퍼즈볼
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1. 개요
퍼즈볼은 끈 이론에 기반한 블랙홀 모형으로, 고전적인 블랙홀의 특이점을 대체하는 개념이다. 끈으로 이루어진 구형체로, 중력 특이점이 없어 정보 손실 문제를 해결할 수 있다고 주장한다. 퍼즈볼은 질량이 증가함에 따라 밀도가 감소하며, 호킹 복사에 대한 미묘한 효과를 예측한다. 현재 직접적인 실험적 증거는 없지만, 중력파 천문학을 통해 검증될 가능성이 있다.
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| 퍼즈볼 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 유형 | 가설적 천체 |
| 관련 개념 | 블랙홀, 끈 이론 |
| 제안자 | 사미르 마투르 |
| 처음 제안된 해 | 1997년 |
| 상세 정보 | |
| 설명 | 끈 이론에서 블랙홀의 양자적 설명을 제공하는 제안 |
| 특징 | 이벤트 горизонт 없음 특이점 없음 끈으로 구성 |
| 문제 해결 | 블랙홀 정보 역설 해결 시도 |
| 주요 지지자 | 사미르 마투르 올레크 룬딘 엠릴 마르테크 |
| 주요 비판 | 관측 증거 부족 수학적 복잡성 |
| 참고 문헌 | |
| 논문 | 블랙홀의 미세 상태는 현이다 |
| 도서 | 왜 아무도 블랙홀 안에 무엇이 있는지 말할 수 없는가 |
| 관련 기사 | 블랙홀 특이점은 예상대로 피할 수 없다 |
2. 물리적 특성
끈 이론에서는 1차원 에너지 끈이 물질의 기본 요소이며, 이 끈이 서로 다른 모드 또는 주파수에서 진동하여 상호작용 매개입자를 포함한 여러 가지 서로 다른 아원자 입자들을 나타낸다고 주장한다.[21] 오하이오 주립 대학의 사미르 매튜어는 박사 후 연구원인 올래그 루닌과 함께 2002년에 두 개의 논문을 통해 블랙홀이 일정한 부피를 가진 끈으로 이뤄진 구일 것이라고 제안했다.[21] 이는 일반 상대론에서 블랙홀의 전체 질량이 집중되어 있다고 하는 부피 0인 점으로 보는 중력 특이점이 아니다.
고전적인 블랙홀을 중력 특이점으로 보는 일반 상대론의 고전적인 관점과는 달리, 퍼즈볼은 중성자가 분해되 그들을 구성하는 쿼크가 해방된 아주 큰 밀도를 가진 중성자별로 생각할 수 있다.
일반 상대성 이론에 기반한 고전적인 블랙홀 모델의 사건 지평은 다른 시공간 영역과 확실히 구별되는 것으로 생각되는 반면, 퍼즈볼 이론에서는 퍼즈볼의 사건 지평은 아주 작은 규모(몇 플랑크 길이 정도)에서 안개와 흡사하다고, 즉, fuzzy라고 주장한다 "퍼즈볼"이란 이름은 여기서 유래한다. 또한 퍼즈볼의 물리적 표면의 반지름은 전형적인 블랙홀의 사건의 지평의 반지름과 같다.
고전적 블랙홀 모델에서, 사건의 지평을 통과해 중력 특이점으로 향하는 물체는 탈출 속력이 빛의 속력를 초과하는 곡선형 시공간 영역에 진입하는 것으로 생각된다. 이 영역은 어떠한 물리적 구조도 없는 영역이다. 게다가, 고전적인 블랙홀의 심장인 중력 특이점은 무한한 밀도를 가지고 있으며, 여기서 시공간은 무한한 곡률을 가진 것으로 생각된다(즉, 중력은 무한한 강도를 가진 것으로 생각된다). 이러한 무한한 물리량 조건은 알려진 물리학에서 문제가 된다. 그러나 퍼즈볼 모델에서는 물체를 구성하는 끈이 단순히 떨어져서 퍼즈볼의 표면으로 흡수되는 것으로 생각되며, 이는 탈출 속력이 빛의 속력와 같아지는 임계값인 사건의 지평에 해당한다.
