블랙홀은 존재한다
블랙홀은 모든 것을 흡수하고 빛조차 빠져나올 수 없을 정도로 밀도가 매우 높은 행성이다.
(현재 일부 과학자들은 존재하지 않는다고 분석하고 있다. 우주에서 블랙홀에 대해서는 추가 증거가 필요하지만 학문적 의견은 다를 수 있습니다.)
먼저 블랙홀에 대해 시각적으로 설명하겠습니다.
블랙홀은 거대한 중력을 가지고 있습니다. 그리고 모든 빛마저도 블랙홀에 끌어당겨져 있습니다. 블랙홀에는 거대한 중력장이 숨겨져 있는데, 이 중력은 너무 강해서 빛조차도 블랙홀의 손바닥에서 벗어날 수 없습니다. 블랙홀은 외부 세계가 자신의 경계 안에 있는 어떤 것도 볼 수 없도록 허용하므로 이러한 물체를 "블랙홀"이라고 부릅니다. 우리는 빛의 반사를 통해서는 블랙홀을 관찰할 수 없으며, 블랙홀의 영향을 받는 주변 물체를 통해서만 블랙홀에 대해 간접적으로 알 수 있습니다. 블랙홀은 특수한 거대 초거성이 붕괴하고 수축하면서 생성된 죽은 별이나 폭발한 가스 구름의 잔재로 추측됩니다.
물리적 관점에서 설명하겠습니다.
블랙홀은 실제로 행성(행성과 유사)이지만 밀도가 매우 높으며 물체가 있습니다. 근처에 있는 사람은 중력에 묶여 있어(지구상의 사람이 날아가지 않은 것처럼) 아무리 빠른 속도로 움직여도 탈출할 수 없습니다. 지구의 경우 2차 우주 속도(11.2km/s)로 비행하면 지구에서 탈출할 수 있지만, 블랙홀의 경우 3차 우주 속도가 너무 커서 빛의 속도를 초과해 빛조차 빠져나올 수 없다. . 그래서 들어오는 빛은 반사되지 않고, 우리 눈에는 아무것도 보이지 않고 검은색만 보입니다.
블랙홀은 눈에 보이지 않기 때문에 일부 사람들은 블랙홀이 실제로 존재하는지 항상 의문을 품어 왔습니다. 만약 정말로 존재한다면 그들은 어디에 있는가?
블랙홀의 생성 과정은 중성자별의 생성 과정과 유사하며, 별의 핵은 자체 무게에 의해 급격히 줄어들며 강력한 폭발이 일어납니다. 핵의 모든 물질이 중성자로 바뀌고 밀도가 높은 행성으로 압축되면 수축 과정이 즉시 중단됩니다. 하지만 블랙홀의 경우 별핵의 질량이 너무 커서 수축과정이 끝없이 계속되기 때문에 중성자 자체가 중력 자체의 인력에 의해 분쇄되어 가루가 되고 남는 것은 상상할 수 없는 밀도. 가까이 다가가는 것은 무엇이든 빨려 들어가고, 블랙홀은 진공청소기처럼 된다
블랙홀의 역학을 이해하고 블랙홀이 어떻게 내부의 모든 것이 빠져나오지 못하게 하는지 이해하려면 우리가 논의해야 할 점은 다음과 같다. 일반상대성이론. 일반 상대성 이론은 아인슈타인이 창안한 중력 이론으로 행성, 별, 블랙홀에 적용됩니다. 1916년 아인슈타인이 제안한 이 이론은 거대한 물체의 존재로 인해 공간과 시간이 어떻게 왜곡되는지 설명합니다. 간단히 말해서, 일반 상대성 이론에서는 물질이 공간을 휘게 하고, 공간의 곡률이 공간을 통과하는 물체의 움직임에 영향을 미친다고 말합니다.
아인슈타인의 모델이 어떻게 작동하는지 살펴보겠습니다. 먼저 시간(공간의 3차원은 길이, 너비, 높이)이 현실 세계의 4차원이라는 점을 고려해보자(일반적인 3차원 이외의 방향을 그리는 것은 어렵지만 최선을 다해 상상해 볼 수는 있다). ). 둘째, 시공간을 거대하고 팽팽한 체조 용 스프링 침대의 표면으로 생각하십시오.
아인슈타인의 이론은 질량이 시공간을 휘게 한다는 것이었습니다. 이 상황을 설명하기 위해 스프링 침대 위에 큰 돌을 놓을 수도 있습니다. 돌의 무게로 인해 조여진 침대가 약간 가라앉게 됩니다. 스프링 침대는 여전히 기본적으로 평평하지만 중심은 여전히 약간 오목합니다. 스프링 베드 중앙에 돌을 많이 놓으면 효과가 더 커져 베드 표면이 더 가라앉게 됩니다. 실제로 돌이 많을수록 스프링 침대가 더 많이 휘어집니다.
마찬가지로 우주에 존재하는 거대한 물체는 우주의 구조를 왜곡시킬 것입니다. 10개의 돌이 1개의 돌보다 스프링 침대의 표면을 더 많이 휘게 하는 것처럼, 태양보다 훨씬 더 질량이 큰 물체는 1 태양 질량 이하의 물체보다 훨씬 더 많은 곡선 공간을 갖습니다.
