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원시 블랙홀

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목차

1. 개요

원시 블랙홀은 초기 우주의 밀도 요동으로 인해 형성될 수 있는 가상의 블랙홀이다. 스티븐 호킹에 의해 처음 제안되었으며, 초기 우주의 밀도 요동이 충분히 클 경우 중력 붕괴를 일으켜 형성될 수 있다는 이론적 배경을 갖는다. 원시 블랙홀은 다양한 질량 범위를 가질 수 있으며, 암흑 물질, 은하 형성, 우주론적 문제 해결에 기여할 수 있다는 가설이 제시되었다. 현재까지 직접적인 증거는 발견되지 않았지만, 중력파 검출, 감마선 관측, 중력 렌즈 효과 등을 통해 간접적인 증거를 찾으려는 노력이 이루어지고 있다.

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원시 블랙홀
개요
명칭원시 블랙홀
로마자 표기Wonsi Beullaekhol
영문 명칭Primordial black hole
이론적 배경
제안 시기1960년대 후반
주요 학자야코프 젤도비치
이고르 노비코프
스티븐 호킹
특징
형성 시기빅뱅 직후 초기 우주
질량 범위이상 또는 정도
밀도 변동초기 우주의 밀도 변동으로 인해 형성 가능
암흑 물질암흑 물질의 후보로 여겨짐
연구 동향
제임스 웹 우주 망원경제임스 웹 우주 망원경(JWST) 관측 데이터 분석을 통해 원시 블랙홀 및 액시온 미니 클러스터의 흔적을 찾으려는 연구 진행 중
내부 구조원시 블랙홀이 항성 내부에서부터 천천히 에너지를 흡수하여 별을 파괴할 수 있다는 연구 결과 존재

2. 이론적 배경

원시 블랙홀의 개념은 1970년대 스티븐 호킹 등에 의해 처음 제안되었다. 초기 우주의 밀도 요동이 충분히 크면 중력 붕괴를 일으켜 블랙홀이 형성될 수 있다는 것이다.

원시 블랙홀은 암흑 물질의 유력한 후보 중 하나이며, 초대질량 블랙홀과 중간 질량 블랙홀의 씨앗이 될 가능성도 제기되고 있다.[13][26][27] 2016년에는 LIGO/VIRGO가 두 개의 30 태양 질량 블랙홀의 병합에 의해 방출된 중력파를 감지했는데, 이를 원시 블랙홀로 설명하려는 시도가 있었다.[17][18][19][20]

원시 블랙홀은 거대 컴팩트 헤일로 천체(MACHOs)의 일종으로, 초기 우주에 형성되어 안정적이고 비상대론적 속도를 가진다는 특징이 있다.[14] 그러나 여러 관측 결과에 의해 그 존재량에 제약이 가해지고 있어, 암흑 물질의 주된 구성 요소가 될 수 있는지에 대해서는 논란이 있다.[15]

2. 1. 형성 메커니즘

원시 블랙홀은 팽창 또는 초기 복사 지배 우주에서 과밀 지역의 붕괴로 형성되었을 수 있다.
[30]

원시 블랙홀은 인플레이션 시대 동안 또는 초기 복사 지배 시대에 아주 초기 우주(빅뱅 후 1초 미만)에 형성되었을 수 있다. 원시 블랙홀 형성에 필수적인 요소는 우주의 밀도 변동이며, 이는 중력 붕괴를 유발한다. 일반적으로 블랙홀을 형성하려면 밀도 대비 \delta \rho / \rho \sim 0.1 (여기서 \rho 는 우주의 밀도)이 필요하다.[31]

원시 블랙홀은 초기 우주의 복사 지배 시대에 형성될 수 있다. 그 시기 우주의 밀도 \rho가 큰 요동을 갖고 \delta_\mathrm{cr} = \delta \rho / \rho \sim 0.5 정도 이상이라면, 그 요동이 존재하는 영역이 블랙홀을 형성한다. 이 영역의 크기가 우주의 허블 부피보다 작아지면 중력 붕괴를 일으켜, 직접 블랙홀이 된다. 따라서 원시 블랙홀의 질량 M_\mathrm{PBH}는 형성 시각 t에서의 우주의 평균 밀도와 허블 부피의 곱과 비슷한 값을 가지게 되며, 이는 복사 지배의 가정(\rho \propto a^{-4} \propto t^{-2}, H \propto t^{-1})으로부터