퍼즈볼은 ''분수 장력'' 때문에 질량이 증가함에 따라 밀도가 낮아진다. 물질이나 에너지(끈)가 퍼즈볼에 떨어질 때 더 많은 끈이 단순히 퍼즈볼에 추가되는 것이 아니다. 끈''은 함께 융합'' 되고 그렇게 함으로써 떨어지는 끈 ‑ 모든 양자 정보는 더 크고 복잡한 끈의 일부가 된다. 분수 장력으로 인해 현 장력은 더 많은 진동 모드로 더 복잡해지고 상당한 길이로 이완됨에 따라 기하급수적으로 감소한다.
퍼즈볼의 부피는 슈바르츠실트 반지름(태양질량 당 2,954 m)에 대한 함수라서, 퍼즈볼의 밀도는 질량의 역제곱으로 감소한다. 6.8 태양질량을 가진 전형적인 퍼즈볼의 평균 밀도는 4.0×1017 kg/m3이다.[22] 물 한 방울 크기의 퍼즈볼(0.05 mL)의 질량은 2천만톤이며, 이는 직경 240미터인 화강암 공의 질량이다.[23]
이 밀도는 아주 크지만, 수학적으로 말하면, 아무리 큰 수라도 무한대와는 전혀 다르기 때문에, 퍼즈볼은 고전적인 중력 특이점과는 거리가 멀다. 일반적인 항성 질량 퍼즈볼의 밀도는 상당히 크지만 중성자별의 밀도와 비슷하다.[24] 그들의 밀도는 단일 원자핵의 부피에 채워진 우주의 질량과 같은 플랑크 밀도(5.155×1096 kg/m3)보다 작다.
위에서 설명하였듯, 퍼즈볼의 밀도는 질량에 반비례 하기 때문에, 퍼즈볼이 모두 어마어마하게 큰 밀도를 가지고 있지는 않다. 예를 들어, 사실상 모든 은하의 중심에서 발견되는 초대질량 블랙홀들이 있는데, 이정도 큰 질량을 가진 퍼즈볼의 밀도는 그리 높지 않다. 우리 은하의 중심에 있는 블랙홀인 궁수자리 A*의 질량은 430만 태양질량이다. 퍼즈볼 이론이 맞다면, 그 블랙홀의 평균 밀도는 금의 51배에 불과하다.
퍼즈볼의 표면이 놓이는 위치는 퍼즈볼의 탈출 속력과 빛의 속력와 정확하게 일치하는 임계값에 따라 결정된다.[25] 물체가 어떤 큰 물체에서 탈출하기 위해서는 탈출 속력이라는 특정 속력에 도달 해야 한다. 지구의 경우 탈출 속력은 11.2 km/s이다. 탈출 속력은 큰 물체의 중력 영향권 가장자리에서 큰 물체로 낙하하여 마침내 서로 충돌 할 때 낙하한 물체가 가진 속력과 같다. 따라서 고전적인 블랙홀과 퍼즈볼의 사건의 지평은 떨어지는 물체가 빛의 속력에 도달할 정도로 시공간이 뒤틀린 지점에 정확하게 놓여 있다. 특수 상대론에 따라, 시공간에서 어떤 입자가 가질 수 있는 최대 속력은 빛의 속력이다. 이 속력으로 떨어지는 물질과 에너지는 퍼즈볼의 표면에 영향을 미치고 이때 해방된 개별 끈은 퍼즈볼의 구성에 기여한다.