팽팽하고 평평한 스프링 침대 위에서 테니스 공을 굴리면 직선으로 이동합니다. 반면, 오목한 곳을 통과하면 그 경로는 호 모양이 됩니다. 마찬가지로, 시공간의 평평한 영역을 여행하는 천체는 계속해서 직선으로 이동하는 반면, 곡선 영역을 통과하는 천체는 곡선 궤적을 따라 이동합니다.
이제 블랙홀이 주변 시공간에 미치는 영향을 살펴보겠습니다. 밀도가 매우 높은 블랙홀을 나타내기 위해 용수철 위에 놓인 매우 거대한 돌을 상상해 보십시오. 당연히 돌은 침대 표면에 큰 영향을 미치며, 표면이 휘거나 가라앉을 뿐만 아니라 침대 표면이 부서지는 원인이 될 수도 있습니다. 우주에도 비슷한 상황이 일어날 수 있다. 우주에 블랙홀이 생기면 우주의 구조가 찢겨질 것이다. 시공간 구조의 이러한 단절을 시공간 특이점 또는 특이점이라고 합니다.
이제 블랙홀에서 아무것도 탈출할 수 없는 이유를 살펴보겠습니다. 스프링 침대 위로 굴러가는 테니스 공이 큰 암석으로 형성된 깊은 구멍에 빠지는 것처럼, 블랙홀을 통과하는 물체는 중력 함정에 갇히게 됩니다. 게다가 불운한 물건을 구하기 위해서는 무한한 에너지가 필요하다.
블랙홀에는 아무것도 들어가고 빠져나올 수 없다고 이미 말씀드렸습니다. 그러나 과학자들은 블랙홀이 에너지를 천천히 방출한다고 믿고 있습니다. 영국의 유명한 물리학자 호킹은 1974년 블랙홀의 온도가 0이 아니고 주변 온도보다 높다는 사실을 증명했습니다. 물리학 원리에 따르면 주변보다 온도가 높은 모든 물체는 열을 방출하며 블랙홀도 예외는 아닙니다. 블랙홀은 수백만조 년 동안 계속해서 에너지를 방출합니다. 블랙홀이 방출하는 에너지를 호킹 복사라고 합니다. 블랙홀은 모든 에너지를 소진하고 사라집니다.
시간과 공간 사이의 블랙홀은 시간을 늦추고 공간을 탄력있게 만들며, 그것을 통과하는 모든 것을 삼켜버린다. 1969년 미국 물리학자 존 휠러(John Wheeler)는 이 만족할 줄 모르는 공간을 '블랙홀'이라고 명명했습니다.
블랙홀은 빛을 반사하지 못하기 때문에 눈에 보이지 않는다는 사실은 우리 모두 알고 있습니다. 블랙홀은 우리 마음 속에 멀고 어둡게 보일 수 있습니다. 그러나 영국의 유명한 물리학자 호킹은 블랙홀이 대부분의 사람들이 생각하는 것만큼 검은 것은 아니라고 믿습니다. 과학자들의 관찰에 따르면 블랙홀 주변에는 방사선이 존재하는데, 이는 블랙홀에서 나오는 것일 가능성이 높다. 즉, 블랙홀은 상상만큼 검지 않을 수도 있다. 호킹은 블랙홀에 있는 방사성 물질의 근원이 일종의 실제 입자라고 지적했습니다. 이 입자들은 우주에서 쌍으로 생성되며 일반적인 물리 법칙을 따르지 않습니다. 그리고 이 입자들이 충돌한 후 일부는 광활한 공간 속으로 사라질 것입니다. 일반적으로 말해서, 우리는 이러한 입자가 사라질 때까지 이러한 입자를 볼 기회조차 얻지 못할 수도 있습니다.
호킹은 또한 블랙홀이 생성되면 실제 입자가 쌍으로 나타날 것이라고 지적했습니다. 실제 입자 중 하나는 블랙홀로 빨려 들어가고 다른 하나는 탈출하는 실제 입자 무리가 광자처럼 보입니다. 관찰자에게 탈출하는 실제 입자를 보는 것은 블랙홀에서 나오는 광선을 보는 것과 같습니다.
따라서 호킹의 말을 인용하면 “블랙홀은 상상만큼 검은색은 아니다.” 실제로는 많은 양의 광자를 방출한다.
아인슈타인의 에너지 보존 법칙과 질량 보존 법칙에 따르면. 물체가 에너지를 잃으면 질량도 잃습니다. 블랙홀은 또한 에너지와 질량 보존의 법칙을 따릅니다. 블랙홀이 에너지를 잃으면 블랙홀은 더 이상 존재하지 않습니다. 호킹은 블랙홀이 사라지는 순간 격렬한 폭발이 일어나 수백만 개의 수소폭탄과 맞먹는 에너지를 방출할 것이라고 예측했다.