:M_\mathrm{PBH} \sim \frac{ c^3 t }{ G } \sim 10^{15}\, \mathrm{g}\, \left( \frac{ t }{ 10^{-23}\,\mathrm{s} } \right)

로 평가할 수 있다. 특히, 원시 블랙홀 형성이 플랑크 시간(t \sim 10^{-43}\,\mathrm{s}) 정도라면 원시 블랙홀은 플랑크 질량 정도 M_\mathrm{PBH} \sim 10^{-5}\,\mathrm{g}이 되며, 빅뱅으로부터 1초 후 t \sim 1\,\mathrm{s}라면 M_\mathrm{PBH} \sim 10^5\,M_\odot (M_\odot는 태양 질량)이 된다.

하지만, 원시 블랙홀이 형성되기 위해서는 초기 우주에 매우 큰 밀도 요동이 존재해야 하지만, 플랑크 위성의 우주론적 매개변수로부터 결정되는 파워 스펙트럼을 작은 스케일로 외삽하면, 그러한 큰 진폭의 요동은 우주에 거의 존재하지 않게 된다. 따라서, 우주 인플레이션 (액시온 인플레이션 등의 하이브리드 인플레이션 모델), 재가열, 또는 진공의 상전이 상황 하에서 원시 블랙홀을 만들어낼 수 있는 불균일성을 일으킬 수 있는 메커니즘이 제안되었다.

2. 2. 질량 범위

원시 블랙홀은 모델에 따라 초기 질량이 (플랑크 질량 정도, 소위 "플랑크 유물")에서 수천 태양 질량 이상까지 다양할 수 있다.[10] 그러나 초기 질량이 미만인 원시 블랙홀은 호킹 복사로 인해 현재까지 살아남지 못했을 것이다. 호킹 복사는 우주의 나이보다 훨씬 짧은 시간에 완전한 증발을 일으킨다.[11]

원시 블랙홀은 초기 우주의 복사 지배 시대에 형성될 수 있다. 당시 우주의 밀도 \rho가 큰 요동을 갖고 \delta_\mathrm{cr} = \delta \rho / \rho \sim 0.5 정도 이상이라면, 그 요동이 있는 영역은 블랙홀을 형성한다. 이 영역의 크기가 우주의 허블 부피보다 작아지면 중력 붕괴를 일으켜 직접 블랙홀이 된다. 따라서 원시 블랙홀의 질량 M_\mathrm{PBH}는 형성 시각 t에서의 우주의 평균 밀도와 허블 부피의 곱과 비슷한 값을 가지며, 이는 복사 지배의 가정(\rho \propto a^{-4} \propto t^{-2}, H \propto t^{-1})으로부터 다음과 같이 평가할 수 있다.

:M_\mathrm{PBH} \sim \frac{ c^3 t }{ G } \sim 10^{15}\, \mathrm{g}\, \left( \frac{ t }{ 10^{-23}\,\mathrm{s} } \right)

특히, 원시 블랙홀 형성이 플랑크 시간(t \sim 10^{-43}\,\mathrm{s}) 정도라면 원시 블랙홀은 플랑크 질량 정도(M_\mathrm{PBH} \sim 10^{-5}\,\mathrm{g})가 되며, 빅뱅으로부터 1초 후(t \sim 1\,\mathrm{s})라면 M_\mathrm{PBH} \sim 10^5\,M_\odot (태양 질량 M_\odot)가 된다.

플랑크 위성의 우주론적 매개변수로부터 결정되는 파워 스펙트럼을 작은 스케일로 외삽하면, 그러한 큰 진폭의 요동은 우주에 거의 존재하지 않게 된다. 따라서, 우주 인플레이션(액시온 인플레이션 등의 하이브리드 인플레이션 모델), 재가열, 또는 진공의 상전이 상황 하에서 원시 블랙홀을 만들어낼 수 있는 불균일성을 일으킬 수 있는 메커니즘이 제안되었다.

