** "의심스러운 블랙홀" 기사 소개**
프랑스어 번역:
블랙홀 존재에 대한 의문
저자:
Jean-Pierre Petit, 마르세이유 천문대
Pierre Midy, 오르세 연구소
이 연구는 10년간의 노력의 결실이다. 30년 동안 천체물리학자들은 오직 한 단어만을 외쳤다. "블랙홀". 이 단어는 일반 대중을 매료시켰다. 수많은 책들이 이 주제에 바쳐졌다. 그러나 관측적 확인은 여전히 부족하다. 블랙홀은 "존재하지 않는다는 사실로 빛을 발한다". 그러나 우리는 우주가 매우 넓다는 것을 알고 있다. 우리 은하만 해도 최소 1000억에서 2000억 개의 별을 포함하고 있다.
일부 천체의 존재는 관측을 통해 드러났다. 예를 들어 쿼저스가 그 예이다. 지금까지 4000개 이상이 알려져 있다. 하지만 이 천체들이 정확히 무엇인지, 어떻게 형성되는지, 어떻게 진화하는지, 그리고 수명은 어느 정도인지에 대해서는 아직 아무것도 모른다. 사실, 우리는 이들에 대해 아무것도 모른다. 단지 메시에르 시대의 "은하수"처럼 분류되어 있을 뿐이다.
어떤 쿼저스는 은하 형태의 구조물 중심에 자리 잡고 있는 것으로 보인다. 따라서 이러한 은하는 "활성 핵"을 지닌 것으로 간주된다. 하지만 이는 사실상 아무 말도 아닌 의미를 지닌다. 왜냐하면 그 활성의 본질에 대해 아무것도 모르기 때문이다. 예를 들어, 에너지원이 무엇인지조차 모른다.
현대 천체물리학은 상당히 적은 정보로 만족하는 듯하다. 질문을 던져보자.
- 쿼저스란 무엇인가?
천체물리학자는 이렇게 대답할 것이다.
- 그것은 활성 은하의 핵이다.
그리고 또 다른 질문을 던지면:
- 활성 은하는 무엇인가?
그는 이렇게 대답할 것이다.
- 중심에 쿼저스를 지닌 은하이다.
최근 몇 년 전, 하루에 한 번씩 발생하는 '감마선 폭발'이 발견되었다. 잡지 'Ciel et Espace'는 한 번 커버를 장식하며 "감마선 폭발: 마침내 해결된 수수께끼"라고 제목을 붙였다. 기사 내용은 다음과 같았다. 감마선 폭발이 감지된 바로 그 자리에 밝은 작은 반점이 발견되었다는 것이다. 즉, 수수께끼를 풀었다는 의미는, 감마선 폭발을 방출하는 하늘의 특정 영역이 빛을 방출한다는 사실을 알게 되었다는 것이다.
이것은 정말로 충분한 해결책이라 할 수 있을까?
반대로, 관측되기 전에 이미 존재가 추측되었고, 때로는 매우 정밀하게 예측된 천체들도 있다. 대표적인 예는 초신성이다. 1931년 미국(스위스계) 천체물리학자 프리츠 즈위키가 캘텍에서 열린 유명한 강연에서 초신성을 처음 설명했다. 즈위키는 질량이 20개 태양질 이상인 충분히 큰 별은, 단 몇 일 만에 급격한 증가를 보이며, 전체 과정이 20일 정도로 이어지는 극단적인 종말을 맞이할 것이라고 설명했다. 이는 당시에는 심각하게 받아들여지지 않았지만, 매우 놀라운 예측이었다. 그러나 즈위키는 끈기 있게 첫 번째 초신성을 발견했다. 지금까지 수백 개의 초신성이 발견되었다. 중성자별과 백색왜성 역시 마찬가지로, 이후 펄서(회전하는 중성자별)로 확인되었으며, 현재 수백 개의 개체가 확인되어 있다.
블랙홀은 특정 문제에 대한 해답으로 제안되었다. 즉, 일정한 "임계 질량"을 초과하는 중성자별의 운명이다. 이러한 중성자별은 이미 확인된 천체로, 원자핵처럼 거대한 구조를 이루며, 양성자가 없는 상태로 존재한다. 왜 이 천체들은 오직 중성자로만 이루어져 있을까?
