로는 닫힌 시간곡선이 발생하여 할아버지 역설과 같은 인과율상의 문제가 발생할 수 있다.[317]

일반 상대성 이론에서 특이점이 나타나는 것은 이론의 한계를 의미한다.[319] 이는 극도의 고밀도와 입자 상호작용으로 인해 양자효과가 중요해지는 상황에서 발생하며, 양자중력 이론과 같이 양자론과 상대론을 통합하는 이론에서는 특이점이 나타나지 않을 것으로 예상된다.[320][321]

3. 3. 광자구

광자구는 블랙홀 주위를 도는 광자가 갇히는, 두께가 0인 구형 경계면이다. 이 경계면에서 광자는 블랙홀의 접선 방향으로 움직인다. 회전하지 않는 블랙홀의 경우, 광자구의 반지름은 슈바르츠실트 반지름의 1.5배이다.[322] 광자구상의 궤도는 동역학적으로 불안정하여, 작은 섭동에도 시간이 지남에 따라 광자가 블랙홀에서 탈출하거나 안쪽으로 나선형으로 들어가 사건의 지평선을 넘게 된다.[111]

광자구 바깥의 빛은 블랙홀에서 탈출할 수 있지만, 광자구 안쪽을 통과하는 빛은 블랙홀에 붙잡힌다. 따라서 외부 관찰자가 광자구에서 방출된 빛을 본다면, 이는 광자구와 사건의 지평선 사이의 물체에서 방출된 것이다.[322]

중성자별과 같은 다른 밀집성도 광자구를 가질 수 있다.[323] 이는 물체의 크기가 아닌 질량에만 의존하는 슈바르츠실트 계량에 따른 중력장 때문이다. 따라서 슈바르츠실트 반지름의 1.5배보다 작아질 수 있는 모든 물체는 광자구를 갖는다.

커 블랙홀의 경우, 광자구의 반지름은 회전 매개변수와 광자 궤도의 세부 사항(순행 또는 역행)에 따라 달라진다.[112][113]

"블랙홀 섀도우"는 사건의 지평선과 동일하지 않다. 사건의 지평선 바깥에는 광자가 비교적 안정적으로 회전할 수 있는 "광자구(photon sphere영어)"가 존재하며, 이 안으로 들어온 광자는 반드시 사건의 지평선과 교차한다. 따라서 광자구 뒤에 광원이 있다면 광자구 형태의 그림자가 만들어지는데, 이를 "블랙홀 섀도우"라고 부른다. 블랙홀 섀도우는 슈바르츠실트 블랙홀에서는 슈바르츠실트 반지름의 ~5.2배, 커 블랙홀에서는 ~4.84배로 보인다.[322]

3. 4. 작용권

작용권은 사건의 지평선 바깥의 타원체형 영역으로, 여기 들어간 물체들은 정지 상태를 유지할 수 없다.


회전하는 블랙홀 주위에는 멈춰선 상태를 유지하는 것이 불가능해지는 시공간이 형성되는데 이를 작용권이라고 한다. 작용권은 틀 끌림이라는 과정의 결과물이다. 일반상대론은 회전하는 질량은 자기 바로 주위에 있는 시공간을 조금씩 "끌어당기게" 됨을 예측한다. 회전하는 질량 주위에 있는 물체는 그 회전 방향을 따라서 움직이게 된다. 회전하는 블랙홀의 경우, 이 효과가 매우 강력하여 사건의 지평선 근처의 물체는 빛보다도 빠르게 움직이게 된다. 외부 관찰자가 보기에 작용권 안의 물체가 정지하기 위해서는 반대 방향으로 빛보다 빠르게 움직여야 하는데, 이는 불가능하므로 작용권 안의 물체는 절대 정지해 있는 것처럼 보일 수가 없다.[324]

블랙홀의 작용권의 안쪽 경계는 사건의 지평선이고, 바깥쪽 경계는 회전타원체를 이룬다. 블랙홀의 양극에서는 작용권과 사건의 지평선이 겹치고, 적도로 갈수록 작용권이 부풀어오른다. 작용권의 바깥쪽 경계를 "작용면(''ergosurface'')"이라고 부르기도 한다.

작용권에만 들어갔고 사건의 지평선은 넘어서지 않은 물체나 복사는 바깥으로 탈출이 가능하다. 펜로즈 과정을 통해 물체는 들어갈 때보다 더 많은 에너지를 가지고 작용권에서 나올 수 있는데, 블랙홀의 회전 에너지를 이용한다.[325] 블랜포드-즈나예크 과정은 퀘이사 및 기타 활동 은하핵의 엄청난 광도와 상대론적 제트의 가능한 메커니즘으로 여겨진다.

3. 5. 최내곽 안정 원궤도 (ISCO)

뉴턴의 만유인력의 법칙에 따르면, 시험입자는 중심 물체로부터 임의의 거리에서 안정적으로 공전할 수 있다. 그러나 일반 상대성 이론에서는 안정적인 원궤도를 유지하면서 중심 물체에 가까워질 수 있는 하한이 존재하며, 이를 최내곽 안정 원궤도(ISCO)라고 부른다. ISCO보다 안쪽으로 들어가면 아주 작은 요동으로도 원궤도가 붕괴하여 와선을 그리며 블랙홀을 향해 낙하하게 된다.[326]

ISCO의 위치는 블랙홀의 자전에 의해 결정된다. 자전이 0인 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 ISCO는 다음 식을 따르며, 자전이 증가할수록 ISCO의 크기는 감소한다.