2. 1. 끈 이론과 구성
끈 이론에서는 1차원 에너지 끈이 물질의 기본 요소이며, 이 끈이 서로 다른 모드 또는 주파수에서 진동하여 상호작용 매개입자를 포함한 여러 가지 서로 다른 아원자 입자들을 나타낸다고 주장한다.[21] 끈이론에서 끈은 "열린"(양쪽 끝이 있는 개체)과 "닫힌"(고리 모양의 개체)끈이 있으며, 6개의 추가 공간 차원 중 5개가 "소형화"된 시공간 차원이 존재한다고 주장한다.[7]오하이오 주립 대학의 사미르 매튜어는 박사 후 연구원인 올래그 루닌과 함께 2002년에 두 개의 논문을 통해 블랙홀이 일정한 부피를 가진 끈으로 이뤄진 구일 것이라고 제안했다.[21] 이는 일반 상대론에서 블랙홀의 전체 질량이 집중되어 있다고 하는 부피 0인 점으로 보는 중력 특이점이 아니다. 고전적인 블랙홀을 중력 특이점으로 보는 일반 상대론의 고전적인 관점과는 달리, 퍼즈볼은 중성자가 분해되 그들을 구성하는 쿼크가 해방된 아주 큰 밀도를 가진 중성자별로 생각할 수 있다.
일반 상대성 이론에 기반한 고전적인 블랙홀 모델의 사건 지평은 다른 시공간 영역과 확실히 구별되는 것으로 생각되는 반면, 퍼즈볼 이론에서는 퍼즈볼의 사건 지평은 아주 작은 규모(몇 플랑크 길이 정도)에서 안개와 흡사하다고, 즉, fuzzy라고 주장한다 "퍼즈볼"이란 이름은 여기서 유래한다.[6] 또한 퍼즈볼의 물리적 표면의 반지름은 전형적인 블랙홀의 사건의 지평의 반지름과 같다.
고전적 블랙홀 모델에서, 사건의 지평을 통과해 중력 특이점으로 향하는 물체는 탈출 속력이 빛의 속력를 초과하는 곡선형 시공간 영역에 진입하는 것으로 생각된다. 이 영역은 어떠한 물리적 구조도 없는 영역이다. 게다가, 고전적인 블랙홀의 심장인 중력 특이점은 무한한 밀도를 가지고 있으며, 여기서 시공간은 무한한 곡률을 가진 것으로 생각된다(즉, 중력은 무한한 강도를 가진 것으로 생각된다). 이러한 무한한 물리량 조건은 알려진 물리학에서 문제가 된다. 그러나 퍼즈볼 모델에서는 물체를 구성하는 끈이 단순히 떨어져서 퍼즈볼의 표면으로 흡수되는 것으로 생각되며, 이는 탈출 속력이 빛의 속력와 같아지는 임계값인 사건의 지평에 해당한다.
퍼즈볼은 ''분수 장력'' 때문에 질량이 증가함에 따라 밀도가 낮아진다. 물질이나 에너지(끈)가 퍼즈볼에 떨어질 때 더 많은 끈이 단순히 퍼즈볼에 추가되는 것이 아니다. 끈''은 함께 융합'' 되고 그렇게 함으로써 떨어지는 끈 ‑ 모든 양자 정보는 더 크고 복잡한 끈의 일부가 된다. 분수 장력으로 인해 현 장력은 더 많은 진동 모드로 더 복잡해지고 상당한 길이로 이완됨에 따라 기하급수적으로 감소한다.
