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블랙홀

Black hole
기타 용도는 블랙홀(동음이의 구분)을 참조하십시오.
Blackness of space with black marked as centre of donut of orange and red gases
메시에 87[1] 중심부에 있는 초질량 블랙홀의 직접 전파 이미지
은하계가 지나간 슈바르츠실트 블랙홀의 애니메이션 시뮬레이션. 정렬할 무렵 은하의 극단적인 중력 렌즈가 관찰됩니다.

블랙홀은 중력이 너무 강해서 빛과 다른 전자기파를 포함한 어떤 것도 그것을 벗어날 수 있는 충분한 에너지를 가질 수 없는 시공간 영역입니다.[2] 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 충분히 작은 질량이 시공간을 변형시켜 블랙홀을 형성할 수 있다고 예측합니다.[3][4] 탈출할 수 없는 경계를 사건의 지평선이라고 합니다. 블랙홀은 물체의 운명과 상황에 큰 영향을 미치지만 일반 상대성 이론에 따르면 국소적으로 감지할 수 있는 특징이 없습니다.[5] 많은 면에서 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 이상적인 흑체처럼 작용합니다.[6][7] 또한 곡선 시공간에서의 양자장 이론은 사건의 지평선이 호킹 복사를 방출하며, 온도의 흑체와 같은 스펙트럼은 질량에 반비례한다고 예측합니다. 이 온도는 항성 블랙홀의 경우 켈빈의 10억분의 1 정도로, 직접 관측하는 것은 본질적으로 불가능합니다.

중력장이 너무 강해서 빛이 빠져나갈 수 없는 물체는 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 라플라스에 의해 처음으로 고려되었습니다.[8] 1916년, 칼 슈바르츠실트는 블랙홀을 특징짓는 일반상대성이론의 최초의 현대적 해결책을 발견했습니다. 1958년 데이비드 핀켈스타인(David Finkelstein)은 "블랙홀"을 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 공간의 영역으로 해석한 것을 처음 발표했습니다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 호기심으로 여겨졌습니다; 1960년대에 와서야 이론적인 연구가 그것들이 일반 상대성 이론의 일반적인 예측이라는 것을 보여주었습니다. 1967년 조셀린 벨 버넬이 중성자별을 발견하면서 중력으로 붕괴된 소형 천체에 대한 관심이 높아졌습니다. 알려진 최초의 블랙홀은 백조자리 X-1로 1971년 여러 연구자들이 독립적으로 확인했습니다.[9][10]

항성 질량의 블랙홀은 거대한 별들이 수명 주기가 끝날 때 붕괴할 때 형성됩니다. 블랙홀이 형성된 후, 블랙홀은 주변으로부터 질량을 흡수함으로써 성장할 수 있습니다. 수백만 태양질량의 초질량 블랙홀(M☉)는 다른 별들을 흡수하여 다른 블랙홀과 합쳐지거나 가스 구름의 직접적인 붕괴를 통해 형성될 수 있습니다. 대부분의 은하 중심에 초질량 블랙홀이 존재한다는 데에는 의견이 일치합니다.

블랙홀의 존재는 다른 물질과의 상호작용 및 가시광선과 같은 전자기 방사선을 통해 추론할 수 있습니다. 블랙홀을 향해 떨어지는 모든 물질은 마찰에 의해 가열된 외부 강착 원반을 형성하여 우주에서 가장 밝은 물체 중 하나인 퀘이사를 형성할 수 있습니다. 초거대 블랙홀에 너무 가까이 지나가는 별들은 "삼켜지기" 전에 매우 밝게 빛나는 스트리머로 파쇄될 수 있습니다.[11] 다른 별들이 블랙홀 주위를 돌고 있다면, 그들의 궤도는 블랙홀의 질량과 위치를 결정하는 데 사용될 수 있습니다. 이러한 관측은 중성자별과 같은 가능한 대안을 배제하는 데 사용될 수 있습니다. 이런 식으로 천문학자들은 쌍성계에서 수많은 항성 블랙홀 후보들을 밝혀냈고, 은하수 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*로 알려진 전파원이 약 430만 태양질량의 초거대 블랙홀을 포함하고 있다는 것을 확인했습니다.

역사

빛도 빠져나갈 수 없을 정도로 큰 물체에 대한 아이디어는 영국의 천문학 개척자이자 성직자인 존 미첼이 1784년 11월에 발표한 편지에서 잠시 제안했습니다. 미쉘의 단순한 계산은 그러한 물체가 태양과 같은 밀도를 가질 수 있다고 가정하고, 별의 지름이 태양의 지름을 500배 초과하고, 표면 탈출 속도가 일반적인 빛의 속도를 초과할 때 형성된다고 결론지었습니다. 미쉘은 이 천체들을 암흑별이라고 불렀습니다.[12] 그는 그러한 초질량적이지만 방사선을 쪼이지 않는 물체들이 근처의 눈에 보이는 물체들에 미치는 중력 효과를 통해 감지될 수 있을지도 모른다고 정확하게 지적했습니다.[8][13][14] 당시 학자들은 처음에는 거대하지만 보이지 않는 '어두운 별'들이 평면 속에 숨어 있을지도 모른다는 제안에 흥분했지만, 19세기 초 빛의 파동 같은 성질이 명백해지자,[15] 마치 빛이 입자가 아닌 파동인 것처럼 열정이 꺾였습니다, 있다면 무엇인지 불분명합니다. 중력이 탈출하는 빛의 파동에 영향을 미칠 것입니다.[8][14]

현대 중력 이론인 일반 상대성 이론은 별의 중력에 의해 속도가 느려지고 정지한 후 다시 별의 표면으로 자유 낙하하는 광선에 대한 미셸의 개념을 비난합니다.[16] 대신에, 시공간 자체는 휘어져 있어서, 측지광이 이동하는 것이 결코 "별"(블랙홀)의 표면을 떠나지 않습니다.

일반 상대성 이론

참고 항목: 일반 상대성 이론의 역사
일반 상대성 이론
Spacetime curvature schematic
기본개념
현상
시공간
  • 등식
  • 형식주의
등식
형식주의
고급이론
솔루션
사이언티스트

1915년, 알버트 아인슈타인은 중력이 빛의 운동에 영향을 미친다는 것을 일찍이 보여준 일반 상대성 이론을 발전시켰습니다. 불과 몇 달 후, 칼 슈바르츠실트는 점질량과 구형질량의 중력장을 기술하는 아인슈타인의 장방정식의 해답을 발견했습니다.[17][18] 슈바르츠실트 몇 달 후, 헨드릭 로렌츠의 제자인 요하네스 드로스테는 독립적으로 점질량에 대해 동일한 답을 제공하고 그 성질에 대해 더 광범위하게 썼습니다.[19][20] 이 해는 현재 슈바르츠실트 반지름이라고 불리는 곳에서 특이한 행동을 했는데, 이는 아인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 된다는 것을 의미합니다. 이 표면의 성질은 당시에는 잘 이해되지 않았습니다.

1924년 아서 에딩턴(Arthur Eddington)은 좌표 변경 후 특이점이 사라졌음을 보여주었지만, 1933년까지 조르주 르마 î 트레(Georges Lema Tre)는 이것이 슈바르츠실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 깨닫기까지 시간이 걸렸습니다. 그러나 아서 에딩턴은 1926년 책에서 질량이 슈바르츠실트 반지름으로 압축된 별의 가능성에 대해 언급했으며, 아인슈타인의 이론은 베텔게우스와 같은 눈에 보이는 별의 밀도가 지나치게 클 수 있음을 배제할 수 있게 한다고 언급했습니다. 왜냐하면 "반지름이 2억 5천만 킬로미터인 별은 태양만큼 밀도가 높을 수 없기 때문입니다. 첫째, 중력의 힘이 너무 커서 빛이 그곳에서 빠져나올 수 없을 것이고, 광선은 지구의 돌처럼 별에 다시 떨어질 것입니다. 둘째, 스펙트럼 선의 적색 이동이 너무 커서 스펙트럼이 존재하지 않게 이동할 것입니다. 셋째, 질량은 시공간 척도의 곡률을 너무 많이 만들어내서 별 주위에 공간이 닫히게 되고, 우리는 (즉, 아무데도) 밖에 있게 됩니다."[22][23]

1931년 수브라흐마니안 찬드라세카르는 특수상대성이론을 이용하여 전자가 일정한 한계질량 이상으로 회전하지 않는 물체가 (현재는 찬드라세카르 한계라고 부른다)를 계산했습니다. M☉)에는 안정적인 솔루션이 없습니다.[24] 그의 주장은 에딩턴과 레프 란다우와 같은 동시대의 많은 사람들에 의해 반대되었는데, 그들은 아직 알려지지 않은 어떤 메커니즘이 붕괴를 막을 것이라고 주장했습니다.[25] 찬드라세카르 한계보다 약간 무거운 백색왜성은 중성자별로 붕괴될 것이며,[26] 이 별은 그 자체로 안정적입니다. 그러나 1939년 로버트 오펜하이머와 다른 사람들은 찬드라세카르가 제시한 이유로 또 다른 한계(톨만-오펜하이머-볼코프 한계) 이상의 중성자별이 더 붕괴할 것이라고 예측했고, 어떤 물리 법칙도 개입하여 적어도 일부 별이 블랙홀로 붕괴하는 것을 막을 가능성이 없다고 결론지었습니다.[27] 파울리 배제 원칙에 기초한 그들의 원래 계산은 0.7로 주어졌습니다. M☉;강한 힘에 의해 매개되는 중성자-neutron 반발력에 대한 이후의 고려는 추정치를 약 1.5로 높였습니다. M☉ 3.0까지 M☉.얼마 지나지 않아 블랙홀을 생성한 것으로 추정되는 중성자별 병합 GW170817의 ☉관측[28] 결과 TOV 한계 추정치가 ~2.17로 개선되었습니다. M☉.☉오펜하이머와[29][30][31][32][33] 그의 공동 저자들은 슈바르츠실트 반경의 경계에 있는 특이점을 이것이 시간이 멈추는 거품의 경계임을 나타내는 것으로 해석했습니다. 이것은 외부 관찰자에게는 유효한 관점이지만, 추락하는 관찰자에게는 그렇지 않습니다. 이러한 성질 때문에 붕괴된 별들은 "얼은 별"이라고 불렸는데, 이는 외부 관찰자가 별의 표면이 붕괴되는 순간 슈바르츠실트 반경까지 결빙되는 것을 볼 수 있기 때문입니다.[34]

