[236호 과학학술: 블랙홀 연구의 의의] 블랙홀 연구의 과거, 현재, 그리고 미래

지난 4월, 눈에 보이지 않는다고 생각해왔던 블랙홀의 모습이 인류 역사상 처음으로 관측되었다. 이전까지는 블랙홀의 강력한 중력으로 인해 관찰이 어려웠으나, 빛이 블랙홀 바깥을 지나갈 때 휘어지는 그림자를 활용하여 관측에 성공했다. 이에 본 지면에서는 블랙홀 윤곽 관찰 원리와 의미를 원생들에게 소개해 블랙홀 연구가 지니는 의미를 살펴보고자 한다.

아인슈타인과 시공간의 종말

세상을 놀라게 한다는 것은 진부하고 상투적인 표 현이다. 하지만 약 백 년 전 알베르트 아인슈타인 (Albert Einstein, 1879~1955)이 상대성이론을 발표 한 것에 대해서는 이 표현이 손색없을 정도로 과학자 뿐 아니라 일반 대중이 세상을 바라보는 방식에 큰 영향을 주었다고 할 수 있다. 상식적으로, 우리는 어 디에 살고 무엇을 하든지 상관없이 누구에게나 동일 하게 흐르는 절대적 시간이 있다는 것을 자연스럽게 받아들인다. 또한, 우리가 활동하는 무대가 되는 공 간은 비어 있건 무언가로 가득 차 있건 상관없이 영원히 존재하는 것이 당연하다고 생각한다. 하지만 아인슈타인은 1905년 발표한 논문에서, 빛의 속도가 모 든 관찰자에게 동일하게 관측된다는 실험적 사실의 필연적 귀결로서, 시간의 흐름과 길이의 측정이 관찰자에 따라 다를 수 있다는 것을 지적했다. 절대적 시 공간의 개념을 무너뜨린 이 사건은 당시 제1차 세계 대전의 참상과 더불어 서구 문명에 속해 있던 많은 이에게 절대적 진리와 삶의 방향성을 상실한 듯한 허무와 충격을 안겨 주었다고 한다.

특수 상대성 이론은 말 그대로 특별한 경우에만 적 용할 수 있는 이론으로, 관찰자의 속도가 변하는 경 우가 포함되지 않았고 중력에 대한 이해도 불충분했 다. 아인슈타인은 이 문제의 해결을 위해 십 년 가까이 숙고한 끝에, 마침내 가속 운동에 의한 관성력과 무거운 물체가 끌어 당기는 중력의 효과를 구분하는 것은 근원적으로 불가능하다 는 등가원리를 발견했다. 그 귀결은 뉴턴의 만유인력 법칙은 수정되어야 하며 특히 무거운 물체는 주위의 시공간을 휘게 만든다는 것이다. 그는 이러한 새로운 직관을 포함하는 이론 을 수학적으로 정교하게 다듬어 1915년 일반 상대성 이론(이 하 일반 상대론)을 발표했다. 아인슈타인이 자신의 이론이 옳 다고 확신하게 된 것은 당시 오랫동안 천문학자들을 괴롭혀 오던 수성의 궤도 문제에 일반 상대론을 적용했을 때였다. 뉴 턴역학은 행성의 운동을 놀라운 정확도로 예측하는데, 수성의 경우 여러 효과를 꼼꼼히 고려해도 그 타원 궤도가 천천히 방 향을 바꾸는 데서 나타나는 작은 오차를 설명할 길이 없었다. 아인슈타인이 자신의 이론과 뉴턴 역학과의 차이를 고려했을 때 수성의 궤도를 잘 설명할 수 있다는 것을 알게 되었다. 이 후 빛이 무거운 별 근처를 지나올 때 휘어지는 데서 발생하는 중력 렌즈 효과 등을 통해 일반 상대론이 우주의 과거에서 현재까지, 태양계 내부는 물론 멀리 떨어진 은하계까지 아주 잘 성립한다는 것이 이제 잘 알려져 있다.

