<행성의 크기에 따라 블랙홀이 생성>
블랙홀에 대해 좀 더 구체적으로 설명한다.
블랙홀은 수학적으로 예측되지만 정의상 보는 것이 불가능하다는데 매력이 있다. 그렇다면 블랙홀은 이론상으로라도 어떻게 생겨나는 것일까(과학자들이 블랙홀의 존재를 확신하지만).
이에 대해서 확실하게 아는 사람은 없지만 과학자들의 추론은 다음과 같다.
태양은 불타고 있는 거대한 기체 덩어리인데 대부분의 다른 별들도 이와 유사하다고 추정한다. 태양은 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있는데 그 비율은 대략 2대 1이다. 그 밖에 탄소, 산소, 질소, 철, 마그네슘 같은 성분도 극소량 존재하는데 그 비율은 별마다 다르다.
그런데 태양계에서 태양은 매우 특별한 존재이지만 우주에서 태양은 황색 왜성이라 부르는 평범한 별 중에 하나이다. 별의 온도는 색으로 알 수 있는데 파란색 별은 붉은색 별보다 더 뜨겁다. 또 수명도 각각 다른데 질량이 작을수록 오래 산다. 즉 질량이 큰 별은 격렬하게 불타다가 연료를 일찍 소모하고 젊은 나이에 죽는 것이다. 별의 일생에 대해서 잠시 설명한다.
별은 탄생한 뒤 주계열 별, 거성(또는 초거성) 등으로 살다가 백색왜성, 중성자별, 블랙홀로 죽음을 맞이한다. 태양처럼 가벼운 별은 주계열 별, 거성, 행성상 성운을 거쳐 백색왜성으로 죽고 태양보다 수십 배 무거운 별은 주계열 별, 초거성, 중성자별이나 블랙홀로서 죽으며 죽기 전에 80퍼센트의 물질을 가스로 방출하여 새로운 별을 탄생시킨다. 별의 과정별 단계는 비교적 잘 알려져 있다.
① 주계열 별 : 별의 진화 과정 중 청년층에 해당하는 시기로 물리적으로 가장 안정된 상태이다. 별은 일생의 대부분을 주계열 별로 지낸다. 태양과 비슷한 별은 주계열에 약 100억 년 동안 머문다. 별의 청년기인 주계열에서 머무는 별의 수명은 별의 질량에 따라 달라진다. 태양은 약 100억 년, 태양 질량의 10분의 1인 별은 수천억 년, 태양 질량의 5배인 별은 7천만 년, 태양 질량의 25배인 별은 300만 년, 태양 질량의 50배인 별은 100만 년 정도다. 주계열 이후 별의 수명은 비교적 짦아 주계열의 10퍼센트 정도다.
② 거성(초거성) : 태양과 같은 별이 주계열에서 벗어나면 이전 크기의 50〜100배까지 팽창하여 적색거성이 된다. 거성은 주계열 별에 비해 온도는 낮지만 팽창으로 인해 크기가 커져 총 밝기는 태양보다 수백만 배다. 거성보다 더욱 밝고 훨씬 큰 별을 초거성이라고 하며 태양이 진화한 거성보다 수만 배 밝은 별이다. 초거성이 되기 위해서는 질량이 태양의 20〜60배여야 한다. 질량이 너무 크면 주계열 단계에서 대다수의 물질이 항성풍으로 벗겨져 헬륨으로 이루어진 별이 된다.
③ 행성상 성운 : 초기 질량이 태양의 0.08〜8배인 별은 적색거성의 단계를 거친 후 항성의 외부층을 폭발시키듯 초당 수십 킬로미터의 속도로 가스를 방출한다. 이때 중심별의 온도는 약 10만도에 이르러 주위로 방출된 가스를 밝게 만드는데 이 빛은 지구의 오로라와 같은 성질이다.
