블랙홀의 형성과 진화(중력붕괴, 대폭발과원시블랙홀, 고에너지충돌)

중력붕괴

 천체 내부의 압이 천체 자체 중력을 소화할 수 없을 때 중력붕괴 현상이 발생한다. 이때 항성의 경우에는 항성 핵합성을 통해 온도를 유지해 필요한 압력을 얻기도 하는데, 이때 필요한 에너지가 부족하게 될 때, 또는 핵 온도의 상승하지 않는 방식으로 추가 물질을 얻게 되면 중력붕괴 현상이 나타난다. 두 경우 모두 항성 온도 자체의 무게를 감당할 수 있을 만큼 고온으로 유지를 못한다는 것이 공통점이다. 별의 축퇴압이 물질을 축퇴물 질로 응축하는 순간 그 붕괴는 멈추게 된다. 그 결과 다양한 유형의 밀집성이 만들어지게 된다. 밀집성의 종은 항성 외피층이 날아간 후 남은 잔해의 질량에 의해서 정해진다. 이때 외피층이 날아가는 현상은 초신성 폭발일 수도, 맥동일 수도, 행성상성운 형성일 수도 있다. 붕괴 후 질량은 붕괴 이전 항성 질량보다 적어진다. 붕괴 전의 질량이 20 M☉ 이상인 항성 잔해 질량은 5 M☉을 넘어선다. 붕괴 전 별이 원래 컸거나 또는 붕괴 후 잔해 위로 추가 질량이 형성되어, 잔해 질량이 3 ~ 4 M☉를 초과하면, 붕괴를 막을 수 없게 된다. 무거운 항성의 중력붕괴는 항성질량 블랙홀 형성 원인으로 짐작된다. 초기 우주 항성이 생성됐을 때는 아주 무거운 별이 형성되었을 것으로 생각된다. 이 별은 수명을 다한 후 붕괴를 일으켜 질량 103 M☉ 이상의 블랙홀을 형성한다. 이 블랙홀이 오늘날 대부분의 은하 중심에서 발견되는 초대질량 블랙홀의 시초가 되었을 것이다. 중력붕괴에서 방출 에너지 대부분은 빠르게 방출되기 때문에, 외부 시점에서는 이 과정의 끝을 제대로 관측할 수 없다. 붕괴가 낙하 물질의 관성계에 유한한 시간에 걸쳐 일어나는 현상이지만, 멀리 있는 관측자가 보기에 낙하하는 물질이 느려져 사건의 지평선 위 멈추는 듯 보인다. 붕괴 물질에서 방출되는 빛은 관찰자에게 닿기 위해 걸리는 시간이 점차 길어지고, 사건의 지평선 직전 방출된 빛의 시간은 무한대에 이른다. 따라서 외부에서는 사건의 지평선이 형성되는 순간을 볼 수 없다. 대신 붕괴 물질의 적색편이가 증가함에 따라 어두워지고 끝내 지워지듯 사라지는 것처럼 보일 것이다.

대폭발과 원시 블랙홀

 중력붕괴는 아주 높은 밀도가 별도로 필요하다. 현시점 우주에서 가장 큰 밀도는 항성 내부에서 발견이 되지만, 대폭발 직후 초기 우주가 갖는 밀도가 컸기에 블랙홀이 만들어지는 환경이 조성되었을 것이다. 질량이 균등 분포해 있으면 질량이 모이지 않아, 단순히 높은 밀도 만으로는 블랙홀 형성 조건으로는 아주 부족하다. 높은 매질 속 원시 형태의 블랙홀이 형성되기 위해 초기 밀도에는 불균등한 움직임이 존재하게 되며 자체 중력을 통해 점진적으로 움직임이 증가해야만 한다. 초기 우주에 대해 서로 다른 모형은 이러한 요동의 정도가 얼마나 될지 각각 다르게 예측되는 바이다.

고에너지 충돌

 중력붕괴는 블랙홀이 형성되는 유일한 과정만은 아니다. 원칙적으로는 고에너지 환경에서 충돌로도 충분히 밀도가 형성되면 블랙홀이 생성된다. 2002년 입자가속기실험에서 질량 균형의 부족으로 인해 해당 현상이 감지된 적은 없다. 이는 블랙홀 질량 최저 하한선이 존재할 수 있음을 말한다. 그 하한선은 이론상 플랑크 질량이하일 것으로 생각되며, 이 수준에서 양자효과가 일반상대론 예측을 무효화할 것이다. 따라서 지구상에 벌어지는 고에너지 과정에서 블랙홀이 생성될 가능성은 낮다. 하지만 양자중력 이론 발전에 따라 플랑크 질량이 이전보다 낮게 잡힐 수는 있다.

 

우주와 블랙홀