찢겨 나가는 별

블랙홀이 너무 가까이 다가온 별을 어떻게 찢어 놓고, 은하의 중심을 밝히는지

단계별로

별이 다가온다

큰 은하는 거의 모두 중심에 거대한 블랙홀을 품고 있습니다. 우리은하의 블랙홀인 궁수자리 A*는 태양 질량의 400만 배이고, 이 블랙홀은 100만 배로, 별을 찢다가 포착된 블랙홀들의 전형적인 질량입니다. 이런 블랙홀 주위에는 별들이 저마다의 궤도를 따라 떼 지어 돌고, 이따금 두 별이 아주 가까이 스쳐 지나가면서 한쪽이 블랙홀로 곧장 곤두박질치는 경로로 튕겨 나갑니다.

블랙홀 자체는 질량에 비해 작습니다. 안에서는 빛조차 빠져나오지 못하는 면인 사건의 지평선은 태양 폭의 약 4배입니다. 블랙홀의 중력은 뒤에 있는 별들의 빛을 휘게 하므로, 검은 그림자 주위의 하늘이 일그러져 보입니다.

점선 고리는 조석 반지름입니다. 그 바깥에서는 별 자신의 중력이 별을 뭉쳐 둡니다. 안쪽에서는 아무것도 그럴 수 없습니다.

늘어나는 별

블랙홀은 별의 가까운 쪽을 먼 쪽보다 더 세게 당깁니다. 조석 반지름 근처에서 이 차이, 곧 조석력이 별 자신의 중력만큼 강해지고, 별은 길게 늘어납니다.

조석은 블랙홀에만 있는 것이 아닙니다. 달은 지구에서 자기를 향한 쪽을 더 세게 당기기 때문에 바다에 밀물과 썰물을 일으킵니다. 여기서는 당기는 힘이 거리에 따라 워낙 가파르게 변해서, 별 하나의 폭만큼의 차이가 별 자신의 중력보다 커집니다.

천문학자들은 이것을 스파게티화라고 부릅니다. 안으로 떨어지는 것은 무엇이든 길고 가늘게 늘어나기 때문입니다. 태양 100만 개 질량의 블랙홀이라면, 태양 같은 별은 블랙홀에서 약 7000만 km 떨어진 곳에서 이 지점에 이릅니다. 지구와 태양 거리의 절반이며, 여전히 지평선보다 훨씬 바깥입니다.

순식간에 일어납니다. 초속 수만 km로 달리는 별은 조석 반지름에서 가장 가까운 지점까지 약 18분이면 도달합니다.

찢겨 나가다

아무것도 폭발하지 않습니다. 별은 그저 하나이기를 멈출 뿐입니다. 가스는 원래의 속도를 그대로 지니지만, 각 부분이 블랙홀에서 조금씩 다른 거리에 있어서 저마다 조금씩 다른 궤도를 따릅니다. 곁을 지나며 납작하게 눌렸다가 다시 늘어나면서, 별은 길고 가는 흐름이 됩니다.

블랙홀에 더 가까웠던 쪽은 빠져나가기에는 조금 느려서 이제 블랙홀에 묶입니다. 먼 쪽은 조금 빨라서 다시는 돌아오지 않습니다. 이 작은 차이가 그 뒤의 모든 것을 결정합니다.

컴퓨터 시뮬레이션은 별 전체가 몇 시간 만에 풀려 나가는 모습을 보여 줍니다.

가스의 강

며칠 만에 흐름은 지구와 태양 사이 거리보다 길어집니다. 블랙홀에 가까운, 묶인 절반은 느려지며 다시 떨어질 것이고, 나머지 절반은 영원히 날아가 버립니다.

흐름은 별 길이의 수천 배로 늘어나도 자기 중력이 양옆에서 붙잡아 주기 때문에 가늘게 유지됩니다. 퍼져 나가며 가스가 식기 때문에 실제 흐름은 어둡습니다. 망원경으로는 보이지 않지만, 시뮬레이션이 그 모습을 자세히 따라갑니다.

가스가 어떻게 나뉘는지는 각 부분이 가져간 에너지로 정해집니다. 별 안에서 블랙홀에 가까이 있던 부분일수록 더 단단히 묶입니다. 가장 단단히 묶인 가스는 지구와 태양 거리의 약 46배까지 갔다가 돌아서는 궤도에 있습니다.

