빛조차도 끊어지지 않음으로 '블랙'홀이라는 이름이 붙습니다.

블랙홀의 신비

블랙홀은 가장 빠른 속도로 움직이는 입자도 빠져나가지 못하도록 중력이 극단적인 공간입니다. 칼 슈바르츠실트라는 독일 물리학자이자 천문학자는 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 정확한 해결책을 제시한 후 1915년 블랙홀의 현대 버전을 제안했습니다. 슈바르츠실트는 질량이 무한히 작은 지점으로 압착될 수 있음을 깨달았습니다. 이로 인해 주위의 시공간이 구부러져서 광자조차도 빛의 곡률을 벗어날 수 없었습니다. 블랙홀의 망각으로의 미끄러짐은 오늘날 사건의 지평선으로 불리며, 이 경계와 무한한 밀도 사이의 거리, 즉 특이점은 슈바르츠실트의 이름을 따서 명명되었습니다. 이론적으로 모든 질량은 계산할 수 있는 슈바르츠실트의 반지름을 갖습니다. 태양의 덩어리가 무한히 작은 점으로 압착되면, 반경이 3킬로미터(약 2마일) 미만인 블랙홀을 형성하게 됩니다. 마찬가지로, 지구의 질량은 슈바르츠실트 반지름이 몇 밀리미터에 불과하여 블랙홀이 대리석보다 크지 않습니다. 수십 년 동안 블랙홀은 일반적인 상대성 이론의 이국적인 특성이었습니다. 중성자별과 같은 다른 극단적인 천체가 발견됨에 따라 물리학자들은 자신의 존재에 대한 확신을 가지게 되었습니다. 오늘날 대부분의 은하들은 그 핵심에 괴물 같은 블랙홀이 있다고 믿어집니다. 일반적으로 태양의 질량보다 적어도 3배 큰 질량을 가진 별은 연료가 고갈되면 극단적인 중력 붕괴를 겪을 수 있다는 것이 일반적으로 인정됩니다. 한정된 부피의 질량이 너무 많기 때문에 집단의 중력은 일반적으로 원자의 빌딩 블록이 같은 공간을 차지하지 못하게 하는 규칙을 극복합니다. 이 모든 밀도는 블랙홀을 만듭니다. 두 번째 유형의 소형 블랙홀은 절대 관찰되지 않았지만 가정되었습니다. 그들은 초기 우주의 진공이 인플레이션으로 알려진 사건에서 급격히 팽창하여 고밀도 지역이 붕괴될 때 형성되었다고 생각됩니다. 원시 블랙홀이라고 불리는 이 원자들은 질량이 더 작지만, 지구의 질량과 거의 비슷할 것입니다. 블랙홀에는 3개의 "레이어"가 있습니다. 외부 및 내부 이벤트 지평과 특이성입니다. 블랙홀의 이벤트 수평선은 블랙홀 입구 주변의 경계로 과거에는 빛이 빠져나갈 수 없습니다. 파티클이 이벤트 지평선을 넘어서면 떠날 수 없습니다. 중력은 이벤트 기간 동안 일정합니다. 물체의 질량이 있는 블랙홀의 내부 영역은 블랙홀의 질량이 집중되는 시공간의 단일 지점인 특이점이라고 합니다. 과학자들은 우주에서 별과 다른 물체를 볼 수 있는 방식으로 블랙홀을 볼 수 없습니다. 대신에 천문학자들은 먼지와 가스가 밀집된 생물로 유입될 때 블랙홀에서 방출되는 방사선을 감지해야 합니다. 그러나 은하의 중심에 있는 초거대 블랙홀은 주위의 두꺼운 먼지와 가스에 의해 막힐 수 있으며, 이로 인해 스텔라 방출이 차단될 수 있습니다. 때때로, 물질이 블랙홀을 향하여 끌어 당겨짐에 따라, 그것은 사건의 지평선에서 빠져나와서, 모로 잡아당기지 않고 바깥쪽으로 던져집니다. 거의 상대적인 속도로 이동하는 밝은 재료 제트가 생성됩니다. 블랙홀은 보이지 않지만, 이 강력한 제트기는 멀리서도 볼 수 있습니다. 2019년에 출시된 M87의 블랙홀에 대한 사건지평선망원경 이미지는 놀라운 노력이었으며 이미지를 촬영한 후에도 2년간의 연구가 필요했습니다. 전 세계 여러 관측소에 걸쳐있는 망원경의 협업으로 인터넷으로 전송하기에는 너무 큰 데이터가 생성되기 때문입니다. 시간이 지남에 따라 연구자들은 다른 블랙홀을 이미지화하고 물체가 어떻게 보이는지에 대한 저장소를 만들 것으로 기대합니다. 다음 목표는 아마도 우리 은하의 중심에 있는 블랙홀인 궁수자리 A일 것입니다. 2019년 연구에 따르면, 궁수자리 A는 예상보다 조용하기 때문에 흥미롭습니다. 그 해의 또 다른 연구에 따르면 시원한 가스 후광이 궁수자리 A를 둘러싸고 있어 블랙홀 주변의 환경에 대한 전례 없는 통찰력을 제공합니다. 2015년 레이저 간섭계 중력파 천문대를 사용하는 천문학자들은 별의 블랙홀을 합쳐서 중력파를 감지했습니다. "우리는 태양 질량이 20보다 큰 항성 블랙홀의 존재에 대한 추가 확인을 했습니다. 이것은 라이고가 탐지하기 전에 우리가 알지 못했던 물체입니다." 라이고 과학협력단의 대변인인 데이비드 슈마커는 성명서에서 말했습니다. 라이고의 관찰은 블랙홀이 회전하는 방향에 대한 통찰력도 제공합니다. 두 개의 블랙홀이 서로 나선형이므로 같은 방향이나 반대 방향으로 회전할 수 있습니다. 이진 블랙홀이 어떻게 형성되는지에 대한 두 가지 이론이 있습니다. 첫 번째는 함께 태어나서 거의 동시에 폭발하여 죽은 두 개의 별에서 이진 형태의 두 개의 블랙홀이 거의 동시에 존재함을 시사합니다. 동반자별은 서로 같은 회전 방향을 가졌으므로 남은 두 개의 검은 구멍도 마찬가지입니다. 두 번째 모델에서는 별 모양의 클러스터의 블랙홀이 클러스터의 중앙으로 가라앉아 짝을 이룹니다. 이 컴패니언은 서로 비교할 때 임의의 스핀 방향을 갖습니다. 스핀 방향이 다른 컴패니언 블랙홀에 대한 라이고의 관찰은 이러한 형성 이론에 대한 강력한 증거를 제공합니다. 라이고 핸퍼드 천문대에 기반을 둔 캘리포니아 공대의 라이고 과학자 키타 카와비는 이진 블랙홀 시스템에 대한 실제 통계를 수집하기 시작했습니다. 블랙홀 이진 형성의 일부 모델이 지금까지 다른 모델보다 다소 선호되기 때문에 흥미롭습니다. 앞으로는 더 좁힐 수 있습니다."라고 말했습니다.