중성자별은 대량 별이 폭발한 후 남은 철 핵의 잔해로 간주된다. 대량 별은 자신의 생애 동안 다양한 핵융합 반응이 일어나는 별이다. 결국 철을 생성하게 되고, 철은 더 이상 에너지를 방출하는 핵융합 반응에 참여할 수 없다. 무거운 철은 별의 중심으로 떨어지며, 불이 꺼진 화로의 재와 같다. 별이 갑작스럽게 핵융합 연료를 소진하게 되면(즈위키가 이미 이를 이해했듯), 별은 초당 8만 킬로미터의 속도로 스스로 붕괴된다(정확도는 몇 킬로미터 정도 차이가 있겠지만). 철 핵에 떨어지는 가스는 극도로 압축된다. 단순히 반사되는 것뿐만 아니라, 별의 급격한 수축으로부터 에너지를 얻기 때문에 더 이상 외부 에너지가 필요 없는 다양한 핵융합 반응이 일어난다. 모든 가능한 핵종, 심지어 수명이 매우 다양한 방사성 원소들도 생성된다. 1987년 마젤란 구름에 있는 샌듈라크 별의 폭발 관측은 이러한 현상의 존재에 대한 결정적인 확인을 제공했다(지구에서 약 15만 광년 떨어진 곳).
이 현상은 철 핵을 완전히 압축하여 원자 구조를 파괴한다. 철 핵은 너무나 압축되어 전자가 핵자들 사이를 움직일 충분한 공간을 잃게 된다. 갇힌 전자는 양성자와 결합하여 중성자와 중성미자를 생성한다.
일반적으로 기체를 압축하면 압축에 저항하는 압력이 생긴다. 액체나 고체 역시 마찬가지다(모든 물질은 압축 가능하다). 예를 들어, 어린 별이 탄생할 때 이 현상이 나타난다. 원시 별은 스스로 수축하는 기체 덩어리다. 하지만 수축하면서 뜨거워지고, 압력이 수축을 제한한다. 이 별은 열을 방출하는 능력이 떨어지므로, 진정한 별이 되기 위해 충분히 수축하기 전까지는 복사(적외선)를 통해 에너지를 방출해야 한다. 다만 질량이 충분히 크지 않으면, 이는 "거대한 목성"이 되며(이 행성은 태양으로부터 받는 에너지보다 더 많은 에너지를 방출하지만, 결코 별이 되지 않는다).
초신성 폭발이 철 핵을 압축할 때, 철 핵은 엄청난 양의 중성미자를 방출하며 에너지를 방출한다. 이 시점에서 상황은 완전히 달라진다. 중성미자가 쉽게 탈출하기 때문에 방사 냉각은 즉각적으로 일어난다. 따라서 반발 압력이 존재하지 않는다. 철 조각은 비참하게 붕괴된다. 남은 것은 서로 압축된 중성자들로 이루어진 덩어리이며, 마치 출퇴근 시간에 지하철 안에 가득 찬 일본인들처럼 밀집되어 있다.
왜 임계 질량이 존재하는가? 왜냐하면 중성자는 일정한 최대 압력 이하에서만 견딜 수 있기 때문이다. 마치 광산 우물 속에 쌓인 전구들처럼 말이다. 전구의 높이가 어느 정도 이상이 되면 유리가 깨지고, 파편은 우물 바닥으로 쏟아져 내린다.
중성자별의 질량이 태양 질량의 두 배를 약간 넘으면, 중심부의 압력이 너무 커져 중성자가 견딜 수 없게 된다. 이에 따라 물리학적으로 알려진 어떤 현상도 이 붕괴를 막을 수 없으며, 이는 "중력 붕괴"로 불린다. 이는 물리학자에게는 매우 불안한 전망이다.
중성자별이 붕괴되기 전부터 이미 "상대론적"이다. 뉴턴 물리학적 물체와는 반대되는 성질이다. 이는 주변에 있는 "시험 입자"(어떤 질량 m, 예를 들어 원자)의 궤도가 어떻게 움직이는지를 보여준다. 우리는 공간-시간의 곡률이 수성 궤도의 타원형 궤도에 미치는 프레세션(전경) 효과를 알고 있다. 하지만 이 효과는 매우 미미하다. 반면 아래 그림은 컴퓨터 계산에서 얻은 결과로, 중성자별 주변에서 거의 타원형 궤도를 그리는 입자의 강한 프레세션을 보여준다.
따라서 중성자별을 "뉴턴 물리학적 재료"로 설명하는 것은 불가능하다.
이 계산 프로그램은 비교적 간단하다. 나중에 시간이 되면 이 모든 것을 웹사이트에 올려 여러분이 직접 실험해보고, 아래와 같이 매우 강하게 나타나는 중력 렌즈 현상을 확인할 수 있도록 하겠다.
이러한 상황에서, 중성자별이 임계 상태에 도달했을 때의 운명을 설명하기 위해, 아인슈타인의 "장 방정식"을 사용해야 했다. S = c T
T는 "텐서"로, 지역적인 "물질-에너지"의 내용을 설명한다. 중성자별이 붕괴되기 전에는 외부에서는 T가 0이고, 내부에서는 0이 아니다. 따라서 기하학적 해는 두 방정식에서 도출되어야 한다.