3. 관측적 증거 및 검증

원시 블랙홀 검출 방법은 호킹 복사를 이용하는 것이다. 스티븐 호킹은 1974년 우리 은하 헤일로에 작은 원시 블랙홀이 많을 수 있다는 이론을 제시했다.[63] 블랙홀은 질량에 반비례하는 호킹 복사를 방출, 질량이 감소한다. 질량이 매우 작은 블랙홀은 핵무기급 전자기파 폭발을 일으킨다.

NASA 페르미 감마선 우주 망원경은 원시 블랙홀 증발을 찾도록 설계되었다. 호킹 복사가 없다면, 작은 크기와 중력 영향 부족으로 탐지가 어렵다.

원시 블랙홀 증발은 감마선 폭발의 설명으로 제시되었으나, 가능성은 낮다. 원시 블랙홀은 암흑 물질, 우주 영역 한계, 자기 홀극 문제 해결책,[66][67] 은하 형성에 기여했을 수 있다.

일반 상대론은 작은 원시 블랙홀은 증발해 없을 거라 예측하나, 끈 이론의 추가 차원이 있다면 증발이 느려질 수 있다.[68] 우리 은하에 수천 개 블랙홀이 존재 가능성을 뜻한다.

원시 블랙홀 초기 질량은 다양하나, 미만은 호킹 복사로 생존 못한다.[11] 비중입자이며,[12] 암흑 물질 후보이다.[6][37][33][34][35][36][5] 초대질량 블랙홀, 중간 질량 블랙홀 씨앗 가능성도 있다.[13][26][27]

거대 컴팩트 헤일로 천체(MACHOs)인 원시 블랙홀은 충돌 적고 안정적, 비상대론적 속도, 우주 초기 형성으로 좋은 암흑 물질 후보이다.[14] 그러나, 천체물리학, 우주론적 관측으로 양 제한, 암흑 물질 기여 배제 주장도 있다.[15]

두 개의 블랙홀이 충돌하여 초대질량 블랙홀을 형성하는 시뮬레이션
두 개의 블랙홀이 충돌하는 시뮬레이션


2016년 이후, LIGO/VIRGO 중력파 관측, 감마선, X선 배경 복사 상관관계, 소행성 질량 원시 블랙홀, 9번째 행성 궤도 이상 설명 등 연구가 진행되었다.

2019년 10월, 데릭 인먼과 야신 알리-하임우드는 구조 형성 비선형 속도가 CMB 비등방성 제약에 영향 적다는 논문 발표.[57]

2021년 9월, NANOGrav 협력 연구진은 중력파 귀속, PBH 연관 가능 저주파 신호 발견 발표.[59]

2022년 9월, 제임스 웹 우주 망원경 발견 초기(높은 적색편이) 은하 설명에 원시 블랙홀 사용.[26][27]

2023년 11월 26일, 초대질량 블랙홀 은하(O.B.G.) 증거 최초 보고. "직접 붕괴 블랙홀 씨앗 형성" 결과. 찬드라 X선 관측소, 제임스 웹 우주 망원경의 UHZ1 연구 발견.[28][29]

2024년, 버나드 카 연구, PBH는 빅뱅 후 10–5초 양자 색역학(QCD) 시대 형성, 평평한 질량 분포, 1 태양 질량 돌기.[7]

3. 1. 중력파 검출

2016년 3월, LIGO와 Virgo에 의해 30태양 질량 블랙홀 합체 시 방출된 중력파가 검출된 후, 여러 연구 그룹이 검출된 블랙홀이 원시 블랙홀일 가능성을 제시했다. 이들은 LIGO가 시사한 블랙홀 합체 빈도가 원시 블랙홀이 왜소타원 은하나 구상 성단과 같은 헤일로에 모여 있다면, 모든 암흑 물질이 원시 블랙홀로 이루어져 있다는 시나리오와 모순되지 않는다고 주장했다.