하지만 기대하며 불꽃놀이를 볼 것이라고 생각하지 마세요. 실제로 블랙홀이 폭발한 후 방출되는 에너지는 매우 커서 신체에 해로울 수 있습니다. 게다가 에너지가 방출되는 시간도 매우 길어서 어떤 것은 100억~200억년 이상 지속되는데, 이는 우리 우주의 역사보다 길며, 에너지가 완전히 소멸되는 데는 수조 년이 걸릴 것이다
< p>" 사람들은 '블랙홀'을 '빅 블랙홀'로 상상하기 쉽지만 그렇지 않습니다. 이른바 '블랙홀'은 중력장이 너무 강해 빛조차 빠져나올 수 없는 천체를 말한다.일반 상대성 이론에 따르면 중력장은 시공간을 휘게 합니다. 별이 매우 크면 중력장이 시공간에 거의 영향을 미치지 않으며 별 표면의 특정 지점에서 방출되는 빛이 어느 방향으로나 직선으로 방출될 수 있습니다. 별의 반경이 작을수록 주변 시공간 곡률에 미치는 영향이 커지며, 특정 각도에서 방출된 빛은 곡선 공간을 따라 별 표면으로 되돌아옵니다.
별의 반지름이 특정 값(천문학에서는 '슈바르츠실트 반지름'이라고 함)보다 작을 경우 수직면에서 방출되는 빛까지 포착됩니다. 이 시점에서 별은 블랙홀이 됩니다.
이를 "검은색"이라고 부르는 것은 어떤 물질이든 일단 떨어지면 빛을 포함하여 더 이상 빠져나올 수 없다는 의미입니다. 사실, 블랙홀은 정말로 "보이지 않는" 존재입니다. 이에 대해서는 잠시 후에 이야기하겠습니다.
그렇다면 블랙홀은 어떻게 형성되는 걸까요? 실제로 백색 왜성과 중성자별처럼 블랙홀도 별에서 진화할 가능성이 높습니다.
별이 노화되면 열핵반응으로 인해 중심의 연료(수소)가 고갈되어 중심에서 생성되는 에너지가 많지 않습니다. 이런 식으로, 더 이상 껍질의 엄청난 무게를 지탱할 만큼 충분한 힘을 갖지 못하게 됩니다. 따라서 외부 껍질의 무거운 압력으로 인해 핵은 붕괴되기 시작하여 마침내 다시 압력과 균형을 이룰 수 있는 작고 밀도가 높은 별을 형성합니다.
질량이 작은 별은 주로 백색왜성으로 진화하는 반면, 질량이 큰 별은 중성자별로 형성될 수 있습니다. 과학자들의 계산에 따르면 중성자별의 전체 질량은 태양 질량의 3배를 넘을 수 없습니다. 이 값을 초과하면 자체 중력과 맞서 싸울 힘이 남아 있지 않아 또 다른 Big Crunch가 발생합니다.
이번에 과학자들의 추측에 따르면 물질은 아주 작은 부피와 큰 밀도의 덩어리가 될 때까지 중심점을 향해 거침없이 행진할 것이다. 그리고 위에서 소개한 것처럼 그 반경이 어느 정도 줄어들면(반드시 슈바르츠실트 반경보다 작아야 함) 거대한 중력으로 인해 빛조차 외부로 방출되지 못하게 되어 별과 외부 세계 사이의 모든 연결이 끊어지게 됩니다. '블랙홀'이 탄생했습니다.
다른 천체에 비해 블랙홀은 너무 특별하다. 예를 들어 블랙홀은 '투명성'을 갖고 있어 사람이 직접 관찰할 수는 없다. 심지어 과학자들조차 그 내부 구조에 대해 다양한 추측을 할 수밖에 없다. 그렇다면 블랙홀은 어떻게 자신을 숨길까요? 대답은 곡선 공간입니다. 우리 모두는 빛이 직선으로 이동한다는 것을 알고 있습니다. 이것이 가장 기본적인 상식이다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 중력장의 영향으로 공간이 휘어집니다. 이때 빛은 여전히 두 점 사이의 최단 거리를 따라 이동하지만 더 이상 직선이 아니라 곡선이 됩니다. 비유적으로 말하면, 빛은 원래 직선으로 나아가려고 했지만 강한 중력에 의해 원래의 방향에서 멀어지게 된 것 같습니다.
지구에서는 중력장의 영향이 작기 때문에 이러한 굽힘이 최소화됩니다. 블랙홀 주변에서는 이러한 공간 변형이 매우 큽니다. 이렇게 하면 블랙홀에 의해 차단된 별이 방출하는 빛의 일부가 블랙홀 속으로 떨어져 사라지더라도, 다른 일부의 빛은 곡선 공간에서 블랙홀을 우회하여 지구에 도달하게 된다. 그러므로 우리는 블랙홀이 존재하지 않는 것처럼 블랙홀 뒤의 별이 빛나는 하늘을 손쉽게 관찰할 수 있다. 이것이 바로 블랙홀의 보이지 않는 현상이다.
더 흥미로운 점은 일부 별은 지구를 향해 빛을 직접 방출할 뿐만 아니라, 다른 방향으로 방출하는 빛도 근처 블랙홀의 강한 중력에 의해 굴절되어 지구에 도달할 수도 있다는 것입니다. . 이런 식으로 우리는 별의 "얼굴"을 볼 수 있을 뿐만 아니라 그 측면과 심지어 뒷면까지 동시에 볼 수 있습니다!