일반 상대론을 연구할 때 우리가 특히 새로 이해하고 싶은 것은 중력이 아주 강한 경우, 즉 아주 무거운 별 근처에서의 현상이다. 빛마저도 빠져나올 수 없을 정도로 무거운, 더 정확히 말하자면 밀도가 충분히 큰 물체를 블랙홀이라고 한다. 일반 상대론에 의하면 이러한 물체의 근방에는 그 이상 가까이 가면 절대로 다시 벗어날 수 없는 경계면이 존재하는데 그것 을 사건의 지평선이라고 한다. 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 관찰자가 보기에 사건의 지평선에서는 무한대의 시간 지연 현상이 일어나기 때문에, 어떤 물체가 사건의 지평선을 통과해서 블랙홀 ‘내부’로 들어가는 것을 보는 것은 불가능하다. 이 경계면을 지평선이라고 하는 것은 바로 그 때문이다. 여기서 주의해야 하는 것은 사건의 지평선을 어떤 특별한 장애물이 있는 지점처럼 생각해서는 안 된다는 것이다. 배가 항구에서 출발해서 멀어지는 것에 비유하면, 지구가 둥글기 때문에 배는 점점 수면 밑으로 내려가는 것처럼 보이고 어느 지점에 다 다르면 우리는 더이상 그 배를 볼 수 없게 된다. 하지만 그 지점에서 배에 탄 사람들에게 특별한 일이 생기는 것은 아니며, 그저 우리가 더 이상 볼 수 없게 되었을 뿐이다. 마찬가지로, 사건의 지평선도 그 지점을 통과하는 입장에서는 특별한 일이 벌어진다는 것을 느낄 수 없으며 그저 똑같이 자유낙하 할 뿐이다. 사건의 지평선을 통과해서 자유낙하를 계속하면 곧 블 랙홀의 중심에 도착하게 된다. 특이점이라고도 하는 이 지점은 이른바 양자역학적 효과를 고려하지 않는다면 중력이 무한대가 되는 지점으로, 실제 어떤 일이 벌어질지 지금으로서는 정확히 알 수 없다. 중요한 것은 일단 사건의 지평선 내부로 들어서면 특이점은 어떤 위치라기보다 정확히 말해 필연적으 로 다가오는 미래의 사건에 해당하기 때문에 블랙홀을 정확히 이해하려면 특이점의 해결은 피할 수 없는 문제라는 것이다. 사건의 지평선은 한번 들어가면 되돌아 나오는 것이 불가능하 기 때문에 밖에 있는 우리는 블랙홀로 뛰어든 사람의 운명을 알 수 없다. 더 신비로운 것은 블랙홀 내부로 들어간 이에게는 단지 잠시 후 도달하게 되는 미래인 특이점이, 외부에서는 사 건의 지평선에 도달하는 사건조차 무한대의 시간 지연 현상으 로 인해 마치 동영상을 정지시킨 듯 시간이 흐르지 않는 것으 로 보인다는 것이다. 시간의 흐름이 멈추는 사건의 지평선, 공 간이 모두 사라지는 특이점의 존재 등 블랙홀은 시공간이 중 력에 의해 왜곡되는 것을 가장 극단적으로 보여주는 현상이 다. 이 수수께끼의 궁극적 해결을 위해서는 일반 상대론을 양 자역학적으로 이해하는 것이 필요하며 이론물리학이 당면한 가장 중요한 문제 중 하나라고 할 수 있다. 그중에서 가장 유력한 접근법으로 잘 알려진 것이 시공간이 10 차원이라는 가설을 동반하는 끈 이론이다.

ⓒ LIGO Scientific Collaboration and Virgo Scientific Collaboration, Phys. Rev. Lett. 116, 061102 ▲ 최초로 검출된 중력파의 모양

블랙홀 연구의 성과와 과제

블랙홀의 존재가 이론적으로는 가능해도, 실제로 존재하는가는 별개의 문제이다. 자연법칙이 특별히 유니콘의 존재를 금지하지는 않겠지만 실제로는 어디에도 없는 것처럼 말이다. 아인슈타인 자신도 처음 에는 블랙홀이 실제로 생기려면 그 밀도나 크기가 엄 청나게 커야 하므로 실제로는 존재하지 않을 거라고 믿기도 했다. 그러나 별의 내부에서 일어나는 핵물리 학적 반응에 대한 이해가 깊어지면서, 태양보다 어느 이상 무거운 별은 핵연료를 다 사용한 이후 붕괴해서 블랙홀이 될 수 있다는 것이 널리 받아들여지게 되었 다. 현재의 이해에 따르면 별의 원래 질량이 태양의 10~20배 정도를 넘으면 초신성 폭발과 중성자별 단계 를 거쳐 블랙홀이 된다. 폭발과 붕괴 과정에서 에너지를 잃기 때문에 실제 블랙홀은 훨씬 가벼울 수 있는데, 지금까지 발견된 것 중 가장 가벼운 것은 태양 질량의 약 네 배 정도이다. 블랙홀이라는 것이 분명한 천체의 위치를 처음으로 발견한 것은 1960년대로 거 슬러 올라간다. 백조자리의 X-1 별은 강력한 엑스선을 내는데 그 질량과 크기, 주위에 미치는 영향을 분 석하면 블랙홀의 이론적 예측과 아주 잘 들어맞는다.

