2. 블랙홀의 생성과정
 

2.1 블랙홀이란 무엇인가

블랙홀은 블랙홀의 표면이라고 할 수 있는 '사건의 지평면(event horizon)'과, 내부 구조에는, 중앙에 밀도가 무한대인 '특이점(singulaity)'이 있고 다른 곳에는 물질이 없는 아주 간단한 형태를 가지고 있다.

별이 공 모양을 유지하고 있는 것은 중력에 의한 인력과 핵융합반응에 의한 척력(압력)이 평형을 이룰 때 가능하다. 이 압력은 한계가 있으나 중력은 무한히 강해질 수 있다. 중력이 매우 강한 별이 이 균형이 깨어지게 되고 결국 중력붕괴를 일으키면서 수축을 계속하게 되고, 마지막엔 한 점으로 집중하게 된다. 이 점은 밀도나 중력의 세기가 모두 무한대가 되는데, 이점을 '특이점' 이라 한다.

중력이 붕괴되는 동안 강한 중력에 의해  공간은 변형되며, 시간의 흐름은 느려진다. 또 별의 표면에서 방출되는 빛의 파장은 느려져서 적색이동을 하게 된다. 결국 별의 지름이 어느 값(슈바르츠실트 반지름)에 이르면 빛의 파장은 무한대가 되어 우리의 눈으로는 관측할 수 없게 된다.

슈바르츠실트 반지름의 안쪽과 바깥쪽은 매우 다르다. 수축하는 별의 반지름이 슈바르츠실트의 반지름보다 작게 되면, 별의 표면에서 나오는 빛은 슈바르츠실트 반지름의 바깥쪽에는 도달할 수 없게 된다. 외부에서는 물질이나 빛이 자유로이 블랙홀 안쪽으로 들어갈 수 있으나, 내부에서는 빛조차도 밖으로 나올 수 없는 '사상의 지평면'이 생긴다. 이 사상의 지평면보다 안쪽을 블랙홀이라 한다.

시간과 공간의 역전
 

사상의 지평면의 안과 밖에서는 시간과 공간의 의미가 달라진다. 사상의 지평면 밖의 시간은 미래를 향해 달릴 뿐, 멈추거나 과거로 향하게 할 수는 없다. 한편 블랙홀의 내부에서는 모든 것이 특이점을 향해 진행할 뿐 특이점으로부터 멀어진다는 것은 불가능하다. 즉, 특이점으로부터 거리(공간)가 시간의 역할을 하게 된다.

2.2  블랙홀은 어떻게 만들어지는가

 

블랙홀의 형성과정을 이해하기 위해서는, 우선 별의 생명의 주기를 이해해야 한다.

별의 진화

1. 별의 형성 시작.    엄청난 양의 가스(대부분 수소---원시성(原始星) 구름)가 자체의 인력 때문에 스스로 붕괴하기 시작하면서 별이 형성.

2. 내부온도 상승.    가스가 수축하면서, 가스원자들은 점점 더 자주 충돌을 일으키게 되고 충돌속도는 더 빨라지게 된다.---이 과정에서 가스는 가열.

3. 핵융합반응.         결국 가스는 수소 원자들이 충돌했을 때 더 이상 서로를 밀어내지 못할 정도의 높은 온도(1천만도)에 이르게 되고, 이 때 수소원자들이 융합하여 헬륨이 형성된다. 이 반응은 수소폭탄의 폭발과 비슷한데, 이때 방출된 에너지(열)은 별을 빛나게 만든다.

4수소 원자핵-> 헬륨 원자핵 핵융합반응


4개의 양성자 질량과 헬륨 원자핵 질량 사이에는 작은 차이가 있고, 그 질량 차이가 유명한 아인슈타인의 공식 에 의해 에너지로 바뀌게 된다.

4. 가스 수축 정지.       이때 이 추가적인 열은 인력과 균형을 이룰 때까지 가스의 압력을 증가시키고, 마침내 가스의 수축은 정지하게 된다.
별들은 이런 상태로 핵반응에서 나오는 열과 중력의 인력이 균형을 이루면서 상당히 오랜 기간동안 안정을 유지할 것이다.

5. 핵연료 완전 소모.   결국 별은 수소를 비롯한  다른 핵연료를 모두 소모하게 된다.  이때 별이 처음 생성될 때 더 많은 연료를 가지고 있을수록  더 빨리 연료를 소비한다. 왜냐하면 별의 질량이 더 클수록 중력의 인력과 균형을 이루기 위해서 더 뜨거워질 필요가 있기 때문이다. 또한 더 높은 온도는 더 빠르게 연료를 소모시킨다.
별이 연료를 모두 사용하면, 냉각되면서 수축한다.
 

