우주의 신비 블랙홀

블랙홀은 진화의 최종 단계에서 폭발 후 항성을 수축시켜 생성되는 것으로 추정되는 강한 밀도와 중력에 의해 입자, 전자기 방사선, 빛 등 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 공간적 영역이다. 일반상대성이론은 충분한 밀도의 질량이 시간에 뒤틀릴 수 있다고 예측한다. 블랙홀을 형성할 수 있는 공간.  사건의 지평선은 블랙홀 탈출이 불가능할 것이라는 경고다. 어떤 물체가 사건의 지평선을 넘으면 그 물체에 처참한 영향을 미치지만, 외부 관찰자에게는 점점 더 느려지고 점점 더 멀어지고 있으며, 결코 그 경계선에 도달하지 못할 것으로 보인다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 이상적인 블랙 바디처럼 작용한다. 시공간의 곡선 양자장 이론에 따르면, 케이스의 지평선은 호킹 카피라 불리는 블랙홀의 질량에 반비례하는 블랙 바디 유사 스펙트럼의 열 방사선을 방출한다. 항성 질량 블랙홀의 경우 온도가 켈빈 수준이기 때문에 열 방사선을 관측하는 것이 본질적으로 불가능하다. 빛이 빠져나갈 수 없을 만큼 강한 중력장을 가진 신체의 개념은 18세기 존 미첼과 피에르 시몬 드 라 플러스 후작에 의해 처음 착안되었으나, 블랙홀로 특징지어지는 일반 상대성 이론의 첫 현대적 해인 1916년 카를 슈바르츠실트에 의해 발견되었다. 그러나 아무것도 빠져나갈 수 없는 공간의 영역이라는 해석은 1958년 데이비드 핑클 슈타인 논문에 처음 실렸다. 블랙홀은 오랫동안 수학적인 관심의 초점이 되어 왔다. 1960년대에는 블랙홀이 일반상대성이론에서 파생된다는 것을 증명하는 이론적 연구가 실시되었다. 중성자 별의 발견은 중력을 분해하는 밀도가 천체물리학적 실체로 존재할 수 있다는 가능성에 관심을 불러일으켰다. 항성 질량 블랙홀은 매우 큰 별이 수명이 다했을 때 무너짐으로써 형성되는 것으로 생각된다. 블랙홀이 형성된 후에는 주변의 질량을 흡수해 블랙홀을 키울 수 있다. 다른 별을 흡수하거나 블랙홀을 서로 융합해 최대 수 백만 m의 초거대 블랙홀을 형성할 수 있으며, 많은 은하의 중심에는 초거대 블랙홀이 존재한다는 것이 과학계의 공통된 견해다. 블랙홀 안쪽을 엿볼 수는 없지만 블랙홀과 다른 물질의 상호작용을 통해 그 성질을 확인할 수 있다. 블랙홀에 떨어지는 물질은 증착판을 형성하고, 디스크는 마찰열에 의해 뜨거워지며 열복사로 빛난다. 우주에서 가장 밝은 물체인 카사는 이 과정을 통해 만들어진다. 블랙홀 주위를 회전하는 또 다른 별이 있다면 블랙홀의 궤도를 통해 질량과 위치를 지정할 수 있다. 천문학자들은 중성자 별과 같은 다른 유사한 물체를 배제함으로써 블랙홀 후보물질을 포함한 무수한 이진법을 발견했고, 은하 중심 방향에 존재하는 전파 원형 로커스 A*가 430만 M의 초거대 블랙홀임을 밝혀냈다. 2016년 2월 11일 LIGO 공동 연구팀은 두 개의 블랙홀이 융합되면서 발생하는 중력파를 감지해 사상 최초로 중력파를 관측하는 데 성공했다고 발표했다. 이것은 중력파의 최초의 관측이었고, 블랙홀의 이항 융합도 최초의 사례였다. 정태현 연구원 등 10명으로 구성된 EHT는 2019년 4월 10일 처녀자리 A 은하 최초의 블랙홀 사진을 공개했다. 전 세계에 흩어져 있는 8개의 전파망원경이 동시에 전파망원경의 파장을 줄이거나 망원경의 해상도를 높이는 데 사용할 수 있는 1.3mm의 작은 전파를 사용해 지구 크기의 전파망원경을 사용하는 것과 같은 효과를 냈다. 이 연구는 사진 속의 블랙홀이 블랙홀의 중력 흡인력과 그 주변에서 방출되는 빛에 의해 형성된 환상 구조 안에 있다는 것을 발견했다. 