또한 1939년 아인슈타인은 자신의 주장을 옹호하기 위해 일반 상대성 이론을 사용하여 "많은 중력 질량으로 구성된 구형 대칭을 가진 정지된 시스템에서"라는 출판물에서 블랙홀이 불가능하다는 것을 증명하려고 시도했습니다.[35] 몇 달 후, 오펜하이머와 그의 제자 하트랜드 스나이더는 블랙홀의 존재를 예측한 논문 "지속적인 중력 수축에 관하여"[36]에서 오펜하이머-스나이더 모델을 제공했습니다. 아인슈타인의 최근 출판물을 언급하지 않은 이 논문에서 오펜하이머와 스나이더는 아인슈타인 자신의 일반 상대성 이론을 사용하여 블랙홀이 현대 물리학에서 처음으로 어떻게 발전할 수 있는지에 대한 조건을 보여주었습니다.[35]

황금시대

1958년에 데이비드 핀켈슈타인은 슈바르츠실트 표면을 사건의 지평선으로 "완벽한 단방향 막: 인과적 영향은 오직 한 방향으로만 교차할 수 있다"고 밝혔습니다.[37] 이것은 오펜하이머의 결과와 엄격하게 모순되는 것이 아니라, 추락하는 관찰자의 관점을 포함하도록 확장했습니다. 핀켈슈타인의 해법은 관측자들이 블랙홀에 빠지는 미래를 위해 슈바르츠실트 해법을 확장했습니다. 마틴 크러스칼은 이미 완전한 확장판을 발견했고, 그는 그것을 출판할 것을 촉구했습니다.[38]

이러한 결과는 일반 상대성 이론과 블랙홀이 주류 연구 대상이 된 일반 상대성 이론의 황금기가 시작될 때 나온 것입니다. 이 과정은 1967년 조슬린 벨 버넬에 의해 펄서가 발견되어 1969년까지 중성자별이 빠르게 회전하는 것으로 밝혀졌습니다.[39][40][41] 그때까지 중성자별은 블랙홀과 마찬가지로 이론적인 호기심으로 여겨졌지만, 펄서의 발견은 그 물리적 관련성을 보여주었고, 중력 붕괴로 인해 형성될 수 있는 모든 종류의 소형 물체에 대한 관심을 더욱 자극했습니다.[42]

이 시기에 더 일반적인 블랙홀 솔루션이 발견되었습니다. 1963년 로이 커는 회전하는 블랙홀에 대한 정확한 해결책을 찾았습니다. 2년 후, 에즈라 뉴먼은 회전하면서 전기적으로 대전된 블랙홀에 대한 축대칭 해를 발견했습니다.[43] 베르너 이스라엘,[44] 브랜든 카터,[45][46] 데이비드 로빈슨의[47] 연구를 통해 정지된 블랙홀 해가 커-뉴먼 메트릭의 세 매개변수인 질량, 각운동량, 전하로 완전히 설명된다는 무헤어 정리가 등장했습니다.[48]

처음에는 블랙홀 솔루션의 이상한 특징이 부과된 대칭 조건에서 나온 병리학적 인공물이며, 일반적인 상황에서는 특이점이 나타나지 않을 것이라고 의심했습니다. 이 견해는 특히 블라디미르 벨린스키, 이사크 칼라트니코프, 에브게니 리프쉬츠 등이 제시했는데, 그는 일반적인 해에는 특이점이 나타나지 않는다는 것을 증명하려고 했습니다. 그러나 1960년대 후반 로저 펜로즈와[49] 스티븐 호킹은 특이점이 일반적으로 나타난다는 것을 증명하기 위해 글로벌 기술을 사용했습니다.[50] 이 연구로 펜로즈는 2020년 노벨 물리학상의 절반을 받았는데, 호킹은 2018년에 사망했습니다.[51] 1970년대 초 그리니치와 토론토에서 관측한 바에 따르면, 1964년 발견된 은하계 X-선원인 시그너스 X-1은 블랙홀로 일반적으로 받아들여지는 최초의 천문학적 물체가 되었습니다.[52][53]

1970년대 초 제임스 바딘, 제이콥 베켄슈타인, 카터, 호킹의 연구는 블랙홀 열역학의 공식화로 이어졌습니다.[54] 이 법칙들은 질량을 에너지, 면적을 엔트로피, 표면 중력을 온도와 연관시킴으로써 열역학 법칙과 밀접하게 유사하게 블랙홀의 행동을 설명합니다. 이 비유는 1974년 호킹이 양자장 이론이 블랙홀의 표면 중력에 비례하는 온도를 가진 블랙홀이 흑체처럼 복사되어야 한다는 것을 암시하면서 현재 호킹 복사로 알려진 효과를 예측하면서 완성되었습니다.[55]

관찰

2016년 2월 11일, LIGO Scientific Collaboration과 Virgo Collaboration은 최초로 중력파를 직접 검출했다고 발표했는데, 이는 블랙홀 병합을 처음으로 관찰한 것을 의미합니다.[56] 2019년 4월 10일, 이벤트 호라이즌 망원경(EHT)이 2017년 메시에 87 은하 중심에 있는 초거대 블랙홀을 관측한 후 블랙홀과 그 주변의 첫 번째 직접 이미지가 발표되었습니다.[57][58][59] 2023년 현재 블랙홀로 추정되는 가장 가까운 천체인 가이아 BH1은 약 1,560광년(480파섹) 떨어져 있습니다.[60] 은하수에서 지금까지 발견된 블랙홀은 수십 개에 불과하지만, 수억 개에 달하는 것으로 추정되며, 이들 중 대부분은 홀로 존재하며 방사선을 방출하지 않습니다.[61] 따라서 중력 렌즈로만 감지할 수 있습니다.

어원

존 미첼은 1783년 11월 헨리 캐번디시에게 보낸 편지에서 "어두운 별"이라는 용어를 사용했고,[62] 20세기 초 물리학자들은 "중력으로 붕괴된 물체"라는 용어를 사용했습니다. 과학 작가 Marcia Bartusiak는 1960년대 초에 사람들이 들어갔지만 결코 살아서 떠나지 않은 감옥으로 악명 높은 캘커타의 블랙홀에 이 현상을 비교했다고 알려진 물리학자 Robert H. Dicke에게 "블랙홀"이라는 용어를 추적합니다.[63]

"블랙홀"이라는 용어는 1963년 라이프 앤 사이언스 뉴스 잡지에 의해 인쇄되었고,[63] 1964년 1월 18일자 그녀의 기사 "블랙홀 인 스페이스"에서 과학 저널리스트 앤 유잉이 오하이오 클리블랜드에서 열린 미국 과학 발전 협회 회의에 대한 보고서에서 사용되었습니다.[64][65]

1967년 12월, 한 학생이 존 휠러(John Wheeler)의 강연에서 "블랙홀(black hole)"이라는 문구를 제안했다고 합니다.[64] 휠러는 간결함과 "광고 가치"를 위해 이 용어를 채택했고, 빠르게 인기를 끌었고,[66] 일부는 이 문구를 만들어 휠러에게 공을 돌렸습니다.[67]

속성 및 구조

무모 정리는 일단 블랙홀이 형성된 후 안정적인 상태에 도달하면 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 독립적인 물리적 특성만 가지고, 그렇지 않으면 블랙홀은 특징이 없다고 가정합니다. 추측이 사실이라면, 이 속성들에 대해 동일한 값을 공유하는 임의의 두 블랙홀 또는 매개변수는 서로 구별할 수 없습니다. 현대 물리학 법칙에 따라 실제 블랙홀에 대한 추측이 사실인 정도는 현재 해결되지 않은 문제입니다.[48]

이 속성들은 블랙홀 외부에서 볼 수 있기 때문에 특별합니다. 예를 들어, 대전된 블랙홀은 다른 대전된 물체와 마찬가지로 다른 전하들을 밀어냅니다. 마찬가지로 블랙홀을 포함하는 구체 내부의 총 질량은 블랙홀에서 멀리 떨어진 가우스 법칙의 중력 유사체를 사용하여 찾을 수 있습니다.[68] 마찬가지로, 각운동량(또는 스핀)은 중력 자기장에 의해 끌리는 프레임을 사용하여 멀리서 측정할 수 있습니다. 예를 들어, 렌즈를 통해 –목이 졸리는 효과.[69]

블랙홀과 그 특징을 예술적으로 묘사합니다.

물체가 블랙홀에 빠지면 물체의 모양이나 그 위의 전하 분포에 관한 모든 정보가 블랙홀의 지평선을 따라 고르게 분포되어 외부 관찰자에게 손실됩니다. 이 경우 지평선의 거동은 마찰 및 전기 저항을 갖는 전도성 신축성 막의 거동인 막 패러다임과 매우 유사한 소산 시스템입니다.[70] 이는 시간 역전이 가능하기 때문에 미세한 수준에서 마찰이나 저항이 없는 전자기학과 같은 다른 분야 이론과 다릅니다. 블랙홀은 결국 세 개의 매개변수만으로 안정적인 상태에 도달하기 때문에 초기 조건에 대한 정보를 잃는 것을 피할 방법은 없습니다. 블랙홀의 중력장과 전기장은 무엇이 들어갔는지에 대한 정보를 거의 제공하지 않습니다. 손실되는 정보에는 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서 측정할 수 없는 모든 양이 포함되며, 여기에는 총 중입자 수와 경입자 수와 같은 대략적으로 보존된 양자 수가 포함됩니다. 이 행동은 블랙홀 정보 손실 역설이라고 불릴 정도로 혼란스럽습니다.[71][72]

물성

광선이 어떻게 중력에 의해 휘어질 수 있는지를 보여주는 애니메이션.

