블랙홀의 종류

블랙홀의 종류

우리가 생각하는 블랙홀은 한 가지로만 생각하는데 블랙홀에는 여러 종류가 있습니다. 유형별로도 나누어지고, 규모별로도 나누어지며, 생각보다 많은 종류가 블랙홀이 있다는 것을 알게 되었습니다. 블랙홀의 종류에 대해서 자세히 알아보도록 하겠습니다.

1. 유형별

블랙홀의 특징은 오직 질량, 각운동량, 전하에 의해서만 결정되며 블랙홀이 되기 이전 천체의 다른 성질과는 아무런 관련이 없습니다. 이 세 가지를 제외하면 블랙홀을 다른 블랙홀과 구분할 수 없기 때문에 마치 대머리를 다른 대머리와 구분할 수 없는 것과 같다고 하여 '블랙홀은 털을 가직지 않는다"는 털 없음 정리가 나왔습니다. 하지만 이후 연구에 의해 털이 있다는 반박을 받게 되었습니다.(블랙홀에서 뭔가를 방출하기도 한다는 내용)

1-1 슈바르츠실트 블랙홀

질량 값만을 가지며 각운동량과 전하가 0인 가장 단순한 블랙홀입니다. 특이점은 단순한 점 모양이며 사건의 지평선은 하나입니다. 각운동량을 갖지 않는 측 회전하지 않는 천체는 거의 없으므로 사실상 이론상으로만 존재하는 블랙홀이라 볼 수 있습니다. 실제로는 존재할 수 없는 이론상의 영역이기 때문에 전체적인 규모에 비해서 전하량이나 각운동량이 무시할 수 있을 만큼 작아서 전하적으로 중성에 정지하고 있다고 가정해도 무방한 블랙홀 전반을 분류하기도 하는데 이경우에는 슈바르츠실트 일반 해에 일부 보정항이 들어가기도 합니다.

1-2 커 블랙홀

최초로 그 형태를 관측하는 데 성공한 블랙홀이며'커의 회전하는 블랙홀'이라고도 합니다. 슈바르츠실트 블랙홀이 질량만을 가진다면 커 블랙홀은 거기에 더해 각운동량을 가지고 있습니다. 사실 대부분의 천체들은 빠르든 느리든 회전하므로, 천체가 붕괴해 만들어진 블랙홀 또한 크든 작든 각운동량을 갖고 있습니다. 천체가 붕괴해 블랙홀이 되는 과정에서 각운동량 보존 법칙에 따라 그 회전이 대단히 빨라지게 되기까지 합니다. 또한 커 블랙홀의 경우 블랙홀의 회전으로 인해 '틀 끌림 효과'가 발생하여 사건의 지평선 바깥임에도 탈출 속도가 광속 이상의 지대한 작용권이 발생하여 특이점은 '고리 모양'입니다. 

1-3 라이스너-노르드스트룀 블랙홀

대전 블랙홀 이라고도 하며, 커 블랙홀과는 달리 질량과 전하 값만을 가집니다. 사건의 지평선이 2개 존재하며 중력에 의한 지평선인 1차 지평선(외부 지평선)과 전자기력에 의한 지평선(2차 지평선)이 존재합니다.

1-4 커-뉴먼 블랙홀

질량도 있고, 각운동량도 있으며, 전하도 있는 블랙홀입니다. 한마디로 커 블랙홀과 라이스너 노르드 스트림 블랙홀을 섞은 것과 같아서 사건의 지평선이 2개 존재하고 작용권도 존재합니다.

2. 규모별

블랙홀의 특이점으로부터 사건의 지평선까지의 거리가 블랙홀의 크기입니다. 이 블랙홀의 크기를 슈바르츠실트 반지름이라고 합니다.

2-1 마이크로 블랙홀

사건의 지평선의 크기가 기본입자 수준으로 작은 블랙홀들을 말합니다. 이러한 크기의 블랙홀들은 호킹 복사에 의해 순식간에 증발해버릴 것이기 대문에 수명은 매우 짧습니다. 질량이 큰 마이크로 블랙홀들은 상대적으로 긴 시간을 버틸 수 있습니다. 블랙홀이 호킹 복사에 의해 증발되는 속도는 질랴이 작을수록 빨라지며 어느 정도 질량 이하로 내려가게 되면 블랙홀은 감마선을 방출하며 격렬한 폭발을 일으키고 소멸합니다. 질량이 100톤에 이르렀을 때 블랙홀이 완전히 소멸하는 데 걸리는 시간이 0.1초도 되지 않습니다. 이 시간 사이에 100톤의 질량이 완전히 에너지로 변환되기 때문에 그 폭발력은 수소 폭탄 수십만 개와 같습니다.