LIGO, VIRGO 및 미래의 중력파 검출기는 새로운 블랙홀 병합 이벤트를 감지하여 원시 블랙홀의 질량 분포를 재구성할 수 있다.[18] 특히 1.4 태양 질량보다 낮은 블랙홀 병합 이벤트가 감지되면 원시 블랙홀과 별 기원의 블랙홀을 명확히 구별할 수 있다. 또한 원시 블랙홀 이중성의 큰 궤도 이심률을 측정하는 것도 원시 블랙홀을 확인하는 방법이다.[48]

레이저 간섭계 우주 안테나(LISA) 및 펄서 타이밍 배열과 같은 중력파 검출기는 원시 블랙홀 이중성이 서로 멀리 떨어져 궤도를 돌 때 방출되는 중력파의 확률적 배경을 탐구할 수 있다.[49]

3. 2. 감마선 관측

스티븐 호킹은 1974년에 호킹 복사를 통해 우리 은하의 헤일로 영역에 작은 원시 블랙홀이 많이 존재할 수 있다는 이론을 제시했다.[63] 모든 블랙홀은 질량에 반비례하는 속도로 호킹 복사를 방출한다고 이론화되어 있으며, 이 방출은 블랙홀의 질량을 더욱 감소시킨다. 따라서 질량이 매우 작은 블랙홀은 걷잡을 수 없는 증발을 겪으며, 최종 단계에서 수백만 메가톤의 폭발력을 가진 수소 폭탄과 같은 방사선 폭발을 일으킨다.[43]

NASA의 페르미 감마선 우주 망원경은 2008년 6월에 발사되었으며, 이러한 증발하는 원시 블랙홀을 탐색하는 것을 목적으로 설계되었다. 페르미 감마선 우주 망원경의 관측 데이터는 암흑 물질의 1% 미만이 1013 kg까지의 질량을 가진 원시 블랙홀로 구성될 수 있다는 제한을 설정했다. 증발하는 원시 블랙홀은 빅뱅 핵합성에 영향을 미쳐 우주의 경원소(가벼운 원소)의 함량(존재량)을 변화시키기도 한다.

이론적인 호킹복사가 실제로 존재하지 않는다면, 원시 블랙홀은 크기가 작고 큰 중력적 영향이 부족하여 우주에서 탐지하기가 매우 어려울 수 있다.

3. 3. 중력 렌즈 효과

원시 블랙홀은 배경 별이나 은하의 빛을 휘게 만드는 중력 렌즈 효과를 통해 그 존재를 추론할 수 있다. 만약 우리와 멀리 떨어진 별 사이에 원시 블랙홀이 통과할 경우, 중력 마이크로렌즈 효과에 의해 해당 별의 밝기가 증가한다. 마젤란 은하 내 별의 밝기 변화를 관측하여, EROS(Expérience de Recherche d’Objets Sombres, 어두운 물체 탐색 실험) 및 MACHO 서베이를 통해 100조kg – 10P 질량 범위의 원시 블랙홀 존재량에 제약이 가해졌다. 이러한 관측 결과에 따르면, 이 질량 범위의 원시 블랙홀은 암흑 물질의 주요 부분을 차지할 수 없다. 하지만 이러한 제약은 이론 모델에 의존하며, 원시 블랙홀이 고밀도 헤일로로 재그룹화된 경우 마이크로렌즈 관측 결과에 의한 존재량 제약을 피할 수 있다는 주장도 있다.

원시 블랙홀의 질량이 100P보다 큰 경우, 멀리 있는 Ia형 초신성 (혹은 기타 광도가 알려진 우주의 거리 사다리가 되는 천체)을 중력 렌즈 현상으로 밝게 만들 가능성이 있다. 만약 원시 블랙홀이 암흑 물질 밀도에 크게 기여하고 있다면, 이러한 효과는 명확해진다. 관측 결과에 따르면, Ia형 초신성의 밝기에 영향을 미칠 수 있는 질량의 원시 블랙홀은 암흑 물질의 주요 구성 물질이 아닌 것으로 나타났다.

3. 4. 우주 마이크로파 배경 복사 (CMB)

초기 우주에서 원시 블랙홀로 물질이 유입되면 재결합에 영향을 주는 에너지 주입이 발생한다. 이 현상은 우주 마이크로파 배경(CMB)의 통계적 분포에 특징적인 흔적을 남긴다.[44] 플랑크 우주선의 관측에 따르면, 가장 단순하고 보수적인 모델에서 100~104 태양 질량 범위의 원시 블랙홀은 암흑 물질의 주요 구성 요소가 될 수 없다.[44] 그러나 더 현실적이거나 복잡한 시나리오에서 이러한 제약이 더 강해질지, 약해질지는 여전히 논쟁 중이다.[44]

3. 5. 기타 관측 방법

만약 1015 – 1022 kg의 질량을 가진 원시 블랙홀이 암흑 물질과 비슷한 존재량이었다면, 구상 성단 내의 중성자별은 그 중 일부를 포획하여, 그 결과 중성자별의 급격한 파괴가 발생할 수 있다. 따라서 구상 성단 내 중성자별의 관측은 원시 블랙홀의 존재량에 제약을 가하는 데 이용될 수 있다.

