항성질량 블랙홀

1. 개요

항성질량 블랙홀은 질량이 태양 질량의 몇 배인 블랙홀로, 별의 중력 붕괴 과정을 통해 생성된다. 이러한 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 속성만 가지며, 쌍성계에서 동반성의 물질을 흡수하며 X선을 방출하여 관측된다. 블랙홀 킥 현상과 질량 간극과 같은 특징을 보이며, 우리 은하 및 은하 외부에서도 후보가 발견된다.

2. 성질

블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 기본 속성만을 가진다(털없음 정리). 항성질량 블랙홀의 각운동량은 이를 생성한 별이나 물체의 각운동량 보존에 기인한다.

별의 중력 붕괴는 블랙홀을 생성하는 자연스러운 과정이다. 이는 질량이 큰 별의 생애가 끝나 모든 별의 에너지원이 고갈될 때 불가피하게 발생한다. 붕괴하는 별의 질량이 톨만-오펜하이머-볼코프(TOV) 한계보다 작을 경우 최종 산물은 백색 왜성(찬드라세카르 한계 미만의 질량), 중성자별 또는 (가설상) 쿼크별과 같은 압축별이다. 붕괴하는 별이 TOV 한계를 초과하는 질량을 가질 경우, 부피가 0이 될 때까지 붕괴가 계속되어 공간의 해당 지점 주변에 블랙홀이 형성된다.

중성자별이 블랙홀로 추가 붕괴되기 전에 가질 수 있는 최대 질량은 완전히 이해되지 않고 있다. 1939년에는 TOV 한계라고 불리는 0.7
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}}으로 추정되었다. 1996년에는 이 상한 질량을 1.5~3
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}} 범위로 다른 추정치가 제시되었다. 중성자별의 최대 관측 질량은 2019년 9월에 발견된 PSR J0740+6620의 경우 약 이다.

일반 상대성 이론에서 블랙홀은 어떤 질량이든 존재할 수 있다. 질량이 작을수록 블랙홀을 형성하기 위해 물질의 밀도가 더 높아야 한다. 태양 질량의 몇 배 미만의 질량을 가진 블랙홀을 생성할 수 있는 알려진 별 과정은 없다. 그렇게 작은 블랙홀이 존재한다면, 그것들은 원시 블랙홀일 가능성이 가장 높다. 2016년까지 가장 큰 알려진 항성질량 블랙홀은
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}}이었다. 2015년 9월, 두 개의 작은 블랙홀이 합쳐지는 사건에서 형성된 이 중력파에 의해 발견되었다. 이진계 2MASS J05215658+4359220이 현재 과학에 알려진 가장 작은 질량 블랙홀을 보유하고 있으며, 질량은 3.3
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}}이고 직경은 19.5km에 불과하다고 보고되었다.

3. X선 관측

쌍성계에서의 항성 블랙홀은 동반성의 물질이 블랙홀로 이동할 때 관측 가능하다. 밀집성이 되면서 방출되는 에너지는 물질의 온도를 수억 도까지 올리고 X선을 방출시킬 만큼 매우 크다. 그러므로 블랙홀은 X선으로 관측할 수 있다. 반면에 동반성은 광학 망원경으로 관측 가능하다. 블랙홀과 중성자별에서 방출된 에너지는 등급이 같다. 그래서 블랙홀과 중성자성은 종종 구분하기가 어렵다.

밀집된 X선 소스의 관측으로부터 질량을 유도한다. (X선 및 광학 데이터 결합) 확인된 모든 중성자성은 3 미만의 질량을 가지고 있으며, 3 이상의 질량을 갖는 밀집 체계가 없는 것은 중성자성의 성질이다. 이러한 요소들의 결합은 3 이상 되는 질량을 갖는 밀집성이 사실은 블랙홀이라는 것을 알려준다.

우리 은하에는 우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀보다는 우리에게 더 친숙한 수 개의 블랙홀 후보를 갖고 있다. 이들 후보들은 모두 밀집된 물체가 동반성의 강착원반을 통해 물질을 빨아들이는 X선 쌍성계이다. 이들 한 쌍에서 있음직한 블랙홀은 3에서 12 이상까지 있을 수 있다.

6.1. 우리 은하

우리 은하에는 은하 중심 영역의 초대질량 블랙홀보다 우리에게 더 가까운 여러 항성질량 블랙홀 후보(BHC)가 있다. 이 후보의 대부분은 동반 천체로부터 강착 원반을 통해 물질을 끌어당기는 조밀한 천체가 있는 X선 쌍성계의 구성원이다. 이러한 쌍에 있는 추정 블랙홀의 질량은 3에서 12 이상까지 있을 수 있다.

6.2. 은하 외부

은하 외부의 항성질량 블랙홀 후보는 중력파 감지에서 비롯된다.