시공간의 왜곡으로 인식된 미스터리한 중력파의 존재. 세계에 충격을 준 이 관측 사실에서 우주 탄생에 접근하는 최신 우주론을 소개하는 화제의 책 『우주는 어떻게 시작되었는가: 나노헤르츠 중력파와 우주 탄생의 물리학』. 이전 기사에서 소개한 바와 같이 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에 달하는 블랙홀이 존재합니다.
그러나 이것이 어떻게 탄생했는지는 아직 우주물리학의 미스터리로 남아 있습니다. 현재, 거대 블랙홀의 형성에 대해 어떻게 생각하고, 어떤 문제가 있는지에 대해 이 기사에서는 소개합니다.
*본 기사는, 『우주는 어떻게 시작되었는가』(블루백스)를 재구성·재편집한 것입니다.
바텀업형 방법이란
천문 관측으로부터 거대 블랙홀이 우주에 존재할 것이라는 증거가 많이 얻어지고 있습니다. 그렇다면 어떻게 이런 거대 블랙홀이 탄생했을까요?
이에는 "바텀업형 방법"과 "탑다운형 방법" 두 가지가 검토되고 있습니다.
먼저, 바텀업형 방법을 소개합니다.
별의 진화에 대해 말하자면, 무거운 별일수록 가벼운 별보다 수명이 짧아집니다. 언뜻 보면, 무거운 별일수록 핵융합을 위한 재료인 원소의 양이 많기 때문에 수명이 길어질 것 같지만, 사실은 연비가 나쁜 것입니다. 무거운 별은 더 큰 열에너지를 발생시켜 더 밝게 빛납니다. 별의 대략적인 밝기는 그 질량의 4제곱에 비례한다고 합니다.
따라서, 무거운 별일수록 핵융합을 위한 연료를 빨리 소진하여 중력 붕괴로 진행합니다. 우주의 초기에는 태양 질량의 수십 배 정도의 블랙홀이 형성되었을 것으로 생각됩니다.
이전 기사에서 소개한 반성을 가진 블랙홀처럼 주변 물질을 빨아들여 질량이 증가하면, 결국 거대 블랙홀이 될까요?
사실 그렇게 간단하지는 않습니다.
물론 블랙홀은 중력을 통해 주변 물질을 끌어들이지만, 빨아들이는 물질이 강착 원반을 형성합니다. 강착 원반은 고온이기 때문에, 거기서 고에너지의 빛이 방출되어 그것이 외부로 향하는 압력으로 작용하여 물질의 강착을 제어합니다.
이전에 언급된 "3C273"과 같은 퀘이사는 태양 질량의 약 8억 8600만 배의 질량을 가지고 있다고 합니다.
그러나 우주 탄생 후 몇 억 년의 단계에서 태양 질량의 수십 배의 블랙홀이 이렇게 태양 질량의 약 10억 배에 이르는 거대 블랙홀로 성장하는 것은 극히 어렵다고 생각됩니다.
우주물리학의 미스터리 "파이널 파섹 문제"
그렇다면 태양 질량의 수십 배의 블랙홀끼리의 합체가 여러 번 반복되어 태양 질량의 10억 배에 이르는 거대 블랙홀로 성장했다고 생각하는 것은 어떨까요?
별끼리의 합체라고 해도, 넓은 우주 공간에서 별끼리 정면 충돌할 확률은 거의 제로입니다. 두 개의 별이 서로의 주위를 도는 연성을 이루고 있다고 합시다. 공전 반경은 유지됩니다.
이 연성의 공전 반경이 축소되어 합체하려면 그 각운동량이 감소해야 합니다. 보통은 각운동량의 총합이 보존되기 때문에, 연성계의 각운동량을 줄이려면 연성 외부로 각운동량을 운반할 필요가 있습니다. 별과 별이 합체하기 위해서는 그 천체계의 각운동량을 외부로 빼앗을 필요가 있습니다.
따라서 블랙홀끼리와 같은 질량이 큰 천체가 합체하는 경우, 그 주변에 존재하는 다른 천체가 외부로 날아가 각운동량을 빼앗게 됩니다.
그러나 이 합체가 수억 번 계속될 가능성은 극히 낮습니다. 특히 서로 몇 광년까지 접근하면, 더 이상 각운동량을 외부로 운반해 줄 천체가 거의 없어지게 되어, 합체까지는 우주 나이 이상의 시간이 걸린다고 합니다.
이것이 "파이널 파섹 문제"라고 불리는 우주물리학의 미해결 문제 중 하나입니다.
탑다운 방법
이벤트 호라이즌 망원경이 촬영한 "사수자리 A*" (EHT Collaboration)
다른 한편의 탑다운 방법은 어떤 과정일까요?
