2019년 4월 9일 M87 타원은하에서 인류 최초로 블랙홀을 관측하였다. 오래전 아인슈타인의 이론을 증명한 관측사례이며, 블랙홀이라는 이론적 존재가 구체적으로 관측된 사례이기도 하다. 인간의 상상으로만 존재하던 블랙홀의 모습을 최초로 관측한 이 때를 전세계가 주목할 수 밖에 없었다. 오늘 여기서는 누구나 한 번쯤 들어봤을 법한 블랙홀에 대하여 최대한 쉽게 이해해 보고자 한다. 그리고 최초로 관측된 M87 블랙홀에 대해서도 개략적인 이야기를 해 보고자 한다.
1. 어떻게 만들어질까
블랙홀이 만들어지는 과정은 여러가지 방법이 있을 수 있다. 여기서는 가장 일반적으로 알려진 사실인 항성 진화단계의 종말 과정을 알아볼 것이다.
1) 항성의 정 역학적 평형
별은 기본적으로 정 역학적 평형상태를 유지하고 있다. 중력으로 인해 별 자체가 무한히 수축하지 않고, 외형을 유지하고 있는것이 이때문이다. 이건 어떻게 보면 지구를 비롯한 모든 행성들도 마찬가지이다. 별의 경우, 별이 중력으로 수축하여 끝없이 작아지지 못하는건 중력에 대응하는 힘 때문인데, 이는 별 내부의 가스압 때문이다.
중력은 항성 자체의 질량에 의해 발생한다. 가스압은? 항성의 중심에서 발생하는 핵융합에 의해 가열된 가스(정확히는 플라즈마)입자의 운동에 의해 발생한다. 둘 중 중력이 강하면 별은 수축할 것이고, 가스압이 강하면 팽창하게된다. 주계열성의 경우 이 두힘이 평형상태이다. 태양이 수축이나 팽창을 하지 않고, 항상 안정적인 이유가 이 때문이다. 하지만, 별이 진화하는 과정에서 두 힘의 세기가 달라져 별의 크기가 변화하기 시작한다. 보통 종말단계를 제외하고는 가스압이 커서 팽창하는 경우가 많다.(맥동변광성의 경우에는 업치락 뒷치락 하지만.)
태양질량의 30배 수준의 별의 경우, 생의 거의 마지막 단계에 중심핵이 Fe까지 핵융합을 하게 된다. Fe 이후에는 더이상 핵융합을 할 수 없다. 핵융합을 하지 못하니 자연히 별의 내부 가스를 가열하기 어렵게 되고, 가스압은 낮아진다. 때문에 상대적으로 중력이 강해지고 별은 수축하게 된다. 이 부분이 중요한데, 파울리의 베타원리를 따라 한 공간에 같은 양자상태의 전자가 존재할 수 없다. 쉽게 얘기하면 서로 다른 원자간에 어떤 특정한 공간 안에서 같은 에너지준위에 놓인 전자의 수는 정해져있다는 소리다. 중력에 의해 수축하면 처음에는 상대적으로 멀리 있던 원자들이 가까워 지기 시작하는데, 너무 가까워지면 같은 에너지 준위에 있는 전자가 존재하기 어렵기 때문에 원자 상호간에 밀어내려는 저항이 발생한다. 여기서 발생하는 저항이 공간의 수축을 막아설 수 있는 힘이 된다. 보통 중력과 이 저항이 평형상태에 도달하면, 가스입자가 축되되었다는 표현을 쓴다. 축퇴가스와 정상가스의 차이는 압력이 온도와는 무관하고 오로지 밀도에 의해서만 결정된다는 점이다. (정상가스는 온도에 의해서 압력이 결정된다.) 별의 질량이 작은 경우에는 중력도 작다. 이 경우 앞서 이야기한 것 처럼 전자간의 저항과 중력이 평형을 이루고 핵융합도 하지 못한채로 조용히 식어가는 이 별을 백색왜성이라고 한다. 보통 종말단계의 별의 질량이 주계열 단계의 태양 질량의 1.4배 이하인 경우 이렇게 된다.