"블랙홀"은 의심할 여지 없이 금세기의 가장 도전적이고 흥미로운 천문학 이론 중 하나입니다. 많은 과학자들이 그 신비를 밝히기 위해 열심히 노력하고 있으며, 새로운 이론이 끊임없이 제안되고 있습니다. 그러나 현대 천체 물리학의 이러한 최신 결과는 여기서 몇 마디 말로 명확하게 설명할 수 없습니다. 관심 있는 친구들은 전문적인 작품을 참고할 수 있습니다.
블랙홀은 구성에 따라 크게 두 가지 범주로 나눌 수 있다. 하나는 암흑에너지 블랙홀이고, 다른 하나는 물리적 블랙홀이다. 암흑에너지 블랙홀은 주로 고속으로 회전하는 거대한 암흑에너지로 구성되어 있으며, 내부에는 거대한 질량이 없습니다. 거대한 암흑에너지는 빛의 속도에 가까운 속도로 회전하며, 그 내부에 거대한 부압이 발생해 물체를 삼켜 블랙홀이 형성된다. 암흑에너지 블랙홀은 은하의 형성은 물론 성단과 은하단의 형성에도 기초가 된다. 물리적 블랙홀은 하나 이상의 천체가 붕괴하여 형성되며 엄청난 질량을 가지고 있습니다. 물리적인 블랙홀의 질량이 은하의 질량보다 크거나 같을 때, 우리는 그것을 특이점 블랙홀이라고 부릅니다. 암흑에너지 블랙홀은 매우 크며 태양계만큼 클 수도 있습니다. 그러나 물리적 블랙홀의 부피는 매우 작으며 특이점으로 줄어들 수 있습니다.
블랙홀 강착
블랙홀은 일반적으로 주변에 가스를 모아 방사선을 생성하기 때문에 발견되는데, 이 과정을 강착이라고 합니다. 고온 가스 방사 열 에너지의 효율성은 강착 흐름의 기하학적 및 동적 특성에 심각한 영향을 미칩니다. 복사 효율이 높은 얇은 디스크와 복사 효율이 낮은 두꺼운 디스크가 관찰되었습니다.
부착 가스가 중앙 블랙홀에 접근함에 따라 이들이 생성하는 방사선은 블랙홀의 회전과 사건 지평선의 존재에 매우 민감합니다. 강착 블랙홀의 측광 및 스펙트럼 분석은 회전하는 블랙홀과 사건의 지평선이 존재한다는 강력한 증거를 제공합니다. 수치 시뮬레이션은 또한 블랙홀을 강착할 때 자주 나타나는 상대론적 제트가 부분적으로 블랙홀의 회전에 의해 구동된다는 것을 보여줍니다.
천체 물리학자들은 중심 중력체 또는 중심 확장 물질 시스템을 향한 물질의 흐름을 설명하기 위해 '강착'이라는 단어를 사용합니다. 강착은 천체 물리학에서 가장 일반적인 과정 중 하나이며 우리 주변의 많은 공통 구조를 담당합니다. 초기 우주에서는 암흑물질에 의해 생성된 중력퍼텐셜 우물의 중심을 향해 가스가 흘러들어가 은하계가 형성되었습니다. 오늘날에도 별은 자체 중력에 의해 가스 구름이 붕괴되고 파편화되고, 주변 가스가 응착되면서 형성됩니다. 지구를 포함한 행성 역시 새로 형성된 별 주위에 가스와 암석이 축적되어 형성됩니다. 그러나 중심 물체가 블랙홀일 때, 강착은 가장 극적입니다.
그러나 블랙홀은 모든 것을 흡수하는 것이 아니라 양성자를 외부로 방출하기도 한다.
블랙홀 폭발
블랙홀은 눈부신 빛을 방출하고 크기가 줄어들거나 폭발할 수도 있습니다. 영국의 물리학자 스티븐 호킹이 1974년에 이 언어를 만들었을 때 전체 과학계는 충격을 받았습니다. 블랙홀은 한때 우주의 최종 정착지로 여겨졌는데, 블랙홀에서는 아무것도 빠져나올 수 없으며, 가스와 별을 삼키고 질량이 증가하므로 구멍의 크기가 증가할 뿐이라는 호킹의 이론은 생각의 비약이다. 그는 영감을 받아 일반 상대성 이론과 양자 이론을 결합했습니다. 그는 블랙홀 주변의 중력장이 블랙홀의 에너지와 질량을 소비하면서 에너지를 방출한다는 것을 발견했습니다. 이 "호킹 복사"는 대부분의 블랙홀에서는 무시할 수 있는 반면, 작은 블랙홀은 블랙홀이 폭발할 때까지 매우 빠른 속도로 에너지를 방출합니다.
줄어드는 경이로운 블랙홀
빌린 에너지를 갚지 않고 입자가 블랙홀에서 빠져나오면 블랙홀도 중력장에서 같은 양의 에너지를 잃습니다. 공식 E=mc^2는 에너지 손실로 인해 질량 손실이 발생함을 보여줍니다. 따라서 블랙홀은 더 가벼워지고 작아질 것이다.
파괴될 때까지 끓인다
모든 블랙홀은 증발하지만, 대형 블랙홀은 끓는 속도가 더 느리고 방사선이 매우 약하여 감지하기 어렵습니다. 그러나 블랙홀이 작아질수록 이 과정은 가속화되고 결국 통제 불능 상태가 됩니다. 블랙홀이 약해지면 중력도 더욱 가파르게 변하여 더 많은 탈출 입자가 생성되고 블랙홀에서 더 많은 에너지와 질량이 빼앗겨갑니다. 블랙홀은 점점 더 빠르게 팽창하여 증발 속도가 점점 빨라지고, 주변의 후광은 더 밝고 뜨거워지며 온도가 10^15℃에 도달하면 블랙홀은 폭발하여 파괴됩니다.