먼저 태양 질량의 수십만 배에 달하는 초대질량성을 가정합니다. 그러한 초대질량성은 불안정해진다는 것이 이론적으로 알려져 있습니다. 우주 탄생 초기 이러한 초대질량성이 있었다면, 즉시 자신의 중력에 의해 붕괴되어 거대 블랙홀이 됩니다.
그러나 이 방법은 초대질량 블랙홀을 만드는 난제를 우주 초기의 초대질량성을 만드는 문제로 대체했을 뿐입니다. 또한, 초대질량성을 우주의 초기 요동으로 준비하는 것은, 이전 기사에서 본 일반적인 인플레이션 이론의 시나리오에서는 어렵습니다. 따라서 이 생각은 우주의 초기 조건에 대한 새로운 지식이 필요합니다.
탑다운 방법도 바텀업 방법도 거대 블랙홀이 존재하는 이유를 설명하기는 매우 어려운 상황입니다. 그러나 관측에서는 다양한 거대 블랙홀이 발견되고 있습니다.
이와 같이, 관측을 통해 거대 블랙홀의 수밀도와 형성 시기를 조사하는 것은, 궁극적으로 우리의 우주의 초기 조건을 아는 단서가 될 것으로 기대되고 있습니다.
거대 블랙홀에서의 중력파를 검출하기 위해
이벤트 호라이즌 망원경이 촬영한, 은하 M87 중심의 거대 블랙홀 (EHT Collaboration)
마지막으로 거대 블랙홀의 연성에서 나오는 중력파에 대한 수치를 대략적으로 소개합니다. 이 수치의 크기에서 이를 관측하기 위해서는 거대한 중력파 검출기가 필요하다는 것을 이해할 수 있을 것입니다.
M87 은하의 중심에 있는 거대 블랙홀처럼 태양 질량의 100억 배 가까이 되는 블랙홀이 2개 연성을 이루고 있다고 합시다. 그리고 간단하게 그 공전 주기를 약 2년으로 가정합니다.
실제로는 중력파의 주기는 그 절반인 약 1년이므로, 이는 진동수가 "나노헤르츠 중력파"가 됩니다.
관측되는 중력파의 진폭은 우리로부터 그 천체까지의 거리의 반비례합니다. 예를 들어, 우리로부터 M87 은하까지의 거리를 가정하면, 그 경우에 관측되는 중력파의 진폭은 10의 마이너스 14승 정도가 됩니다.
이러한 초장파 중력파를 관측하는 방법이 "펄서 타이밍법"을 이용한 우주의 거대한 검출기입니다.
시공간의 왜곡으로 인식된 미스터리한 중력파의 존재. 세계에 충격을 준 이 관측 사실에서 우주 탄생에 접근하는 최신 우주론을 소개하는 화제의 책 『우주는 어떻게 시작되었는가: 나노헤르츠 중력파와 우주 탄생의 물리학』. 이전 기사에서 소개한 바와 같이 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에 달하는 블랙홀이 존재합니다.
그러나 이것이 어떻게 탄생했는지는 아직 우주물리학의 미스터리로 남아 있습니다. 현재, 거대 블랙홀의 형성에 대해 어떻게 생각하고, 어떤 문제가 있는지에 대해 이 기사에서는 소개합니다.
*본 기사는, 『우주는 어떻게 시작되었는가』(블루백스)를 재구성·재편집한 것입니다.
바텀업형 방법이란
천문 관측으로부터 거대 블랙홀이 우주에 존재할 것이라는 증거가 많이 얻어지고 있습니다. 그렇다면 어떻게 이런 거대 블랙홀이 탄생했을까요?
이에는 "바텀업형 방법"과 "탑다운형 방법" 두 가지가 검토되고 있습니다.
먼저, 바텀업형 방법을 소개합니다.
별의 진화에 대해 말하자면, 무거운 별일수록 가벼운 별보다 수명이 짧아집니다. 언뜻 보면, 무거운 별일수록 핵융합을 위한 재료인 원소의 양이 많기 때문에 수명이 길어질 것 같지만, 사실은 연비가 나쁜 것입니다. 무거운 별은 더 큰 열에너지를 발생시켜 더 밝게 빛납니다. 별의 대략적인 밝기는 그 질량의 4제곱에 비례한다고 합니다.
따라서, 무거운 별일수록 핵융합을 위한 연료를 빨리 소진하여 중력 붕괴로 진행합니다. 우주의 초기에는 태양 질량의 수십 배 정도의 블랙홀이 형성되었을 것으로 생각됩니다.
이전 기사에서 소개한 반성을 가진 블랙홀처럼 주변 물질을 빨아들여 질량이 증가하면, 결국 거대 블랙홀이 될까요?
사실 그렇게 간단하지는 않습니다.
물론 블랙홀은 중력을 통해 주변 물질을 끌어들이지만, 빨아들이는 물질이 강착 원반을 형성합니다. 강착 원반은 고온이기 때문에, 거기서 고에너지의 빛이 방출되어 그것이 외부로 향하는 압력으로 작용하여 물질의 강착을 제어합니다.