공간은 내부에서 빛을 피할 수 없어 블랙홀 그림자로 불린다. 1915년 알베르토 아인슈타인은 일반 상대성 이론과 중력이 빛의 움직임에 영향을 미치는 이론을 고안했다 불과 몇 달 후 칼 슈바르츠실트는 점성 질량의 중력장과 구면 질량을 설명하는 아인슈타인 방정식의 해결책을 찾았다. 슈바르츠실트 이후 몇 달 더 지나서, 헨드릭 로랑트의 멘토인 요하네스 드로스터는 슈바르츠실트와는 독립적으로 점도의 질량에 대한 동일한 해결책을 찾았고, 그 본질을 보다 폭넓게 설명했다. 올해 아인슈타인의 방정식 중 몇 가지 용어는 무한 중력 특이성을 가진 특이한 행동을 보여주는데, 이것을 오늘날 슈바르츠실트 반지름이라고 부른다. 1958년 데이비드 핀켈슈타인은 슈바르츠실트의 표면을 관계는 한 방향으로만 교차할 수 있는 완벽한 단방향 막이라고 정의했다. 그러한 분석은 오펜하이머의 결과와 꼭 반대되는 것은 아니었지만, 관찰자가 블랙홀로 떨어지는 관점에서 이론을 포함시켰다. 핀켈슈타인의 해는 블랙홀에 빠지는 관찰자의 미래를 예측할 수 있도록 슈바르츠실트의 해를 연장한다. 마틴 캐스 칼은 자신의 해결책의 완전한 연장을 요청했다. 이러한 연구 결과는 소위 상대성 이론의 황금시대와 블랙홀이 주류 과학 연구의 주체로 부상하는 과정을 거쳤다. 1967년 맥동 전파원의 발견과 2년 후인 1969년 빠르게 회전하는 중성자에 의해 식별되었다는 사실은 이러한 추세를 더욱 가속화시켰다. 중성자 별은 풀사가 발견되기 전까지 블랙홀과 같은 가상의 물체로 취급되었다. 그러나 풀사의 발견은 중력의 붕괴에 의해 만들어진 다른 밀도 있는 물체의 가능성에도 큰 관심을 불러일으켰다. 일반상대성이론의 황금시대에는 블랙홀의 연령이 종종 발견되기도 했다. 1963년 로이 카는 회전하는 블랙홀의 해를 발견했다. 2년 후, 에즈라 뉴먼이 돌아서면서 동시에 전기 충전된 블랙홀의 사전 이름의 바다를 노렸다. 그 후, 베른 이스라엘,  브랜든 카터,   데이비드 로빈슨, 이 무모한 정리를 확립했다. 블랙홀의 무모한 정리는 블랙홀의 용액이 질량, 각운동량, 전하의 세 가지 변수에 의해서만 결정되고, 나머지는 블랙홀에 있지 않다는 것을 의미한다. 처음에는 블랙홀의 특이성이 대칭을 가정하여 생긴 비정상적인 원소로, 일반적인 상황에서는 중력 특이성이 발생하지 않을 것으로 추정되었다. 이러한 견해를 옹호한 학자들은 블라디미르 베를린 스키, 이삭 카라토노프, 에브게니 리프 시 등이 있다. 그들은 중력 특이성이 일반 바다에는 존재하지 않는다는 것을 보여주려고 노력했다. 그러나 1960년대 후반에 로저 펜로즈와  스티븐 호킹은 중력 특이성이 흔히 나타난다는 것을 알게 되었다. 제임스 바딘, 제이콥 베켄슈타인, 브랜든 카터, 스티븐 호킹 박사는 1970년대 초 블랙홀 열역학이라는 연구 분야를 설립했다. 블랙홀 열역학에서 블랙홀의 질량이 에너지, 엔트로피 크기, 그리고 블랙홀의 질량을 대체할 때 블랙홀의 성질이 열역학 법칙과 매우 유사한 것으로 나타났다. 온도의 표면 중력 1974년 호킹의 양자장 이론에 따르면 블랙홀이 표면 중력에 비례하는 검은 체온의 방사선을 방출할 것이라는 예측으로 블랙홀의 열역학적 설명이 완성되었다. 1964년 1월 18일 안잉 기자가 미국 과학진흥협회 회의에 참석하면서 우주에 블랙홀이라는 기사를 블랙홀 드라고 명명하면서 신문에 블랙홀이라는 용어를 처음 사용한 사례다. 43 이후 1967년 존 아치볼드 휠러가 강연에서 블랙홀이라는 용어를 사용했고, 나는 이 용어를 사용했다. 휠러가 그것을 발명했다고 생각했다. 휠러가 블랙홀이라는 용어를 사용한 이후 블랙홀이라는 용어가 급속도로 퍼지면서 보편화됐다.