블랙홀에 관한 기사:
인류는 고대부터 푸른 하늘로 날아가는 꿈을 꾸어왔지만 그 푸른 하늘 너머에 거대한 검은 공간이 있다는 사실은 아무도 모릅니다. . 이 공간에는 빛과 물과 생명이 있습니다. 우리의 아름다운 지구도 그중 하나입니다. 우주는 다채롭지만 위험도 가득합니다. 소행성, 적색거성, 초신성 폭발, 블랙홀...
블랙홀은 이름에서 알 수 있듯이 눈에 보이지 않는 초인력을 지닌 물질이다. 아인슈타인과 호킹이 추측과 이론을 통해 이러한 물질의 존재를 추론한 이후, 과학자들은 지구가 멸망하지 않도록 끊임없이 탐구하고 탐구해 왔습니다.
어쩌면 블랙홀과 지구 멸망 사이의 관계가 무엇인지 궁금해하실 것입니다. 내가 말해두는데, 거기에는 큰 연관성이 있고, 일단 그를 알게 되면 이해하게 될 것입니다.
블랙홀은 실제로 질량이 매우 큰 물질 덩어리이며, 그 중력은 매우 강하여(지금까지 더 큰 중력을 가진 물질이 발견되지 않음) 깊은 우물을 형성합니다. 질량과 밀도가 극도로 높은 별들의 지속적인 붕괴로 형성되며, 별 내부의 물질 핵이 극도로 불안정한 변화를 겪게 되면 '특이점'이라 불리는 고립점이 형성됩니다. (자세한 내용은 아인슈타인의 일반상대성이론을 참조하세요.) . 그것은 지평선으로 들어오는 모든 물질을 빨아들일 것이며, 거기에서 (빛을 포함하여) 아무것도 빠져나올 수 없습니다. 그는 특정한 모양이 없으며 주변 행성의 방향에 따라 그 존재를 판단할 수 있습니다.
신비로움 때문에 겁에 질려 비명을 지를 수도 있지만, 사실 크게 걱정할 필요는 없다. 강한 매력을 갖고 있지만, 동시에 멀리 떨어져 있어도 위치를 판단하는 중요한 증거이기도 하다. 멀리 지구의 매우 가까운 물질이 영향을 미칠 때, 그 "형식적 경계"는 그 당시 우리로부터 아직 멀리 떨어져 있기 때문에 우리는 그것을 저장할 시간이 충분합니다. 더욱이 대부분의 별은 붕괴된 후 중성자별이나 백색왜성이 됩니다. 그러나 이것은 우리가 경계심을 늦출 수 있다는 것을 의미하지 않으며(다음 순간에 우리가 빨려 들어갈지 누가 알겠는가?), 이것이 인간이 그것을 연구하는 이유 중 하나입니다.
그의 무서운 매력은 알게 됐지만, 빨려 들어가는 게 어떤 것인지는 아무도 모른다. 학자들과 과학자들 역시 이에 대해 동의하지 않으며 서로 다른 의견을 가지고 있습니다. 어떤 사람들은 그가 흡입하는 물질이 파괴될 것이라고 믿습니다. 어떤 사람들은 블랙홀이 다른 우주로 가는 통로라고 믿습니다. 흡입한 후에 무슨 일이 일어날지 우리는 모릅니다. 어쩌면 흡입한 물질만 이해할 수도 있습니다!
블랙홀은 우주의 수백만 가지 신비 중 하나일 뿐이지만 그 비밀 중 몇 가지만 탐구하는 데는 알 수 없는 시간이 걸렸습니다. 한 세대의 힘은 제한되어 있습니다. 우리가 힘을 합친다면, 우리와 우리 후손들이 머지않아 블랙홀은 물론 우주 전체의 신비를 완전히 밝혀낼 수 있을 것이라고 믿습니다.
별, 백색왜성, 중성자별, 쿼크별, 블랙홀은 순서대로 5가지 밀도를 갖는 별이다. 물론 블랙홀은 물질의 궁극적인 형태이다. 블랙홀, 빅뱅이 일어날 것입니다. 에너지가 방출된 후에는 새로운 주기에 들어갑니다.
또한 블랙홀은 네트워크에서 이메일 메시지가 손실되거나 유즈넷 공지사항이 사라지는 장소를 말합니다.
블랙홀이라는 용어가 만들어진 것은 얼마 되지 않았다. 적어도 200년 전의 사상을 생생하게 묘사하기 위해 미국의 과학자 존 휠러가 1969년에 만든 이름이다. 당시 세상에는 빛에 관한 두 가지 이론이 있었습니다. 하나는 뉴턴이 지지한 빛의 입자론이고, 다른 하나는 빛의 파동이론이었습니다. 이제 우리는 둘 다 실제로 사실이라는 것을 알고 있습니다. 양자역학의 파동-입자 이중성으로 인해 빛은 파동이자 입자로 간주될 수 있습니다. 빛의 파동 이론에서는 빛이 중력에 어떻게 반응하는지 불분명합니다. 그러나 빛이 입자로 구성되어 있다면 포탄, 로켓, 행성처럼 중력의 영향을 받을 것으로 예상할 수 있습니다. 처음에는 빛 입자가 무한히 빠르게 움직이므로 중력이 속도를 늦출 수 없다고 생각했지만 Roehmer가 발견한 빛의 유한 속도는 중력이 중요한 영향을 미칠 수 있음을 보여주었습니다.
