블랙홀과 화이트홀

사건의 지평선은 블랙홀을 둘러싸고 있는 가상의 경계면이다. 이 경계를 통과하는 것은 일방통행과 같다. 경계 안쪽으로 들어간 물질이나 빛은 다시 탈출할 수 없다. 사건의 지평선의 반지름은 슈바르츠실트 반지름이라고 불리며, 블랙홀의 질량에 비례한다. 이 경계는 물리적 장벽이 아니라, 탈출 속도가 빛의 속도를 초과하게 되는 공간상의 지점을 의미한다.

사건의 지평선 내부의 중심부에는 특이점이 존재한다. 특이점은 밀도와 시공간 곡률이 무한대로 발산하는 지점이다. 일반 상대성이론의 방정식이 더 이상 유효하지 않게 된다. 특이점에서는 알려진 물리 법칙이 붕괴되며, 중력의 양자 효과를 설명하는 양자 중력 이론이 필요하다고 여겨진다.

사건의 지평선과 특이점의 관계는 다음과 같이 요약할 수 있다.

일반적으로, 사건의 지평선을 넘어선 관찰자는 특이점을 피할 수 없다. 블랙홀의 강한 조석력에 의해 물체는 신장되다가 최종적으로 특이점에서 소멸된다. 그러나 외부 관찰자에게는 물체가 사건의 지평선에 접근함에 따라 시간이 느려져 보이며, 결코 경계를 완전히 통과하는 순간을 보지 못한다[2].

블랙홀은 그 질량과 형성 과정에 따라 주로 항성질량 블랙홀과 초대질량 블랙홀로 분류된다. 이 두 종류는 질량 규모에서 수백만 배에서 수십억 배 차이가 나며, 존재하는 환경과 관측 방법도 크게 다르다.

항성질량 블랙홀은 태양 질량의 약 3배에서 수십 배에 이르는 질량을 가진다. 이들은 대규모 항성이 생명 주기를 마치고 초신성 폭발을 일으킨 후, 남은 핵이 중력적으로 완전히 붕괴되어 형성된다. 우리 은하 내에서 수백 개에서 수천 개가 존재할 것으로 추정되며, 주로 엑스선을 방출하는 쌍성계에서 동반성을 이루는 별의 물질을 강착할 때 관측된다. 대표적인 예로는 사이그너스 X-1이 있다.

반면, 초대질량 블랙홀은 태양 질량의 수십만 배에서 수십억 배에 달하는 어마어마한 질량을 지닌다. 거의 모든 대형 은하의 중심부에 하나씩 존재하는 것으로 알려져 있다. 우리 은하의 중심에 위치한 궁수자리 A*가 대표적이다. 이들의 정확한 형성 과정은 완전히 밝혀지지 않았으나, 초기 우주의 거대 가스 구름의 직접 붕괴, 작은 블랙홀들의 병합, 또는 주변 물질의 극심한 강착을 통해 성장한 것으로 추정된다. 그 외에도 중간 정도 질량을 가진 중간질량 블랙홀의 존재 가능성도 제기되고 있으나, 관측적 증거는 아직 확실하지 않다.

아인슈타인 방정식은 일반 상대성 이론의 핵심으로, 시공간의 기하학적 곡률과 그 속에 존재하는 물질 및 에너지 사이의 관계를 기술한다. 이 방정식은 비선형 편미분 방정식으로, 복잡한 수학적 형태를 지니고 있어 정확한 해를 찾기가 매우 어렵다. 방정식의 해는 특정한 물질 분포와 경계 조건 하에서의 시공간 구조, 즉 계량 텐서를 의미한다.

화이트홀의 개념은 아인슈타인 방정식의 특정 해로부터 자연스럽게 등장한다. 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견한 슈바르츠실트 해는 정지해 있고 구형 대칭성을 가진 질량 주변의 시공간을 묘사한다. 이 해는 블랙홀의 수학적 모델이 되었으나, 방정식 자체는 시간에 대해 대칭적이다. 따라서 이 해를 수학적으로 완전히 분석하면, 블랙홀의 내부를 지나 '다른 쪽'으로 연결되는 영역이 존재할 수 있음을 시사한다. 이 이론적 영역이 바로 화이트홀이다.

보다 일반적인 해인 커 해[4] 역시 비슷한 구조를 포함한다. 커 해는 회전하는 블랙홀을 묘사하며, 그 내부에는 이론적으로 중앙 특이점을 피해 다른 시공간 영역으로 통할 수 있는 '내부 지평선'과 같은 구조가 존재한다. 이러한 모든 해는 순수 수학적 추론의 결과이며, 아인슈타인 방정식이 허용하는 하나의 가능성으로 여겨진다.