하지만 별의 질량이 이보다는 조금 더 커서, 파울리의 배타원리에 의한 저항보다 중력이 크면, 당연히 중력은 반발력을 이기고 별을 좀 더 많이 수축시키게 된다. 이는 중력이 축퇴압보다 강해진 경우이다. 이로인해 전자는 중심의 양성자와 만나게 되고, 반응하여 역베타 붕괴를 일으키며, 중성자로 변해버린다. 하지만 중력이 다소 작다면(그래도 백색왜성의 중력보다는 큰 상태) 중성자간의 반발력을 이기지 못한다. 중성자와 중성자는 최대로 접근하여 서로의 반발력으로 중력과 평행을 이루고 있는 상태가 된다. 이것이 중성자별이며, 중성자간 반발력이 발생하는 상태는 중성자 축퇴압으로 인해 발생한다. 당연히 백색왜성보다 중성자별이 훨씬 더 작다. 수 많은 원자핵과 전자사이의 거리를 합한 정도가 사라진 샘이다. 백색왜성이 지구정도 크기를 가지고, 중성자별은 기껏해야 우리나라 중소도시 수준으로 반지름이 수십 km 수준의 크기일 뿐이다. 특히 중성자로 수축하는 과정에서 발생하는 강한 중력수축에너지로 인해 별은 폭발하는데, 이것이 초신성이다. 만약 중성자간 반발력보다 중력이 더 강하다면? 이제는 별의 붕괴를 막을 수 있는것이 없다. 때문에 별은 무한히 수축하게 되는 특이점에 도달한다. 여기서 특이점이란, 부피는 0이나 질량이 있어 중력이 무한대에 가까운 상태, 즉 현재의 물리적 도구로는 설명할 수 없는 상태를 의미한다. 이론적으로 블랙홀이 될 수 있는 질량은 주계열성 태양질량의 3배 이상인 경우이다. 중성자별과 블랙홀 사이의 경계 질량인 주계열성 태양질량의 3배 질량을 찬드라 세카르 한계라고 한다. 중력에 저항할 힘이 없으니 자연히 무한대로 수축하게 된다.
중성자별과 블랙홀이 만들어지는 과정은 모두 초신성 폭발을 수반한다. 어찌되었든 두 과정 모두 별의 생애 종말단계이다.
2. 어떻게 관측할까
블랙홀의 강한 중력으로 주변 공간은 무한히 왜곡되어있다. 때문에 블랙홀 중심에서 방출되는 빛은 절대 중심을 통과하여 나가지 못한다. 따라서 블랙홀을 직접 관측하는것은 불가능하다. 하지만 간접적인 관측은 가능하다. 무한히 왜곡된 공간 바로 옆, 다시말해, 물리적 특이점에 도달하기 직전의 영역이 있는데 여기를 사건의 지평선이라고 한다.(event horizon) 사건의 지평선 밖의 물질은 블랙홀 주변을 굉장히 빠르게 공전하며 x선의 형태로 복사에너지를 방출하는데 이것을 관측하면 된다. 이와같이 강한 중력체 주변을 돌며 형성되는 디스크 형태의 원반을 강착원반이라고 한다. 블랙홀의 주변에는 강착원반을 동반하는 경우가 많다.
위 그림은 강한 중력체가 공간을 왜곡하는 개념도이다. 태양(sun), 백색왜성(white dwarf), 중성자별(neutron star), 블랙홀(black hole)을 서로 비교하였다. 밀도가 높을수록, 다시말해 중력이 강할수록 공간왜곡이 심하다. (이 그림을 볼때 주의할것은 실제로 그림처럼 공간이 왜곡된건 절대아라는 점이다. 우리는 3차원 공간에서 살고있다. 공간의 왜곡은 4차원에서 발생한다. 그런데 4차원에서의 왜곡된 공간을 상상할 수 있을까? 상상 불가능하다. 3차원에서의 공간왜곡은 4차원으로 발생하는데, 이를 이해하지 못하니까 한 차원 낮추는 것이다. 2차원에서 발생하는 왜곡은 아마 3차원에서 나타날 것이다. 그래서 저 그림처럼 2차원의 면이 왜곡된 3차원의 형태로 표현하는 것이다.) 어쨌든, 사건 지평성(event horizon) 밖에서 공전하거나 회전하며 빨려들어가는 물질이 방출하는 복사에너지를 통해 간접적으로 블랙홀의 존재를 확인할 수 있다.