2. 2. 밀도
끈 이론에서 퍼즈볼의 밀도는 질량이 증가함에 따라 감소하는데, 이는 ''분수 장력'' 때문이다.[21] 물질이나 에너지(끈)가 퍼즈볼에 떨어질 때 더 많은 끈이 단순히 추가되는 것이 아니라, 끈들이 ''융합''하여 더 크고 복잡한 끈을 형성한다. 이 과정에서 분수 장력으로 인해 끈 장력이 감소하고, 끈은 더 많은 진동 모드로 인해 복잡해지며 상당한 길이로 풀어진다. 이러한 현상으로 인해 퍼즈볼의 밀도는 질량에 반비례하여 감소하게 된다.[8]오하이오 주립 대학의 사미르 매튜어와 올래그 루닌은 끈 이론 공식을 통해, 87년 전 카를 슈바르츠실트가 계산한 슈바르츠실트 반지름과 정확히 일치하는 퍼즈볼 표면 반지름을 구했다.[8]
퍼즈볼의 부피는 슈바르츠실트 반지름에 의해 결정되는데, 비회전 블랙홀의 경우 태양 질량 당 2,953 미터이다. 따라서 퍼즈볼의 밀도는 질량의 제곱에 반비례하여 감소한다. 예를 들어, 전형적인 6.8 태양질량 퍼즈볼의 평균 밀도는 4.0×1017 kg/m3이다.[22] 이는 매우 큰 밀도이지만, 중성자별의 밀도와 유사하며, 플랑크 밀도 (5.155×1096 kg/m3)보다는 훨씬 작다.[24]
초대질량 블랙홀의 경우, 퍼즈볼의 밀도는 훨씬 낮아질 수 있다. 우리 은하 중심에 있는 궁수자리 A* (430만 태양 질량)의 경우, 퍼즈볼 이론에 따르면 평균 밀도는 금의 약 51배에 불과하다. 더 큰 초대질량 블랙홀 (39억 태양 질량)의 경우, 퍼즈볼의 반지름은 77 천문 단위에 달하며, 평균 밀도는 해수면에서의 지구 대기 밀도 (1.2 kg/m3)와 유사해진다.[9]
2. 3. 중성자별 붕괴
오하이오 주립 대학의 사미르 매튜어와 올래그 루닌은 2002년 발표한 논문에서 블랙홀이 끈으로 이루어진 구형체일 것이라는 퍼즈볼 이론을 제안했다.[21] 끈 이론에 따르면, 1차원 에너지 끈은 물질의 기본 요소이며, 이 끈의 진동 모드에 따라 다양한 아원자 입자가 나타난다. 퍼즈볼은 중성자가 분해되어 쿼크가 해방된 고밀도 중성자별과 유사한 상태로 간주된다.중성자별은 톨만-오펜하이머-볼코프 한계라는 최대 질량 한계를 가지며, 이 한계를 초과하면 중성자 축퇴압이 더 이상 중력에 저항할 수 없어 붕괴가 시작된다. 고전 일반 상대성 이론에서는 붕괴하는 중성자별이 임계 밀도에 도달하면 사건의 지평선을 형성하고, 외부에서는 블랙홀이 되며, 붕괴는 중력 특이점을 향해 진행된다. 하지만 퍼즈볼 모델에서는, 중심부의 핵자들이 끈 뭉치로 분해되어 축퇴 물질의 최종 단계인 쿼크별을 형성한다고 예측한다. 즉, 퍼즈볼 이론은 블랙홀뿐만 아니라 이론적인 쿼크별의 진정한 양자적 설명을 예측한다.
퍼즈볼의 표면은 탈출 속력이 빛의 속력과 같아지는 지점에 위치하며, 이는 고전적인 블랙홀의 사건 지평과 일치한다.[25] 퍼즈볼의 밀도는 질량에 반비례하여 감소하며, 초대질량 블랙홀 정도의 질량을 가진 퍼즈볼은 금 밀도의 51배 정도의 밀도를 가진다.