가장 단순한 정적 블랙홀은 질량은 있지만 전하나 각운동량은 없습니다. 1916년 이 풀이를 발견한 카를 슈바르츠실트의 이름을 따서 이 블랙홀을 슈바르츠실트 블랙홀이라고 부르기도 합니다.[18] Birkhoff의 정리에 따르면, 진공해 중 유일하게 구형 대칭인 용액입니다.[73] 이것은 그러한 블랙홀의 중력장과 같은 질량의 다른 구형 물체의 중력장 사이의 거리에서 관찰 가능한 차이가 없다는 것을 의미합니다. 따라서 블랙홀 주변의 "모든 것을 빨아들인다"는 대중적인 개념은 블랙홀의 지평선 근처에서만 옳습니다. 멀리 떨어진 외부 중력장은 같은 질량의 다른 물체의 중력장과 동일합니다.[74]

보다 일반적인 블랙홀을 설명하는 솔루션도 존재합니다. 회전하지 않는 하전 블랙홀은 라이스너-노드스트롬 메트릭으로 설명되며, 커 메트릭은 하전되지 않은 회전 블랙홀로 설명됩니다. 알려진 가장 일반적인 정지 블랙홀 솔루션은 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀을 설명하는 커-뉴먼 메트릭입니다.[75]

블랙홀의 질량은 어떤 양의 값도 취할 수 있지만 전하와 각운동량은 질량에 의해 제한됩니다. 총 전하 Q와 총 각운동량 J는 부등식을 만족할 것으로 예상됩니다.

질량 M의 블랙홀에 대해서. 이 부등식을 만족하는 최소 질량을 가진 블랙홀을 극한이라고 합니다. 이 부등식을 위반하는 아인슈타인 방정식의 해는 존재하지만 사건의 지평선을 가지고 있지 않습니다. 이러한 솔루션은 외부에서 관찰할 수 있는 소위 벌거벗은 특이점을 가지고 있으므로 비물리적으로 간주됩니다. 우주 검열 가설은 현실적인 물질의 중력 붕괴를 통해 생성될 때 그러한 특이점의 형성을 배제합니다.[3] 이는 수치 시뮬레이션을 통해 지원됩니다.[76]

전자기력의 세기가 상대적으로 크기 때문에 별의 붕괴로 형성된 블랙홀은 별의 거의 중성 전하를 유지할 것으로 예상됩니다. 그러나 회전은 소형 천체물리학 물체의 보편적인 특징이 될 것으로 예상됩니다. 블랙홀 후보 쌍성 X선 소스 GRS 1915+105는[77] 최대 허용 값 근처의 각운동량을 가지고 있는 것으로 보입니다. 그 미충전 한도는[78]

다음과[78] 같은 무차원 스핀 파라미터의 정의를 허용합니다.

[78][주1]
블랙홀 분류
학급 거의.
덩어리		 거의.
반지름
초대형 블랙홀 109–1011 M☉ >1,000AU.
초질량 블랙홀 106–109 M☉ 0.001–400 AU
중간질량 블랙홀 102–105 M☉ ≈ R 10km
항성 블랙홀 2-150 M☉ 30km
마이크로 블랙홀 M까지Moon up to 0.1 mm

블랙홀은 일반적으로 각운동량 J와 무관하게 질량에 따라 분류됩니다. 블랙홀의 크기는 사건의 지평선 반지름, 즉 슈바르츠실트 반지름에 의해 결정되며 질량 M에 비례합니다.

여기서s r은 슈바르츠실트 반지름이고 M☉ 태양의 질량입니다.[80] 스핀 및/또는 전하가 0이 아닌 블랙홀의 경우 극단적인 블랙홀이 가까운[81] 이벤트 지평선을 가질 수 있을 때까지 반경이 더 작습니다.[Note 2]

이벤트 지평선

주요 기사: 이벤트 지평선
화살표 집합에서 알 수 있듯이 블랙홀에서 멀리 떨어진 입자는 어떤 방향으로도 움직일 수 있습니다. 오직 빛의 속도에 의해서만 제한됩니다.
블랙홀에 가까워지면 시공간이 변형되기 시작합니다. 블랙홀을 향해 가는 길은 멀어지는 길보다 더 많습니다.[Note 3]
사건의 지평선 안에서 모든 경로는 입자를 블랙홀의 중심에 더 가깝게 만듭니다. 더 이상 입자가 빠져나가는 것은 불가능합니다.

블랙홀의 특징은 물질과 빛이 블랙홀의 질량을 향해 안쪽으로만 통과할 수 있는 시공간의 경계인 사건의 지평선의 출현입니다. 그 어떤 것도, 심지어 빛조차도 사건의 지평선 안에서 빠져나올 수 없습니다.[83][84] 이벤트 지평선은 경계 내에서 이벤트가 발생하면 해당 이벤트의 정보가 외부 관찰자에게 도달할 수 없기 때문에 이러한 이벤트가 발생했는지 여부를 확인할 수 없기 때문입니다.[85]

일반 상대성 이론에서 예측한 바와 같이, 질량의 존재는 입자가 가는 경로가 질량 쪽으로 휘어지는 방식으로 시공간을 변형시킵니다.[86] 블랙홀의 사건의 지평선에서 이 변형은 너무 강해져서 블랙홀에서 멀어지는 경로가 없습니다.[87]

먼 관찰자에게 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 더 느리게 째깍거리는 것처럼 보일 것입니다.[88] 블랙홀에 떨어지는 물체는 중력 시간 팽창이라고 불리는 이 효과로 인해 사건의 지평선에 가까워질수록 느려져 도달하는 데 무한한 시간이 걸립니다.[89] 동시에, 이 물체에 대한 모든 과정은 고정된 외부 관찰자의 관점에서 느려지고, 이로 인해 물체가 방출하는 모든 빛은 더 붉고 희미하게 보입니다. 이것은 중력 적색편이라고 알려진 효과입니다.[90] 결국, 떨어지는 물체는 더 이상 볼 수 없을 때까지 사라집니다. 일반적으로 이 프로세스는 매우 빠르게 진행되며, 1초 이내에 개체가 시야에서 사라집니다.[91]

반면 블랙홀에 빠지는 파괴할 수 없는 관측자들은 사건의 지평선을 넘을 때 이러한 영향을 전혀 알아채지 못합니다. 그들에게 정상적으로 똑딱거리는 것처럼 보이는 그들 자신의 시계에 따르면, 그들은 어떤 특이한 행동도 주목하지 않고 유한한 시간 후에 사건의 지평선을 넘습니다. 고전적인 일반 상대성 이론에서는 아인슈타인의 등가 원리 때문에 지역 관측으로부터 사건의 지평선의 위치를 결정하는 것이 불가능합니다.[92][93]

평형 상태에 있는 블랙홀의 사건 지평선의 위상은 항상 구형입니다.[Note 4][96] 회전하지 않는(정적인) 블랙홀의 경우 이벤트 지평선의 기하학적 구조는 정확하게 구형인 반면, 회전하는 블랙홀의 경우 이벤트 지평선은 편평합니다.[97][98][99]

특이점

본문: 중력 특이점

일반 상대성 이론으로 설명하는 블랙홀의 중심에는 시공간 곡률이 무한해지는 영역인 중력 특이점이 있을 수 있습니다.[100] 회전하지 않는 블랙홀의 경우 이 영역은 단일 점의 형태를 취하며, 회전하는 블랙홀의 경우 번져 회전면에 있는 고리 특이점을 형성합니다.[101] 두 경우 모두 단일 영역은 부피가 0입니다. 또한 특이 영역이 블랙홀 용액의 질량을 모두 포함하고 있음을 알 수 있습니다.[102] 따라서 단일 영역은 무한한 밀도를 가진다고 생각할 수 있습니다.[103]

슈바르츠실트 블랙홀(즉, 회전하지 않고 전하를 띠지 않는 블랙홀)에 떨어지는 관찰자는 사건의 지평선을 넘으면 특이점으로 옮겨지는 것을 피할 수 없습니다. 하강 속도를 늦추기 위해 가속하여 경험을 연장할 수 있지만 한계까지 가능합니다.[104] 그들이 특이점에 도달하면, 그들은 무한한 밀도로 찌그러지고 그들의 질량은 블랙홀의 총합에 더해집니다. 그 일이 일어나기 전에, 그들은 스파게티화 또는 "국수 효과"라고 불리는 과정에서 증가하는 조석력에 의해 찢겨져 나갔을 것입니다.[105]

전하를 띤 블랙홀(리스너-노르트스트룀)이나 회전하는 블랙홀의 경우 특이점을 피할 수 있습니다. 이러한 솔루션을 가능한 한 확장하면 블랙홀이 웜홀 역할을 하는 다른 시공간으로 블랙홀을 빠져나올 수 있다는 가상의 가능성이 드러납니다.[106] 그러나 어떤 섭동도 이 가능성을 파괴할 것이기 때문에 다른 우주로 여행할 가능성은 이론적일 뿐입니다.[107] 또한 커 특이점을 중심으로 닫힌 시간과 같은 곡선(자신의 과거로 되돌아가기)을 따라가는 것이 가능해 보이며, 이는 할아버지 역설과 같은 인과성 문제로 이어집니다.[108] 회전하는 블랙홀과 전하를 띤 블랙홀의 적절한 양자 처리에서는 이러한 특이한 효과가 살아남지 못할 것으로 예상됩니다.[109]