3. 무엇을 이용하여 관측했을까
인류 최초로 관측한 M87에 있는 블랙홀은 x선 관측이 아니라 전파로 관측하였다. 왜 하필 전파를 쓸 수 밖에 없었을까? 아래 동영상을 보면 이해할 수 있다.
https://www.youtube.com/watch?v=-22Gv-20LuM
나사에서 제작한 M87에 있는 블랙홀 영상이다. 블랙홀의 반지름, 좀더 정확히 말하면 사건의 지평선의 반지름은 생각보다 굉장히 작다. 거대한 은하에 비하면 터무니없이 작은 수준이다. 최초로 관측된 블랙홀은 바로 타원은하 M87의 중심에 있는 블랙홀을 관측한 것이다.
우선 관측한 블랙홀은 앞서 이야기 하였듯 굉장히 작고 M87 의 중심에 숨겨져 있다. 이 블랙홀 주변 강착원반에서 가시광선이 방출된다 하여도 타원은하 내의 수많은 성간물질을 통과하며 거의 대부분 산란되어 지구에 있는 관찰자에게까지 도달하기 어렵다. 설령 도달한다 하여도 빛 몇가닥 뿐일 것이다. 한 두가닥 만의 빛이라도 나오기만 한다면 망원경으로 관측하면 되는데, 이 빛 자체가 수많은 산란을 거치며 굉장히 약해졌기 때문에 블랙홀 주변에서 나오는 빛을 수신하려면 엄청나게 큰 망원경이 필요하다. 아마 지구크기 정도의 구경을 가져야 하지 않을까. 광학망원경을 이렇게 만들 수도 없고, 설령 만든다 해도 돈이 엄청나게 들 것이다. 타원은하에 비해 굉장히 작디 작은 블랙홀의 강착원반 주변에서 오는 빛은 당연히 타원은하를 통과하며 무수히 많은 입자들에 부딧히고 산란되어, 지구에 도달하는 빛의 양은 극히 적을 것이다. 그럼 단파에 비해 산란도 잘 안되고, 엄청 큰 망원경을 만들어 관측할 수 있는 파장대역이 필요하다. 장파는 잘 산란되지 않는다. 파장이 길수록 산란은 더 잘 되지 않는다. 특히 전파를 관측한다면 엄청 큰 망원경을 만들어 관측할 수도 있다. 그래서 전파로 관측을 한 것이다. 전파는 파장이 길어 산란이 잘 되지 않고 지구까지 도달할 수 있으며, 전파망원경도 엄청나게 크게 만들 수 있다. 그런데 여기서 한가지 문제가 생긴다. 엄청나게 멀리있는 M87. 그리고 그 안에 굉장히 작은 블랙홀을 관측하려면 당연히 분해능이 엄청나게 좋아야 한다.
*분해능이란?*
두 물체를 분리하여 두개로 볼 수 있는 능력. 파장이 짧고, 관측하는 망원경이 클 수록 분해능이 좋다.
그런데 전파는 엄청나게 파장이 길다. 분해능이 좋을리가 없다. 전파관측의 이같은 단점을 보완한 방법이 VLBI(very long baseline interferometry), 우리말로 초장기선 간섭 관측법이다. 굉장히 멀리 떨어진 두 대의 전파망원경에서 어떤 전파원(블랙홀)의 신호를 동시에 수신하여, 두 신호를 합성하면 하나의 강한 신호가 만들어진다. 이때 두 망원경 사이의 거리는 하나의 커다란 망원경의 지름과 같은 효과를 낸다. 다시말해 두 전파망원경 사이의 거리가 멀 수록 더욱 커다란 망원경이 만들어진다는 소리다. 이번에 관측한 블랙홀이 바로 VLBI 방법으로 지구만한 구경의 가상의 망원경을 구현하여 관측한 것이다. 앞서 전파망원경은 엄청 큰 망원경을 만들 수 있다 하였는데, 실제 물리적으로 엄청 큰 망원경은 만들 수 없고, VLBI원리를 이용한 가상의 망원경을 이용하는 것이다. M87 안에 있는 블랙홀을 관측하기 위하여 사용한 가상의 망원경 이름(또는 프로젝트 명)이 Event Horizon Telescope(EHT)이다.
EHT 프로젝트에는 서로 다른 대륙의 8대 전파 망원경을 이용하여 지구만한 크기의 가상의 전파망원경을 구현한 셈이다. 이걸로도 부족해 지구 자전효과를 이용하여 일정한 시간으로 여러차례 계속 찍었다고 한다. 그리고 8대의 망원경에서 수신한 신호를 모두 합성하여 하나의 증폭된 큰 신호를 만든 것이다. 사실 이게 말이 쉽지 엄청나게 어려운 작업이다. 어려운 이유는 후에 VLBI의 원리를 좀 더 자세하게 다룬 포스팅에서 이야기 할 계획이고 여기서는 이정도로만 한다.