3. 정보 역설
일반 상대론적 결과인 고전적인 블랙홀에 양자장론을 적용하면 블랙홀 정보 역설이라는 문제가 생긴다. 이 역설은 1972년 야코브 베켄슈타인이 처음 제기하고 나중에 스티븐 호킹이 대중화 하였다. 정보 역설은 고전적인 블랙홀에 떨어지는 물질과 에너지의 모든 양자 물리학적 성질(정보)이 그 중심에 있는 부피가 0인 특이점으로 존재에서 완전히 사라진다고 생각된다는 깨달음에서 탄생한다. 예를 들어, 똑같은 두 블랙홀이 있는데, 하나는 근처의 동반성 항성 대기를 흡수하고 하나는 이웃 별에서 오는 빛만을 흡수해서 질량이 똑같이 증가 할 때, 양자 물리학이 적용된다면, 두 블랙홀은 점점 다른 구성 요소를 가지게 되어야 한다. 그러나 고전적인 블랙홀 이론에 따르면, 두 개의 고전적인 블랙홀이 떨어지는 물질과 에너지로 인해 점점 더 커질 것이라는 사실 외에는 다를 바가 없기 때문에 둘은 구별되지 않는다. 따라서 두 블랙홀에 들어간 정보가 다름에도 같은 정보를 가진 블랙홀이 되어서 정보가 손실 된다는 결론에 도달한다.
스티븐 호킹은 양자 효과가 블랙홀을 블랙홀의 질량에 반비례하는 유효 온도를 가진 흑체 방사체로 보이게 할 것이라고 밝혔다. 현재 호킹 복사라고 불리는 이 방사는 블랙홀의 질량만을 드러낼 수 있으므로 무모발 정리를 우회할 수 없다.
Mathur와 Lunin이 발전시킨 퍼즈볼 이론은 호킹 복사의 흑체 온도와 이를 방출하는 블랙홀의 질량을 관련된 호킹의 공식을 넘어선다. 퍼즈볼 이론은 부분적으로 퍼즈볼로 떨어지는 끈의 양자 정보가 해당 끈이 용해되어 퍼즈볼의 양자 구성에 기여하면서 보존된다고 주장하기 때문에 양자 정보가 보존되어야 한다는 요구 사항을 충족한다. 또한 이 이론은 퍼즈볼의 양자 정보가 표면에서 표현될 뿐만 아니라 사건 지평선의 터널링 흐릿함을 통해 위로 터널링되어 호킹 복사에 각인될 수 있다고 주장하는데, 이는 매우 느리게 나가는 양자의 미묘한 상관 관계 형태로 해당 정보를 일반 시공간으로 전달한다.[1]
퍼즈볼 이론이 블랙홀 정보 역설에 대해 제안하는 해결책은 양자역학과 일반 상대성 이론 사이의 중요한 비호환성을 해결한다. 현재, 일반 상대성 이론과 조화를 이루는 중력에 대한 양자적 설명인 양자 중력에 대한 널리 받아들여지는 이론은 없다. 그러나 퍼즈볼 이론의 기반이 되는 IIB형 변형을 포함한 초끈 이론의 다섯 가지 변형 모두에는 양자 중력이 포함되어 있다. 더욱이, 다섯 가지 버전 모두가 M-이론 하에 통합된 다섯 가지 다른 극한 또는 하위 집합을 실제로 구성하는 것으로 가정되었다.[1][11]
3. 1. 정보 역설의 해결
퍼즈볼 이론은 양자 물리학의 가역성 법칙을 위반하지 않는다. 퍼즈볼에 떨어지는 모든 끈의 양자적 특성은 떨어진 끈이 퍼즈볼의 구성에 기여할 때 보존되기 때문이다.[1] 퍼즈볼의 양자 정보는 그 중심에 갇혀 있지 않고 퍼지 표면까지 도달하고 호킹 복사가 이 정보를 운반한다고 주장하기 때문에 실험할 수 있다.[1] 호킹 복사는 퍼즈볼 표면에서 발생하는 양자 요동을 통해 외부로 전달되는 양자 정보를 운반한다.고전적인 블랙홀은 물리학에 '블랙홀 정보 역설'로 알려진 문제를 제기하며, 퍼즈볼 가설 하에서는 그러한 역설이 존재하지 않는다.[10] 이 역설은 1972년 야코프 베켄슈타인에 의해 처음 제기되었으며, 이후 스티븐 호킹에 의해 대중화되었다.[10] 정보 역설은 양자 정보가 '보존되어야 한다'는 양자역학의 요구 사항에서 비롯되는데, 이는 블랙홀이 중심에 특이점을 가지고 있다면 양자 정보가 시공간에서 '소멸되어야 한다'는 일반 상대성 이론의 요구 사항과 상충된다.