그럼, 이제 이 항성에 어떤 일이 일어나는가
 

어떤 별이 연료를 모두 태운 후에 자체 중력을 지탱할 수 있는 크기가 어느 정도일까? 이 문제에 대한 답은 수브라마냔 찬드라세카르에 의해 계산되어졌다.

어떤 별이 연료를 모두 태운 후의 운명은, 최종 단계에서 별의 질량에 따라 달라진다.

1. 백색왜성.       질량이 태양의 1.4배(찬드라세카르 한계, Chandrasekhar limit) 이내인 가벼운 별은, 바깥 층의 에너지를 모두 방출하고 나면 지구 크기의 백색왜성이 되어 조용히 식어간다.
자세히             

2. 중성자별.       질량이 태양의  1.4배에서 3배가 되는 대질량 별은, 다 타 버리면 무게를 견디지 못하고 찌부러지고 만다. 이 별의 중력붕괴는 중성자로 이루어진 중심핵이 생기면 갑자기 정지되어, 결국 초신성 폭발을 일으킨다. 폭발 후에는 반지름이 10km 정도인 초고밀도의 중성자별로 남게 된다.

3. 블랙홀.          태양 질량의 3배 이상인 거대질량의 별도, 대질량의 별과 같이 중력붕괴를 일으킨다. 그러나 거대한 질량 때문에 폭발은 일으키지 �方� 수축만을 계속한다. 수축할 수록 중력이 강해지게 되므로 수축은 대단히 빠르게 진행된다. 그 결과 마침내 블랙홀을 형성하게 된다.

별의 질량(), 태양의 질량( ) 일 때,

  ① ⇒ 백색왜성
  ② ⇒ 중성자별
  ③ ⇒ 블랙홀

 만약에 지구가 블랙홀이 되려면 반경 6,400Km→1cm,
 태양이 블랙홀이 되려면 반경 700,000 Km → 3 Km로 압축되어야 하므로 현재의 지구상에서 느끼는 중력의 크기로 미루어 볼 때, 이것이 블랙홀이 될 경우 중력장의 크기를 상상할 수 있다.

태양을 비롯한 별들은 수소의 핵융합으로 에너지를 방출하고 있다. 연료가 떨어지면 별은 자신의 무게로 자꾸만 수축해 간다.

블랙홀은 세가지 물리량밖에 없는 단순한 천체이다.

블랙홀은 태양의 20-30배 이상의 질량을 가진 별의 잔해에서 탄생한다. 진화의 최종단계를 맞이한 질량이 큰 별은 초신성 폭발을 일으킨다. 그때 별의 중심부는 순간적으로 안쪽을 향해 수축하며, 자신의 중력에 의해 한 점으로 오무라든다. 이것을 '특이점(特異點)'이라 하는데, 이 점의 밀도는 무한대이다.

특이점 주위에서는 중력도 굉장히 크다. 더구나 특이점 주위의 어떤 영역 안쪽에서는 막대한 중력 때문에  빛마저 탈출하지 못하게 된다. 빛이 탈출하지 못하는 이 영역의 경계면을 '사상(事象)의 지평면(event horizon)'이 한다. 안으로는 들어갈 수 있으나 밖으로는 어떠한 물질도 빠져 나갈 수 없는 이 사상의 지평면 안이 바로 블랙홀이다.

블랙홀은 특이점과 그것을 둘러싸는 사상의 지평면만으로 형성된 극히 단순한 천체이다. 특이점을 제외하면 지평면 내에는 아무 것도 존재하지 않는다. 그러므로 어떤 블랙홀을 다른 블랙홀과 구별할 수 있는 성질은 질량, 각운동량 그리고 전하뿐이다.

블랙홀의 종류

블랙홀은 질량, 각운동량, 전하, 이 세가지 물리량만을 가지므로, 그 조합에 의하면 4종류의 블랙홀을 생각할 수 있다.

No-hair theorem (대머리 정리)

중력붕괴로써 블랙홀이 된 후 남아있는 정보는 M(질량), Q(전하량), J(각운동량) 등 세 개에 한정되어 있고 다른 정보는 결코 얻을 수 없는 블랙홀의 정보 결핍 현상.