:r_{isco} = 3 \, r_s = \frac{6 \, GM}{c^2},

4. 형성과 진화

블랙홀의 개념은 1783년 존 미첼이 왕립학회의 헨리 캐번디시에게 보낸 서한에서 처음 제기되었다. 그는 태양과 같은 밀도를 가진 구체가 태양 반지름의 500분의 1로 줄어들면 빛조차 탈출할 수 없을 것이라고 예측했다.[260] 1796년 피에르시몽 드 라플라스 후작도 저서 《우주체계 해설》에서 비슷한 개념을 제시했지만, 빛이 중력의 영향을 받는다는 생각은 당시에는 받아들여지지 않아 19세기까지 무시되었다.[261][262][263]

1958년 데이비드 핀켈스타인은 사건의 지평선을 "인과 관계가 한 방향으로만 가로지를 수 있는 완벽한 단향성 막"이라고 정의하며 블랙홀 이론을 발전시켰다.[275] 마틴 크러스컬은 크러스컬–세케레시 좌표계를 통해 블랙홀 안으로 낙하하는 관찰자의 미래까지 예측할 수 있는 완전한 확장해를 구했다.[276]

이러한 연구는 일반상대론의 황금시대를 열었고, 블랙홀은 과학계의 주요 연구 대상이 되었다. 1967년 맥동전파원(펄서)의 발견과[277][278] 1969년 펄서가 빠르게 회전하는 중성자별임이 밝혀지면서,[279] 블랙홀과 같은 밀집천체에 대한 관심이 높아졌다.

일반상대론의 황금시대 동안 로이 커는 회전하는 블랙홀의 해(커 계량)를,[280] 에즈라 뉴먼은 회전하면서 전하를 띤 블랙홀의 해를 구했다.[280] 베르너 이스라엘,[281] 브랜든 카터,[282][283] 데이비드 로빈슨[284]의 연구를 통해 무모 정리가 정립되어, 블랙홀은 질량, 각운동량, 전하의 세 변수로만 결정된다는 것이 밝혀졌다.[289]

로저 펜로즈[285]와 스티븐 호킹은 중력 특이점이 일반상대론에서 일반적으로 나타난다는 것을 증명했다.[286] 제임스 바딘, 야코프 베켄슈타인, 브랜든 카터, 스티븐 호킹은 블랙홀 열역학을 정립하여 블랙홀의 성질이 열역학 법칙과 유사함을 보였다.[287] 1974년 호킹은 양자장론에 따르면 블랙홀이 흑체와 같은 복사를 내보낸다는 호킹 복사를 예측했다.[342]

블랙홀의 존재에 대한 의문도 있었지만, 1960년대 말에는 학계 대부분이 사건의 지평선 형성을 막을 장애물이 없다는 데 동의하게 되었다.[328] 커 해, 털없음 정리, 블랙홀 열역학 법칙들은 블랙홀이 단순하고 이해 가능한 물리적 성질을 가짐을 보여주었다.[329]

블랙홀은 주로 무거운 별의 중력붕괴로 형성되지만, 초기 우주의 고밀도 환경이나 고에너지 입자 충돌로도 생성될 수 있다.

4. 1. 중력 붕괴

중력 붕괴는 어떤 천체의 내부 압력이 자체 중력을 이겨내지 못할 때 발생한다. 별은 항성 핵합성을 통해 온도를 유지하며 압력을 얻는데, 연료가 부족해지거나 핵 온도가 높아지지 않는 방식으로 물질을 얻으면 중력 붕괴가 일어난다. 별의 축퇴압이 물질을 축퇴물질로 응축시키면 붕괴가 멈추고, 다양한 밀집성이 만들어진다. 붕괴 후 잔해의 질량에 따라 밀집성의 종류가 결정되며, 붕괴 전 질량이 매우 크거나 잔해에 추가 질량이 강착되면 중성자 축퇴압으로도 붕괴를 막을 수 없는 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 넘어 블랙홀이 된다.[330]

무거운 별의 중력 붕괴는 항성질량 블랙홀을 형성하는 원인으로 추정된다. 초기 우주에는 중원소가 없어 매우 무거운 항성들이 생성되었고, 이들은 중심핵이 작은 블랙홀로 바뀌면서 빠르게 성장하여 초대질량 블랙홀의 씨앗이 되었을 것으로 보인다.[331]

중력 붕괴 시 방출되는 에너지 대부분은 빠르게 방출되지만, 외부 관찰자는 중력적 시간지연으로 인해 사건의 지평선 형성 순간을 볼 수 없다. 붕괴하는 물질은 점차 어두워지고 적색편이되어 사라지는 것처럼 보인다.[332]

4. 1. 1. 대폭발과 원시 블랙홀

대폭발 직후 초기 우주는 밀도가 매우 높았기 때문에 블랙홀이 만들어질 수 있는 환경이었다.[333] 그러나 질량이 균등하게 분포하면 질량이 모이지 않으므로, 높은 밀도만으로는 블랙홀 형성에 충분하지 않다. 이러한 높은 밀도의 매질 속에서 원시 블랙홀이 형성되기 위해서는 초기 밀도에 불균등한 요동이 존재하여 자체 중력을 통해 점차 요동이 증가해야 했다.[333] 초기 우주에 대한 서로 다른 모형들은 이러한 요동의 정도를 제각기 다르게 예측하고 있다. 많은 모형들이 플랑크 질량 수준에서 수십만 solar mass|태양 질량영어 수준까지 다양한 질량을 가진 블랙홀의 탄생을 예측한다.[333] 초기 우주는 극도로 밀집되어 있었음에도 불구하고, 대폭발 동안 블랙홀로 재붕괴되지 않았는데, 그 이유는 팽창 속도가 인력보다 컸기 때문이다.[132]

4. 2. 고에너지 충돌

CMS 감지기의 시뮬레이션. 이 충돌로 마이크로 블랙홀이 생성될 수 있다.


중력 붕괴만이 블랙홀을 만들 수 있는 유일한 과정은 아니다. 원리적으로는 고에너지 환경에서의 충돌로 충분한 밀도가 형성되면 블랙홀이 만들어질 수 있다. 그러나 2002년 기준으로, 입자가속기 실험에서 질량 균형 부족으로 인해 그러한 현상이 직접적 또는 간접적으로 감지된 적은 없다.[334] 이는 블랙홀 질량의 최저 하한선이 존재할 수 있음을 시사한다. 이론상 그 하한선은 플랑크 질량(m_P = \sqrt { \hbar\ c / G } = 1.2 \times 10^{19}\ \mathrm{GeV}/c^2 \approx 2.2 \times 10^{-8}\ \mathrm{kg}) 이하일 것으로 예상되며, 이 수준에서는 양자효과가 일반상대론의 예측들을 무효화시킬 것이다.[335]

그러나 양자중력 이론의 발전에 따라 플랑크 질량이 이전보다 낮게 잡힐 수도 있다. 일부 브레인월드 시나리오에서는 하한을 1\ \mathrm{TeV}/c^2로 잡기도 한다.[336] 그렇다면 고에너지 우주선이 지구의 대기를 때릴 때 또는 CERN의 대형 강입자 충돌기 내부에서 마이크로 블랙홀이 생성될 수도 있다. 그러나 이러한 이론은 순전히 추측에 근거한 것이며, 많은 전문가들은 이러한 방식으로의 블랙홀 형성 가능성을 낮게 보고 있다.[337] 설사 마이크로 블랙홀이 형성된다 하더라도, 10−25 초 안에 증발해 버릴 것으로 예상되기에 지구에는 거의 위협이 되지 못할 것이다.[338]

지구상에서 극소형 블랙홀이 생성되었거나 생성될 가능성이 있다는 주장은 다음과 같다.