LIGO에 의해 30태양 질량의 블랙홀 합체 단계에서 방출되는 중력파가 검출된 후, 태양의 10~100배 질량을 가진 원시 블랙홀 모델에 대해 제약을 가하기 위한 새로운 관측 방법들이 요구되고 있다.

  • 은하 중심 방향에서 점원의 X선과 가시광선 상관관계 부족
  • 왜소 은하의 역학적 가열
  • 왜소 은하 에리다누스 II 중심 성단 관측. (단, 에리다누스 II 자신이 중심에 중간 질량 블랙홀을 가지고 있다면 제약이 완화될 수 있다.)
  • 근방 은하에 의한 원방 퀘이사의 중력 마이크로렌즈 관측에서, 은하 내 물질의 20%만이 항성 질량을 가진 컴팩트한 천체 형태를 취할 수 있다는 결과는 별의 종족에 예상되는 값과 모순되지 않는다.
  • 은하단에 의한 원방 별의 중력 마이크로렌즈 관측에서 LIGO에서 발견된 것과 같은 정도의 질량을 가진 원시 블랙홀로서 존재하는 암흑 물질의 비율은 전체의 10% 미만이어야 한다.


향후 다양한 관측을 통해 원시 블랙홀에 대한 새로운 제약이 가해질 것으로 예상된다.

  • 전파 망원경 SKA(Square Kilometre Array)는 우주의 재전리 역사에서 원시 블랙홀의 영향을 탐사할 예정이다. 주요 탐사 대상은 원시 블랙홀로의 물질 강착으로 인해 발생하는 은하간 물질에 대한 에너지 주입의 영향이다.
  • LIGO와 Virgo, 그리고 미래의 지상 중력파 검출기를 통해 새로운 블랙홀 합체 이벤트를 감지하고, 이를 통해 원시 블랙홀의 질량 분포를 복원할 수 있을 것이다. 1.4태양 질량 미만의 블랙홀 합체 이벤트가 감지된다면, 원시 블랙홀인지 항성 기원의 블랙홀인지를 명확하게 식별할 수 있다. 또 다른 방법은 원시 블랙홀 쌍성의 큰 궤도 이심률을 측정하는 것이다.
  • LISA나 펄서 타이밍 어레이와 같은 중력파 검출 장치는 원시 블랙홀 쌍성이 아직 서로 비교적 멀리 떨어져 공전하고 있을 때 방출되는 중력파의 확률적 배경도 탐사할 예정이다.
  • 새로운 어두운 왜소 은하의 검출과 그 중심 별들의 집단 관측을 통해, 이러한 천체의 암흑 물질 주체 구조가 원시 블랙홀을 대량으로 포함하고 있다는 가설을 검증할 수 있다.
  • 은하계 내 별들의 위치와 속도 모니터링을 통해 근처에 있는 원시 블랙홀의 영향을 감지할 수 있다.
  • 지구를 통과하는 원시 블랙홀은 감지 가능한 음향 신호를 생성할 수 있다. 원시 블랙홀은 직경이 작고, 핵자에 비해 질량이 크며, 비교적 고속이기 때문에, 핵자에 미미한 영향만 주고 거의 방해받지 않고 지구를 통과할 것으로 생각된다.
  • 별 표면의 잔물결을 감시하여 원시 블랙홀을 감지할 수 있다. 블랙홀이 별을 통과하면 별의 밀도에 관측 가능한 진동을 일으킨다.
  • 마이크로파 파장에서의 퀘이사의 모니터링과 중력 마이크로렌즈의 파동 광학적 특징 감지를 통해 원시 블랙홀을 탐색할 수 있다.

4. 관련 문제 및 해결 가능성

원시 블랙홀은 현대 천문학의 주요 난제들을 해결하는 데 기여할 수 있는 잠재력을 가지고 있다.