④ 백색왜성 : 행성상 성운의 단계를 지나 내부 별의 질량이 태양의 약 1.4배 이하가 되면 중심에 존재하던 별이 전자의 축퇴압(수축된 별의 가스를 구성하는 전자에 의해 증가된 저항력)에 의해 크기가 유지되는 백색왜성이 된다. 백색왜성의 온도는 태양과 같은 별보다 높지만 서서히 식어 언젠가는 갈색왜성, 흑색왜성이 되어 더 이상 관측할 수 없는 존재로 된다. 크기는 지구의 반경 정도나 질량은 태양과 비슷하여 강한 중력을 가지고 있다. 한마디로 50억 년 후의 태양의 미래다.
⑤ 신성 : 거성 단계의 별은 바깥층의 물질을 순간적으로 우주 공간으로 방출하면서 몇 시간 만에 1만〜100만 배로 밝기가 증가하는데 이를 신성이라고 한다. 방출하는 물질의 양은 전체 질량의 10만분의 1 정도로 미미하다. 우리 은하에 보이는 별의 50퍼센트 이상이 사실은 쌍성계(두 별이 중력적으로 속박되어 회전하고 있는 상태)로 존재하는데 이런 별들은 신성의 형태로 종말을 맞는다.
⑥ 초신성 : 태양 질량의 12〜20배 이상의 별은 노년기에 접어들면 중심핵의 온도가 매우 높이 상승하여 초고밀도의 상태가 되고 온도는 놀랍게도 550억도나 된다.
중력의 힘도 막강해 에베레스트 산보다 큰 쇳덩어리도 순식간에 모래알 크기로 압축시킨다. 원자는 전자, 양성자, 중성자로 쪼개지고 이들 소립자마저도 더 작은 단위인 쿼크, 렙톤, 글루온 등으로 분해된다. 그리고 이들은 갈수록 더 작고 더 밀도가 높은 입자로 분해된다. 그 이후의 과정은 아직 미지수이지만 학자들은 이 별이 블랙홀이 되었다고 한다.
초신성 폭발의 대표적인 것이 1054년 동양에서 관측된 게 성운(Crabs Nebula)이다.
별이 폭발하면 대다수의 물질은 공간으로 퍼지는데 중심에는 중성자별이나 블랙홀이 있다.
어떤 별이 블랙홀이 될지 안 될지는 질량으로 추정할 수 있다. 질량이 태양보다 세 배 이상 큰 별은 연료를 모두 태워 결국 중심부에는 철만 남게 되는데 이런 별은 초신성으로 폭발하면서 바깥층을 우주 공간으로 날려 보낸다. 더 이상 별은 바깥쪽으로 밀어내는 압력을 만들어내지 못하기 때문에 중력과의 싸움에서 지고 만다. 이 단계에서 어떤 별은 중성자 별로 변한다. 중성자 별은 구성 성분이 대부분 중성자로 이루어져 있고 중성자 간에 작용하는 핵력으로 간신히 중력에 버틸 수 있다. 중성자 별은 대개 지름이 10킬로미터 정도이다.
질량이 큰 별이라도 마지막 폭발 때 바깥층이 전부 다 우주 공간으로 날아가지 않는 경우도 있다. 남은 물질은 짜부라드는 중심부를 향해 떨어진다. 천문학자들은 짜부라드는 중심부의 질량이 태양의 세 배 이상일 경우 블랙홀로 변할 것이라고 추정한다.
현재까지 블랙홀이 활동하는 모습을 제대로 관측한 예는 손가락으로 꼽을 정도이지만 블랙홀이라는 이름이 갖는 매력 때문에 상당히 와전되어 설명되고 있는 부분이 많이 있다. 우선 블랙홀은 ‘삼키기만 하는 곳’, ‘시커먼 곳’이란 설명이다.
블랙홀에 대한 매력을 배가시키는 것은 수많은 동화나 애니메이션, 영화에서 자주 나타나는 장면에서도 기인한다. 동화에서 하늘나라 나이와 지구 나이에 큰 차이가 있다고 설명되는데 간단하게 말하여 하늘나라에서 하루를 지내고 왔는데 지구에서는 수십 년이 흘렀다는 식이다.