  • 2008년 가동을 시작한 대형 강입자 충돌기(LHC)에서 극소 빅뱅 재현 실험이 예정되었는데, 그 과정에서 극소형 블랙홀이 생성될 가능성을 우려하는 목소리도 있었다.[246] 유럽 입자 물리 연구소(CERN)는 "우주선 중에는 LHC보다 에너지가 훨씬 높은 양성자가 존재하며, 대기의 분자와 충돌하여 다양한 입자를 생성하고 있다. 만약 정말로 LHC에서 블랙홀을 생성할 수 있다면 우주선에 의해서도 미니 블랙홀이 대기권 내에서 생성되고 있을 것이다. 그럼에도 불구하고 지구는 블랙홀에 삼켜지지 않았다"라고 논평했다.[247]
  • 2009년 10월, 오사카 대학, 중국, 한국으로 구성된 국제 공동 연구팀이 고출력 레이저를 사용하여, 블랙홀로 여겨지는 천체의 주변에서 실제로 관측되고 있는 데이터와 거의 동일한 광전리 플라스마를 실험실에서 발생시키는 데 성공했다. 연구팀은 "장래에 블랙홀 그 자체를 생성할 가능성이 높아졌다"라고 밝혔다.[248]

4. 3. 블랙홀의 성장

블랙홀은 주변의 기체, 성간진, 우주배경복사를 지속적으로 흡수하며 성장한다. 초대질량 블랙홀의 주된 성장 과정이 이와 같을 것으로 추정되며,[331] 구상성단에서 발견되는 중간질량 블랙홀의 형성에도 유사한 과정이 제안된다.[339]

블랙홀 성장의 또 다른 가능성은 항성 또는 다른 블랙홀과의 융합이다. 이는 초대질량 블랙홀의 초기 성장 과정에서 특히 중요했을 것으로 생각된다.[331] 중간질량 블랙홀 역시 같은 과정으로 성장했을 가능성이 제기되었다.[340][341]

블랙홀 주변 시공간에서 관측 가능한 마지막 영역은 플런징 영역이라고 불린다. 이 영역에서는 물질이 더 이상 원형 궤도를 유지하거나 블랙홀로의 최종 강하를 멈출 수 없다. 대신 빛의 속도에 가깝게 블랙홀을 향해 빠르게 돌진한다.[119][120]

은하의 중심부에 있는 전파원 복합체 궁수자리 A*에는 태양의 370만 배[238]의 질량을 가진 거대한 블랙홀이 존재한다고 많은 천문학자들이 생각하고 있다.

하지만, 이러한 초대질량 블랙홀의 기원에 대해서는 그다지 잘 알려져 있지 않다. 1970년대 후반에는 거대한 가스 구름이 한꺼번에 수축하여 블랙홀을 만든다는 설, 고밀도의 별 무리의 중심 부분이 중력 열역학적으로 진화하여 블랙홀이 된다는 설 등이 있었지만, 어느 것도 이론적, 관측적인 어려움이 있었다. 게다가, 일반적인 항성 진화의 끝에 생겨나는 항성 질량 블랙홀과 은하 중심에서 보이는 초대질량 블랙홀의 중간 질량을 가진 블랙홀이 20세기 말까지 전혀 발견되지 않아, 양자 간의 관계가 있는지조차 불분명했다.

1999년부터 2000년에 걸쳐, 일본 연구자 그룹에 의한 전파와 X선 관측으로, M82 은하 내부에 태양 질량의 1,000배 정도의 블랙홀이 있을 것이라는 사실이 처음으로 밝혀졌다. 이를 바탕으로 마키노 준이치로는 다음과 같은 초대질량 블랙홀의 형성 시나리오를 생각했다.[239]

1. 은하 간의 근접 조우나 충돌 등으로 인해 은하 내부에서 폭발적인 별 생성(스타버스트)이 일어나, 젊고 밀도가 높은 성단이 대량으로 생성된다.

2. 성단 내의 무거운 별들끼리 합체하여 더 큰 별이 되고, 더욱 합체하기 쉬워지는 "합체 불안정"이라는 과정이 진행된다.

3. 이러한 무거운 별들이 초신성 폭발을 일으켜, 태양의 수십 배에서 100배 정도의 질량을 가진 블랙홀이 생긴다.

4. 이 블랙홀들이 합체하여 103태양 질량 정도의 중간 질량 블랙홀이 생성된다.

5. 이러한 성단이 은하의 중심을 향해 침강하는 과정에서 성단 자체가 조석 파괴되고, 남겨진 중간 질량 블랙홀끼리 합체하여 초대질량 블랙홀이 생성된다.