1783년 케임브리지 교육감 존 미첼(John Mitchell)은 이러한 가정에 기초하여 "런던 왕립학회의 철학적 거래"라는 글을 발표했습니다. 그는 충분한 질량과 밀도를 가진 별은 빛조차 빠져나올 수 없을 만큼 강력한 중력장을 가질 것이라고 지적했습니다. 별 표면에서 방출된 모든 빛은 별이 돌아오는 거리에 도달하기 전에 별의 중력에 이끌리게 됩니다. Mitchell은 그러한 별이 많이 있을 수 있으며, 그 별에서 나오는 빛이 우리에게 도달하지 않기 때문에 그것을 볼 수는 없지만 여전히 중력의 당기는 느낌을 느낄 수 있다고 제안했습니다. 이것이 바로 우리가 블랙홀이라고 부르는 것입니다. 말 그대로 우주의 검은 공허입니다. 몇 년 후, 프랑스 과학자 Marquis de Laplace는 분명히 Michel과 유사한 아이디어를 독립적으로 제안했습니다. Laplace가 자신의 저서 The System of the World의 첫 번째 및 두 번째 판에만 이 아이디어를 포함하고 이후 판에서는 생략했다는 점은 매우 흥미롭습니다. 아마도 이것이 어리석은 개념이라고 생각했을 것입니다. (그리고 19세기에는 빛의 입자론이 유행하지 않게 되었고, 파동이론으로 모든 것이 설명될 수 있을 것 같았고, 파동이론에 따르면 빛이 중력의 영향을 받는지도 불분명했습니다.)
사실 빛의 속도는 고정되어 있기 때문에 뉴턴의 중력 이론에서 빛을 대포알처럼 취급하는 것은 매우 일관성이 없습니다. (땅에서 발사된 대포알은 중력으로 인해 속도가 느려지고 마침내 상승을 멈추고 땅으로 돌아옵니다. 그러나 광자는 일정한 속도로 계속 위쪽으로 계속 올라가야 하는데, 뉴턴의 중력은 빛에 어떤 영향을 미칠까요?) 1915년까지 아인슈타인은 이전에 제안했습니다. 일반 상대성 이론에서는 중력이 빛의 조정에 어떤 영향을 미치는지에 대한 이론이 없었습니다. 거대한 별에 대한 이 이론의 의미가 이해되기까지는 오랜 시간이 걸렸습니다.
블랙홀이 어떻게 형성되는지 이해하려면 먼저 별의 생애주기를 이해해야 합니다.
처음에는 많은 양의 가스(주로 수소)가 자체 중력에 이끌려 스스로 붕괴하기 시작하여 별을 형성합니다. 수축함에 따라 가스 원자는 점점 더 자주, 더 빠른 속도로 서로 충돌하여 가스의 온도가 상승합니다. 결국 가스는 너무 뜨거워져 수소 원자가 충돌할 때 더 이상 튕겨나가지 않고 합쳐져 헬륨을 형성합니다. 통제된 수소폭탄 폭발처럼, 반응에서 방출되는 열은 별을 빛나게 합니다. 이렇게 추가된 열은 중력의 균형을 맞추기에 충분할 때까지 가스의 압력을 증가시키며, 이 시점에서 가스는 수축을 멈춥니다. 그것은 풍선과 약간 비슷합니다. 풍선을 부풀리려는 내부 기압과 풍선을 수축시키려는 고무의 장력 사이에 균형이 있습니다. 핵반응과 중력 인력으로 인해 발생하는 열의 균형으로 인해 별은 오랜 기간 동안 이 균형을 유지할 수 있습니다. 그러나 결국 별은 수소와 기타 핵연료를 모두 소모하게 됩니다. 이것은 큰 실수처럼 보일 수 있지만 사실이 아닙니다. 초기에 별에 연료가 많을수록 더 빨리 연소됩니다. 별의 질량이 클수록 중력에 저항하려면 더 뜨거워져야 하기 때문입니다. 그리고 날씨가 더울수록 연료가 더 빨리 소모됩니다. 우리 태양은 앞으로 50억년 정도 더 태울 수 있는 충분한 에너지를 가지고 있지만, 더 무거운 별들은 우주의 나이보다 훨씬 짧은 1억년 안에 연료를 다 써버릴 수 있습니다. 별의 연료가 떨어지면 냉각되어 수축되기 시작합니다. 다음에 일어난 일은 2020년대 후반이 되어서야 처음으로 이해되었습니다.