일반 상대성 이론에서 특이점의 출현은 일반적으로 이론의 붕괴를 알리는 것으로 인식됩니다.[110] 그러나 이러한 붕괴는 매우 높은 밀도와 따라서 입자 상호 작용으로 인해 양자 효과가 이러한 작용을 설명해야 하는 상황에서 발생할 것으로 예상됩니다. 지금까지 양자 중력 이론을 공식화하려는 시도는 있지만 양자와 중력 효과를 하나의 이론으로 결합하는 것은 불가능했습니다. 일반적으로 이러한 이론에는 특이점이 없을 것으로 예상됩니다.[111][112]

광자구

주요 기사: 광자구

광자구는 그 구에 접선으로 이동하는 광자가 블랙홀에 대한 원형 궤도에 갇히는 두께가 0인 구형 경계입니다. 회전하지 않는 블랙홀의 경우 광자구의 반지름은 슈바르츠실트 반지름의 1.5배입니다. 궤도는 동적으로 불안정하므로 낙하하는 물질의 입자와 같은 작은 섭동은 시간이 지남에 따라 증가하는 불안정성을 유발하여 광자를 바깥쪽 궤도로 설정하여 블랙홀을 탈출하거나 사건의 지평선을 가로지르는 안쪽 나선형으로 설정합니다.[113]

빛은 여전히 광자 구에서 빠져나갈 수 있지만, 인바운드 궤적에서 광자 구를 가로지르는 모든 빛은 블랙홀에 의해 포획됩니다. 따라서 광자구에서 외부 관찰자에게 도달하는 모든 빛은 광자구와 사건 지평선 사이의 물체에 의해 방출되었을 것입니다.[113] 커 블랙홀의 경우 광자구의 반지름은 스핀 매개변수와 광자 궤도의 세부사항에 따라 달라지며, 이는 진행(블랙홀 스핀과 동일한 의미에서 광자가 회전)하거나 역행할 수 있습니다.[114][115]

에르고스피어

본문: 에르고스피어
에르고스피어는 물체가 제자리에 남아 있을 수 없는 사건의 지평선 밖의 영역입니다.[116]

회전하는 블랙홀은 정지해 있을 수 없는 시공간 영역, 즉 에르고스피어로 둘러싸여 있습니다. 이것은 프레임 드래그(frame-dragging)라고 알려진 과정의 결과입니다. 일반 상대성 이론은 회전하는 질량은 그 질량을 바로 둘러싼 시공간을 따라 약간의 '끌기' 경향이 있을 것이라고 예측합니다. 회전하는 질량 근처의 물체는 회전하는 방향으로 움직이기 시작하는 경향이 있습니다. 회전하는 블랙홀의 경우, 이 효과는 사건의 지평선 근처에서 너무 강해서 가만히 있으려면 물체가 반대 방향의 빛의 속도보다 더 빨리 움직여야 할 것입니다.[117]

블랙홀의 에르고스피어는 블랙홀의 사건 지평선과 에르고 표면에 의해 경계지어지는 부피로, 극의 사건 지평선과 일치하지만 적도를 중심으로 훨씬 더 먼 거리에 있습니다.[116]

물체와 방사선은 에르고스피어에서 정상적으로 탈출할 수 있습니다. 펜로즈 과정을 통해 물체는 진입한 에너지보다 더 많은 에너지를 가지고 에르고스피어에서 나올 수 있습니다. 여분의 에너지는 블랙홀의 회전 에너지로부터 얻어집니다. 그래서 블랙홀의 회전 속도가 느려집니다.[118] 강한 자기장이 존재하는 펜로즈 과정의 변형인 블랜드포드-즈나젝 과정은 퀘이사와 다른 활동은하핵의 거대한 광도와 상대론적 제트의 가능한 메커니즘으로 간주됩니다.

최내측 안정원궤도(ISCO)

주요 기사: 가장 안쪽의 안정된 원형 궤도

뉴턴 중력에서 테스트 입자는 중심 물체로부터 임의의 거리로 안정적으로 궤도를 돌 수 있습니다. 그러나 일반 상대성 이론에서는 가장 안쪽의 안정적인 원형 궤도(종종 ISCO라고 함)가 존재하며, 원형 궤도에 대한 무한히 작은 안쪽의 섭동은 블랙홀로 나선형으로 이어지고, 바깥쪽의 섭동은 에너지에 따라 나선형으로 이어집니다. 파스트론과 페리아스트론 사이를 안정적으로 공전하거나 무한대로 탈출합니다.[119] ISCO의 위치는 블랙홀의 스핀에 따라 달라지는데, 슈바르츠실트 블랙홀의 경우(스핀 제로)는 다음과 같습니다.

그리고 스핀과 같은 방향으로 궤도를 도는 입자의 블랙홀 스핀이 증가함에 따라 감소합니다.[120]

형성과 진화

블랙홀의 기이한 특성을 감안할 때, 그러한 물체가 실제로 자연에 존재할 수 있는지, 아니면 아인슈타인의 방정식에 대한 병리학적 해결책일 뿐인지에 대해서는 오랫동안 의문이 제기되었습니다. 아인슈타인 자신이 블랙홀이 형성되지 않을 것이라고 잘못 생각한 것은 붕괴하는 입자의 각운동량이 어떤 반경에서 입자의 운동을 안정화시킬 것이라고 생각했기 때문입니다.[121] 이로 인해 일반 상대성 이론계는 수년 동안 모든 결과를 반대로 일축했습니다. 그러나 소수의 상대론자들은 블랙홀이 물리적인 물체라는 주장을 계속했고,[122] 1960년대 말에는 사건의 지평선 형성에 장애가 없다고 이 분야의 대다수 연구자들을 설득했습니다.[123]

펜로즈는 일단 사건의 지평선이 형성되면 양자역학이 없는 일반 상대성 이론은 그 안에서 특이점이 형성될 것을 요구한다는 것을 증명했습니다.[49] 얼마 지나지 않아 호킹 박사는 빅뱅을 설명하는 많은 우주론적 해들이 스칼라장이나 다른 이국적인 물질이 없는 특이점을 가지고 있다는 것을 보여주었습니다.[clarification needed] 커 해, 머리카락 없는 정리, 블랙홀 열역학 법칙은 블랙홀의 물리적 특성이 단순하고 이해하기 쉽다는 것을 보여주었고, 이는 연구에 적합한 주제가 되었습니다.[124] 기존의 블랙홀은 별과 같은 무거운 물체의 중력 붕괴에 의해 형성되지만 이론적으로는 다른 과정에 의해 형성될 수도 있습니다.[125][126]

중력붕괴

본문: 중력붕괴
은하수 중심부의 블랙홀에 의해 가스 구름이 찢어지고 있습니다(2006년, 2010년 및 2013년 관측치는 각각 파란색, 녹색 및 빨간색으로 표시됨).[127]

중력붕괴는 물체의 내부 압력이 물체 자신의 중력에 저항하기에 충분하지 않을 때 발생합니다. 별의 경우, 이런 현상은 보통 별의 핵합성을 통해 온도를 유지할 수 있는 "연료"가 너무 적게 남아있기 때문에 발생하거나, 안정적이었을 별이 중심부 온도를 높이지 않는 방식으로 여분의 물질을 받기 때문에 발생합니다. 어느 경우든 별의 온도는 더 이상 자신의 무게로 붕괴되는 것을 막을 수 있을 정도로 높지 않습니다.[128] 붕괴는 항성 구성 요소의 축퇴 압력에 의해 중단되어 물질이 이국적인 밀도의 상태로 응축될 수 있습니다. 그 결과는 다양한 유형의 소형 별 중 하나입니다. 어떤 유형이 형성되는지는 (예를 들어, II형 초신성에서) 외층이 날아가 버린 경우에 남아 있는 원래 별의 잔해의 질량에 따라 달라집니다. 폭발에서 살아남은 붕괴된 물체인 잔해의 질량은 원래 별의 질량보다 상당히 작을 수 있습니다. 잔재 5개 초과 M☉ 20살이 넘은 스타들에 의해 제작됩니다. M☉ 망하기 [128]전에

잔존물의 질량이 약 3-4를 초과하는 경우 M☉ (톨만-오펜하이머-볼코프 한계[27]), 원래 항성이 매우 무거웠기 때문에 또는 잔해가 물질의 축적을 통해 추가 질량을 모았기 때문에 중성자의 축퇴 압력도 붕괴를 막기에 충분하지 않습니다. 알려진 메커니즘은 (쿼크 축퇴 압력을 제외하고는) 붕괴를 막을 만큼 강력하지 않으며 물체는 필연적으로 붕괴되어 블랙홀을 형성합니다.[128]

무거운 별들의 중력 붕괴는 항성 질량 블랙홀의 형성에 책임이 있는 것으로 추정됩니다. 초기 우주에서 별이 형성되면 매우 거대한 별들이 탄생했을 수도 있고, 별들이 붕괴되면 최대 10개의3 블랙홀이 생성되었을 것입니다. M☉.☉이 블랙홀은 대부분의 은하 중심에서 발견되는 초질량 블랙홀의 씨앗이 될 수 있습니다.[129] 또한 일반적인 질량이 ~105 정도인 거대한 블랙홀이 존재한다는 주장이 제기되었습니다. M☉ 젊은 우주에 있는 가스 구름의 직접적인 붕괴로부터 형성되었을 수도 있습니다.[125] 이 거대한 물체들은 결국 적색편이 ~ 7 7에서 이미 관측된 가장 초기의 퀘이사를 형성하는 씨앗으로 제안되었습니다[130] 이러한 물체에 대한 일부 후보는 젊은 우주의 관측에서 발견되었습니다.[125]