더욱 거대한 초대질량 블랙홀은, 은하 간의 충돌에 의해 핵인 초대질량 블랙홀끼리 합체하여 생기는 것이라고 생각되고 있다.[240]

4. 4. 블랙홀의 증발

스티븐 호킹이 1974년에 양자장론을 통해 예측한 바에 따르면, 블랙홀은 완전히 검은 것이 아니라 호킹 복사를 통해 에너지를 방출하며 질량을 잃고 증발한다.[342] 호킹 복사는 블랙홀의 질량이 작을수록 강해지며, 작은 블랙홀은 더 빠르게 증발한다.[344]

호킹 복사의 온도(호킹 온도)는 블랙홀의 표면중력에 비례하며, 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 질량에 반비례한다. 따라서 큰 블랙홀은 작은 블랙홀보다 입자를 적게 방출하고 증발이 느리다.[344]

항성질량 블랙홀의 호킹 복사는 매우 약하여 관측하기 어렵지만, 원시 블랙홀 증발의 경우 감마선폭발 형태로 관측될 가능성이 있다.[348]

  • 질량 1

|''M''☉

|''M''☉

}}의 항성질량 블랙홀의 호킹 온도는 약 100 나노켈빈으로, 우주배경복사의 2.7 켈빈보다 훨씬 낮다. 따라서 이 정도 크기의 블랙홀은 질량이 줄어들지 않고 오히려 늘어난다.[345]

  • 호킹 온도가 2.7 켈빈 이상이 되려면 블랙홀의 질량은 달보다 작아야 하며, 이 경우 직경은 0.1 밀리미터 이하이다.[345]
  • 블랙홀이 매우 작으면 호킹 복사도 매우 강해진다. 예를 들어, 자동차 정도의 질량을 가진 블랙홀은 직경이 10−24 미터 정도이며, 1 나노초만에 증발하고, 그 순간 태양의 200배 이상의 광도로 빛난다.[346]
  • 질량 1 TeV/''c''2의 블랙홀은 10−88 초 이하에 완전히 증발한다. 다만, 이렇게 작은 블랙홀에서는 양자중력 효과가 중요해져 작은 블랙홀을 안정화시킬 수 있다는 가설도 있지만, 현재까지 확실한 증거는 없다.[346][347]


일반적인 항성 질량 정도의 블랙홀은 호킹 복사 효과가 무시할 수 있을 정도로 작다(M=5

|''M''☉

|''M''☉

}}일 때, T=10-8K).[242] 지구 질량 정도의 블랙홀도 T는 1K에 미치지 못한다.[242] 그러나 양성자 질량 정도의 미세한 블랙홀에서는 양자 효과가 중요해진다. 호킹 복사로 질량이 줄어들면 이 효과는 더욱 강해져 복사 강도가 증가하고, 가속적으로 질량과 에너지를 잃어 마지막에는 폭발적으로 에너지를 방출하며 소멸한다.[242] 소멸 직전의 블랙홀 온도는 T＝1032K에 달하기도 한다.[242]

감마선 폭발이 증발의 마지막 과정으로 관측된다는 가설도 있다.[242] 일반적인 적색 거성에서 만들어진 블랙홀이 완전히 증발하기까지는 1068년 정도 걸린다.[242]

NASA의 페르미 감마선 우주망원경은 감마선폭발을 탐색하고 있다.[349]

5. 관측적 증거

블랙홀은 그 성질상 이론적인 호킹 복사를 제외하면 직접적인 전자기 복사를 방출하지 않아 관측이 어렵다. 따라서 천체물리학자들은 간접적인 관측 수단에 의존해야 한다. 예를 들어, 블랙홀 주위의 중력적 상호작용을 통해 블랙홀의 존재를 추론할 수 있다.[351]





우리은하 중심 근처 항성들의 고유 운동은 항성들이 초대질량 블랙홀을 공전하고 있다는 강력한 증거를 제공한다.[365] 1995년부터 천문학자들은 전파원 궁수자리 A*와 같은 위치의 보이지 않는 천체를 공전하는 90개 별들의 운동을 추적했다. 그 운동을 케플러 궤도에 대입하여 1998년, 반경 0.02 광년 부피 속에 질량 26000억원이 들어 있어야 한다는 결론을 얻었다.[366] 이후 항성들 중 하나(S2)가 1회 공전을 완료했다. 궤도 데이터로부터 재계산하여 반경 0.002 광년 부피 속에 질량 43000억원이 들어 있어야 한다고 결론내렸다.[365] 크기 상한이 여전히 너무 커서 슈바르츠실트 반지름 이하인지 알아내는 데 어려움이 있지만, 관측 결과는 중심 천체가 초대질량 블랙홀임을 강하게 시사하며, 그 이외에 다른 타당한 설명을 제공할 수 없다.[366] 또한 이 천체가 블랙홀 특유의 특징인 사건의 지평선을 가지고 있다는 관측적 증거도 존재한다.[367]

2019년 4월 10일, 사건 지평선 망원경(EHT)은 2017년에 메시에 87의 은하 중심에 있는 초거대 블랙홀을 관측한 후, 블랙홀과 그 주변의 첫 번째 직접 이미지를 공개했다.[53][54][55]

블랙홀 주변의 물질 강착 현상은 블랙홀 관측에 중요한 단서를 제공한다. 질량이 큰 천체로 떨어지는 기체는 각운동량 보존 법칙에 따라 천체 주위에 원반 형태의 강착원반을 형성한다. 강착원반 내부에서는 마찰로 인해 각운동량이 소실되고 물질이 안쪽으로 낙하하면서 위치 에너지가 방출되어 기체의 온도가 상승한다.[370] 강착되는 천체가 블랙홀이나 중성자별 같은 밀집성일 경우, 강착원반 안쪽의 가스는 매우 빠른 속도로 회전하며 강한 마찰력을 받는다. 이 때문에 원반은 엑스선을 비롯한 전자기 복사를 방출할 정도로 뜨거워진다. 강착원반의 엑스선 방출은 매우 효율적인 에너지 생성 과정으로, 질량의 최대 40%가 복사 에너지로 방출될 수 있다.[370] 이는 항성 내부 핵융합(질량의 약 0.7% 에너지 방출)보다 훨씬 높은 효율이다.[370] 강착원반은 밀집성의 양극 방향으로 분출되는 상대론적 제트를 동반하는 경우가 많다.