결론적으로, 화이트홀은 아인슈타인 방정식의 특정 해를 시간 역방향으로 해석하거나, 해의 최대 확장된 기하학을 분석할 때 등장하는 수학적 실체이다. 이는 방정식이 예측하는 시공간 구조의 한 부분이지만, 그 물리적 실재성과 안정성에 대해서는 여전히 논쟁의 대상이다.

화이트홀은 블랙홀에 대한 아인슈타인 방정식의 수학적 해 중 하나로, 시간이 거꾸로 흐르는 블랙홀로 해석될 수 있다. 이는 방정식이 기본적으로 시간 방향에 대해 대칭적이라는 특성, 즉 시간 역전 대칭성을 가지고 있기 때문이다. 블랙홀이 모든 물질과 빛을 빨아들이는 영역이라면, 화이트홀은 그 반대로 내부에서 모든 물질과 에너지를 밖으로 내뿜는 영역에 해당한다.

이 관계는 블랙홀의 사건의 지평선을 통과하는 과정을 시간을 거슬러 올라가는 것으로 생각하면 이해할 수 있다. 블랙홀의 지평선을 향해 떨어지는 물체는 결코 빠져나올 수 없지만, 그 과정을 영상으로 녹화한 후 거꾸로 재생하면 물체가 지평선 안쪽에서 튀어나오는 모습을 볼 수 있다. 이 역재생된 영상이 묘사하는 것이 바로 화이트홀의 개념이다.

그러나 이는 순수한 수학적 대칭성에 기반한 해석이며, 실제 우주에서 화이트홀이 존재하는지는 의문이다. 왜냐하면 열역학 제2법칙에 따르면 엔트로피는 항상 증가하는 방향으로만 시간이 흐르기 때문이다. 화이트홀은 질서 있는 상태에서 무질서한 상태로 가는 자연스러운 시간의 화살을 거스르는 현상을 나타내므로, 물리적으로 실현되기 매우 어렵다고 여겨진다.

결국, 화이트홀은 블랙홀 이론의 완결성을 보여주는 이론적 구조물이지만, 우리가 관측하는 우주에서는 블랙홀만이 안정적으로 존재할 수 있는 것으로 보인다. 일부 이론에서는 빅뱅 자체를 하나의 거대한 화이트홀로 설명하려는 시도도 존재한다[5].

블랙홀의 형성은 주로 거대한 항성의 생애 마지막 단계에서 일어나는 격렬한 과정인 중력 붕괴를 통해 이루어진다. 질량이 태양의 약 8배 이상 되는 대형 항성은 핵에서 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산한다. 항성이 핵연료를 모두 소진하면, 더 이상 핵융합에 의한 외향적인 복사압이 중력을 상쇄하지 못하게 된다. 이로 인해 항성의 핵은 극심한 자체 중력에 의해 순식간에 붕괴하기 시작한다.

이 붕괴 과정은 종종 초신성 폭발이라는 거대한 현상을 동반한다. 핵이 붕괴하는 동안 발생하는 충격파가 항성의 외부층을 우주 공간으로 날려보내는 것이다. 초신성 폭발의 밝기는 순간적으로 수십억 개의 별을 합한 것만큼 밝아질 수 있다. 남은 핵의 질량에 따라 그 운명이 결정되는데, 붕괴 후의 잔해 핵의 질량이 태양 질량의 약 3배 이상(톨만-오펜하이머-볼코프 한계)이라면, 어떠한 힘도 이 중력 붕괴를 멈출 수 없게 된다. 핵은 끝없이 수축하여 사건의 지평선을 형성하고, 결국 특이점에 이르러 항성질량 블랙홀이 탄생한다.

초신성 폭발의 유형과 블랙홀 형성의 관계는 다음과 같이 요약할 수 있다.

이렇게 형성된 블랙홀의 질량은 일반적으로 태양 질량의 5배에서 수십 배에 이른다. 관측적으로는 엑스선을 방출하는 쌍성계에서 블랙홀 후보들이 발견되며, 이는 블랙홀이 동반성으로부터 물질을 강착할 때 발생하는 고에너지 현상이다.

대부분의 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀이 존재하는 것으로 알려져 있다. 우리 은하수의 중심에 위치한 궁수자리 A*가 대표적인 예이다. 이들의 형성 경로는 항성질량 블랙홀과는 구분되며, 주로 두 가지 주요 가설이 제시된다.