일반 상대론적 결과인 고전적인 블랙홀에 양자장론을 적용하면 블랙홀 정보 역설이라는 문제가 생긴다. 정보 역설은 고전적인 블랙홀에 떨어지는 물질과 에너지의 모든 양자 물리학적 성질(정보)이 그 중심에 있는 부피가 0인 특이점으로 존재에서 완전히 사라진다고 생각된다는 깨달음에서 탄생한다. 예를 들어, 똑같은 두 블랙홀이 있는데, 하나는 근처의 동반성 항성 대기를 흡수하고 하나는 이웃 별에서 오는 빛만을 흡수해서 질량이 쪽같이 증가 할 때, 양자 물리학이 적용된다면, 두 블랙홀은 점점 다른 구성 요소를 가지게 되어야 한다. 그러나 고전적인 블랙홀 이론에 따르면, 두 개의 고전적인 블랙홀이 떨어지는 물질과 에너지로 인해 점점 더 커질 것이라는 사실 외에는 다를 바가 없기 때문에 둘은 구별되지 않는다. 따라서 두 블랙홀에 들어간 정보가 다름에도 같은 정보를 가진 블랙홀이 되어서 정보가 손실 된다는 결론에 도달한다.
스티븐 호킹은 양자 효과가 블랙홀을 블랙홀의 질량에 반비례하는 유효 온도를 가진 흑체 방사체로 보이게 할 것이라고 밝혔다. 현재 호킹 복사라고 불리는 이 방사는 블랙홀의 질량만을 드러낼 수 있으므로 무모발 정리를 우회할 수 없다.
Mathur와 Lunin이 발전시킨 퍼즈볼 이론은 호킹 복사의 흑체 온도와 이를 방출하는 블랙홀의 질량을 관련된 호킹의 공식을 넘어선다. 퍼즈볼 이론은 부분적으로 퍼즈볼로 떨어지는 끈의 양자 정보가 해당 끈이 용해되어 퍼즈볼의 양자 구성에 기여하면서 보존된다고 주장하기 때문에 양자 정보가 보존되어야 한다는 요구 사항을 충족한다. 또한 이 이론은 퍼즈볼의 양자 정보가 표면에서 표현될 뿐만 아니라 사건 지평선의 터널링 흐릿함을 통해 위로 터널링되어 호킹 복사에 각인될 수 있다고 주장하는데, 이는 매우 느리게 나가는 양자의 미묘한 상관 관계 형태로 해당 정보를 일반 시공간으로 전달한다.[1]
퍼즈볼 이론이 블랙홀 정보 역설에 대한 제안하는 해결책은 양자역학과 일반 상대성 이론 사이의 중요한 비호환성을 해결한다. 현재, 일반 상대성 이론과 조화를 이루는 중력에 대한 양자적 설명인 양자 중력에 대한 널리 받아들여지는 이론은 없다. 그러나 퍼즈볼 이론의 기반이 되는 IIB형 변형을 포함한 초끈 이론의 다섯 가지 변형 모두에는 양자 중력이 포함되어 있다. 더욱이, 다섯 가지 버전 모두가 M-이론 하에 통합된 다섯 가지 다른 극한 또는 하위 집합을 실제로 구성하는 것으로 가정되었다.[1][11]
4. 이론의 검증 가능성
퍼즈볼 이론은 현재 직접적인 실험적 증거가 부족하지만, 중력파 천문학을 통해 검증 가능성이 제기되고 있다.[4][12] 과학적 방법에 따라, 이론은 자연 관찰을 통해 일관되게 확증되는 예측을 해야 한다.[13] 초끈 이론은 아직 탐지되지 않은 입자의 존재를 예측하며, 퍼즈볼 이론은 호킹 복사에 대한 예측된 미묘한 효과를 관찰하여 입증할 수 없는데, 그 복사 자체가 모든 실질적인 목적을 위해 탐지할 수 없기 때문이다.[13]