중력 붕괴 동안 방출되는 에너지의 대부분은 매우 빠르게 방출되지만, 외부 관찰자는 실제로 이 과정의 끝을 보지 못합니다. 붕괴가 낙하 물질의 기준틀에서 유한한 시간이 걸리더라도, 멀리 있는 관찰자는 중력 시간 팽창으로 인해 낙하 물질이 느려지고 사건 지평선 바로 위에서 멈추는 것을 볼 수 있습니다. 붕괴하는 물질에서 나오는 빛은 관측자에게 도달하는 데 점점 더 오래 걸리며, 사건의 지평선이 형성되기 직전에 방출된 빛은 무한한 시간을 지연시킵니다. 따라서 외부 관찰자는 사건의 지평선이 형성되는 것을 결코 보지 못합니다. 대신 붕괴하는 물질은 점점 더 어두워지고 점점 더 적색 이동하여 결국 희미해집니다.[131]

원시 블랙홀과 빅뱅

중력 붕괴는 큰 밀도를 필요로 합니다. 현재 우주의 시대에는 이러한 고밀도가 별에서만 발견되지만 빅뱅 직후 초기 우주에서는 밀도가 훨씬 커 블랙홀이 생성되었을 수 있습니다. 균일한 질량 분포로는 질량이 뭉치지 않기 때문에 높은 밀도만으로는 블랙홀 형성을 허용하기에 충분하지 않습니다. 원시 블랙홀이 이렇게 밀도가 높은 매질에서 형성되기 위해서는 초기 밀도 섭동이 있어야 합니다. 초기 우주에 대한 다양한 모델은 이러한 변동의 규모에 대한 예측에 매우 다양합니다. 다양한 모델은 플랑크 질량( =ℏ c / G {\m_{P} = {\ /G}} ≈ 1.2×10 GeV/c ≈ 2.2×10 kg)부터 수십만 태양 질량에 이르는 크기의 원시 블랙홀 생성을 예측합니다.

초기 우주는 극도로 밀도가 높았지만, 팽창 속도가 인력보다 더 컸기 때문에 빅뱅 때 블랙홀로 다시 붕괴되지는 않았습니다. 인플레이션 이론에 따라 인플레이션이 끝날 때까지 초기에는 순 반발 중력이 있었습니다. 그 이후로 허블 흐름은 우주의 에너지 밀도에 의해 느려졌습니다.

별과 같이 비교적 일정한 크기를 가진 물체의 중력 붕괴에 대한 모델이 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 우주에 반드시 동일하게 적용되는 것은 아닙니다.[132]

고에너지 충돌

블랙홀을 생성할 수 있는 과정은 중력 붕괴만이 아닙니다. 원칙적으로 충분한 밀도를 달성하는 고에너지 충돌에서 블랙홀이 형성될 수 있습니다. 2002년 현재 입자 가속기 실험에서 질량 균형의 결함으로 직간접적으로 그러한 사건이 감지되지 않았습니다.[133] 이는 블랙홀의 질량에 대한 하한이 있어야 함을 시사합니다. 이론적으로 이 경계는 플랑크 질량 주위에 있을 것으로 예상되며, 여기서 양자 효과는 일반 상대성 이론의 예측을 무효화할 것으로 예상됩니다.[134] 이것은 블랙홀의 생성을 지구 또는 지구 근처에서 일어나는 어떤 고에너지 과정에도 확실히 접근할 수 없게 만들 것입니다. 그러나 양자 중력의 어떤 발전은 최소 블랙홀 질량이 훨씬 더 낮을 수 있음을 시사합니다. 예를 들어, 어떤 브레인월드 시나리오는 경계를 1 TeV/c만큼2 낮게 설정합니다.[135] 이것은 우주 광선이 지구 대기에 부딪힐 때 발생하는 고에너지 충돌이나 CERN의 대형 강입자 충돌기에서 마이크로 블랙홀이 생성되는 것을 가능하게 할 것입니다. 이 이론들은 매우 추측적이며, 많은 전문가들은 이 과정에서 블랙홀이 생성될 가능성이 낮다고 생각합니다.[136] 마이크로 블랙홀을 형성할 수 있다고 해도 약 10초−25 안에 증발해 지구에 아무런 위협이 되지 않을 것으로 예상됩니다.[137]

성장

일단 블랙홀이 형성되면 추가적인 물질을 흡수하여 계속 성장할 수 있습니다. 모든 블랙홀은 주변에서 가스와 성간 먼지를 지속적으로 흡수합니다. 이러한 성장 과정은 일부 초질량 블랙홀이 형성되었을 가능성이 있는 한 가지 가능한 방법이지만, 초질량 블랙홀의 형성은 여전히 열린 연구 분야입니다.[129] 구상 성단에서 발견되는 중간 질량 블랙홀의 형성에 대해서도 비슷한 과정이 제안되었습니다.[138] 블랙홀은 또한 별과 같은 다른 물체나 심지어 다른 블랙홀과 합쳐질 수 있습니다. 이것은 특히 많은 더 작은 물체들의 응집으로 형성되었을 수 있는 초질량 블랙홀의 초기 성장에서 중요했을 것으로 생각됩니다.[129] 이 과정은 또한 일부 중간 질량 블랙홀의 기원으로 제안되었습니다.[139][140]

증발

주요 기사: 호킹 복사

1974년 호킹은 블랙홀이 완전히 검은색은 아니지만 온도 ℏ c/(8 π GMK)에서 소량의 열복사를 방출한다고 예측했으며, 이 효과는 호킹 복사로 알려지게 되었습니다. 그는 정적인 블랙홀 배경에 양자장 이론을 적용함으로써 블랙홀이 완벽한 흑체 스펙트럼을 나타내는 입자를 방출해야 한다고 결정했습니다. 호킹 박사가 발표한 이후로, 다른 많은 사람들은 다양한 접근법을 통해 그 결과를 검증했습니다.[141] 호킹의 블랙홀 복사 이론이 맞다면, 블랙홀은 광자와 다른 입자의 방출에 의해 질량을 잃기 때문에 시간이 지남에 따라 수축하고 증발할 것으로 예상됩니다.[55] 이 열 스펙트럼의 온도(호킹 온도)는 블랙홀의 표면 중력에 비례하며, 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 질량에 반비례합니다. 따라서 큰 블랙홀은 작은 블랙홀보다 방사선을 덜 방출합니다.[142]

1의 항성 블랙홀 M☉ 호킹 온도는 62나노켈빈입니다.[143] 이는 우주 마이크로파 배경 복사의 온도인 2.7K보다 훨씬 낮습니다. 항성 질량이나 더 큰 블랙홀은 호킹 복사를 통해 방출하는 것보다 우주 마이크로파 배경에서 더 많은 질량을 받아 줄어들지 않고 커집니다.[144] 호킹 온도가 2.7K보다 크며 (그리고 증발할 수 있기 위해서) 블랙홀은 달보다 작은 질량을 필요로 할 것입니다. 이러한 블랙홀의 지름은 10분의 1밀리미터 미만일 것입니다.[145]

블랙홀이 매우 작으면 복사 효과가 매우 강해질 것으로 예상됩니다. 자동차의 질량을 가진 블랙홀은 지름이 약 10m이고−24 증발하는 데 1나노초가 걸리며, 그 시간 동안 잠시 태양의 200배가 넘는 광도를 갖게 됩니다. 질량이 더 작은 블랙홀은 훨씬 더 빨리 증발할 것으로 예상됩니다. 예를 들어 질량이 1 TeV/c인2 블랙홀은 완전히 증발하는 데 10초도−88 걸리지 않습니다. 이러한 작은 블랙홀의 경우 양자 중력 효과가 중요한 역할을 할 것으로 예상되며, 현재 양자 중력의 발전이 이러한 경우를 나타내는 것은 아니지만 가정적으로 이러한 작은 블랙홀을 안정적으로 만들 수 있습니다.[146][147]

천체물리학적 블랙홀에 대한 호킹 복사는 매우 약할 것으로 예측되어 지구에서 탐지하기가 매우 어려울 것입니다. 그러나 가능한 예외는 원시 블랙홀 증발의 마지막 단계에서 방출되는 감마선의 폭발입니다. 이러한 섬광에 대한 탐색은 성공적이지 않은 것으로 입증되었으며 저질량 원시 블랙홀의 존재 가능성에 대한 엄격한 제한을 제공합니다.[148] 2008년에 발사된 NASA의 페르미 감마선 우주 망원경은 이 섬광들을 찾는 작업을 계속할 것입니다.[149]

만약 블랙홀이 호킹 복사를 통해 증발한다면, 태양 질량 블랙홀은 10년64 동안 증발할 것입니다(우주 마이크로파 배경의 온도가 블랙홀의 온도보다 낮아지면 시작됩니다).[150] 질량 10의11 초거대 블랙홀 M☉ 약 2×10년100 후에 증발할 것입니다.[151] 우주에 있는 일부 괴물 블랙홀은 10개까지14 계속 커질 것으로 예상됩니다. M☉ 초은하들이 붕괴하는 동안. 이것들도 최대 10년106 동안 증발할 것입니다.[150]

양자 중력의 일부 모델은 블랙홀에 대한 호킹 설명의 수정을 예측합니다. 특히, 질량 손실률과 전하 손실률을 설명하는 진화 방정식은 수정됩니다.[152]

관측 증거

본질적으로 블랙홀 자체는 가상의 호킹 복사 외에는 전자기 복사를 전혀 방출하지 않기 때문에 블랙홀을 찾는 천체물리학자들은 일반적으로 간접 관측에 의존해야 합니다. 예를 들어, 블랙홀이 주변에 미치는 중력의 영향을 관찰함으로써 블랙홀의 존재를 추론할 수 있습니다.[153]

