블랙홀 설명: 형성 방법, 작동 원리, 그리고 최종 촬영

블랙홀은 NASA에 따르면 빛을 포함한 어떤 것도 탈출할 수 없을 정도로 강한 중력을 가진 천체로 정의됩니다. 블랙홀 주변의 귀환 불가능한 지점을 사건 지평선이라고 부릅니다. 이 경계 내에서는 탈출에 필요한 속도가 빛의 속도를 초과하므로, 그것을 넘는 어떤 것도 돌아올 수 없습니다.

블랙홀이 형성되는 방법

가장 잘 이해되는 방법은 항성 붕괴입니다. NASA에 따르면 태양의 약 20배 이상의 질량을 가진 별은 결국 그 핵의 핵연료를 소진하고 자신의 중력으로 붕괴합니다. 이 붕괴는 별의 외층을 날려버리는 초신성 폭발을 유발합니다. 압축된 핵의 잔해가 약 3태양질량을 초과하는 경우, NASA는 붕괴가 블랙홀까지 계속되는 것을 멈출 수 있는 알려진 힘이 없다고 밝힙니다.

형성되면 블랙홀은 주변 가스를 끌어당기거나, 동반 별에서 물질을 제거하거나, 다른 블랙홀과 병합함으로써 성장할 수 있습니다. NASA는 블랙홀 개요 페이지에서 설명합니다.

은하 중심에 위치하고 NASA에 따르면 약 100,000에서 수십억 태양질량에 이르는 초거대 블랙홀은 덜 잘 이해됩니다. NASA는 그들이 은하 형성의 최초 단계에서 존재했던 것처럼 보이기 때문에 그들의 기원이 여전히 미해결 문제라고 지적합니다.

사건 지평선, 특이점, 그리고 블랙홀의 부분들

NASA의 블랙홀 '해부학' 설명은 여러 개의 뚜렷한 영역을 나열합니다. 중심에는 특이점이 있으며, NASA가 설명하기로는 물질이 무한 밀도로 압축된 지점입니다. 과학자들은 이것이 물리적 구조인지 방정식의 수학적 산물인지 확실하지 않습니다. 그것을 둘러싼 것은 사건 지평선이며, 탈출 불가능한 경계입니다. 더 바깥쪽에서는 블랙홀로 떨어지는 물질의 빛이 블랙홀 주위를 여러 번 공전할 수 있으며, 블랙홀의 어두운 '그림자' 주변에 보이는 얇은 고리를 만듭니다. NASA는 이 영역을 광자 구라고 부릅니다.

블랙홀로 향하는 물질은 일반적으로 사건 지평선을 넘기 전에 뜨겁고 빛나는 강착 원판을 형성합니다. 많은 시스템에서 그 물질의 일부는 대신 광속에 가까운 속도로 움직이는 입자의 제트로 리다이렉트됩니다. 초거대 블랙홀에서 이러한 제트는 수십만 광년에 걸쳐 뻗어날 수 있습니다. NASA는 말합니다.

블랙홀이 존재함을 증명하기: 펜로즈, 겐첼, 게즈

수십 년 동안 블랙홀은 아인슈타인의 일반상대성이론의 수학적 결과이지 확인된 물리적 현실이 아니었습니다. 스웨덴 왕립 과학 아카데미는 로저 펜로즈에게 2020년 노벨 물리학상의 절반을 수여했습니다. 그의 1965년 증명은 아카데미 자신의 발표에 설명되어 있으며 ScienceDaily에서 보도했으며, 충분히 거대하고 조밀한 물체가 붕괴할 경우 블랙홀 형성이 일반상대성이론의 견고하고 피할 수 없는 예측이며, 그러한 붕괴가 필연적으로 특이점을 생성함을 보여주었습니다.