스티븐 호킹은 1974년에 많은 수의 작은 원시 블랙홀이 우리 은하 헤일로 지역에 존재할 수 있다는 이론을 제시했다.[63] 이론가들은 모든 블랙홀이 질량에 반비례하는 호킹 복사를 방출한다고 믿었다. 이 복사로 인해 질량이 매우 작은 블랙홀은 마지막 단계에서 핵무기 폭발과 맞먹는 엄청난 전자기파 폭발을 일으킨다. 태양 질량의 3배인 일반적인 블랙홀은 우주의 나이 동안 질량 전부를 잃을 수 없다. 그러나 원시 블랙홀은 항성 핵의 수축으로 형성된 것이 아니므로 어떤 크기로든 만들어질 수 있다. 1E12kg의 질량을 가진 블랙홀은 우주의 나이만큼 시간이 지나도 남아 있을 수 있다. 만약 작은 질량의 블랙홀이 빅뱅 당시에 충분히 만들어졌다면, 오늘날 우리 은하 근처에서 관측할 수 있을 것이다. 2008년 6월에 발사된 미국 항공우주국의 GLAST 위성은 원시 블랙홀의 증발을 찾기 위해 설계되었다. 그러나 호킹 복사가 실제로 존재하지 않는다면, 크기가 작고 중력적 영향이 거의 없는 원시 블랙홀을 우주에서 검출하기는 매우 어려울 것이다. 지구를 통과하는 작은 블랙홀은 음파 신호를 검출할 수 있을 것이다.[64][65] 원시 블랙홀은 작은 반경, 핵자에 비해 큰 질량, 상대적으로 빠른 속도 때문에 핵자에 약간의 충격만 주고 사실상 방해받지 않고 지구를 통과한다.

원시 블랙홀의 증발은 감마선 폭발에 대한 한 가지 가능한 설명으로 제안되었지만, 가능성이 낮은 것으로 여겨진다.[66][67] 표준적인 양자 색역학 예측에 따르면, 원시 블랙홀의 증발은 최종 단계에서도 감지 가능한 수준의 광자를 방출하지 않는다. 또한 관측되는 감마선 폭발의 광자 에너지는 주로 1-10 MeV 범위이지만, 원시 블랙홀 증발의 최종 단계에서 예상되는 광자 에너지는 100 MeV 이상이다. 다만, 원시 블랙홀에서 방출된 대전 입자와 자기장의 자기 유체역학적 효과를 통해 입자의 운동 에너지가 연성 감마선으로 변환되는 시나리오가 제안되기도 한다.

원시 블랙홀은 암흑 물질 문제, 우주 영역의 한계 문제, 우주 자기 홀극 문제의 해결책으로도 제안되었다.[66][67] 또한, 초대질량 블랙홀이 거대한 은하 중심에 자리 잡는 씨앗이 되거나, 중간 질량 블랙홀의 씨앗이 될 가능성도 제기된다.[13][26][27] 원시 블랙홀은 크기에 제한이 없기 때문에, 은하의 형성 및 진화에 기여했을 수도 있다.

이러한 문제들을 해결하지 못하더라도, 소수의 원시 블랙홀은 우주 초기의 밀도 변동 스펙트럼을 보여줌으로써 우주론 연구에 도움을 줄 수 있다.

일반 상대론은 가장 작은 원시 블랙홀은 모두 증발하여 남아있지 않을 것이라고 예측하지만, 끈 이론에서 예견하는 네 번째 여분 차원이 있다면 원시 블랙홀의 증발이 좁은 영역에서의 중력에 영향을 미쳐 매우 천천히 증발할 수 있다.[68] 이는 우리 은하에 수천 개의 블랙홀이 있을 수 있음을 의미한다. 이 이론을 시험하기 위해 과학자들은 2008년 6월 11일에 발사된 페르미 감마선 우주 망원경을 사용한다. 페르미 망원경이 감마선 폭발에서 뚜렷하게 작은 간섭 형태를 관측한다면, 이는 원시 블랙홀과 끈 이론에 대한 첫 번째 간접적인 증거가 될 수 있다.