직접 간섭계

편광에서 M87* 블랙홀의 모습
궁수자리 A*, 은하수 중심에 있는 블랙홀

EHT(Event Horizon Telescope)는 은하수 중심에 있는 블랙홀과 같은 블랙홀의 사건 지평선의 즉각적인 환경을 직접 관찰하는 활동적인 프로그램입니다. 2017년 4월, EHT는 메시에 87의 중심에 있는 블랙홀을 관측하기 시작했습니다.[154][155] 2019년 4월, "2017년 4월, 총 6개의 산과 4개의 대륙에 있는 8개의 전파 관측소가 처녀자리에서 10일 동안 은하계를 켜고 끄는 것을 관찰했습니다."라고 그 이미지를 산출하는 데이터를 제공했습니다.[156] 2년간의 데이터 처리 끝에 EHT는 블랙홀의 첫 번째 직접 이미지, 즉 앞서 언급한 은하 중심에 있는 초질량 블랙홀을 공개했습니다.[157][158] 눈에 보이는 것은 블랙홀이 아닙니다. 블랙홀은 이 어두운 영역 안에서 모든 빛을 잃었기 때문에 블랙홀을 보여줍니다. 대신 블랙홀을 정의하는 것은 사건의 지평선 가장자리에 있는 가스(주황색 또는 빨간색으로 표시됨)입니다.[159]

2022년 5월 12일, EHT는 은하 중심에 있는 초질량 블랙홀인 궁수자리 A*의 첫 번째 이미지를 공개했습니다. 공개된 이미지는 M87* 블랙홀에서 볼 수 있는 것과 동일한 링 모양의 구조와 원형 그림자를 나타냈으며, 이미지는 M87 블랙홀과 동일한 기술을 사용하여 생성되었습니다. 그러나 M87*보다 1,000배 이상 작고 질량이 덜한 궁수자리 A*의 이미징 과정은 주변 환경의 불안정성 때문에 훨씬 더 복잡했습니다.[160] 궁수자리 A*의 이미지는 은하 중심으로 가는 도중 난류 플라즈마에 의해 부분적으로 흐려졌습니다. 이것은 더 긴 파장에서 이미지의 해상도를 방해하는 효과입니다.[161]

처리된 EHT 이미지의 '아래' 부분에서 이 물질의 밝기는 도플러 빔에 의해 발생하는 것으로 생각되며, 이로 인해 상대론적 속도로 시청자에게 접근하는 물질은 멀어지는 물질보다 더 밝게 인식됩니다. 블랙홀의 경우, 이 현상은 눈에 보이는 물질이 상대론적 속도(>1,000 km/s [2,200,000 mph])로 회전하고 있다는 것을 의미하며, 이는 특이점의 거대한 중력 인력을 원심적으로 균형을 유지하여 사건 지평선 위의 궤도에 남아 있을 수 있는 유일한 속도입니다. 밝은 물질의 이러한 구성은 EHT가 전체 시스템이 시계 방향으로 회전할 때 블랙홀의 강착 원반을 거의 가장자리에서 잡는 관점에서 M87*을 관찰했음을 의미합니다.[162][163] 그러나 블랙홀과 관련된 극단적인 중력 렌즈는 강착 원반을 위에서 보는 원근법의 착각을 일으킵니다. 실제로 EHT 이미지의 대부분의 고리는 강착 원반의 먼 쪽에서 방출되는 빛이 블랙홀의 중력을 잘 휘어지면서 탈출할 때 생성되었으며, 이는 M87*에서 가능한 대부분의 관점이 "그림자" 바로 뒤에 있는 것조차도 디스크 전체를 볼 수 있다는 것을 의미합니다.

2015년, EHT는 궁수자리 A*의 사건 지평선 바로 밖에서 자기장을 감지했고 심지어 그들의 특성 중 일부를 식별했습니다. 강착원반을 통과하는 필드 라인은 질서정연하고 엉킨 복잡한 혼합물이었습니다. 블랙홀에 대한 이론적 연구는 자기장의 존재를 예측했습니다.[164][165]

2023년 4월, 메시에 87 블랙홀과 관련된 고에너지 제트의 그림자를 처음으로 함께 본 이미지가 제시되었습니다.[166][167]

블랙홀 병합으로 인한 중력파 검출

리빙스턴(오른쪽)과 핸포드(왼쪽) 검출기의 중력파에 대한 LIGO 측정, 이론적 예측값과 비교

2015년 9월 14일, LIGO 중력파 관측소는 최초로 중력파 직접 관측에 성공했습니다.[56][168] 이 신호는 두 개의 블랙홀이 합쳐져 생성된 중력파에 대한 이론적 예측과 일치했습니다. 하나는 약 36 태양질량이고 다른 하나는 약 29 태양질량입니다.[56][169] 이 관측은 지금까지 블랙홀의 존재에 대한 가장 구체적인 증거를 제공합니다. 예를 들어, 중력파 신호는 합병 전 두 물체의 분리가 350 km에 불과했음을 시사합니다(또는 추론된 질량에 해당하는 슈바르츠실트 반경의 약 4배). 따라서 이 물체들은 극도로 작았을 것이며, 블랙홀이 가장 그럴듯한 해석임에 틀림없습니다.[56]

더 중요한 것은 LIGO가 관측한 신호에는 합병 후 고리의 시작도 포함되어 있는데, 새로 형성된 소형 물체가 정지 상태로 가라앉으면서 생성되는 신호입니다. 틀림없이, 링다운은 블랙홀을 관찰하는 가장 직접적인 방법입니다.[170] LIGO 신호로부터 링다운의 지배 모드의 주파수와 감쇠 시간을 추출할 수 있습니다. 이들로부터 최종 물체의 질량과 각운동량을 추론할 수 있으며, 이는 합병의 수치 시뮬레이션으로부터 독립적인 예측과 일치합니다.[171] 지배 모드의 주파수와 붕괴 시간은 광자 구의 기하학적 구조에 의해 결정됩니다. 따라서 이 모드를 관찰하면 광자 구의 존재가 확인되지만 광자 구를 가질 만큼 충분히 작은 블랙홀에 대한 이국적인 대안을 배제할 수 없습니다.[170]

이 관측은 또한 항성 질량의 블랙홀 쌍성의 존재에 대한 최초의 관측 증거를 제공합니다. 게다가, 이것은 25 태양 질량 이상의 항성 질량 블랙홀에 대한 최초의 관측 증거입니다.[172]

그 이후로 더 많은 중력파 사건이 관측되었습니다.[173]

궁수자리 A를 돌고 있는 별들*

본문: 궁수자리 A* 성단
2021년 궁수자리 A* 주위를 도는 별들

우리 은하 중심 부근에 있는 별들의 적절한 움직임은 이 별들이 초질량 블랙홀을 돌고 있다는 강력한 관측 증거를 제공합니다.[174] 1995년부터 천문학자들은 전파원 궁수자리 A*와 일치하는 보이지 않는 물체 주위를 도는 90개의 별들의 움직임을 추적했습니다. 케플러 궤도에 자신들의 움직임을 맞추면서 천문학자들은 1998년에 2.6×10의6 M☉ 물체는 반지름이 0.02광년인 부피에 포함되어 있어야 별들의 움직임을 유발할 수 있습니다.[175] 그 이후로, S2라고 불리는 별들 중 하나가 완전한 궤도를 완성했습니다. 천문학자들은 궤도 데이터로부터 질량의 계산을 4.3×10으로6 미세화할 수 있었습니다. M☉ 그리고 이 별들의 궤도 운동을 일으키는 물체의 반지름은 0.002 광년 미만입니다.[174] 이 물체의 크기에 대한 상한은 여전히 너무 커서 슈바르츠실트 반지름보다 작은지를 시험할 수 없습니다. 그럼에도 불구하고 이러한 관측은 중심 물체가 초거대 블랙홀이라는 것을 강력하게 시사합니다. 그렇게 많은 보이지 않는 질량을 이렇게 작은 부피로 가둘 수 있는 그럴듯한 시나리오가 없기 때문입니다.[175] 또한 이 물체가 블랙홀만의 특징인 사건의 지평선을 가지고 있을지도 모른다는 관측 증거도 있습니다.[176]

물질의 강착

참고 항목: 강착원반
블랙홀 부근의 X선 흐림 (NuSTAR; 2014년 8월 12일)[177]

각운동량의 보존으로 [178]인해 거대한 물체가 만든 중력 우물에 떨어지는 가스는 일반적으로 물체 주위에 원반과 같은 구조를 형성합니다. 블랙홀을 코로나와 함께 표현하는 것과 같은 예술가들의 인상은 일반적으로 블랙홀이 마치 원반의 일부를 바로 뒤에 숨기고 있는 평평한 공간의 몸체인 것처럼 묘사하지만, 실제로는 중력 렌즈가 부착 원반의 이미지를 크게 왜곡시킬 것입니다.[179]

이러한 원반 내에서 마찰에 의해 각운동량이 바깥쪽으로 운반되어 물질이 안쪽으로 더 멀리 떨어질 수 있으므로 퍼텐셜 에너지가 방출되고 기체의 온도가 증가합니다.[180]

강착 물체가 중성자별 또는 블랙홀일 때, 내부 강착 원반의 가스는 소형 물체와의 근접성 때문에 매우 빠른 속도로 궤도를 돈다. 마찰력은 매우 커서 내부 디스크를 온도로 가열하여 방대한 양의 전자기 방사선(주로 X선)을 방출합니다. 이러한 밝은 X선 소스는 망원경으로 감지할 수 있습니다. 이 강착 과정은 알려진 가장 효율적인 에너지 생성 과정 중 하나입니다. 강착 물질의 나머지 질량의 최대 40%가 방사선으로 방출될 수 있습니다.[180] (핵융합에서는 나머지 질량의 약 0.7%만 에너지로 방출됩니다.) 많은 경우 강착 디스크는 극을 따라 방출되는 상대론적 제트를 동반하며, 이 제트는 많은 에너지를 운반합니다. 이러한 제트의 생성 메커니즘은 부분적으로 불충분한 데이터로 인해 현재 잘 알려져 있지 않습니다.[181]