그런데 블랙홀 개념으로는 이 가정이 일어날 수 있다는 데 작가들이 매력을 느끼는 것이다. 학자들은 블랙홀 근처에서 며칠을 지냈다 오면 지구에서는 수백 년이 흘러갈 수 있다고 추정한다.
현재까지의 과학으로 볼 때 시간을 늦게 가게 하는 방법은 두 가지로 예상한다. 첫째는 사람이 빨리 움직이면 된다. 그러나 사람 스스로 빨리 달릴 수 없으므로 빠른 우주선을 타면 시간이 느리게 간다는 것은 앞에서 이미 설명했다. 초속 10킬로미터의 속도를 가진 우주선을 타고 70년을 달리고 지구로 돌아온다면 그는 무려 1초나 나이를 적게 먹은 셈이 된다. 1초라는 숫자가 작은 것 같지만 물리학에서 볼 때 매우 긴 시간임을 이해할 필요가 있다.
둘째는 중력이 엄청난 블랙홀 근처에서 며칠을 지내다 오면 지구에서는 수백 년이 흘러갈 수 있다. 블랙홀 근처와 지구 위에서의 시간은 동일하게 흐르지 않는다.
실제로 아파트 20층에 사는 사람은 1층에 사는 사람에 비해 평생 10만분의 1초 정도 수명이 짧다고 한다. 1층에서의 중력이 더 크기 때문이다. 이런 약간의 중력 차이에도 시간의 흐림이 바뀌는데 태양 정도의 수조배나 되는 블랙홀의 중력을 갖고 있는 곳 근처에 가면 시간은 지구에 비해 엄청나게 더디게 갈 것은 당연한 일이다.
이 말을 경북대 천문대기과학과 박명구 교수는 아인슈타인의 이론을 사용하여 간명하게 설명했다.
‘중력이 대단히 크면 시간과 공간이 함께 휘어지는데 이는 어떤 거리를 직선으로 갈 수 없다는 것을 의미한다. 이때 시간이 늦게 흘러간다는 것은 공간뿐 아니라 시간까지도 역시 곡면을 돌아서 간다는 것을 뜻한다.’
블랙홀에 대해 가장 잘못 알려진 오해는 블랙홀이 집어삼키기만 하고 검다고 여기는 것이다. 블랙홀이 무엇이냐고 질문하면 대다수의 사람들이 빛도 빠져나올 수 없을 정도로 모든 것을 빨아들이기만 하는 암흑의 천체라고 대답한다.
그런데 블랙홀은 무한히 작은 점에 매우 큰 질량이 모여 있기 때문에 중력이 매우 크긴 하지만 중력이 작용하는 것은 일반 천체와 마찬가지이다.
이것은 블랙홀에서 두 배 먼 거리로 이동하면 블랙홀이 미치는 중력의 세기는 4분의 1로 줄어든다는 것을 의미한다. 따라서 우주선을 타고 블랙홀 주위의 궤도를 안전하게 돌 수 있다는 것이 결코 과장은 아니다. 물론 안전거리를 잘 계산해야 한다는 점을 사전에 경고한다.
한편 2004년 7월 스티븐 호킹 박사가 블랙홀에 대한 자신의 이론이 틀렸다고 발표하여 세계 천문학계와 물리학계를 깜짝 놀라게 했다. 호킹 박사는 지난 1975년 거대 질량이 수축․붕괴해 생긴 ‘무한히 작은 점’인 블랙홀에는 엄청난 중력이 존재해 모든 것을 빨아들여 파괴되므로 블랙홀에는 아무런 구조도 정보도 없다는 것을 순수한 수학적 계산을 통해 입증했으며 이 이론은 블랙홀에 대한 절대적 진리로 간주되었다.
더욱이 그는 블랙홀 중력의 가장자리(‘사건의 지평선’)에선 이른바 ‘호킹 복사’라는 에너지 방출이 일어나 블랙홀은 결국 질량을 잃어 소멸한다고 밝혔다. 호킹 복사는 애초 정보가 아닌 소실된 정보이므로, 결국 과거의 정보는 블랙홀 소멸과 더불어 ‘흔적 없이 존재를 상실한다’는 얘기다.