우주론적 상전이는 구체적인 세부 사항에 따라 다양한 방식으로 불균일성을 유발할 수 있는데, 이는 우주 인플레이션 (액시온 인플레이션 등의 하이브리드 인플레이션 모델), 재가열, 또는 진공의 상전이 상황에서 원시 블랙홀을 생성할 수 있는 불균일성을 유발하는 메커니즘이 제안되었다. 예를 들어, 한 가지 메커니즘은 이러한 상전이로부터 발생하는 과밀 지역의 붕괴와 관련이 있으며, 다른 메커니즘은 상전이에서 생성된 후 중력 붕괴를 겪어 원시 블랙홀을 형성하는 고에너지 입자와 관련이 있다.[62]

원시 블랙홀은 초기 우주의 복사 지배 시대에 형성될 수 있다. 이 시기 우주의 밀도 \rho가 큰 요동(\delta_\mathrm{cr} = \delta \rho / \rho \sim 0.5 이상)을 가지면, 그 요동이 있는 영역이 블랙홀을 형성한다. 이 영역의 크기가 우주의 허블 부피보다 작아지면 중력 붕괴를 일으켜 직접 블랙홀이 된다. 따라서 원시 블랙홀의 질량 M_\mathrm{PBH}는 형성 시각 t에서의 우주의 평균 밀도와 허블 부피의 곱과 비슷한 값을 가지며, 이는 복사 지배의 가정(\rho \propto a^{-4} \propto t^{-2}, H \propto t^{-1})으로부터

:M_\mathrm{PBH} \sim \frac{ c^3 t }{ G } \sim 10^{15}\, \mathrm{g}\, \left( \frac{ t }{ 10^{-23}\,\mathrm{s} } \right)

로 평가할 수 있다. 특히, 원시 블랙홀 형성이 플랑크 시간(t \sim 10^{-43}\,\mathrm{s}) 정도라면 플랑크 질량 정도(M_\mathrm{PBH} \sim 10^{-5}\,\mathrm{g})가 되며, 빅뱅으로부터 1초 후(t \sim 1\,\mathrm{s})라면 M_\mathrm{PBH} \sim 10^5\,M_\odot (M_\odot는 태양 질량)이 된다.

하지만, 플랑크 위성의 우주론적 매개변수로부터 결정되는 파워 스펙트럼을 작은 스케일로 외삽하면, 초기 우주에 매우 큰 밀도 요동은 거의 존재하지 않게 된다.

4. 1. 암흑 물질 문제

원시 블랙홀은 비중입자[12]이며, 유력한 암흑 물질 후보 중 하나이다.[6][37][33][34][35][36][5] 또한 초대질량 블랙홀이 거대한 은하 중심에 자리 잡는 씨앗이 되거나, 중간 질량 블랙홀의 씨앗이 될 가능성도 제기된다.[13][26][27]

원시 블랙홀은 거대 컴팩트 헤일로 천체(MACHOs)에 속하며, 자연스러운 암흑 물질 후보로 여겨진다. 이들은 충돌이 거의 없고 안정적이며(충분히 무거운 경우), 비상대론적 속도를 가지고, 우주 초기(일반적으로 빅뱅 이후 1초 이내)에 형성되기 때문이다.[14] 그러나 다양한 천체물리학적 및 우주론적 관측 결과, 원시 블랙홀의 양에 대한 엄격한 제한이 설정되어, 가능한 질량 범위 대부분에서 암흑 물질에 크게 기여하지 못한다는 주장도 제기된다.[15] 그럼에도 불구하고, 새로운 연구들은 중심에 30 태양 질량의 원시 블랙홀이 있는 클러스터의 가능성을 제시하고 있다.[16]