슈바르츠실트 블랙홀의 사건의 지평선 바깥에 강착원반이 존재할 경우를 예측한 모습




이러한 현상들은 우주의 강력한 에너지 현상, 특히 활동은하핵(AGN)과 퀘이사가 초대질량 블랙홀의 질량 강착 현상으로 설명될 수 있음을 시사한다.[372] 엑스선 쌍성계와 일부 초대광도 엑스선원 또한 블랙홀의 강착 현상과 관련이 있을 수 있다는 가설이 제기되고 있다.[372][371]

천문학자들은 특이한 분광선이나 매우 강한 전파 방출 같은 특징을 나타내는 은하를 활동은하라고 부른다. 이론적, 관측적 연구들은 이들 활동은하들의 핵, 즉 활동은하핵(AGN)이 태양의 수백만 배에서 수십억 배에 달하는 질량을 가진 초대질량 블랙홀로 인한 현상임을 가리키고 있다.[379][380] AGN 모형은 중심에 초대질량 블랙홀이 있고, 성간기체와 성간진이 그 주위로 강착원반을 이루며, 강착원반과 수직한 방향으로 두 개의 제트가 방출되는 모양을 하고 있다.



대부분의 AGN은 초대질량 블랙홀을 품고 있을 것으로 생각되지만, 그 중 면밀하게 연구되어 중심의 초대질량 블랙홀 후보 천체의 질량을 측정해본 은하는 적은 편이다. 초대질량 블랙홀 후보를 품고 있는 유명한 은하들은 다음과 같다.

은하 이름
안드로메다 은하
메시에 87
NGC 3115
NGC 3377
NGC 4258
NGC 4889
NGC 1277
OJ 287
APM 08279+5255
솜브레로 은하

[382]

오늘날에는 활동은하 뿐 아니라 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있다는 것이 정설로 받아들여지고 있다.[383] 블랙홀의 질량과 은하 팽대부의 속도분산 사이에는 M-시그마 관계라고 부르는 관측적 상관관계가 존재한다. 이는 블랙홀 형성과 은하 형성 사이에 어떠한 관계가 있을 가능성을 강하게 시사한다.[384]

5. 1. 중력파 관측

LIGO(라이고) 합동연구진은 2015년 9월 14일 지구에서 13억 광년 떨어진 곳에 있는 질량 약 3000만원의 블랙홀 두 개가 서로 충돌하여 질량 6000만원의 단일 블랙홀로 융합될 때 발생한[354][355][356][357] 중력파를 검출함으로써 최초로 중력파 관측에 성공했다고 2016년 2월 11일 발표했다.[358][359] 연구원들 중 한 명 이상이 이 사건을 블랙홀을 직접적으로 감지한 최초의 사례라고 규정했다.[360] LIGO의 중력파 검출 성공은 최초의 중력파 관측일 뿐 아니라 블랙홀 쌍성계가 서로 융합하는 것이 최초로 관측된 사례이기도 하다. 융합되기 직전 두 천체 사이의 거리는 불과 350 킬로미터였으며, 두 천체가 모두 블랙홀이라는 것 외에는 질량이 3000만원인 두 개의 천체가 이렇게 가까이 접근할 수 있었음에 대한 타당한 설명이 없다.[361] 검출된 중력파의 특징은 융합된 이후에는 블랙홀이 안정화되면서 중력파가 급속히 감쇠하는 등, 두 블랙홀 사이의 융합으로 인해 발생할 중력파의 이론적 예상과 정확히 일치했다.[361] 이 검출은 블랙홀의 존재가 예상되는 강력한 중력장 환경에서 일반상대론이 검증된 현재까지 가장 강력한 사례로서,[362] 일반상대론의 예측과 배치되는 증거는 전혀 발견되지 않았다.[362] 또한 질량 2500만원 이상의 항성질량 블랙홀이 자연계에서 형성될 수 있다는 첫 증거이기도 하다.[363]

리빙스턴(오른쪽)과 핸포드(왼쪽) 검출기에서 감지된 중력파 측정을 이론적으로 예측된 값과 비교한 그림


2015년 9월 14일, LIGO는 역사상 처음으로 중력파의 직접 관측에 성공했다.[168][169] 이 신호는 두 개의 블랙홀 합병으로 생성된 중력파에 대한 이론적 예측과 일치했다. 한 블랙홀은 약 36 태양 질량이었고 다른 블랙홀은 약 29 태양 질량이었다.[168][170] 이 관측은 지금까지 블랙홀의 존재에 대한 가장 확실한 증거를 제공한다. 예를 들어, 중력파 신호는 합병 전 두 물체의 분리가 단지 350km였음을 시사하며, 이는 추정된 질량에 해당하는 슈바르츠실트 반지름의 약 4배에 해당한다. 따라서 물체는 극도로 조밀해야 하며, 블랙홀이 가장 그럴듯한 해석으로 남게 된다.[168]

더 중요한 것은 LIGO가 관측한 신호가 새로 형성된 조밀한 물체가 정지 상태로 안정될 때 생성되는 신호인 합병 후 링다운의 시작을 포함했다는 것이다. 링다운은 블랙홀을 관측하는 가장 직접적인 방법이라고 할 수 있다.[171] LIGO 신호로부터 링다운의 지배적인 모드의 주파수와 감쇠 시간을 추출할 수 있다. 이것으로부터 합병에 대한 수치 시뮬레이션의 독립적인 예측과 일치하는 최종 물체의 질량과 각운동량을 추론할 수 있다.[172] 지배적인 모드의 주파수와 붕괴 시간은 광자 구의 기하학에 의해 결정된다. 따라서 이 모드의 관측은 광자 구의 존재를 확인하지만, 광자 구를 가질 만큼 충분히 조밀한 블랙홀의 가능한 이국적인 대안을 배제할 수는 없다.[171][173]

이 관측은 또한 항성 질량 블랙홀 쌍성의 존재에 대한 첫 번째 관측 증거를 제공한다. 또한, 2500만원 이상인 항성 질량 블랙홀에 대한 첫 번째 관측 증거이기도 하다.[174]

그 이후로 훨씬 더 많은 중력파 사건이 관측되었다.[175]

2016년 2월 11일, LIGO 과학 협력단과 Virgo 협력단은 중력파의 최초 직접 탐지를 발표했으며, 이는 블랙홀 병합의 첫 번째 관측을 나타냈다.[168]