점선 고리는 같은 축척으로 그린 지구의 궤도입니다.

절반은 날아간다

빠져나가는 가스는 별 질량의 절반을 은하 속으로 싣고 갑니다. 초속 수천 km로 수백만 년 동안 별들 사이를 떠돌 것입니다. 한때 태양이었던 가느다란 가스의 호입니다.

묶인 가스는 태양 주위를 도는 혜성처럼 블랙홀 주위의 길고 가느다란 궤도에 있습니다. 블랙홀에 가장 가까이 있던 가스의 궤도가 가장 짧아 가장 먼저 돌아오고, 나머지는 몇 달, 몇 년에 걸쳐 점점 적게 뒤따릅니다.

점선 고리는 같은 축척의 해왕성 궤도입니다. 흐름은 곧 우리 행성계 전체의 크기를 훨씬 넘어 뻗어 나갑니다.

돌아오다

뉴턴의 중력에서는 궤도가 한 바퀴 돌면 제자리에서 닫힙니다. 블랙홀 가까이에서는 그렇지 않습니다. 아인슈타인의 이론에 따르면 궤도는 태양 주위를 도는 수성의 궤도처럼 한 바퀴마다 조금 더 돌아가는데, 여기서는 머리카락 한 올만큼이 아니라 한 바퀴에 약 23도나 돕니다.

그래서 블랙홀을 막 돌아 나온 가스는 조금 다른 선을 따라 다시 밖으로 날아가, 지구와 태양 거리의 약 16배 되는 곳에서 아직 떨어지고 있는 흐름과 충돌합니다. 충돌은 가스를 달구고 속도를 빼앗으며, 가스는 조금씩 블랙홀 주위의 뜨겁고 소용돌이치는 원반으로 자리 잡습니다.

돌아오는 가스가 정확히 어떻게 원반이 되는지는 천문학에서 가장 큰 시뮬레이션들로 아직 연구되고 있습니다.

플레어

망원경은 이런 플레어를, 조용하던 은하의 한가운데가 갑자기 밝아지는 현상으로 포착합니다. 2019년 2억 1500만 광년 떨어진 은하에서 발견된 AT2019qiz가 지금까지 가장 가깝습니다. 여기서 플레어의 밝기와 온도는 실제로 측정된 값이지만, 시간에 따른 진행은 가장 단순한 모형을 따릅니다.

눈에 보이는 빛은 블랙홀 주위의 뜨거운 가스 구름에서 나옵니다. 지구 궤도보다 수십 배 넓으며, 플레어가 밖으로 날려 보내고 안쪽에서 비추는 구름입니다. 그 안쪽의 원반 자체는 주로 자외선과 엑스선으로 빛납니다.

블랙홀 가까이에서는 중력이 원반의 빛을 휘게 하므로, 원반의 먼 쪽이 검은 그림자의 위아래로 보입니다.

희미해지다

날마다 돌아오는 가스가 줄어들어, 그래프처럼 플레어가 희미해집니다. 몇 년이면 거의 사라지고, 블랙홀은 다시 조용해집니다.

돌아오는 가스는 흐름의 에너지가 어떻게 나뉘었는지에서 나오는 방식으로 줄어듭니다. 그 비율은 시간의 마이너스 3분의 5 제곱처럼 떨어집니다. 많은 플레어의 빛이 정확히 이렇게 희미해지는데, 이는 그것들이 정말로 찢겨 나간 별이라는 가장 분명한 증거 가운데 하나입니다.

별의 약 절반이 다시 떨어집니다. 그중 일부는 삼켜지고, 많은 부분은 열 때문에 다시 날려 나갑니다. 블랙홀이 얻는 것은 태양 질량의 일부에 불과해서, 100만 배나 무거운 천체에게는 거의 변화라고 할 수도 없습니다.

우리은하 같은 은하에서는 이런 일이 약 1만~10만 년에 한 번 일어납니다. 지켜볼 은하가 워낙 많아서, 탐사 망원경들은 이제 해마다 수십 건을 찾아내고, 칠레의 베라 C. 루빈 천문대는 수천 건을 찾아낼 것으로 기대됩니다.