블랙홀은 어떻게 만들어질까

거대한 별의 중심핵이 스스로 무너져 내려 우주에서 닫혀 버리는 과정

단계별로

운명이 정해진 거성

태양의 약 20배가 넘는 별은 생의 끝에 너무 크고 조밀한 중심핵을 갖게 되어, 보통의 초신성 폭발이 좀처럼 시작되지 못할 수 있습니다. 컴퓨터 모형에 따르면 그런 별의 상당수가 아예 폭발하지 않습니다.

이 별은 2200만 광년 떨어진 은하 NGC 6946의, 태양 약 25개 질량의 적색 초거성 N6946-BH1을 본떴습니다. 사라지는 별을 찾아 수천 개의 이런 별을 지켜보던 천문학자들이 2009년에 이 별을 포착했습니다.

밖에서 보면 다른 부풀고 차가운 초거성과 다를 바 없습니다. 중심핵이 곧 무슨 일을 벌일지 알려 주는 조짐은 아무것도 없습니다.

중심핵이 무너진다

초신성에서처럼 철 중심핵이 4분의 1초 만에 붕괴했다가 되튀어, 지름 약 30km의 중성자별이 생깁니다. 충격파가 출발하지만, 멈춰 서고 맙니다.

모든 것은 보통의 초신성처럼 시작합니다. 전자가 떠받치기엔 너무 무거워진 철 중심핵이 스스로 무너지다가, 원자핵만 한 밀도에 이르면 단단해집니다. 갓 생긴 중성자별은 아직 부풀어 있고 뜨거우며, 중성미자를 쏟아 냅니다.

되튐에서 생긴 충격파는 수백 분의 1초 만에 에너지가 바닥나, 이런 붕괴에서 늘 그렇듯 중심에서 약 150km 되는 곳에 멈춥니다. 그다음에 벌어지는 일이 별의 폭발 여부를 결정합니다.

감당할 수 없는 무게

여기서는 중성미자가 충격파를 되살리지 못합니다. 가스가 계속 중성자별 위로 쏟아지고, 중성자별은 약 1초 만에 태양 질량의 1.8배에서 2.3배로 무거워집니다.

가장 조밀한 중심핵에서는 가스가 너무 빨리 떨어져서, 중성미자의 가열로는 충격파를 다시 밀어낼 수 없습니다. 충격파는 가라앉고, 별의 안쪽 층들이 빛의 속도의 절반 가까운 속도로 중성자별 위로 쏟아집니다.

중성자별을 떠받치는 것은 원자핵만큼 빽빽이 들어찬 중성자의 압력입니다. 이 압력에는 한계가 있습니다. 알려진 가장 무거운 중성자별 PSR J0952-0607의 질량은 태양의 2.35배이며, 그보다 훨씬 무거운 것은 없을 것으로 봅니다.

10분의 1초마다 질량이 더해집니다. 중성자별에게 남은 시간이 얼마 없습니다.

한계를 넘어

이제 어떤 힘도 버틸 수 없습니다. 중성자별은 약 1만 분의 1초 만에 무너집니다. 그 중심에 지평선이 나타나 바깥으로 자라나고, 떨어지는 표면이 지평선의 최종 크기를 지나는 바로 그 순간 표면을 따라잡습니다.

이것은 일반 상대성 이론이 정확히 기술하는 가장 단순한 붕괴로, 1939년 로버트 오펜하이머와 하틀랜드 스나이더가 계산했습니다. 지평선은 별의 물질이 표면에 만드는 것이 아닙니다. 빛이 더는 빠져나갈 수 없는 영역의 경계이며, 중심의 한 점에서 시작합니다.

표면이 안으로 들어가면, 별의 어떤 부분도 다시는 볼 수 없습니다. 별의 물질은 중심을 향해 계속 떨어지고, 일반 상대성 이론은 그곳에 특이점, 곧 지금의 물리 법칙이 통하지 않게 되는 점이 있다고 예측합니다.

태양 2.3개 질량의 중성자별이라면 지평선은 결국 지름 약 14km가 됩니다.

얼어붙고, 붉어지고, 사라지다

멀리서 보면 표면은 지평선에 가까워질수록 느려져 끝내 거기에 닿지 못하는 것처럼 보입니다. 그 빛은 점점 붉고 어두워지고, 1000분의 1초 안에 더는 볼 것이 없습니다.

지평선 가까이에서는 멀리서 본 시간이 끝없이 늘어나고, 밖으로 기어 나오는 빛은 점점 더 많은 에너지를 잃습니다. 그래서 멀리 있는 관측자에게는 붕괴가 거의 멈추고, 별이 지평선 바로 밖에 얼어붙은 것처럼 보입니다. 하지만 얼어붙은 별은 보이지 않습니다. 그 빛은 60마이크로초마다 약 3분의 1로 어두워지기 때문입니다.

블랙홀에 빠지는 사람은 우주의 미래 전체가 눈앞을 스쳐 지나가는 것을 보게 된다는 흔한 이야기의 진실이 여기 있습니다. 그렇지 않습니다. 떨어지는 여행자는 자기 시간으로는 한순간에 지평선을 넘으며, 거기서 특별한 것을 전혀 보지 못합니다. 그가 넘어가는 모습을 끝내 보지 못하는 것은 멀리 있는 관측자뿐입니다.