블랙홀에 대한 실증적 이해와 더불어 이론적 이해에도 비 슷한 시기에 큰 발전이 이루어졌다. 이름이 암시하듯 블랙홀 은 빛이 빠져나올 수 없어 완벽히 검은 물체이다. 그런데 역설 적으로 들리겠지만 이론적으로 블랙홀은 빛을 내기도 한다. 이 사실을 직관적으로 이해하는 데 여러 방법이 있겠지만 한 가지는 입자의 쌍생성을 고려하는 것이다. 충분히 큰 에너지 를 공급하면 순수한 에너지는 질량을 가진 기본입자로 변환할 수 있다. 블랙홀 근처의 강한 중력은 양자역학적인 효과로 입 자의 쌍을 생성하고 그 중 음의 에너지를 가진 입자는 블랙홀 로 흡수되고 양의 에너지를 가지는 입자는 외부로 방출되어 결과적으로 블랙홀의 질량이 줄어들면서 입자를 낼 수 있다. 물리학자 스티븐 호킹(Stephen Hawking, 1942~2018)은 중 력의 영향 아래에서 양자역학을 고려해서 블랙홀이 내는 빛의 에너지 분포를 계산했으며 그것이 특정 온도를 가진 물체가 빛을 내는 것과 마찬가지라는 것을 입증했다. 뜨겁게 달궈진 쇳덩어리가 빛을 내는 것은 잘 알고 있는데, 실은 우리 몸을 포함해서 온도를 갖는 모든 물체는 빛을 낸다. 물론 우리 몸의 온도는 그리 높지 않기에 가시광선을 내지 못하고 적외선을 낸다. 맨눈으로 볼 수는 없지만, 도구를 사용하면 접촉을 통해 온도를 측정하는 구식 온도계보다 훨씬 정확하게 온도를 잴 수 있다. 요즘 널리 사용하는 전자식 체온계가 실제 이 원리를 이용한 것이다. 블랙홀의 경우, 이상하게 들리겠지만 계산 결 과에 의하면 큰 블랙홀일수록 온도가 더 낮고, 작은 블랙홀이 온도가 높다. 즉, 보통 물질은 에너지를 방출하면 자신의 온도 가 낮아지는데, 블랙홀은 반대로 에너지를 방출하면 자신의 온도가 더 올라가는 특성이 있다. 그런데 실재하는 블랙홀의 온도를 계산하면 아주 낮다. 달을 그대로 블랙홀로 만든다고 해도 우주공간 정도의 아주 낮은 온도를 갖게 되는데, 실제로 존재하는 블랙홀은 최소한 태양 질량의 몇 배가 넘기 때문에 그 온도나 빛의 방출은 무시해도 상관없을 만큼 작다. 하지만 예를 들어 사람의 몸무게 정도의 블랙홀을 만들어낼 수 있다 면 그 온도가 아주 높고, 그만큼 신속하게 그 에너지를 빛으로 내놓을 것이기 때문에 아주 위험한 폭탄이라고 할 수 있다. 지 금으로서는 별이 자연스럽게 진화하는 것이 아니라면, 인위적 으로 어떤 물체를 압축해서 블랙홀로 만드는 기술은 없기 때 문에 당분간은 안심해도 좋을 것이다.

온도를 가진 물체는 무질서도라고 번역하기도 하는, 엔트 로피를 갖는데 이것은 같은 거시적 조건을 가진 미시적 상태 가 몇 개나 있는가의 답과 관련이 있다. 블랙홀의 엔트로피는 야콥 베켄슈타인(Jacob Bekenstein, 1947~2015)과 스티븐 호킹의 계산에 의하면 지평선 면적의 1/4로 주어지는데, 양자 중력 이론의 성패는 바로 이 블랙홀 엔트로피를 설명해낼 수 있는가로 판가름 난다. 1990년대 중반 끈 이론이 이론물리학 학계의 주류 이론으로 자리 잡게 된 데는 앤드루 스트로민저 (Andrew Strominger), 캄란 바파(Cumrun Vafa) 두 사람이 끈 이론을 사용해 블랙홀의 엔트로피를 정확히 설명해낸 연구 결과가 큰 역할을 했다. 당시 대상이 된 블랙홀은 현실적인 블 랙홀과는 성질이 많이 다른, 5차원 시공간에 전하도 가지고 있 는 것들이다. 블랙홀 엔트로피에 대한 연구는 최근에도 이론 물리학에서 활발히 연구되는 문제 중 하나이다.