1928년 인도의 대학원생인 사라마니안 찬드라세카르(Saramanian Chandrasekhar)는 영국의 천문학자 아서 에딩턴 경(가정의 일반 상대성 이론가) 연구를 위해 배를 타고 영국 케임브리지로 왔다. (기록에 따르면 1920년대 초 한 기자는 에딩턴에게 세계에서 단 세 사람만이 일반 상대성 이론을 이해하고 있다는 말을 들었다고 말했습니다. 에딩턴은 잠시 멈춘 후 이렇게 대답했습니다. "나는 이 세 번째 사람을 생각하고 있었습니다. 누구입니까?") 인도에서 영국까지 여행하면서 찬드라세카르는 별이 연료를 모두 소진한 후에도 자체 중력에 맞서 얼마나 큰 별이 계속해서 스스로를 유지할 수 있는지 계산했습니다. 아이디어는 별이 작아질수록 물질 입자가 서로 매우 가까워지고 Pauli 배제 원리에 따르면 속도가 매우 다르다는 것입니다. 이로 인해 그들은 서로 떨어져 퍼지고 별을 확장하려고 시도합니다. 별은 생애 초기에 중력이 열과 균형을 이루는 것과 마찬가지로 중력 효과와 배제 원리로 인한 반발력의 균형을 유지함으로써 반경을 일정하게 유지할 수 있습니다.
그러나 찬드라세카르는 배제의 원리가 제공할 수 있는 반발력에는 한계가 있음을 깨달았다. 별의 입자의 최대 속도 차이는 빛의 속도에 대한 상대성에 의해 제한됩니다. 이는 별이 충분히 조밀해지면 배제 원리에 의해 발생하는 반발력이 중력보다 작아진다는 것을 의미합니다. Chandrasekhar는 태양 질량의 약 1.5배에 해당하는 차가운 별은 자체 중력에 맞서 스스로를 지탱할 수 없다고 계산했습니다. (이 질량은 현재 찬드라세카르 한계라고 불립니다.) 소련 과학자 레프 다비도비치 란다우(Lev Davidovich Landau)도 비슷한 시기에 비슷한 발견을 했습니다.
이는 거대 스타들의 최후 운명에 큰 의미를 갖는다. 별의 질량이 찬드라세카르 한계보다 작다면 결국 수축을 멈추고 반경이 수천 마일이고 밀도가 입방인치당 수백 톤에 달하는 "백색 왜성"이 됩니다. 백색 왜성은 물질 내 전자 사이의 반발 원리에 의해 뒷받침됩니다. 우리는 이러한 백색 왜성을 다수 관찰합니다. 가장 먼저 관측된 것은 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스를 공전하는 별이었다.
랜도는 별이 가질 수 있는 또 다른 최종 상태가 있다고 지적했습니다. 그것의 최종 질량은 태양 질량의 약 1~2배이지만, 그 부피는 백색 왜성보다 훨씬 작습니다. 이 별들은 전자 사이가 아닌 중성자와 양성자 사이의 배제 원리 반발에 의해 뒷받침됩니다. 이것이 바로 중성자별이라고 불리는 이유입니다. 반경은 약 10마일에 불과하고 밀도는 입방인치당 수억 톤에 불과합니다. 중성자별이 처음 예측되었을 때는 이를 관찰할 방법이 없었습니다. 사실, 그들은 훨씬 나중에야 관찰되었습니다.
반면, 찬드라세카르 한계보다 더 무거운 별은 연료가 부족할 때 큰 문제를 야기합니다. 특정 상황에서 폭발하거나 분출되어 자체 질량을 한계 이하로 줄일 수 있을 만큼 물질이 방출됩니다. 치명적인 중력 붕괴를 피하십시오. 하지만 별이 아무리 커도 이런 일이 일어날 것이라고 믿기 어렵습니다.
살이 빠졌다는 걸 어떻게 알 수 있나요? 모든 별이 붕괴를 피할 만큼 충분한 무게를 잃더라도 백색왜성이나 중성자별에 더 많은 질량을 추가하여 한계를 초과하면 어떻게 될까요? 무한한 밀도로 붕괴될 것인가? Eddington은 이에 충격을 받았으며 Chandrasekhar의 결과를 믿지 않았습니다. 에딩턴은 별이 한 점으로 붕괴하는 것은 불가능하다고 믿었습니다. 이것은 대부분의 과학자들의 견해입니다. 아인슈타인 자신은 별의 부피가 0으로 줄어들지 않는다고 선언하는 논문을 썼습니다. 다른 과학자들, 특히 그의 전 스승이자 항성 구조의 주요 권위자인 에딩턴(Eddington)의 적대감으로 인해 찬드라세카르는 이 연구를 포기하고 성단의 움직임과 같은 다른 천문학적 문제를 연구하게 되었습니다. 그러나 그는 차가운 별의 질량 한계에 대한 초기 연구로 적어도 부분적으로 1983년 노벨상을 수상했습니다.
찬드라세카르는 배제 원리가 찬드라세카르 한계보다 질량이 큰 별이 붕괴하는 것을 막을 수는 없다고 지적했다. 하지만 일반상대성이론에 따르면 그러한 별은 어떻게 될까요? 이 문제는 1939년 젊은 미국인 로버트 오펜하이머(Robert Oppenheimer)에 의해 처음 해결되었습니다. 그러나 그가 얻은 결과는 당시의 망원경으로 관찰해도 더 이상 결과가 나오지 않는다는 것을 보여주었습니다. 나중에 제2차 세계대전의 간섭으로 인해 오펜하이머 자신도 원자폭탄 프로젝트에 매우 밀접하게 관여하게 되었습니다. 전쟁 후 대부분의 과학자들이 원자 및 핵 규모의 물리학에 관심을 가지게 되면서 중력 붕괴 문제는 거의 잊혀졌습니다. 그러나 1960년대에 현대 기술의 적용으로
그림 6.1은 천문 관측의 범위와 횟수가 크게 증가하여 천문학과 우주론에 대한 사람들의 관심이 다시 불붙었다.