5. 2. 궁수자리 A* 공전 항성의 고유 운동

우리은하 중심 근처 별들의 고유 운동은 이 별들이 초대질량 블랙홀을 공전하고 있다는 강력한 관측 증거를 제공한다.[176] 1995년부터 천문학자들은 전파원 궁수자리 A*와 일치하는 보이지 않는 천체를 공전하는 90개 별들의 움직임을 추적해왔다. 1998년, 천문학자들은 이들의 움직임을 케플러 궤도에 맞춰, 이 별들의 움직임을 일으키기 위해서는 반경 0.02 광년 이내의 부피에 2.6×106 ''M''☉의 질량이 포함되어야 한다고 추론했다.[177]

그 이후, S2라는 별 중 하나가 완전한 궤도를 완료했다. 궤도 데이터로부터 천문학자들은 이 별들의 궤도 운동을 일으키는 물체의 질량이 4.3×106 ''M''☉이고, 반경이 0.002 광년 미만임을 정밀하게 계산할 수 있었다.[176] 이 물체의 크기에 대한 상한값은 여전히 슈바르츠실트 반지름보다 작은지 확인하기에는 너무 크다. 그럼에도 불구하고, 이러한 관측은 중심 천체가 초대질량 블랙홀임을 강력하게 시사한다. 왜냐하면 그렇게 많은 보이지 않는 질량을 그렇게 작은 부피에 가둘 수 있는 다른 그럴듯한 시나리오가 없기 때문이다.[177] 또한, 이 물체가 블랙홀 고유의 특징인 사건의 지평선을 가질 수 있다는 관측 증거도 존재한다.[178]

2021년에 관측된 궁수자리 A* 주위를 공전하는 별들

5. 3. 물질 강착

블랙홀은 자체적으로 전자기 복사를 거의 방출하지 않아 직접 관측이 어렵다. 그래서 천체물리학자들은 블랙홀 주변의 중력적 상호작용 등 간접적인 방법으로 블랙홀의 존재를 추론한다.[351] 특히, 블랙홀 주변의 물질 강착 현상은 블랙홀 관측에 중요한 단서를 제공한다.

질량이 큰 천체로 떨어지는 기체는 각운동량 보존 법칙에 따라 천체 주위에 원반 형태의 강착원반을 형성한다. 강착원반 내부에서는 마찰로 인해 각운동량이 소실되고 물질이 안쪽으로 낙하하면서 위치 에너지가 방출되어 기체의 온도가 상승한다.[370]

강착되는 천체가 블랙홀이나 중성자별 같은 밀집성일 경우, 강착원반 안쪽의 가스는 매우 빠른 속도로 회전하며 강한 마찰력을 받는다. 이 때문에 원반은 엑스선을 비롯한 전자기 복사를 방출할 정도로 뜨거워진다. 강착원반의 엑스선 방출은 매우 효율적인 에너지 생성 과정으로, 질량의 최대 40%가 복사 에너지로 방출될 수 있다.[370] 이는 항성 내부 핵융합(질량의 약 0.7% 에너지 방출)보다 훨씬 높은 효율이다.[370]

강착원반은 밀집성의 양극 방향으로 분출되는 상대론적 제트를 동반하는 경우가 많다. 이 제트가 어떻게 만들어지는지는 아직 완전히 밝혀지지 않았다.

이러한 현상들은 우주의 강력한 에너지 현상, 특히 활동은하핵(AGN)과 퀘이사가 초대질량 블랙홀의 질량 강착 현상으로 설명될 수 있음을 시사한다.[372] 엑스선 쌍성계와 일부 초대광도 엑스선원 또한 블랙홀의 강착 현상과 관련이 있을 수 있다는 가설이 제기되고 있다.[372][371]

5. 3. 1. 엑스선 쌍성계

엑스선 쌍성은 쌍성계의 한 종류로, 주로 엑스선 영역에서 빛을 방출한다. 이러한 엑스선 방출은 쌍성계의 두 별 중 하나인 밀집성이 동반성(일반적으로 보통 별)의 물질을 강착하면서 발생하는 것으로 알려져 있다.[187] 이러한 엑스선 쌍성계에 일반적인 별이 존재한다는 사실은 밀집성을 연구하고, 그것이 블랙홀일 가능성을 확인하는 데 좋은 기회를 제공한다.[372]

만약 엑스선 쌍성계가 밀집성에서 직접 나오는 신호를 방출한다면, 그 밀집성은 블랙홀이 아닐 가능성이 크다. 그러나 직접적인 신호가 없더라도 밀집성이 중성자별일 가능성을 완전히 배제할 수는 없다. 동반성을 연구하면 쌍성계의 궤도 특징을 파악할 수 있고, 이를 통해 밀집성의 질량을 추정할 수 있다. 만약 이 질량이 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(중성자별이 붕괴하지 않고 유지될 수 있는 최대 질량)를 넘어서면, 그 밀집성은 블랙홀로 추정된다.[187]

최초의 강력한 블랙홀 후보인 백조자리 X-1은 1972년 찰스 토머스 볼튼,[373] 루이스 웹스터와 폴 머딘에[374] 의해 이러한 방식으로 발견되었다.[375][376] 그러나 동반성이 블랙홀 후보보다 더 무거울 수 있다는 불확실성 때문에 약간의 의문이 제기되기도 했다.[372]

현재는 엑스선 쌍성계 중에서도 일시적 연엑스선(X-ray transients)으로 분류되는 계에서 블랙홀 후보들이 더 잘 발견된다.[372] 이 유형의 쌍성계에서는 밀집성의 동반성 질량이 상대적으로 작아서 블랙홀의 질량을 더 정확하게 추정할 수 있다. 또한, 이들은 10~50년 동안 수개월 동안만 엑스선을 활발하게 방출한다. 엑스선 방출이 줄어드는 휴면기에는 강착원반이 매우 어두워져 동반성을 자세히 관측할 수 있다. 이러한 블랙홀 후보 중 가장 대표적인 예는 백조자리 V404이다.