별이 사라지다

중심핵의 나머지는 한 시간 안에 떨어져 들어가고, 블랙홀은 태양 약 10개 질량으로 자랍니다. 느슨하게 붙어 있던 별의 바깥층은 몇 달 동안 희미하게 빛나며 흩어지고, 그 뒤로는 볼 것이 아무것도 남지 않습니다.

중성미자가 워낙 많은 에너지를 가져가서, 별은 갑자기 태양 질량의 10분의 몇만큼 가벼워집니다. 중력에 겨우 붙들려 있던 바깥층은 당기는 힘이 느슨해진 것을 느끼고 희미하게 빛나며 흩어집니다. 밖에서 볼 때 무언가 일어났다는 유일한 표시입니다.

2009년 천문학자들이 본 것이 바로 이것입니다. N6946-BH1은 몇 달 동안 태양 약 100만 개만큼 빛나다가 어두워졌습니다. 2015년 허블은 태양 25개 질량의 별이 있던 자리에서 가시광선으로 아무것도 찾지 못했습니다. 따뜻한 먼지의 희미한 적외선 빛만 남아 있습니다.

별이 곧바로 블랙홀로 붕괴한 가장 좋은 사례이지만, 천문학자들은 다른 설명이 없는지 아직 확인하고 있습니다.

블랙홀

검은 원판은 블랙홀의 그림자로, 지평선보다 약 2.5배 넓습니다. 너무 가까이 온 빛은 붙잡히기 때문입니다. 그 바로 바깥에서 뒤쪽 별들의 빛은 고리 모양으로 휘고, 그림자에 바짝 붙은 가늘고 밝은 고리는 블랙홀을 한 바퀴 돌고 나서 빠져나온 빛입니다.

별에서 남는 것은 질량과 자전, 그리고 전하뿐입니다. 블랙홀에는 표면도, 그 밖에 구별할 만한 어떤 것도 없습니다. 질량과 자전이 같은 두 블랙홀은 완전히 똑같습니다.

우리은하에는 이렇게 만들어진 블랙홀이 1억 개쯤 있을 것입니다. 대부분은 홀로 어둠 속에 있어 찾아내기가 거의 불가능합니다.

이웃을 먹고 자라다

가까운 동반성이 있는 블랙홀은 거기서 가스를 끌어와 원반을 만들 수 있습니다. 수백만 도로 달궈진 원반은 엑스선으로 빛납니다. 처음 발견된 블랙홀 백조자리 X-1도 이렇게 정체를 드러냈습니다.

백조자리 X-1은 7200광년 떨어진 곳에서 태양 약 41개 질량의 청색 초거성 주위를 도는 태양 21개 질량의 블랙홀입니다. 그 엑스선은 1964년에 발견되었고, 1970년대 초에는 동반성의 궤도를 통해 보이지 않는 짝이 블랙홀 말고는 달리 될 수 없을 만큼 무겁다는 사실이 밝혀졌습니다.

나선을 그리며 떨어지는 가스는 스스로와 마찰하며 뜨거워지고, 블랙홀 가까이에서는 빛의 속도의 상당 부분으로 움직입니다. 우리 쪽으로 다가오는 원반의 한쪽은 멀어지는 쪽보다 밝게 보이고, 블랙홀의 중력은 원반의 먼 쪽을 휘어 보이게 합니다.

2024년 가이아 탐사선은 겨우 1926광년 떨어진 태양 33개 질량의 블랙홀 가이아 BH3를, 동반성을 휘두르는 모습으로 찾아냈습니다. 아무것도 먹지 않고 어둠 속에 있습니다.

도시에서 거인까지

별이 만든 블랙홀은 태양 몇 개에서 몇십 개 질량입니다. 은하의 중심에는 거인이 있습니다. 궁수자리 A*는 태양 400만 개, M87*는 65억 개 질량으로, 지평선이 우리 행성계보다 넓습니다.

지평선은 질량에 비례해 커집니다. 태양 1개 질량마다 지름 약 6km입니다. 궁수자리 A*의 지평선은 지름 약 2500만 km, M87*는 약 380억 km로 해왕성 궤도의 몇 배나 됩니다.

무엇이든 충분히 작게 압축하면 블랙홀이 됩니다. 태양은 지름 6km의 공으로, 지구는 지름 겨우 18mm, 구슬만 한 크기로 짓눌러야 합니다.

거인들이 어떻게 그렇게 커졌는지는 아직 연구 중입니다. 가스를 삼키고 서로 합쳐지며 자라지만, 제임스 웹 우주 망원경은 빅뱅 뒤 5억 년도 지나지 않은 때에 태양 수백만 개 질량의 블랙홀들을 찾아냈습니다. 어쩌면 처음부터 크게 태어났을지도 모릅니다. 별 없이, 무너지는 가스 구름에서요.

두 블랙홀이 합쳐지면 공간 자체를 뒤흔들며 중력파를 내보냅니다. 2015년 이후 지구의 검출기들은 이런 합체를 수백 건 포착했습니다.