4. 예측과 관측이 정확하였다
1) 사실 사건의 지평선이 존재할 것이란것은 이론적으로만 알고 있었다. 실제로 자세하게 관측된 적이 없어 어디까지나 이론일 뿐이었다. 그런데, 최초로 관측된 블랙홀에서 사건의 지평선이 정확히 보였다.
2) 아인슈타인은 블랙홀이 만약 정말 있다면, 중력렌즈효과에 의해 어느방향에서나 둥글게 보일것이라고 추정하였다. 그런데 정말 둥글게 보였다.
3) 다시 처음의 위 사진을 보자. 위 사진을 보면 강착원반의 아래쪽이 좀 더 밝게 보임을 알 수있다. 밝게 보이는쪽은 강착원반에서 지구방향을 향하는 쪽이며, 어둡게 보이는 쪽이 지구방향에서 멀어지는 쪽이다. 일종의 도플러 효과가 나타나는 것이다. 더 정확히 말하면, 상대론적 전조등효과라는 것인데, 이 효과로 인해 M87의 제트 역시도 한쪽 방향 분출만 관측된다. 원래 제트는 양 극방향으로 분출되는것이나, M87은 한쪽 방향의 제트는 지구 방향을, 다른 한쪽 방향의 제트는 지구 반대방향을 향하여 지구 방향을 향하는 한쪽 방향만 관측되는 것이다. 여기서 말하는 상대론적 전조등횩과는 다른말로 상대론적 분사출이라고도 한다. 어쨌든 상대론적 전조등 효과가 무엇인지 대충은 알아야 관측된 블랙홀이 한쪽만 밝은 이유를, M87의 제트가 한쪽만 보이는 이유를 이해할 수 있다. 아래 그림을 보도록 하자.
가장 왼쪽은 정지한 우주선에 빛이 들어오는 경우다. 사방으로 골고루 들어온다. 두번째 그림은 우주선이 광속의 0.5배만큼 빠르게 오른쪽으로 움직이는 경우다. 움직이는 방향으로 빛이 들어오는 것이 몰리는것을 확인할 수 있다. 우주선이 거의 광속에 가깝게 움직이자 우주선이 움직이는 전방으로 빛이 들어오는것이 훨씬더 몰린다. 당연히 v=0일때 보다 0.99c일때 오른쪽의 빛이 훨씬 밝게 보이고, 왼쪽의 빛이 훨씬 어둡게 보이게 된다. 아래 그림도 상대론적 전조등 효과를 설명하는 그림이다.
만약 지구가 오리온 자리 방향으로 엄청나게 빠르게 움직인다면 아래 그림과 같이 보이게 될 것이다.
과학자들은 M87의 블랙홀의 모델 fitting 과정을 거쳐 M87의 블랙홀이 시계방향으로 회전하고 있음을 밝혔다.
아래 그림은 M87 블랙홀의 제트 분출 방향, 구조 등을 나타내는 그림이다.
approaching jet라고 써 있는 것이, 바로 관찰자 방향으로 분출되는 jet이다. 이 jet는 시선방향에 다소 나란한 방향이다. 강착원반은 시계방향으로 회전하고 있음을 알 수 있다.
5. 정말로 붉게 보일까?
이건 아직 모른다. 앞서 이야기 하였듯, 가시광선에서 관측한것이 아니고, 전파를 이용해서 관측한 것이다. 다시 말해 우리 눈으로 볼 수 없는 파장대역을 이용하였기 때문에, 인간이 아는 것은 단지 각 영역에서 신호의 세기 뿐이다. 따라서 사진의 색은 약간의 상상력을 발휘하여 전파 강도에 따라 색을 입힌것 뿐이다. 다시한번 강조하지만, 전파는 우리가 눈으로 볼 수 있는 파장이 아니기 때문에, 그 외형을 알 순 없고, 신호의 강도만을 파악할 뿐이다.
천문학자들은 앞으로도 더 많은 블랙홀을 찍을 계획을 가지고 있다고 한다. 그리고 언론에 공개되지는 않았지만, 이미 다양한 블랙홀을 찍었다고 한다. 앞으로 우리은하의 블랙홀도 대중들에게 공개될 날을 기대하여 본다.
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