첫 번째 가설은 초기 우주에서 형성된 거대한 가스 구름이 직접 중력 붕괴를 일으켜 생성되었다는 것이다. 우주 초기에는 중수소와 헬륨으로 이루어진 매우 무거운 가스 구름이 존재했을 수 있으며, 이 구름은 별을 형성하지 않고 빠르게 수축하여 중간 질량의 '씨앗 블랙홀'을 만들었을 것으로 추정된다. 두 번째 가설은 초기의 거대한 항성들이 빠르게 진화하여 폭발한 후 남은 잔해가 기반이 되었다는 것이다. 이렇게 형성된 씨앗 블랙홀은 주변의 가스, 먼지, 그리고 다른 별들을 강착하며 수십억 년에 걸쳐 점차 성장하여 오늘날 관측되는 초대질량 블랙홀이 되었다.

초대질량 블랙홀의 성장은 은하의 진화와 깊은 연관이 있다. 블랙홀이 강착원반을 통해 물질을 빨아들이는 과정에서 방출되는 강력한 에너지는 활동은하핵 현상을 일으키며, 이는 은하 전체의 항성 형성률을 조절하는 중요한 메커니즘으로 작용한다. 최근 연구에 따르면, 은하의 질량과 그 중심에 있는 블랙홀의 질량 사이에는 밀접한 상관관계가 존재한다[6]. 이는 블랙홀과 은하가 서로 영향을 주며 공진화했음을 시사한다.

아인슈타인-로젠 다리는 알베르트 아인슈타인과 네이선 로젠이 1935년에 제안한 일반 상대성 이론의 수학적 해석입니다. 이 개념은 시공간의 두 지점을 연결하는, 이론상의 통로 또는 다리 역할을 하는 기하학적 구조를 설명합니다. 본래 그들은 블랙홀을 기술하는 슈바르츠실트 해에서 발견된 수학적 특이점을 제거하기 위한 방법으로 이 해를 확장하는 과정에서 이 구조를 도출했습니다.

아인슈타인-로젠 다리는 기본적으로 하나의 블랙홀과 하나의 화이트홀이 목이나 터널과 같은 구조로 연결된 모습을 상상합니다. 이 터널은 웜홀 개념의 초기 모델이 되었습니다. 그러나 이 원래 모델은 물리적으로 통과하기에 불안정한 것으로 분석됩니다. 터널은 매우 빠르게 붕괴하여 어떤 물질이나 빛도 반대편 끝에 도달하기 전에 차단해 버립니다[10].

아인슈타인과 로젠의 연구는 순수하게 수학적인 탐구였으며, 당시에는 우주 여행의 통로로서의 실용적 가능성보다는 방정식의 해석에 중점을 두었습니다. 그들의 작업은 이후 존 아치볼드 휠러와 같은 물리학자들이 '웜홀'이라는 용어를 사용하며 보다 일반적인 개념으로 발전시키는 기초를 제공했습니다. 현대 이론물리학에서는 아인슈타인-로젠 다리를 안정화시켜 통과 가능하게 만들기 위해서는 음의 에너지를 가진, 이국적인 형태의 물질이 필요할 것이라고 추측합니다.

웜홀의 통과 가능성은 아인슈타인-로젠 다리가 실제로 인간이나 정보가 지나갈 수 있는 통로 역할을 할 수 있는지에 관한 문제이다. 초기 해석에서는 웜홀이 순간적으로 열렸다가 매우 빠르게 붕괴하여 아무것도 통과하기 전에 닫혀버린다고 여겨졌다. 따라서 통과는 물리적으로 불가능한 것으로 보였다.

이 문제를 해결하기 위해 이론물리학자들은 웜홀을 열어둘 수 있는, 즉 통과 가능하게 만들 수 있는 특정 조건을 탐구했다. 일반적으로 웜홀을 안정적으로 유지하고 통과 가능하게 만들려면 음의 에너지 또는 이국적인 물질[11]이 필요하다고 알려져 있다. 이러한 물질은 현재 알려진 물리 법칙 하에서는 자연적으로 존재하지 않으며, 극미량의 양자 효과를 통해 생성될 가능성만 제기되고 있다.

통과 가능한 웜홀의 안정성은 또 다른 주요 난제이다. 웜홀이 열려 있어도, 가장 작은 교란(예: 한 입자가 지나가는 것)으로 인해 구조가 불안정해져 붕괴하거나 블랙홀로 변할 수 있다. 또한, 웜홀을 통한 시간 여행은 인과율을 위반하는 시간역설(예: 할아버지 역설)을 초래할 수 있어, 그 물리적 실현 가능성에 대한 심각한 의문을 제기한다.