S = c T (내부에 대해)
S = 0 (외부에 대해)
이러한 방정식의 해는 "메트릭"이라고 불린다. 하지만 이 물체의 형태가 어떤지에 대해서는 중요하지 않다. 더 중요한 것은 이들이 "텐서"라는 점이다. 텐서가 무엇인지 이해하기 전까지는, 안녕하세요. 저도 시간이 걸렸다.
태양은 이러한 두 방정식의 해로 설명되는 "지역적 기하학"과 연결되어 있다. 첫 번째 방정식은 태양 내부를, 두 번째는 외부 진공을 설명한다. 그러나 우리는 오직 일정한 밀도를 가진 "이상적인 태양"만 설명할 수 있다. 하지만 그마저도 나쁘지 않다. 이러한 해는 수학적 표현을 가진다. 우리는 그 표현을 제시하지 않겠다. 여러분에게는 아무런 의미가 없을 것이다. 각각은 "자기만의 병리"를 지닌다. 별의 반지름을 rn, 일정한 밀도를 r이라 하자. 이 밀도 r과 빛의 속도 c의 값을 바탕으로 첫 번째 특성 반지름 "R 캡"을 계산할 수 있다.
내부 기하학적 해는 rn의 값이 이 임계값보다 작을 때만 "병리 없이" 존재한다.
또한 이 데이터를 바탕으로 두 번째 특성 반지름을 계산할 수 있다.
이것이 바로 "슈바르츠실트 반지름" Rs라고 알려진 값이다. 외부 기하학적 해는, 일정한 밀도 r과 반지름 rn을 가진 별 주위의 진공을 설명할 때, rn의 값이 이 특성 길이보다 클 경우에만 "병리 없이" 존재한다. 두 조건을 종합하면 다음이 성립해야 한다.
이 오른쪽의 양은 별의 밀도(1cm³당 10¹⁵~10¹⁶g)에만 의존한다. 일정한 밀도에서는 왼쪽의 값은 별의 반지름 rn의 세제곱에 비례한다.
이것은 태양을 일정한 밀도를 가진 천체로 간주했을 때의 근사값이다. 여기서 "병리"란 무엇을 의미하는가? 루트 안의 값이 음수가 되거나, 분모가 0이 되는 등 모든 것들이 포함된다. 따라서 일정한 밀도를 가진 별은 다음 조건을 만족할 때만 이와 같은 정적 해로 설명될 수 있다.
태양의 슈바르츠실트 반지름은 3.7km이며, 이는 태양의 반지름 rn(695,000km)보다 훨씬 작다. 이 값을 기반으로 두 번째 임계 반지름 "R 캡"을 계산해보면, 이 값은 태양의 반지름보다 훨씬 크다는 것을 알 수 있다.
만약 태양이 이 상황이라면, 슈바르츠실트 반지름(3.7km)은 그림의 스케일에서는 거의 점처럼 보일 것이다. 반면 R 캡은 그림을 벗어나게 된다. 위의 그림은 주로 "임계 이하의 중성자별"을 나타낸다.
그럼 어떻게 "임계 상태로의 상승"이 이루어질까? 단지 일정한 밀도로 중성자층을 추가하는 것으로 충분하다(중성자별을 고체로 보거나, 거의 압축되지 않는 액체 방울로 간주한다).
다음과 같은 곡선을 얻을 수 있다. 단지 주어진 공식을 사용해서 간단히 계산한 결과이다. 별의 반지름은 증가하지만, 슈바르츠실트 반지름은 이를 따라잡는다. 그리고 rn이 "R 캡"의 값을 도달할 때 두 값이 일치하게 된다. 이 시점에서 별 표면에서 루트 안의 값이 음수가 되고, 분모가 0이 되며, 등등의 문제가 발생한다. 이는 기하학적·수학적으로 임계 상태를 의미한다. 즉, 아인슈타인 방정식의 내부(비영인 우측항) 또는 외부(영인 우측항)에서 유도된 정적 해를 연결해서 별을 설명하는 것은 불가능하다는 의미이다. 이 반지름의 최대 특성 값은 약 20km이다. 이로부터 중성자별 내부의 밀도를 추정할 수 있다.
하지만 많은 이들이 알지 못하는 사실이 있다. 이는 심지어 "우주 전문가들"조차도 잘 모르는 점이다. 하지만 이 연구는 1940년대에 이미 발표된 것이다. 물리학적 성질에 기반한 또 다른 임계 상태가 존재하며, 이는 별의 반지름이 그 값에 도달하기 직전에 나타난다. 이 값은 매우 가까운데, 5% 정도 작다. 그러나 별의 반지름이 이 값을 도달하거나, 동일한 의미로 질량이 태양 질량의 두 배에 도달하면, 별 중심부의 압력은 무한대로 증가한다. 이는 1940년대 톨만, 오펜하이머, 볼코프가 개발한 "TOV 모델"에 의해 설명된다(오펜하이머는 원자폭탄 개발에도 참여한 인물이다).