퍼즈볼 이론 검증의 첫 번째 과제는 증명되지 않은 "초끈 이론"에 기반을 두고 있다는 점이다. 초대칭성은 표준 모형의 각 입자에 대해 스핀 양자수가 만큼 다른 슈퍼 파트너 입자가 존재한다고 예측한다.[14] 예를 들어, 전자기학의 전달자인 질량이 없는 보존인 광자는 스핀이 인 질량을 갖는 페르미온인 포티노라는 슈퍼 파트너를 갖는다고 예측된다. 반대로, 전자(스핀 )는 질량을 갖는 페르미온이며, 이의 슈퍼 파트너는 스핀-0 셀렉트론이다.[14]
슈퍼 파트너의 실험적 탐지는 초끈 이론을 강화하고, 암흑 물질 구성 및 비정상 자기 쌍극자 모멘트와 같은 입자 물리학의 격차를 메우는 데 도움이 될 것이다.[15][16] 암흑 물질의 관측 증거는 강력하지만, 다양한 탐지 기술에도 불구하고 해당 입자는 매우 탐지하기 어렵다.[17] 입자 충돌기를 사용한 탐색은 계속되고 있다.[18]
퍼즈볼 이론은 양자 정보가 퍼즈볼에 보존되고, 호킹 복사가 해당 정보로 미묘하게 인코딩되어 있다는 주장을 통해 일반 상대성 이론과 양자 역학 사이의 갈등을 해결한다. 그러나 호킹 복사는 블랙홀이 천문학적으로 낮은 전력 수준으로 방출하고 개별 광자가 매우 적은 에너지를 갖기 때문에 탐지가 거의 불가능하다.[13]
호킹은 호킹 복사에 의해 방출되는 광자의 에너지가 블랙홀의 질량에 반비례하며, 가장 작은 블랙홀이 가장 에너지가 높은 광자를 방출한다고 밝혔다. 그러나 최소 크기의 블랙홀에서 방출되는 복사는 매우 낮은 에너지의 광자로 구성된다. 이러한 미세한 전송 전력은 탐지를 매우 어렵게 만든다.[9]
레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 같은 중력파 관측소는 천문학에서 혁명적인 발전을 입증했으며, 압축별에 대한 통찰력을 제공하고 있다.[19] 2015년 GW150914는 항성 질량 블랙홀의 쌍성 쌍 간의 병합이었으며, 중력파 신호는 고전적인 블랙홀에 대한 일반 상대성 이론의 예측과 일치했다. 2021년 이탈리아 과학자 팀은 기존의 중력파 관측소가 퍼즈볼 이론을 뒷받침하는 증거를 구별할 수 있다고 제안했다.[5] 1년 전, 다른 이탈리아 팀은 레이저 간섭계 우주 안테나 (LISA)와 같은 미래의 중력파 감지기가 퍼즈볼 이론의 측면을 확인할 수 있는 능력을 향상시킬 것이라고 가정했다.[20]
4. 1. 초대칭성
4. 2. 호킹 복사
퍼즈볼 이론은 호킹 복사에 대한 미묘한 효과를 예측하지만, 호킹 복사 자체가 매우 약하여 탐지가 어렵다.[13]이론의 직접적인 실험적 증거는 현재까지 없으며, 계산과 이론 연구의 산물일 뿐이다.[4] 실험적으로 검증이 필요한데,[12] 과학적 방법에 따라 자연 관찰을 통해 일관되게 확증되는 예측을 해야 한다.[13]
퍼즈볼 이론은 양자 정보가 퍼즈볼에 보존되고, 퍼즈볼 표면 바로 위에 있는 플랑크 규모의 양자 거품에서 발생하는 호킹 복사가 해당 정보로 미묘하게 인코딩되어 있다는 주장을 통해 일반 상대성 이론과 양자 역학 사이의 오래된 갈등을 해결한다. 그러나 호킹 복사는 블랙홀이 천문학적으로 낮은 전력 수준으로 방출하고, 호킹 복사를 구성하는 개별 광자가 매우 적은 에너지를 갖기 때문에 탐지하는 것이 거의 불가능하다.[13]