다시 실제로 존재하는 블랙홀로 초점을 옮겨 보자. 블랙홀 의 더 정밀한 증거는 중력파 검출에서 나온다. 전자가 가속 운 동을 하면서 전파를 내듯, 질량을 가진 물체가 가속 운동을 하 면 중력파의 형태로 에너지를 방출한다. 이 현상 또한 일반 상 대론의 중요한 검증 사항인데, 이미 1970년대 펄서(pulsar) 관 측을 통해 궤도가 시간에 따라 줄어드는 비율이 중력파 발생 에 대한 일반 상대론의 예측과 아주 잘 맞는다는 것이 검증된 바 있으며 1993년 노벨 물리학상이 러셀 헐스(Russell Hulse) 와 조셉 테일러(Joseph Taylor)에게 수여되기도 했다.

중력파의 직접적 검출은 2015년 라이고(The Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO)/비 르고(Virgo) 실험 팀에 의해 이루어졌다. 중력파는 이른바 로런츠 수축 현상에 의해 지나갈 때 물체의 길이를 변화시키는 데, 4㎞ 떨어진 두 지점 사이의 거리가 원자핵 하나 크기의 만 분의 일 차이가 나는 것도 알아낼 수 있을 정도의 감도를 달성 한 놀라운 공학적 발전에 힘입어 수억 광년, 즉 수억 년 전 일어난 블랙홀 병합 사건이 만들어낸 중력파가 0.2초간 특정 파 형을 띠고 지나간 것을 검출하는데 성공했다. 당시에는 두 개의 검출기만 가동이 가능했지만 앞으로 검출기가 추가되면 중력파를 이용해 멀리 있는 거대한 천체의 특성을 정밀하게 측정하는 일이 일상적인 작업이 될 것으로 기대하고 있다. 중력 파 검출의 공로로 라이너 바이스(Rainer Weiss), 배리 배리 시(Barry Barish), 킵 손(Kip Thorne)이 2017년 노벨 물리학상을 수상했다.

ⓒ The Event Horizon Telescope Collaboration, The Astrophysical Journal Letters, Vol 875, 1 ▲ 초거대 블랙홀의 이미지

EHT 관측: 블랙홀과 불의 고리

중력파 검출이 잠깐 지나가는 파형을 분석해 그 근원의 물리적 성질을 추측한 것이라면, 2019년 4월 이벤트 호라이즌 망 원경(Event Horizon Telescope, EHT) 팀은 최초로 블랙홀 을 직접 찍은 사진을 발표해 큰 화제가 되었다. 물론 블랙홀 자체는 빛이 나올 수 없기 때문에, 정확히는 블랙홀 주위를 도는 입자들이 모인 띠가 내는 빛을 찍은 것이다. 그렇다고 해도 블랙홀 사진이라고 하는데 무리는 없는데, 우리가 일상에서 검은색 물체의 사진을 찍는 것도 어차피 빛의 존재가 아니라 부재를 기록하는 것이기 때문이다. 또한 이 사진은 한 번에 찍 은 것이 아니라 남극, 하와이, 남미, 북미, 유럽 등 여덟 곳에 설치된 망원경이 동시에 포착한 전파 신호를 엄청난 수학적 분석을 거쳐 공들여 정리하고 색깔을 입혀 합성한 이미지이다. 측정 결과는 지금까지 알려진 일반 상대론 및 블랙홀의 특성과 잘 맞는데, 지구에서 오천오백만 광년 떨어져 있는 M87 이라는 은하의 중심에 있는, 태양 질량의 육십오억 배나 되는 초거대 블랙홀이라고 한다. 사진을 보면 중앙의 어두운 부분, 주위의 고리 모양, 고리의 두께, 아래쪽이 더 밝다는 등의 특 징이 있다. 이 모든 특성이 일반 상대론 및 플라스마 물리학의 예측과 잘 들어맞는다. 분석에 의하면 고리의 온도는 약 육십 억 도이며 블랙홀과 고리 모두 시계 방향으로 돌고 있다.

