블랙홀과 일반 상대성이론에 대해 알아보자.

블랙홀은 항성이 중성자별이 되지 못해 진화 마지막에 폭발 후 수축하여 만들어지는 것으로 추측되는, 강력한 밀도와 중력으로 빛을 포함한 그 어떠한 무엇도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다. 일반 상대성이론은 극도로 밀집된 질량이 시공을 뒤틀어 블랙홀을 형성할 수 있음을 예측할 수 있게 한다. 블랙홀에 일정 거리에 가까워지면 탈출이 불가능해지는 경계가 있는데 이를 사건의 지평선이라고 한다. 어떤 물체가 사건의 지평선을 넘어갈 경우, 그 물체에는 끼치는 영향은 파멸적이겠지만, 바깥에서 그 물체를 보는 관찰자에게는 속도가 점점 느려져 그 경계에 영원히 닿지 않는 것처럼 보인다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기에 이상적 흑체처럼 행동한다. 또한 시공간의 양자장론에 따르면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체 같은 스펙트럼의 열복사를 방출하며, 이를 호킹 복사라고 한다. 항성질량 급 블랙홀의 경우 이 온도가 수십억분의 1켈빈 수준이기에 그 열복사를 관측하는 것은 본질적으로 불가능하다. 강한 중력장에 의해 빛이 탈출할 수 없는 천체의 개념은 18세기에 피에르시몽 드 라플라스 후작과 존 미첼이 처음 생각해 냈으며, 블랙홀로 특징지어지는 일반 상대론 최초의 근대적 해는 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다. 다만 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 추측은 데이비드 핀켈스타인의 논문에 실려 1958년 처음 등장했다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 관심의 대상이 되었다. 1960년대에는 블랙홀이 일반 상대론에서 유도됨을 증명하는 이론적 연구들이 행해졌다. 중성자별의 발견은 중력 붕괴한 밀집성이 천체물리학적 실체로서 존재할 가능성에 대한 관심을 촉발하게 시켰다.

항성질량 급 블랙홀은 매우 질량이 큰 항성들이 수명이 다했을 때 붕괴하여 만들어지는 것으로 생각된다. 블랙홀은 형성된 뒤에도 주위의 질량을 흡수하여 성장할 수 있다. 다른 항성을 흡수하거나 블랙홀들끼리 융합하면서 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있으며, 대부분의 은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다는 것이 과학계의 일반적인 견해이다. 블랙홀의 안을 들여다볼 수는 없지만, 블랙홀이 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해 그 성질을 알아낼 수 있다. 블랙홀 위로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고, 원반은 마찰열로 인해 뜨거워져 열복사로 빛난다. 우주에서 가장 밝은 천체인 퀘이사는 이러한 과정을 통해 만들어진다. 블랙홀 주위를 공전하는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 질량과 위치를 추측할 수 있다. 대한민국에서도 2019년 4월 10일 한국인 연구진이 참여한 EHT 연구팀은 처녀자리 A 은하에서 인류 최초로 찍은 블랙홀의 사진을 공개했다. 전파망원경의 파장을 작게 만들거나 망원경을 크게 만들어 해상도를 높여 촬영할 수 있었다. 1.3mm 수준의 작은 전파를 사용해 지구 전역에 흩어진 8대의 전파망원경들을 동시에 써 사실상 지구 크기의 전파망원경을 쓴 것과 같은 효과를 냈다. 연구 결과 사진의 블랙홀은 블랙홀 뒤에서 온 빛이나 주변에서 발생한 빛이 블랙홀의 중력에 의해 휘감겨 형성된 고리 모양의 구조 안쪽에 있는 것으로 나타났다. 이 공간은 내부의 빛이 빠져나오지 못해 형성되어 '블랙홀의 그림자'라고 불린다



일반상대성이론

알베르트 아인슈타인이 1915년 일반상대성이론을 고안하여 중력이 빛의 운동에 영향을 미친다는 사실을 보였다. 몇 개월 뒤, 카를 슈바르츠실트가 점 질량과 구 질량의 중력장을 기술하는 아인슈타인 방정식의 해를 구하였다. 슈바르츠실트로부터 또 몇 개월 뒤, 헨드릭 로런츠의 지도학생인 요하네스 드로스터가 슈바르츠실트와 독립적으로 점 질량에 대한 동일한 해를 구하였고, 그 성질을 보다 광범위하게 기술하였다. 이 해는 아인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 되는 중력 특이점을 보이는데, 이것을 오늘날 슈바르츠실트 반경이라고 부른다. 이때까지만 해도 이 표면의 성질은 확실하게 이해되지 않았다. 1924년, 아서 스탠리 에딩턴이 좌표계의 수정을 통해 중력 특이점을 없앨 수 있음을 보였으나, 슈바르츠실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 의미한다는 것은 1930년대가 되어서야 조르주 르메트르가 밝혀내었다.

1931년, 수브라마니안 찬드라세카르는 특수상대성이론을 이용하여 전자 축퇴물질로 이루어진 회전하지 않는 천체는 특정 임계 질량을 넘어서면 안정적인 해가 존재할 수 없음을 보였다. 그러나 에딩턴, 란다우를 비롯한 당대의 학자들은 아직 밝혀지지 않은 과정이 붕괴를 막을 수 있다는 이유로 찬드라세카르의 주장을 반대했다. 이 기성 학자들의 주장은 부분적으로는 옳았다. 찬드라세카르 한계를 넘어서는 백색왜성은 붕괴를 일으켜 중성자별이 되며, 파울리 배타 원리에 의해 안정해진다. 그러나 1939년, 로버트 오펜하이머 등은 질량 톨먼–오펜하이머–볼코프 한계를 넘어서는 중성자별은 찬드라세카르 한계와 같은 이유로 붕괴하게 됨을 보였으며, 어떤 물리 법칙으로도 일부 별이 블랙홀의 지경까지 붕괴하는 것을 막을 수는 없을 것이라 결론 내린다. 오펜하이머와 그의 공저자들은 슈바르츠실트 반경 경계에서 발생하는 특이점을 시간이 멈추는 거품의 경계라고 해석했다. 이것은 블랙홀 외부의 관찰자들이 보기에는 타당한 해석이지만 블랙홀 안으로 떨어지고 있는 관찰자에게는 적용되지 않는다. 이 성질 때문에 중성자별이 재차 붕괴한 밀집성을 '결빙성'이라고 불렀는데, 외부 관찰자가 보기에 별의 표면이 별이 슈바르츠실트 반경 이하로 붕괴하는 순간 이후 변화 없이 얼어붙어 버린 것처럼 보이게 될 것이기 때문이다.