이전에 언급된 "3C273"과 같은 퀘이사는 태양 질량의 약 8억 8600만 배의 질량을 가지고 있다고 합니다.
그러나 우주 탄생 후 몇 억 년의 단계에서 태양 질량의 수십 배의 블랙홀이 이렇게 태양 질량의 약 10억 배에 이르는 거대 블랙홀로 성장하는 것은 극히 어렵다고 생각됩니다.
우주물리학의 미스터리 "파이널 파섹 문제"
그렇다면 태양 질량의 수십 배의 블랙홀끼리의 합체가 여러 번 반복되어 태양 질량의 10억 배에 이르는 거대 블랙홀로 성장했다고 생각하는 것은 어떨까요?
별끼리의 합체라고 해도, 넓은 우주 공간에서 별끼리 정면 충돌할 확률은 거의 제로입니다. 두 개의 별이 서로의 주위를 도는 연성을 이루고 있다고 합시다. 공전 반경은 유지됩니다.
이 연성의 공전 반경이 축소되어 합체하려면 그 각운동량이 감소해야 합니다. 보통은 각운동량의 총합이 보존되기 때문에, 연성계의 각운동량을 줄이려면 연성 외부로 각운동량을 운반할 필요가 있습니다. 별과 별이 합체하기 위해서는 그 천체계의 각운동량을 외부로 빼앗을 필요가 있습니다.
따라서 블랙홀끼리와 같은 질량이 큰 천체가 합체하는 경우, 그 주변에 존재하는 다른 천체가 외부로 날아가 각운동량을 빼앗게 됩니다.
그러나 이 합체가 수억 번 계속될 가능성은 극히 낮습니다. 특히 서로 몇 광년까지 접근하면, 더 이상 각운동량을 외부로 운반해 줄 천체가 거의 없어지게 되어, 합체까지는 우주 나이 이상의 시간이 걸린다고 합니다.
이것이 "파이널 파섹 문제"라고 불리는 우주물리학의 미해결 문제 중 하나입니다.
탑다운 방법
이벤트 호라이즌 망원경이 촬영한 "사수자리 A*" (EHT Collaboration)
다른 한편의 탑다운 방법은 어떤 과정일까요?
먼저 태양 질량의 수십만 배에 달하는 초대질량성을 가정합니다. 그러한 초대질량성은 불안정해진다는 것이 이론적으로 알려져 있습니다. 우주 탄생 초기 이러한 초대질량성이 있었다면, 즉시 자신의 중력에 의해 붕괴되어 거대 블랙홀이 됩니다.
그러나 이 방법은 초대질량 블랙홀을 만드는 난제를 우주 초기의 초대질량성을 만드는 문제로 대체했을 뿐입니다. 또한, 초대질량성을 우주의 초기 요동으로 준비하는 것은, 이전 기사에서 본 일반적인 인플레이션 이론의 시나리오에서는 어렵습니다. 따라서 이 생각은 우주의 초기 조건에 대한 새로운 지식이 필요합니다.
탑다운 방법도 바텀업 방법도 거대 블랙홀이 존재하는 이유를 설명하기는 매우 어려운 상황입니다. 그러나 관측에서는 다양한 거대 블랙홀이 발견되고 있습니다.
이와 같이, 관측을 통해 거대 블랙홀의 수밀도와 형성 시기를 조사하는 것은, 궁극적으로 우리의 우주의 초기 조건을 아는 단서가 될 것으로 기대되고 있습니다.
거대 블랙홀에서의 중력파를 검출하기 위해
이벤트 호라이즌 망원경이 촬영한, 은하 M87 중심의 거대 블랙홀 (EHT Collaboration)
마지막으로 거대 블랙홀의 연성에서 나오는 중력파에 대한 수치를 대략적으로 소개합니다. 이 수치의 크기에서 이를 관측하기 위해서는 거대한 중력파 검출기가 필요하다는 것을 이해할 수 있을 것입니다.
M87 은하의 중심에 있는 거대 블랙홀처럼 태양 질량의 100억 배 가까이 되는 블랙홀이 2개 연성을 이루고 있다고 합시다. 그리고 간단하게 그 공전 주기를 약 2년으로 가정합니다.
실제로는 중력파의 주기는 그 절반인 약 1년이므로, 이는 진동수가 "나노헤르츠 중력파"가 됩니다.
관측되는 중력파의 진폭은 우리로부터 그 천체까지의 거리의 반비례합니다. 예를 들어, 우리로부터 M87 은하까지의 거리를 가정하면, 그 경우에 관측되는 중력파의 진폭은 10의 마이너스 14승 정도가 됩니다.
이러한 초장파 중력파를 관측하는 방법이 "펄서 타이밍법"을 이용한 우주의 거대한 검출기입니다.