호킹은 호킹 복사에 의해 방출되는 광자의 에너지가 블랙홀의 질량에 반비례하며, 결과적으로 가장 작은 블랙홀이 가장 에너지가 높은 광자를 방출하며 이를 탐지하는 것이 가장 어렵지 않다고 밝혔다. 가장 작은 블랙홀에서 방출되는 복사는 매우 낮은 에너지의 광자로 구성된다. 이러한 미세한 전송 전력은 매우 약하며, 신호는 개별 광자 퀀타로 구성된다. 가장 작은 항성 질량 블랙홀은 초당 최대 10개의 광자만 방출한다. 이러한 블랙홀이 멀리 떨어져 있다면, 호킹 복사 광자 중 하나라도 지구에 착륙할 확률은 매우 희박하다. 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀에서 방출되는 호킹 복사는 탐지하기가 훨씬 더 어렵다.[9] 예를 들어, M87*는 거의 존재하지 않는 복사 전력을 방출하며, 파장이 매우 길다.[9]
하지만, 퍼즈볼 이론은 중력파 천문학을 통해 검증할 수 있을 것이다.[5] 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 같은 중력파 관측소는 압축별에 대한 통찰력을 제공하고 있다.[19]
4. 3. 중력파 관측
이론의 검증 가능성은 직접적인 실험적 증거가 부족하다는 점에서 끈 이론과 퍼즈볼 이론 모두에게 어려운 과제이다.[4] 그러나 이론이 타당성을 가지려면 실험적으로 검증 가능해야 한다.[12] 과학적 방법에 따라 자연 세계에 대한 이론은 자연 관찰을 통해 일관되게 확증되는 예측을 해야 한다. 초끈 이론은 아직 탐지되지 않은 입자의 존재를 예측하며, 퍼즈볼 이론은 호킹 복사에 대한 예측된 미묘한 효과를 관찰하여 입증될 수 없는데, 그 복사 자체가 탐지하기 매우 어렵기 때문이다.[13]퍼즈볼 이론은 중력파 천문학을 통해 검증할 수 있다.[5] 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 같은 중력파 관측소는 압축별에 대한 통찰력을 제공하며, GW150914는 항성 질량 블랙홀 쌍성 쌍의 병합으로, 중력파 신호는 고전적인 블랙홀에 대한 일반 상대성 이론의 예측과 일치했다. 그러나 2021년 이탈리아 과학자 팀은 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 기존의 중력파 관측소가 병합하는 이중 블랙홀에서 나오는 신호에서 퍼즈볼 이론을 뒷받침하는 증거를 구별할 수 있다고 제안했다. 이들은 특정 진동 모드의 감쇠율이 예상보다 느리고, 이전 링 진동의 "반향"에 의해 지배될 것이라고 예측했다.[5] 1년 전, 다른 이탈리아 팀은 레이저 간섭계 우주 안테나 (LISA)와 같은 미래의 중력파 감지기가 퍼즈볼 이론 검증 능력을 향상시킬 것이라고 가정했다.[20]
호킹 복사는 블랙홀이 매우 낮은 전력 수준으로 방출하고, 개별 광자가 매우 적은 에너지를 갖기 때문에 탐지가 거의 불가능하다.[13] 작은 블랙홀조차 사라지려면 매우 오랜 시간이 걸리며, 초대질량 블랙홀은 증발에 훨씬 더 오랜 시간이 걸린다.[9]
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