2016년 3월, Advanced LIGO/VIRGO가 두 개의 30 태양 질량 블랙홀(약 ) 병합으로 방출된 중력파를 감지했다는 발표가 나온 지 한 달 후, 세 그룹의 연구원들이 독립적으로 감지된 블랙홀이 원시 기원을 가졌다고 제안했다.[17][18][19][20] 두 그룹은 LIGO가 추론한 병합률이 모든 암흑 물질이 원시 블랙홀로 구성되었다는 시나리오와 일치하며, 이들 중 상당수가 희미한 왜소 타원 은하나 구상 성단과 같은 헤일로 내에 클러스터화되어 있다면, 이는 우주 구조 형성의 표준 이론에서 예상되는 바라고 주장했다. 반면, 세 번째 그룹은 병합률이 암흑 물질 시나리오와 양립할 수 없으며, 원시 블랙홀이 전체 암흑 물질의 1% 미만에만 기여할 수 있다고 주장했다. LIGO가 감지한 블랙홀의 예상 밖의 큰 질량은 1~100 태양 질량 범위의 원시 블랙홀에 대한 관심을 다시 불러일으켰다. 그러나 이 범위가 별의 미세 렌즈 현상 부재,[21] 우주 마이크로파 배경 비등방성, 희미한 왜소 은하의 크기, 은하 중심 방향의 X선 및 전파원 상관 관계 부재와 같은 관측 결과로 배제되는지 여부는 여전히 논쟁 중이다.

2016년 5월, 알렉산더 카쉴린스키는 해결되지 않은 감마선 및 X선 배경 복사에서 관측된 공간적 상관 관계가 유사한 질량을 가진 원시 블랙홀 때문일 수 있으며, 이들의 양이 암흑 물질과 비슷하다면 가능하다고 제안했다.[22]

2019년 8월, 소행성 질량(3.5 × 10−17 – 4 × 10−12 태양 질량, 또는 7 × 1013 – 8 × 1018 kg)의 원시 블랙홀로 모든 암흑 물질을 구성할 수 있다는 가능성을 제시하는 연구가 발표되었다.[23]

원시 블랙홀은 암흑 물질 문제의 해결책으로도 제안된다.[66][67]

4. 2. 초대질량 블랙홀 기원

원시 블랙홀은 무거운 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀의 씨앗이 될 가능성이 높은 후보이며, 은하의 형성 및 진화에도 기여했을 수 있다.[13][26][27][39]

4. 3. 은하 형성

원시 블랙홀은 은하 형성에 기여했을 수 있다.[26][27][39] 초기 우주의 밀도 요동을 증폭시켜 은하 형성을 촉진했을 가능성이 있기 때문이다.

원시 블랙홀은 초기 우주의 복사 지배 시대에 형성될 수 있는데, 이 시기 우주의 밀도가 큰 요동을 보이면, 그 요동이 존재하는 영역이 블랙홀을 형성한다. 이 영역의 크기가 우주의 허블 부피보다 작아지면 중력 붕괴를 일으켜 직접 블랙홀이 된다.

우주 인플레이션 (액시온 인플레이션 등의 하이브리드 인플레이션 모델), 재가열, 또는 진공의 상전이 상황에서 원시 블랙홀을 만들 수 있는 불균일성을 일으킬 수 있는 메커니즘이 제안되었다.

원시 블랙홀은 반드시 작은 크기를 가질 필요는 없고 임의의 크기를 가질 수 있다.

4. 4. 우주론적 도메인 벽 문제

야코프 젤도비치가 1974년에 제안한 우주론적 도메인 벽 문제는 초기 우주의 상전이 과정에서 도메인 벽이 형성되고, 그 에너지 밀도가 높아 발생할 수 있는 문제에 대해 논의했다.[40] 원시 블랙홀(PBH)은 이 문제에 대한 해결책이 될 수 있다. 한 가지 설명은 PBH가 주변 물질에 중력을 가하여 덩어리를 만들고 이론적으로 도메인 벽 형성을 방지할 수 있다는 것이다.[40] 또 다른 설명은 PBH가 이미 형성된 도메인 벽을 중력 상호 작용으로 붕괴시킬 수 있다는 것이다.[40]

4. 5. 우주론적 단극자 문제

자기 홀극은 아직 발견되지 않았는데, 원시 블랙홀이 자기 홀극을 흡수하거나 밀도를 희석시켜 이 문제를 해결할 수 있다는 가설이 있다.[41] 이는 1970년대 후반 야코프 젤도비치가 제안한 것이다. 만약 초기 우주에 자기 홀극이 존재했다면, 원시 블랙홀(PBH)과 중력적으로 상호작용하여 흡수되었을 수 있으며, 이는 자기 홀극이 존재하지 않는 이유를 설명한다. 또는, 원시 블랙홀이 물질에 중력을 가하여 덩어리지게 하고 자기 홀극의 밀도를 희석시켰을 수도 있다.

참조

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