휴면기에 엑스선 쌍성계의 강착원반이 어두워지는 현상은 질량 흐름이 이류성 강착(advection-dominated accretion flow; ADAF) 형태를 취하기 때문으로 추정된다. 이 상태에서는 강착원반의 마찰로 인해 생성되는 에너지 대부분이 복사되지 않고 흐름을 따라 흘러간다. 이 모형이 맞다면, 이는 사건의 지평선 존재에 대한 강력한 정성적 증거가 된다.[377] 만약 강착원반 중심의 천체에 사건의 지평선이 없고 고체 표면이 있다면, 강착되는 고에너지 기체가 표면에 부딪힐 때 대량의 에너지가 복사로 방출될 것이다. 이러한 효과는 비슷한 상태의 중성자별에서 관측된 바 있다.[370]

5. 3. 2. 준주기적 진동

강착원반의 엑스선 방출이 가끔 특정 진동수로 깜빡거릴 때가 있는데, 이 신호를 준주기적 진동이라고 부른다. 준주기적 진동은 강착원반의 안쪽 경계(안정한 원형 궤도를 유지할 수 있는 가장 안쪽 범위)를 따라 움직이던 물질에 의해 발생하는 것으로 생각된다. 이러한 진동의 진동수는 중심의 밀집성의 질량과 관계가 있다. 때문에 이 현상은 블랙홀 후보 천체의 질량을 가늠하는 새로운 수단으로 사용될 수 있다.[378]

5. 4. 은하핵

천문학자들은 특이한 분광선이나 매우 강한 전파 방출 같은 특징을 나타내는 은하를 활동은하라고 부른다. 이론적, 관측적 연구들은 이들 활동은하들의 핵, 즉 활동은하핵(AGN)이 태양의 수백만 배에서 수십억 배에 달하는 질량을 가진 초대질량 블랙홀로 인한 현상임을 가리키고 있다.[379][380] AGN 모형은 중심에 초대질량 블랙홀이 있고, 성간기체와 성간진이 그 주위로 강착원반을 이루며, 강착원반과 수직한 방향으로 두 개의 제트가 방출되는 모양을 하고 있다.

대부분의 AGN은 초대질량 블랙홀을 품고 있을 것으로 생각되지만, 그 중 면밀하게 연구되어 중심의 초대질량 블랙홀 후보 천체의 질량을 측정해본 은하는 적은 편이다. 초대질량 블랙홀 후보를 품고 있는 유명한 은하들은 다음과 같다.

은하 이름
안드로메다 은하
메시에 87
NGC 3115
NGC 3377
NGC 4258
NGC 4889
NGC 1277
OJ 287
APM 08279+5255
솜브레로 은하

[382]

오늘날에는 활동은하 뿐 아니라 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있다는 것이 정설로 받아들여지고 있다.[383] 블랙홀의 질량과 은하 팽대부의 속도분산 사이에는 M-시그마 관계라고 부르는 관측적 상관관계가 존재한다. 이는 블랙홀 형성과 은하 형성 사이에 어떠한 관계가 있을 가능성을 강하게 시사한다.[384]

5. 5. 마이크로렌즈 효과

블랙홀의 특성을 검증하는 또 다른 방법은 블랙홀 근처의 강한 중력장에 의해 발생하는 효과를 관찰하는 것이다. 그러한 효과 중 하나는 중력 렌즈 현상이다. 거대한 물체 주변의 시공간 왜곡은 빛줄기를 휘게 하는데, 이는 렌즈를 통과하는 빛과 유사하다. 빛줄기가 불과 몇 각초만큼 굴절되는 약한 중력 렌즈 현상에 대한 관측이 이루어졌다. 마이크로렌즈 현상은 광원이 분해되지 않고 관찰자가 작은 밝기 증가를 볼 때 발생한다. 2000년 전후로 이러한 방식으로 블랙홀의 첫 번째 3개의 후보가 탐지되었으며,[199][200] 2022년 1월, 천문학자들은 고립된 블랙홀로부터의 마이크로렌즈 현상을 처음으로 확인하여 보고했다.[201]

블랙홀에 의한 중력 렌즈 현상을 관측하는 또 다른 가능성은 블랙홀을 공전하는 별들을 관찰하는 것이다. 궁수자리 A*를 공전하는 그러한 관측의 후보가 몇 개 있다.[202]

6. 대안 가설들

블랙홀의 괴이한 성질로 인해, 이러한 천체가 실제로 존재하는지, 아니면 단순히 아인슈타인 방정식의 특이한 해에 불과한 것인지에 대한 의문이 제기되었다. 심지어 아인슈타인 자신도 블랙홀이 존재할 수 없다고 잘못 생각했다.[327] 그러나 1960년대 말, 학계는 사건의 지평선 형성을 막을 수 없다는 데 동의하게 되었다.[328]

중성자별의 질량 상한에 대한 연구는 블랙홀의 대안 가설에 대한 단서를 제공한다. 고밀도 물질의 새로운 물질상은 중성자별의 질량 상한을 높일 수 있다.[372] 자유 쿼크는 쿼크별을 형성할 수 있으며,[386] 일부 초대칭성 모형은 Q별의 존재를 예측한다.[387] 또한, 쿼크와 렙톤의 구성 물질인 프리온은 프리온별을 형성할 수 있다는 가설도 있다.[388] 그러나 이러한 가설들은 아직 관측적으로 확인되지 않았으며, 일반상대론에 따르면 이들 역시 최대 질량을 가져야 한다.[372]

초대질량 블랙홀의 경우, 그 밀도가 물과 비슷할 정도로 낮기 때문에 (

|''M''☉

|''M''☉

}}) 상대적으로 이해하기 쉬운 물질로 구성될 수 있다는 주장도 있다. 예를 들어, 매우 어두운 천체들의 무리로 초대질량 블랙홀을 설명하려는 시도가 있었으나, 이러한 모형은 초대질량 블랙홀 후보 천체들을 안정적으로 설명하지 못한다.[372]

양자중력 이론은 블랙홀의 특이점 문제를 해결할 수 있을 것으로 예상된다. 양자역학적 보정을 통해 일반상대론이 붕괴하면, 특이점이나 사건의 지평선이 없는 블랙홀 모형이 가능해질 수 있다.[389] 2002년에는 끈 이론에 기반한 퍼즈볼 모형이 주목받았다.[390] 이 모형은 블랙홀이 사건의 지평선이나 특이점을 가지지 않지만, 고전적/준고전적인 관찰자에게는 일반적인 블랙홀처럼 보인다고 제안한다.[391]

7. 미해결 문제

블랙홀과 관련하여 아직 풀리지 않은 몇 가지 중요한 문제들이 있다. 대표적으로 블랙홀의 엔트로피 및 열역학, 그리고 정보 소실 역설 문제가 있다.