이와 같이, 우주의 더 에너지가 넘치는 많은 현상들은 블랙홀에 물질이 축적되는 것에 기인합니다. 특히 활동은하핵과 퀘이사는 초질량 블랙홀의 강착원반으로 추정됩니다.[182] 마찬가지로, X-선 쌍성계도 일반적으로 쌍성계로 받아들여지는데, 이 쌍성계는 두 별 중 하나가 동반성으로부터 물질을 축적하는 소형 천체입니다.[182] 또한 일부 초발광 X선 소스는 중간 질량 블랙홀의 강착 원반일 수 있다고 제안되었습니다.[183]

2011년 11월 초질량 블랙홀 주변의 퀘이사 강착 원반을 직접 관측한 결과가 처음으로 보고되었습니다.[184][185]

X선 쌍성

참고 항목: X선 이진법
최초로 발견된 강력한 블랙홀 후보였던 백조자리 X-1의 찬드라 X-선 관측소 이미지

X선 쌍성계는 스펙트럼의 X선 부분에서 방사선의 대부분을 방출하는 쌍성계입니다. 이러한 X-선 방출은 일반적으로 별들 중 하나가 다른 별(정규)로부터 물질을 흡수할 때 발생하는 것으로 생각됩니다. 그러한 계에서 평범한 별의 존재는 중심 물체를 연구하고 그것이 블랙홀일 수 있는지를 결정할 수 있는 기회를 제공합니다.[182]

이러한 시스템이 콤팩트한 물체로 직접 추적할 수 있는 신호를 방출한다면 블랙홀이 될 수 없습니다. 그러나 이러한 신호가 없다고 해서 소형 천체가 중성자별일 가능성도 배제할 수는 없습니다. 동반성을 연구함으로써 종종 계의 궤도 매개변수를 구하고 소형 천체의 질량을 추정할 수 있습니다. 만약 이것이 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(별이 붕괴하지 않고 가질 수 있는 최대 질량)보다 훨씬 크다면 이 물체는 중성자별이 될 수 없으며 일반적으로 블랙홀로 예상됩니다.[182]

최초의 강력한 블랙홀 후보인 백조자리 X-1은 1972년 찰스 토마스 볼튼,[186] 루이스 웹스터, 폴 머딘에[187] 의해 이러한 방식으로 발견되었습니다.[188][189] 그러나 일부 의문은 동반성이 후보 블랙홀보다 훨씬 무거워서 생기는 불확실성 때문에 남아 있었습니다. 현재, 블랙홀에 대한 더 나은 후보들은 소프트 엑스레이 과도현상이라고 불리는 엑스레이 바이너리 클래스에서 발견됩니다. 이 부류의 계에서 동반성은 상대적으로 질량이 낮아서 블랙홀 질량을 더 정확하게 추정할 수 있습니다. 게다가, 이 시스템들은 10-50년에 한 번 X선을 몇 달 동안만 능동적으로 방출합니다. X선 방출이 적은 기간(정지 상태라고 함) 동안 강착 원반은 극도로 희미하여 이 기간 동안 동반성을 자세히 관찰할 수 있습니다. 최고의 후보 중 하나는 V404 시그니(Cygni)입니다.[182]

준주기 진동
주요 기사: 준주기 진동

강착 디스크의 X선 방출은 때때로 특정 주파수에서 깜박입니다. 이러한 신호를 준주기적 진동이라고 하며, 물질이 강착 원반의 안쪽 가장자리(가장 안쪽의 안정된 원형 궤도)를 따라 이동하기 때문에 발생하는 것으로 생각됩니다. 따라서 그들의 주파수는 소형 물체의 질량과 연결됩니다. 따라서 후보 블랙홀의 질량을 결정하는 대안적인 방법으로 사용될 수 있습니다.[190]

은하핵

참고 항목: 활동은하핵
2015년[191] 1월 5일 은하 중심부에 있는 블랙홀 궁수자리 A*에서 비정상적으로 밝은 X선 플레어가 감지되었습니다.

천문학자들은 특이한 스펙트럼선 방출과 매우 강한 전파 방출과 같은 특이한 특성을 가진 은하를 설명하기 위해 "활성 은하"라는 용어를 사용합니다. 이론 및 관측 연구에 따르면 이러한 활성 은하핵(AGN)의 활동은 항성보다 수백만 배 더 무거운 초거대 블랙홀의 존재로 설명될 수 있습니다. 이 AGN의 모델은 태양보다 수백만 배 또는 수십억 배 더 무거운 중심 블랙홀, 강착 원반이라고 불리는 성간 가스 및 먼지 원반, 그리고 강착 원반에 수직인 두 개의 제트로 구성됩니다.[192][193]

대부분의 AGN에서 초질량 블랙홀이 발견될 것으로 예상되지만, 중심 초질량 블랙홀 후보의 실제 질량을 확인하고 측정하기 위해 일부 은하의 핵만이 더 신중하게 연구되었습니다. 초질량 블랙홀 후보가 있는 가장 주목할 만한 은하로는 안드로메다 은하, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255, 솜브레로 은하 등이 있습니다.[194]

현재는 활동 중인 은하만이 아니라 거의 모든 은하의 중심에 초거대 블랙홀이 있다는 것이 널리 받아들여지고 있습니다.[195] M-시그마 관계로 알려진 이 구멍의 질량과 숙주 은하 팽대부의 속도 분산 사이의 밀접한 관측 상관관계는 블랙홀의 형성과 은하 자체의 형성 사이의 연관성을 강하게 시사합니다.[196]

마이크로렌즈

물체의 블랙홀 특성을 실험할 수 있는 또 다른 방법은 주변의 강한 중력장에 의한 효과를 관찰하는 것입니다. 그러한 효과 중 하나는 중력 렌즈입니다. 거대한 물체 주변의 시공간 변형은 빛이 광학 렌즈를 통과하는 것과 같이 광선을 편향시키게 합니다. 관측은 광선이 불과 몇 아크초만 굴절되는 약한 중력 렌즈에 의해 이루어졌습니다. 마이크로렌즈는 소스가 해결되지 않고 관찰자가 작은 밝기를 볼 때 발생합니다. 2022년 1월, 천문학자들은 고립된 블랙홀에서 마이크로렌즈 현상을 처음으로 감지할 수 있다고 보고했습니다.[197]

블랙홀이 중력렌즈를 관측하는 또 다른 가능성은 블랙홀 주위를 도는 별들을 관측하는 것입니다. 궁수자리 A*[198] 주변의 궤도에는 여러 가지 관측 후보가 있습니다.

대안

참고 항목: 이국성

항성 블랙홀에 대한 증거는 중성자별의 질량에 대한 상한의 존재에 크게 의존합니다. 이 한계의 크기는 밀도가 높은 물질의 특성에 대한 가정에 크게 의존합니다. 물질의 새로운 이국적인 단계가 이 경계를 높일 수 있습니다.[182] 높은 밀도에서 자유 쿼크의 위상은 밀도가 높은 쿼크 별의 존재를 허용할 [199]수 있으며 일부 초대칭 모델은 Q 별의 존재를 예측합니다.[200] 표준 모델의 일부 확장은 가설적으로 프레온 별을 형성할 수 있는 쿼크와 렙톤의 기본 구성 요소로 프레온의 존재를 가정합니다.[201] 이러한 가상 모델은 잠재적으로 항성 블랙홀 후보에 대한 여러 관측을 설명할 수 있습니다. 그러나 일반 상대성 이론의 주장을 통해 그러한 물체가 최대 질량을 가질 것이라는 것을 알 수 있습니다.[182]

슈바르츠실트 반지름 안에 있는 블랙홀의 평균 밀도는 질량의 제곱에 반비례하기 때문에 초질량 블랙홀은 항성 블랙홀보다 밀도가 훨씬 낮습니다(평균 밀도 108). M☉ 블랙홀은 물과 맞먹습니다.[182] 따라서 초질량 블랙홀을 형성하는 물질의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되고 있으며 초질량 블랙홀 관측에 대한 가능한 대안적 설명은 훨씬 더 일상적입니다. 예를 들어, 초거대 블랙홀은 매우 어두운 물체들로 이루어진 큰 성단에 의해 모델링될 수 있습니다. 그러나 이러한 대안은 일반적으로 초질량 블랙홀 후보를 설명하기에 충분히 안정적이지 않습니다.[182]

항성과 초질량 블랙홀의 존재에 대한 증거는 블랙홀이 형성되지 않기 위해서는 일반 상대성 이론이 중력 이론으로서 실패해야 한다는 것을 암시하는데, 아마도 양자역학적 교정의 시작 때문일 것입니다. 양자 중력 이론의 많은 기대를 받는 특징은 특이점이나 사건의 지평선을 특징으로 하지 않을 것이고, 따라서 블랙홀은 실제 인공물이 아니라는 것입니다.[202] 예를 들어, 끈 이론에 기초한 퍼즈볼 모델에서 블랙홀 해의 개별 상태는 일반적으로 사건의 지평선이나 특이점을 갖지 않지만, 고전적/반고전적 관찰자의 경우 그러한 상태의 통계적 평균은 일반 상대성 이론에서 추론된 일반 블랙홀처럼 나타납니다.[203]

천문학적 블랙홀 후보의 관측과 동일하거나 거의 동일하게 일치하는 몇 가지 이론적 물체가 추측되었지만 다른 메커니즘을 통해 작동합니다. 여기에는 중력 별, 블랙 별,[204] 관련 네스타[205], 암흑 에너지 별이 포함됩니다.[206]

미해결 질문

엔트로피와 열역학

추가 정보: 블랙홀 열역학과 베켄슈타인 바운드
S = 1/4c3k/지 ħA
블랙홀의 면적(A)에 따라 달라지는 블랙홀의 베켄슈타인-호킹 엔트로피(S) 공식. 상수는 빛의 속도(c), 볼츠만 상수(k), 뉴턴 상수(G), 감소된 플랑크 상수(ħ)입니다. 플랑크 단위에서는 이 값이 S = A/4로 줄어듭니다.