초거대 블랙홀은 거의 모든 은하의 중심에 있고 별 하나가 붕괴해서 생기는 블랙홀과 질량과 특성이 크게 다르다. 또한, 어떤 과정을 통해 생기는지, 그 질량은 어떻게 결정되는지 등을 아직 잘 이해하지 못하고 있다. 최초의 중력파 검출과 관련 된 블랙홀도 천문학자들의 예상에 비해 질량이 커서 블랙홀 형성에 대한 기존 이론에 수정이 필요함을 암시한 바 있다. 초 거대 블랙홀의 경우 그 형성 과정이 아직 상당 부분 수수께끼 로 남아 있어서, EHT가 앞으로 내놓을 데이터의 분석 결과가 크게 기대된다.

마지막으로 이러한 기초과학의 발전에 우리나라가 담당할 부분에 관해 이야기해 보고자 한다. 천문학, 순수 이론 물리학 등은 직접적 경제 효과를 논하기 쉽지 않고, 과학적 지식을 이용해 해결해야 하는 다른 문제들에 비해 한가한 것으로 보이 기도 한다. 그러나 그 누구도 아직 탐험한 적이 없는 미지의 영역을, 그 누구도 만들어낸 적이없는 극한의 기술로 실현한 실험도구를 가지고 작업하기 때문에 인간 문명의 최전선을 테스트한다는 의미가 크다고 할 것이다. 게다가 LIGO/Virgo 팀, EHT 팀의 작업이 보여주듯 여러 나라의 많은 학자간 협력이 필수적인 경우가 많아, 제2차 세계 대전 이후 유럽 통합 의 한 방편으로 CERN(Conseil Europ´een pour la Recherche Nucl´eaire) 연구소를 만들었듯이 경제적 이해관계에서 비교 적 자유로운 학문적 협력과 교류를 통해 세계 평화에 기여하는 바도 크다. 우리나라의 경제적·학문적 위상이 높아지면서 국제 공동연구에서도 점차 중요한 역할이 요구되는 일이 많아 지고 있다. 국가 정책적으로 학문적 의의가 높은 대형 프로젝트를 현명하게 선택, 지원해서 기존의 협력 프로젝트에 참여하는 것뿐 아니라 우리가 주도하는 도전적 프로젝트도 긴 호흡으로 수행하고 과학사의 한 페이지를 장식하는 중요한 업적을 성취할 수 있게 되기를 희망한다

*** tip

  • 사건의 지평선(Event Horizon) : 일반 상대성 이론에서 어떤 면을 경계로 한 쪽에서 일어난 사건은 다른 쪽에 영향을 줄 수 있지만 반대 방향으로는 불가능할 때 그 경계면을 사건의 지평선이라고 한다. 블랙홀이 있거나 관찰자가 가속 운동하는 경우 발생한다.
  • 특이점(Singularity) : 물리학에서 힘, 에너지 등의 양이 무한대가 되는 지점. 보통 사용된 이론이 불충분하다는 것을 의미하며 이론을 개량해서 없앨 수 있다.
  • 엔트로피(Entropy) : 열역학에서는 에너지 변화 중 일로 변환 할 수 없는 부분. 통계 역학적으로는 주어진 거시 상태에 대응하는 미시상태 개수의 로그값이다. 열역학 제2법칙에 따르면 고립계의 엔트로피는 시간에 따라 항상 증가한다.
  • 전파망원경(Radio Telescope) : 안테나를 사용해 별이 내는 전파를 사용하는 망원경. 가시광선보다 파장이 긴 전파를 사용하기 때문에 분해능은 떨어지며, 그 단점을 보완하기위해 다수의 전파 망원경을 늘어놓아 구경을 높이는 효과를 얻는 망원경 배열이 흔히 쓰인다. 최근 블랙홀 이미지를 발표한 EHT는 지구 크기의 망원경 구경과 같은 효과를 낸다.
  • 끈 이론(String Theory) : 물질의 기본 단위가 점입자가 아니라 1차원적 물체인 끈이라는 가설. 점입자의 이론인 양자장론의 무한대 문제를 해결하며 양자 중력을 자연스럽게 포함한다고 알려져 있다.
  • 양자역학(Quantum Mechanics) : 미시계의 현상을 다루는 물리학의 한 분야. 고전역학과 달리 측정의 결과는 확률적으로만 예측할 수 있고, 에너지, 각운동량 등의 물리량이 연속적인 값을 갖지 않고 특정한 값만 보이는 현상을 잘 설명한다.

김낙우 / 경희대학교 이과대학 물리학과 교수

작성자: khugnews

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