블랙홀에 대한 오해 중 하나는 SF 영화나 소설에 나오는 것처럼 모든 것을 빨아들이는 것은 아니다. 블랙홀의 흡인력은 평범한 별보다 더 크지 않다. 단지 크기에 비해 중력이 어마어마할 뿐이다. 만약 태양이 블랙홀이 된다면 지금과 질량은 같지만 직경은 현재의 139만2,000킬로미터에서 6.5킬로미터 이하로 줄어든다. 흥미로운 것은 태양의 크기가 줄었다고 하더라도 태양 주위를 도는 지구의 공전 궤도는 바뀌지 않는다. 태양이 블랙홀로 변하더라도 태양이 지구에 미치는 중력은 똑같기 때문이다. 지구가 블랙홀이 되더라도 크기는 줄어들지만 달의 공전 궤도에는 변화가 없다. 이처럼 블랙홀이 주변의 천체를 빨아들이는 것은 아니다.
일반 사람들의 상식과는 달리 블랙홀은 소모한 에너지만큼 홀쪽해지기도 하며 마침내 증발하기도 한다. 미니 블랙홀이 에너지를 내뿜을 때는 검은색이 아닌 흰색이 될 수도 있다는 것이다. 현재까지의 이론에 의하면 미니 블랙홀이 소멸되면 그 자리에는 빛만 남게 된다. 이것이 유명한 호킹 박사의 증발 이론이다.
그러나 문제는 호킹의 블랙홀이 방출하는 호킹복사가 ‘뒤섞인 정보’라는 점이었다. 블랙홀 안을 보여줄 아무런 단서도 담지 못한 것이다. 뒤섞인 정보란 블랙홀의 호킹복사가 어떤 유한한 온도의 열평형 상태에서 이뤄지는 에너지 방출이라는 뜻으로 이것이 이른바 ‘블랙홀 정보 패러독스’ 논쟁의 시발점이 됐다. 가마터 밖에서 열기를 느끼지만 열기만으로는 그 안에 무엇이 열을 내고 있는지는 알 수 없는 것과 비슷한 이치다.
호킹이 이와 같은 결론에 이른 것은 블랙홀은 거대한 질량이 자기 중력을 견디지 못하고 무한히 작은 점으로 수축․붕괴한 것인데, 무한히 작은 점에는 공간조차 존재하지 않아 모든 것은 질량․전하 외에는 파괴된 상태가 된다고 여겼기 때문이다.
그런데 양자 이론에 의하면 그의 설명은 ‘정보는 완전히 소실될 수 없으며, 모든 과정은 되돌릴 수 있는 가역성을 지닌다’는 양자역학의 기본과 모순하기 때문이다. 특히 우주 탄생 직후엔 작은 블랙홀들이 무수히 만들어졌던 것으로 추정되는데 호킹의 생각을 따르면 현재 우주는 태초 우주의 정보가 거의 유실된 이상한 상태에 도달했다는 것을 의미하기 때문이다.
당연히 양자이론 학계의 반격이 거세지자 호킹은 블랙홀은 지금의 양자이론으로는 설명되지 않는 ‘예외현상’이므로 양자이론은 수정돼야 한다고 주장해왔다.
그런데 1990년대 중반에 이런 논쟁은 고비를 맞이했다. 다음 장에서 설명되는 끈이론(string theory)이 블랙홀이 생성되는 과정을 규명할 수 있게 돼, 블랙홀의 미시계 역시 기존 양자이론의 원리에서 벗어나지 않는다는 근거를 확립했다고 여겨지기 때문이다. 블랙홀도 ‘예외현상’이 아니라는 것이다.
다소 어렵게 느껴지는 끈이론이 태어나게 된 배경은 다음과 같다.
일반적으로 블랙홀은 엄청나게 큰 질량을 가진 천문학적 대상이며 소립자는 물질을 이루는 최소 단위로서 규모의 차원에서 완전히 정반대로 극과 극을 달린다. 그런데 물리학자들은 블랙홀과 소립자가 동일한 존재의 다른 모습일 수도 있다는 놀라운 사실을 발견했다.