중성자별 내부의 압력은 중심에서의 거리에 따라 다양한 질량 값에 대해 그래프로 나타낸 것이다.
우리에게 있어 이는 핵심적인 데이터이다.
과학자들도 다른 사람들과 마찬가지로, 자신이 답할 수 있다고 생각하는 질문만을 던진다. 그런데 이렇게 묻는다면 어떻게 답할 수 있을까?
- 어떤 매질 안에서 갑자기 한 지점에서 압력이 무한대가 된다면, 어떻게 될까?
아무도 이 질문을 이렇게 제기한 적이 없다. 아마도 아무도 이 문제에 주목하지 않았다. 내가 여러 우주론 전문가들과 논의해보았을 때, 이 점을 모르는 사람이 많았다.
"블랙홀의 역사"로 돌아가자. 우리는 이렇게 생각할 수 있다. 불안정한 중성자별의 붕괴는 비정적 현상이다. 따라서 위의 두 방정식의 비정적 해를 구해야 한다. 하지만 우리는 이를 신뢰할 수 있는 방식으로 구할 수 없다. 그래서 이론가들은 "외부 해"에 주목하게 되었다. 즉, 태양 주위의 기하학을 설명하는 해로, 슈바르츠실트 반지름(3.7km)에서 "병리"를 보이는 해이다.
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즉, 태양을 제거하고, 이 기하학의 성질을 탐구해보자. 이렇게 말이다.
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하지만 이 해는 진공 우주를 기준으로 하는 해가 아닌가?
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무시하고, 어떤 결과가 나오는지 보자.
그리고는 이 조건에서, 질량이 태양과 같은 3.7km 지름의 "블랙홀"로 자유 낙하하는 물체의 반경 방향 궤도를 연구하기 시작했다. 외부 관측자가 경험하는 시간 t를 유지했다. 즉, 태양이 사라진 것을 관측하는 지구인의 시간을 의미한다. 그 결과, 모든 시험 입자의 자유 낙하 시간은 이 시간 기준으로 무한대가 되었다. 그러나 시험 입자에 시계를 부착하면, 그 시계는 유한한 시간 안에 중심 기하학적 위치에 도달한다.
이에 따라 이론가들은 다음과 같은 시각을 제안했다.
- 이 정적 외부 해는 운명적인 재활용이 가능하다. 중력 붕괴는 실제로 매우 짧은 시간(약 10⁻⁵초)에 일어난다. 그러나 외부 관측자에게는 무한히 긴 시간처럼 보이므로, 비정적 현상을 설명하기 위해 정적 해를 사용할 수 있다.
비둘기 없으면, 메추라기 먹는다.
이 아이디어를 바탕으로 이론가들은 물질이 슈바르츠실트 표면을 넘어서면 어떻게 되는지 고민하게 되었다. 그 결과, 이전에 언급된 모든 공포스러운 현상들이 재현되었다. 입자의 고유 시간은 순수한 허수로 변한다. 입자의 속도는 빛보다 빨라진다. 입자는 타키온이 되며, 질량은 순수한 허수로 된다. 등등.
어떤 이들은 심지어(모든 책에 그대로 적혀 있다) 이 구의 내부에서는 변수 r이 시간이 되고, 변수 t가 .. 반경 방향 거리가 된다고 주장했다.
메도른의 천체물리학자였던 장 헤이드만은 은퇴 후 이렇게 말했다.
- 블랙홀에 대해 말할 때는 정신을 복도에 맡기고 가야 한다...
이 조건에서, 정신을 버리기로 결정한다면, 비합리성의 한계는 어디에 있을까? 어떻게 "관측 불가능한 것에 대한 물리학"을 구성할 수 있을까? "암흑 물질"에 대해선 하루에 수십 개의 논문이 쓰이고, 아무 말이나 되는 말이 퍼지고 있다. 내 사이트에 상세히 설명된 이중 모델에 대해 누구도 관심을 두지 않는 듯하다. 그러나 중국, 일본의 연구자들은 이 모델에 매우 흥미를 보이고 있다.
이 점에서 새로운 사실이 있다. 1988~1989년, 나는 Modern Physics Letters A에 세 편의 논문을 발표했다(사이트에 복사됨). 이 논문은 물리학 상수가 변할 수 있다는, 전례 없는 우주론 아이디어를 제시했다. 빛의 속도 c를 포함한 모든 물리 상수도 변할 수 있다는 것이다. 이 아이디어는 1993년에