2-2 원시 블랙홀

빅뱅이 일어나 인플레이션이 끝난 후 우주에서는 밀도 불균일성이 존재했습니다. 이때 국소적으로 밀도가 높은 영역에서 마이크로 블랙홀이 탄생했을 가능성이 있습니다. 이러한 우주의 시작 때 생겨난 블랙홀을 원시 블랙홀이라고 합니다. 그 특성 때문에 암흑 물질의 후보 중 하나로 거론되기도 합니다. 암측물질을 이루기 위해서는 우주 탄생 이후 137억 년이 지난 현재까지 소멸하지 않아야 하며 충분히 큰 질량을 가져야 합니다. 페르미 감마선 망원경 등이 마이크로 블랙홀의 붕괴로 일어나는 감마선 방출을 검출하려 하고 있으나 아지까지 이러한 신호는 발견되지 않고 있습니다. 2010년대 후반 들어 케플러 우주 망원경 등의 관측 결과를 통해 원시 블랙홀은 암흑물질을 이루기엔 그 양이 충분하지 않다는 결론이 모아지고 있으며 관측하기 어렵다는 특징으로 인해 퉁구스카 대폭발의 범인으로 지목되기도 했습니다. 또한 제9행성 후보로 떠오르고 있습니다.

2-3 항성 블랙홀

항성 질량 블랙홀이라고도 합니다. 우주에서 가장 흔할 것으로 생각되는 종류로, 질량이 큰 항성이 중력 붕괴해서 탄생합니다. 질량은 최소 태양의 60배에서 최대 142배까지 분포합니다. 거의 무조건적으로 근접 쌍성을 동반한 상태로 발견되는데, 쌍성의 가스를 빨아먹어서 X선을 방출해야 발견이 가능하기 때문입니다. 실제로는 쌍성과 거리가 멀거나 단일성이라 관측이 불가능한 블랙홀이 더 많을 테니 실제 숫자는 발견된 숫자를 훨씬 더 많을 것입니다. LIGO의 최초 중력파 탐지 성공과 더불어 새로운 항성 블랙홀 쌍성들이 계속해서 탐지되고 있습니다.

2-4 중간 질량 블랙홀

초대질량 블랙홀보다 작고 항성 블랙홀보다 큰 중간급 블랙홀입니다. 약자로 IMBH라고도 부릅니다. 항성 질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀에 비해 거의 발견이 되지 않아 그동안 천문 학계의 미싱 링크 취급을 받아왔으며 이전에도 후보들은 존재했으나 2010년대에 들어서 중간 질량 블랙홀의 존재를 지지하는 확실한 증거들이 나오는 중 몇몇 구상성단들의 중심부 에는 중간 질량 블랙홀이 있을 것으로 추정되며 이는 실제로 구성 성단 47 Tuc에서 태양의 2,200배의 질량을 가진 중간 질량 블랙홀이 발견됨으로써 증명되었습니다.

2-5 초대질량 블랙홀

가장 거대한 블랙홀 종류이며 그 질량은 최소 태양의 10만~100만 배 이상이며 최대 태양의 수백억 배에 달하기도 합니다. 거의 모든 은하가 중심부에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며 은하의 진화 과정에 초대질량 블랙홀들이 관계했다는 정황 증거가 계속해서 나오고 있습니다. 특히 우리 은하의 중심에는 태양 질량의 431만 배에 달하는 블랙홀이 있는 것으로 추정됩니다. 블랙홀의 질량이 클수록 가스들이 그다지 큰 차등 중력을 받지 않아 온도가 낮아지는 경향이 있습니다. 항성 질량 블랙홀의 경우 강착 원반에서 주로 X선이 방출되지만, 초대질량 블랙홀에서는 주로 자외선이 방출됩니다. 물론 중심의 특이점 주변은 다른 블랙홀과 마찬가지로 밀도가 높습니다.