그것은 존 휠러(John Wheeler) 박사가 말한 ‘블랙홀은 머리카락이 없다(무모정리 no hair theorem)’는 것을 입증하는 강력한 증거들이 속속 발견되었기 때문이다. 무모정리는 존재 가능한 블랙홀의 유형을 엄격하게 제한하기 때문에 매우 중요한 개념으로 질량, 전하, 스핀을 제외하면 모든 블랙홀은 거의 비슷하다. 다시 말해 블랙홀은 그들끼리 구별될 수 있는 독특한 헤어스타일을 전혀 갖고 있지 않다는 뜻이다. 그런데 질량, 전하, 스핀으로 구별되는 것을 물질을 이루는 최소 단위인 소립자들의 특징이다.
블랙홀은 질량이 너무 크므로 일반상대성이론을 적용해야 하지만 소립자는 너무 작아서 양자역학을 적용해야 한다. 블랙홀과 소립자 사이의 유사성을 해석하기 위해서는 양자역학과 일반상대성이론 사이의 문제점들을 해결해야하는데 바로 이들 연결고리가 끈이론이며 ‘통일장 이론’에서 다시 설명한다.
여하튼 호킹 박사가 ‘타임머신’ 장에서 설명한 것과 같이 자신의 이론을 수정했다는 것은 양자이론 쪽으로 크게 후퇴한 것으로 풀이된다. 그는 블랙홀 안에서 모든 것이 파괴되는 것은 아니며 파괴되지 않은 정보는 오랜 시간에 걸쳐 블랙홀 밖으로 서서히 나올 수도 있음을 인정한 것이다. 물론 호킹의 수정은 블랙홀에서 일어나는 양자 수준의 미시현상을 이해하는 데 양자역학이 더 적합할 수 있음을 인정한 것을 뜻한다. 그러므로 호킹의 블랙홀은 우주 공간에서 실제 관측하는 거대 블랙홀과는 다른, 이론상으로 존재하는 매우 작은 블랙홀을 주로 말하는 것이어서 그의 이론 수정이 천문학의 블랙홀에는 영향을 끼치는 것은 아니라는 설명이지만 그의 이론 수정은 그의 이론에 기반을 둔 많은 아이디어들을 사장케 할지 모른다.
블랙홀에 대한 그의 이론은 발표 당시 양자론과 중력을 결합시킨 첫 시도라는 점에서 주목을 받았고 후에는 열역학까지 합쳐져 ‘블랙홀 열역학’ 분야도 생겨났다. 그러나 호킹은 빨려 들어간 정보가 모두 없어지는 것이 아니라 다른 형태로 다시 나온다고 말하여 가장 매력적인 이론 즉 블랙홀과 화이트홀 그리고 그 통로 역할을 하는 웜홀을 근본적으로 부정했다. 한 마디로 지금까지 수많은 상상과 희망을 주었던 시간 여행을 할 수 있으리라는 꿈을 부셔버린 것이다. 이래저래 어려운 시간 여행은 다른 곳에서 해법을 찾아야 할 계기가 되었다.
더욱이 블랙홀은 우주의 생성과 진화에 깊은 관련이 있는데 블랙홀에 대한 기존 이론이 바뀐다면 이러한 모든 이론이 수정되어야 함은 당연한 일이다. 관련 과학자들에게 비상이 걸린 것은 사실이지만 오히려 더 매력적인 이론이 나올 수 있기 때문에 그의 발표를 반기는 학자들도 있다.
한편 블랙홀은 주변의 모든 것을 빨아들이기 때문에 우주의 무법자처럼 알려져 있다. 그러나 블랙홀도 적당한 거리로만 떨어져 있으면 안전하다. 태양이 갑자기 블랙홀이 된다고 해도 그 주변의 수성이나 금성,‧지구 등 태양계 행성은 빨려 들어가지 않는다고 예상하는 학자들도 있다. 블랙홀 역시 블랙홀에서 멀리 떨어진 궤도를 도는 천체에는 힘을 쓸 수 없다는 것이다.
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