결론적으로, 통과 가능하고 안정적인 웜홀은 현재 순수하게 이론적인 개념이며, 그 존재를 뒷받침할 실험적 증거는 전혀 없다. 이 문제는 일반 상대성 이론과 양자역학을 통합하려는 현대 물리학의 근본적인 과제와 깊이 연관되어 있다.

블랙홀 자체는 빛을 방출하지 않지만, 그 주변에서 발생하는 강력한 물리적 과정은 다양한 파장의 전자기파를 방출한다. 이 방출을 관측함으로써 블랙홀의 존재를 간접적으로 확인할 수 있다. 특히, 블랙홀이 쌍성을 이루고 있을 때 동반성으로부터 강착되는 물질은 매우 높은 에너지를 얻어 강착원반을 형성한다. 이 원반 내부의 물질은 마찰로 인해 수백만 켈빈까지 가열되어 주로 X선을 방출한다.

따라서 X선 천문학은 항성질량 블랙홀 후보를 찾는 핵심적인 방법이 되었다. 1970년대 초, 우루후루 위성은 백조자리 X-1이라는 강력한 X선원을 발견했으며, 이는 최초로 널리 인정받은 블랙홀 후보가 되었다. 이후 찬드라 X선 관측위성이나 XMM-뉴턴 같은 위성들은 더욱 정밀한 관측을 통해 강착원반의 구조와 블랙홀의 회전 속도 등을 연구하는 데 기여했다.

전파 관측은 주로 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 연구에 필수적이다. 많은 은하의 중심에는 매우 밝은 전파원인 활동은하핵이 존재하며, 그 에너지원은 초대질량 블랙홀에 의한 물질 강착으로 여겨진다. 또한, 전파간섭계 기술을 이용하면 은하 중심의 아주 작은 영역을 고해상도로 관측할 수 있다.

이 기술의 결정적 성과는 사건의 지평선 망원경 프로젝트이다. 전 세계의 전파망원경을 연결하여 가상의 지구 크기 망원경을 구성한 이 프로젝트는 2019년 처녀자리 은하단의 은하 M87 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 그림자와 주변의 빛의 고리를 직접 촬영하는 데 성공했다. 이 관측은 블랙홀의 존재에 대한 가장 강력한 시각적 증거가 되었다.

중력파는 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 예측한, 질량이 가속 운동할 때 발생하는 시공간의 잔물결이다. 매우 큰 질량을 가진 천체, 예를 들어 두 개의 블랙홀이 서로 충돌하여 합쳐질 때 강력한 중력파가 방출된다. 이러한 중력파를 직접 검출하는 것은 블랙홀과 같은 극한 천체의 존재를 확인하고 그 특성을 연구하는 강력한 수단이 되었다.

중력파를 검출하기 위해 건설된 대표적인 관측소가 LIGO(레이저 간섭계 중력파 관측소)이다. LIGO는 미국에 위치한 두 개의 거대한 레이저 간섭계로 구성되어 있으며, 각 관측소는 서로 수직인 4km 길이의 두 진공 터널을 가지고 있다. 중력파가 지나가면 시공간이 미세하게 늘어나고 줄어들어, 두 터널의 길이에 극미한 차이를 만든다. 이 차이는 레이저 빛의 간섭 패턴 변화로 포착된다.

2015년 9월, LIGO는 역사적으로 최초로 중력파(GW150914)를 직접 검출하는 데 성공했다. 이 신호는 지구로부터 약 13억 광년 떨어진 곳에서 약 36배와 29배의 태양질량을 가진 두 블랙홀이 병합되면서 발생한 것이었다. 이 발견은 중력파 천문학의 시대를 열었으며, 블랙홀 쌍의 존재와 병합 과정에 대한 직접적인 증거를 제공했다. 이후 LIGO와 유럽의 VIRGO 관측소는 여러 차례의 블랙홀 및 중성자별 병합 사례를 추가로 관측했다.

중력파 검출은 블랙홀의 질량, 각운동량, 병합 전의 궤도 정보 등을 정밀하게 측정할 수 있게 한다. 또한, 전통적인 전자기파 관측으로는 보이지 않는, 빛을 내지 않는 블랙홀 쌍을 탐지하는 유일한 방법이다. 이를 통해 우주에 얼마나 많은 블랙홀 쌍이 존재하는지, 그리고 그들이 어떻게 형성되는지에 대한 이해가 크게 진전되었다.