대규모 관심 질문 . 오펜하이머의 작품은 일부 사람들에 의해 재발견되어 대중화되었습니다.
이제 오펜하이머의 작업 사진이 있습니다. 별의 중력장이 빛의 경로를 변경하여 별이 없는 원래 경로와 다르게 만듭니다. 빛 원뿔은 빛이 꼭대기에서 방출된 후 공간과 시간을 통해 이동하는 경로를 나타냅니다. 원뿔 모양의 빛은 별 표면 근처에서 안쪽으로 약간 휘어지며, 이러한 휘어짐은 일식이 일어나는 동안 먼 별에서 나오는 빛을 관찰할 때 볼 수 있습니다. 별이 수축함에 따라 표면의 중력장이 강해지고 빛이 안쪽으로 더 많이 편향되어 빛이 별에서 탈출하기가 더 어려워집니다. 멀리 있는 관찰자에게는 빛이 더 어두워지고 붉어집니다. 마지막으로, 별이 특정 임계 반경까지 줄어들면 표면의 중력장이 너무 강해져서 빛의 원뿔이 안쪽으로 휘어져 빛이 더 이상 빠져나올 수 없게 됩니다(그림 6.1). 상대성 이론에 따르면 빛보다 빠른 것은 아무것도 없습니다. 이런 식으로 빛이 빠져나오지 못하면 다른 것들은 중력에 의해 뒤로 끌려가게 됩니다. 즉, 빛이나 그 어떤 것도 탈출하여 멀리 있는 관찰자에게 도달하는 것이 불가능한 사건의 집합이나 시공간 영역이 있는 것이다. 이제 우리는 이 영역을 블랙홀이라고 부르고 그 경계를 사건의 지평선이라고 부르는데, 이는 블랙홀에서 빠져나올 수 없는 빛의 궤적과 일치합니다.
별이 붕괴하고 블랙홀이 형성되는 것을 볼 때, 보고 있는 것을 이해하려면 상대성 이론에는 절대 시간이 없다는 점을 기억하세요. 각 관찰자는 자신만의 시간 측정 방법을 가지고 있습니다. 별의 중력장으로 인해 별에 있는 사람의 시간은 멀리 있는 사람의 시간과 다릅니다. 별과 함께 안쪽으로 붕괴되는 붕괴하는 별의 표면에 용감한 우주비행사가 있다고 가정해 보십시오. 그의 시계에 따르면 별 주위를 도는 우주선에 매초마다 신호가 전송됩니다. 그의 시계의 특정 순간, 예를 들어 11시에는 별이 임계 반경으로 줄어들었고 중력장이 너무 강해서 아무것도 탈출할 수 없었고 그의 신호는 더 이상 우주선에 도달할 수 없었습니다. 11시에 도착했을 때, 우주선에 있던 그의 파트너는 우주비행사가 보낸 일련의 신호 사이의 시간 간격이 점점 더 길어지고 있음을 발견했습니다. 그러나 이 효과는 10:59:59 이전에는 매우 작았습니다. 그들은 10:59:58과 10:59:59에 전송된 신호 사이에 1초보다 조금 더 기다려야 하는 반면, 11시에 전송된 신호에는 무한정 더 오래 기다려야 합니다. 우주비행사의 시계에 따르면, 우주선의 관점에서 보면 10시 59분 59초에서 11시 사이에 광파가 별 표면에서 방출되고, 광파는 무한한 시간 간격으로 퍼집니다.
우주선에서 이 빛의 파장을 수신하는 사이의 시간 간격이 점점 길어지면서 별에서 나오는 빛이 더 붉고 희미해집니다. 결국 별은 너무 흐릿해져서 우주에서는 더 이상 우주선에서 볼 수 없게 됩니다. 남은 것은 우주의 블랙홀이었다. 그러나 별은 계속해서 우주선에 동일한 중력을 가해 우주선이 블랙홀 주위를 계속 공전하게 만듭니다.
그러나 다음과 같은 문제로 인해 위의 시나리오는 완전히 현실적이지 않습니다. 별에서 멀어질수록 중력은 약해지기 때문에 이 용감한 우주비행사의 발에 가해지는 중력은 항상 그의 머리에 가해지는 중력보다 더 컸습니다. 별이 임계 반경까지 줄어들어 사건의 지평선이 형성되기 전에, 이 힘의 차이는 이미 우리 우주비행사를 스파게티처럼 늘렸거나 심지어 찢어버렸습니다! 그러나 우리는 은하의 중심 지역과 같이 중력 붕괴를 겪어 블랙홀을 생성하는 훨씬 더 거대한 물체가 우주에 존재한다고 믿습니다. 실제로 임계 반경에 도달하면 이상한 느낌이 들지 않으며, 다시 돌아오지 못하는 지점을 지나도 전혀 눈치채지 못합니다.