7. 1. 엔트로피와 열역학

블랙홀의 엔트로피는 사건의 지평선의 면적에 비례한다. 1971년, 스티븐 호킹은 일반적인 상황에서[392] 고전적 블랙홀의 사건 지평선 총면적은 어떠한 경우에도 감소하지 않으며, 심지어 충돌하거나 융합할 때도 그러하다는 것을 보였다.[393] 이는 블랙홀역학 제2법칙이라고 불리며, 계의 총 엔트로피가 절대 감소하지 않는다는 열역학 제2법칙과 유사하다.

절대 영도의 온도를 가진 고전적 천체로 여겨졌던 블랙홀은 엔트로피가 0이라고 생각되었다. 그러나 엔트로피를 가진 물질이 블랙홀로 들어가면 우주의 총 엔트로피가 감소하여 열역학 제2법칙이 위반된다. 이에 제이콥 베켄슈타인은 블랙홀도 엔트로피를 가져야 하며, 그 크기는 사건 지평선의 면적에 비례한다고 주장했다.[394]

양자장론에 따르면 블랙홀은 일정 온도의 흑체복사를 방출한다(호킹 복사).[342] 이 복사로 인해 블랙홀의 에너지가 바깥으로 빠져나가 블랙홀이 줄어들지만, 에너지뿐 아니라 엔트로피도 복사를 통해 빠져나가 블랙홀 주위의 물질과 사건 지평선 면적의 4분의 1의 엔트로피 총합은 플랑크 단위계에서 언제나 증가한다. 이로써 열역학 제1법칙에 대응하는 블랙홀역학 제1법칙이 성립한다. 질량은 에너지, 표면중력은 온도, 면적은 엔트로피에 대응한다.[394]

블랙홀의 엔트로피는 계의 부피가 아닌 면적에 비례한다는 점이 특이하다. 이를 설명하기 위해 헤라르뒤스 엇호프트와 레너드 서스킨드는 홀로그래피 원리를 제안했다.[395]

일반상대론을 이용하면 블랙홀의 엔트로피를 준고전적으로 계산할 수 있지만, 통계역학적 관점에서 보면 만족스럽지 않다. 양자중력 이론을 통해 블랙홀의 미시 상태를 설명하고 엔트로피를 계산하려는 시도가 이루어지고 있다. 1995년 앤드루 스트로민저와 캄란 바파는 끈 이론에 따라 초대칭성을 만족하는 블랙홀의 미시상태 집계가 베켄슈타인-호킹 엔트로피를 재현함을 보였다.[396] 이후 루프 양자중력 등의 다른 양자중력 이론에서도 유사한 결과들이 보고되고 있다.[397]

7. 2. 정보 소실 역설

블랙홀 정보 역설은 블랙홀에서 정보가 사라지는지 여부에 대한 문제이다. 양자역학의 단일성과 충돌하는 이 문제는 이론 물리학계의 중요한 논쟁거리이다. 최근에는 정보와 단일성이 보존될 것이라는 증거가 제시되고 있다.[219]

털없음 정리에 따르면, 블랙홀은 형성된 이후 안정된 상태에 도달하면 오로지 질량, 전하, 각운동량 세 가지 독립적인 물리량만을 갖게 된다.[289] 이 물리량들이 동일한 두 블랙홀은 고전역학(양자역학이 아닌)을 통해 구분할 수 없다.

물체가 블랙홀을 향해 낙하하면, 그 물체의 모양이나 전하 분포에 대한 정보는 블랙홀의 지평선을 따라 균등하게 분산되면서 블랙홀 바깥의 관찰자에게는 소실된다. 블랙홀은 오직 세 가지 변수로 안정된 상태에 도달하기 때문에, 블랙홀 안에서 최초 상태에 관한 정보를 유지할 방법은 없다. 소실되는 정보에는 중입자수나 경입자수 같은 보존된 양자수를 포함하여 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서는 측정할 수 없는 모든 물리량이 포함된다. 이러한 성질을 블랙홀 정보 역설이라고 부른다.[292][293]

블랙홀은 변수가 몇 개에 불과하여, 블랙홀 안으로 들어간 물질에 대한 정보 대부분은 소실된다. 들어간 물질의 종류에 관계없이, 질량, 전하, 각운동량에 관한 정보만 보존되는 것으로 보인다. 이 정보들이 블랙홀 내부에 남아있다고 생각할 수도 있지만, 내부를 들여다보는 것은 불가능하다. 블랙홀은 호킹 복사를 방출하며 서서히 증발하는데, 이 복사는 블랙홀을 형성한 물질에 대한 추가 정보를 갖고 있지 않은 것으로 보여 정보가 영영 사라지는 것처럼 보인다.[398]

블랙홀 안에서 정보가 정말 사라지는 것인지에 대한 문제(블랙홀 정보 역설)는 이론 물리학계를 양분하는 주제이다(손–호킹–프레스킬 내기). 양자역학에서는 어떤 사건의 결과 발생할 수 있는 모든 결과의 확률 합은 언제나 1로 보존되어야 한다는 단일성이라는 성질이 있는데, 정보 소실은 곧 단일성 위반을 의미한다. 단일성 위반은 에너지 보존 법칙 위반이라는 주장도 있다.[399] 최근에는 완전한 양자 중력 이론적 처치를 통해 정보와 단일성이 보존될 것이라는 증거가 구축되고 있다.[400]

1976년, 스티븐 호킹은 블랙홀에 빨려 들어간 정보는 호킹 복사에 반영되지 않고 블랙홀 증발로 완전히 사라진다는 설을 발표했다. 그러나 1998년까지 끈 이론이나 홀로그래피 원리 등 새로운 이론을 통해 블랙홀에 빨려 들어간 정보는 사라지지 않는다는 것을 설명할 수 있게 되었다. 2004년 7월 21일, 호킹은 "정보는 블랙홀 증발에 따라 어떤 형태로든 호킹 복사에 반영되어 외부로 나온다"며 기존 가설을 수정했다.

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