1971년 호킹은 일반적인[Note 5] 조건에서 고전적인 블랙홀들이 충돌하고 합쳐지더라도 사건의 지평선 전체 면적이 결코 줄어들 수 없다는 것을 보여주었습니다.[207] 현재 블랙홀 역학 제2법칙으로 알려진 이 결과는 고립계의 총 엔트로피는 절대 감소할 수 없다는 열역학 제2법칙과 매우 유사합니다. 절대영도의 고전적인 물체와 마찬가지로 블랙홀의 엔트로피는 0이라고 가정했습니다. 그렇다면 엔트로피가 많은 물질이 블랙홀에 들어가면서 열역학 제2법칙을 위반하게 되고, 그 결과 우주의 총 엔트로피는 감소하게 됩니다. 따라서 베켄슈타인은 블랙홀은 엔트로피를 가져야 하며, 지평선 면적에 비례해야 한다고 제안했습니다.[208]

1974년 호킹 박사가 블랙홀이 일정한 온도에서 흑체 복사를 한다는 사실을 발견하면서 열역학 법칙과의 연관성이 더욱 강화됐습니다. 방사선이 블랙홀의 에너지를 운반하여 블랙홀을 수축시키기 때문에 블랙홀 역학 제2법칙을 위반하는 것처럼 보입니다. 그러나 방사선은 엔트로피를 운반하기도 하며, 블랙홀을 둘러싼 물질의 엔트로피의 합과 플랑크 단위로 측정한 지평선 면적의 1/4이 실제로 항상 증가한다는 것은 일반적인 가정 하에서 증명될 수 있습니다. 이를 통해 블랙홀 역학 제1법칙을 열역학 제1법칙의 유사체로 공식화할 수 있으며, 질량은 에너지, 표면 중력은 온도, 면적은 엔트로피로 작용합니다.[208]

한 가지 곤혹스러운 특징은 블랙홀의 엔트로피가 부피보다는 면적에 따라 확장된다는 것인데, 엔트로피는 일반적으로 계의 부피에 따라 선형적으로 확장되는 광범위한 양이기 때문입니다. 이 기묘한 성질 때문에 제라드 후프트와 레너드 서스킨드는 홀로그래픽 원리를 제안했는데, 이는 시공간에서 일어나는 모든 일이 그 부피의 경계에 있는 데이터로 설명될 수 있음을 시사합니다.[209]

일반 상대성 이론을 사용하여 블랙홀 엔트로피의 반고전적 계산을 수행할 수 있지만, 이 상황은 이론적으로 만족스럽지 않습니다. 통계역학에서 엔트로피는 동일한 거시적 특성(질량, 전하, 압력 등)을 가진 시스템의 미시적 구성의 수를 세는 것으로 이해됩니다. 만족스러운 양자 중력 이론이 없으면 블랙홀에 대해 그러한 계산을 수행할 수 없습니다. 양자 중력에 대한 다양한 접근법에서 어느 정도 진전이 있었습니다. 1995년 앤드류 스트로밍거와 컴런 바파는 끈 이론에서 특정 초대칭 블랙홀의 미세 상태를 세는 것이 베켄슈타인-호킹 엔트로피를 재현한다는 것을 보여주었습니다.[210] 그 이후로 끈 이론과 루프 양자 중력과 같은 양자 중력에 대한 다른 접근법 모두에서 다른 블랙홀에 대해 유사한 결과가 보고되었습니다.[211]

또 다른 유망한 접근 방식은 중력을 효과적인 필드 이론으로 취급함으로써 구성됩니다. 먼저 블랙홀의 사건 지평선 반경에 대한 양자 중력 보정을 계산한 다음 그 위에 적분하여 Wald 공식에 의해 주어진 엔트로피에 대한 양자 중력 보정을 찾습니다. 이 방법은 칼메트와 카이퍼스에 의해 슈바르츠실트 블랙홀에 적용된 [212]다음 캄포스 델가도에 의해 하전 블랙홀에 대해 성공적으로 일반화되었습니다.[213]

정보 손실 역설

본문: 블랙홀 정보 역설
물리학에서 해결되지 않은 문제:

블랙홀에서 신체 정보가 손실됩니까?

(물리학에서 해결되지 않은 더 많은 문제들)

블랙홀은 내부 매개변수가 몇 개에 불과하기 때문에 블랙홀을 형성하는 데 들어간 물질에 대한 대부분의 정보가 손실됩니다. 블랙홀에 들어가는 물질의 종류에 관계없이 총 질량, 전하, 각운동량에 관한 정보만 보존되는 것으로 보입니다. 블랙홀이 영원히 지속될 것으로 생각되는 한, 이러한 정보 손실은 그다지 문제가 되지 않습니다. 왜냐하면 정보는 블랙홀 내부에 존재하는 것으로 생각할 수 있고, 외부에서 접근할 수 없지만 홀로그래픽 원리에 따라 사건의 지평선에 표현될 수 있기 때문입니다. 하지만 블랙홀은 호킹 복사를 방출함으로써 서서히 증발합니다. 이 방사선은 블랙홀을 형성한 물질에 대한 추가적인 정보를 가지고 있지 않은 것으로 보이며, 이는 이 정보가 영원히 사라진 것처럼 보인다는 것을 의미합니다.[214]

블랙홀에서 정보가 정말로 손실되는지에 대한 질문(블랙홀 정보 역설)은 이론 물리학계를 분열시켰습니다. 양자역학에서 정보의 손실은 단일성이라는 속성의 위반에 해당하며, 단일성의 손실은 에너지 보존의 위반을 의미한다는 주장도 제기되었지만,[215] 이에 대해서도 논란이 되고 있습니다.[216] 최근 몇 년 동안 문제에 대한 완전한 양자 중력 처리에서 정보와 통일성이 실제로 보존된다는 증거가 구축되고 있습니다.[217]

블랙홀 정보 역설을 해결하기 위한 한 가지 시도는 블랙홀 보완성으로 알려져 있습니다. 2012년 블랙홀 보완성이 정보 역설을 해결하지 못한다는 것을 입증하기 위한 목적으로 '방화벽 역설'이 도입되었습니다. 휘어진 시공간에서의 양자장 이론에 따르면, 호킹 복사의 단일 방출은 두 개의 서로 얽힌 입자를 포함합니다. 나가는 입자는 탈출하여 호킹 복사의 양자로 방출되고, 떨어지는 입자는 블랙홀에 의해 삼켜집니다. 블랙홀이 과거에는 유한한 시간을 형성하고 미래에는 어떤 유한한 시간 안에 완전히 증발할 것이라고 가정해 보겠습니다. 그런 다음 호킹 방사선 내에서 인코딩된 유한한 양의 정보만 방출합니다. 돈 페이지와[218][219] 레너드 서스킨드와 같은 물리학자들의 연구에 따르면, 언젠가는 나가는 입자가 블랙홀이 이전에 방출했던 모든 호킹 복사선과 얽혀 있어야 하는 시기가 올 것이라고 합니다. 이것은 외견상 역설을 만들어냅니다: " 얽힘의 일부일처제"라고 불리는 원리는 다른 양자계처럼 나가는 입자가 동시에 두 개의 다른 계와 완전히 얽힐 수 없다는 것을 요구합니다. 그러나 여기서 나가는 입자는 떨어지는 입자와, 독립적으로, 과거의 호킹 방사선과 모두 얽혀 있는 것으로 보입니다.[220] 이 모순을 해결하기 위해 물리학자들은 결국 다음과 같은 세 가지 원칙 중 하나를 포기해야 할 수도 있습니다. 아인슈타인의 등가 원리, 단일성 또는 국소 양자장 이론. 등가 원리를 위반하는 한 가지 가능한 해결책은 "방화벽"이 사건의 지평선에서 들어오는 입자를 파괴한다는 것입니다.[221] 일반적으로 이러한 가정 중 어떤 가정을 포기해야 하는지는 여전히 논쟁의 대상입니다.[216]

참고 항목

메모들

  1. ^ cJ/GM의2 값은 블랙홀 이외의 물체의 경우 1을 초과할 수 있습니다. 중성자별에 대해 알려진 가장 큰 값은 ≤ 0.4이며, 일반적으로 사용되는 상태 방정식은 그 값을 < 0.7로 제한합니다.[79]
  2. ^ (외부) 이벤트 지평선 반경은 다음과 같이 확장됩니다. + -(/ 2- M
  3. ^ 가능한 경로의 집합, 또는 가능한 모든 월드 라인을 포함하는 미래의 라이트 콘(이 다이어그램에서 라이트 콘은 광선 월드 라인을 나타내는 화살표로 경계를 이루는 V자형 영역으로 표시됨), 에딩턴-핀켈슈타인 좌표에서는 이런 식으로 기울어지지만(이 다이어그램은 에딩턴-핀켈슈타인 좌표의 만화 버전), 다른 좌표에서는 빛 원뿔이 이런 식으로 기울어지지 않습니다. 예를 들어 슈바르츠실트 좌표에서는 사건의 지평선에 접근할 때 기울어지지 않고 좁아집니다. 그리고 크루스칼-세케레스 좌표에서 빛 원뿔은 모양이나 방향을 전혀 바꾸지 않습니다.[82]
  4. ^ 이것은 4차원 시공간에만 해당됩니다. 더 높은 차원에서는 블랙 링과 같은 더 복잡한 지평선 토폴로지가 가능합니다.[94][95]
  5. ^ 특히 그는 모든 물질이 약한 에너지 조건을 만족한다고 가정했습니다.

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외부 링크

스콜리아는 블랙홀(Q589)에 대한 프로필을 가지고 있습니다.

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