그 상의 나머지 절반은 라인하르트 겐첼과 안드레아 게즈가 공동으로 수여했습니다. 그들은 세계 최대의 망원경을 사용하여 수십 년 동안 은하수 중심에 있는 별의 궤도를 추적하는 별도의 팀을 이끌었습니다. 그들의 작업은 또한 ScienceDaily에서 보도한 노벨 발표에 요약되어 있으며, 태양계보다 크지 않은 영역에 집중된 약 400만 태양질량의 보이지 않는 물체를 발견했습니다. 이는 현재 궁수자리 A*로 알려진 초거대 블랙홀의 강력한 증거입니다.

탐지 불가능한 것을 탐지하기: 중력파와 직접 영상화

2015년 9월 14일, 쌍둥이 고급 LIGO 탐지기는 GW150914로 지정된 신호를 기록했습니다. 이는 두 블랙홀이 나선형으로 함께 소용돌이쳐서 병합하는 예측된 파형과 일치합니다. LIGO 과학 협력에 따르면, 두 블랙홀은 태양의 약 36배 및 약 29배의 질량을 가지고 있었으며, 약 10억 광년 이상 떨어진 곳에서 대략 62태양질량의 단일 블랙홀로 병합되었습니다. 약 3태양질량이 1초의 일부에서 중력파 에너지로 변환되었습니다. 이 탐지는 5시그마 이상의 통계적 유의성을 가졌으며, 이는 그러한 강도의 거짓 경보가 비교 가능한 데이터의 약 200,000년마다 예상됨을 의미합니다. LIGO가 보도합니다.

4년 후 사건 지평선 망원경(EHT) 협력이 블랙홀의 그림자 첫 영상을 공개했습니다. M87*(메시에 87 은하 중심의 초거대 블랙홀)의 영상입니다. NASA의 제트 추진 연구소가 설명하는 바와 같이, EHT는 초장기선 간섭법(VLBI)을 사용하여 세계 각지의 라디오 망원경을 단일 가상 기구로 연결하여 허블 우주 망원경보다 약 4,000배 더 선명한 해상도를 달성합니다. 이미지의 기초가 되는 2017년 4월 관측 캠페인은 2019년에 발표되었습니다. M87*의 크기를 약 65억 태양질량으로 측정했으며, 약 5,300만 광년 떨어져 있습니다.

2022년 5월 12일, EHT 협력이 두 번째 획기적인 영상을 공개했습니다. 궁수자리 A*는 은하수 자체의 중앙 블랙홀입니다. AAS Nova에서 설명하는 바와 같이, 기본 데이터는 2017년 4월에 기록되었으며, 이는 관찰과 이미지 공개 사이에 5년 이상이 지났음을 의미합니다. 궁수자리 A*는 약 400만 태양질량이고 27,000 광년 떨어져 있습니다. 이는 하늘에서의 겉보기 크기가 훨씬 더 거대하고 거리가 먼 M87*과 거의 같아 보임을 의미합니다. M87*은 약 2,000배 더 멀고 약 1,500배 더 거대하기 때문입니다. M87*과 궁수자리 A* 모두의 측정된 고리와 그림자 크기는 AAS Nova에 따르면 일반상대성이론의 예측과 일치했으며, 이는 천문학자들에게 훨씬 다른 블랙홀 질량에 걸쳐 아인슈타인 이론의 독립적 확인을 제공했습니다.

물리학에 중요한 이유

이들 결과는 각각 아인슈타인이 직접 관찰할 수 없는 영역에서 일반상대성이론을 시험합니다. 극단적 중력 하에서의 물질과 시공간. GW150914의 중력파 신호는 LIGO의 분석에 따르면 나선형 접근, 병합, 그리고 결과 블랙홀의 후속 '링다운'을 위해 일반상대성이론에 의해 예측된 파형과 일치했습니다. M87*과 궁수자리 A* 모두의 EHT 측정 고리 지름은 마찬가지로 AAS Nova에 따르면 일반상대성이론 예측과 일치하여 과학자들에게 두 개의 독립적인 확인 방법을 제공했습니다. 중력파와 직접 영상화가 동일한 이론적 틀로 수렴합니다.