블랙홀이란? 빛도 빠져나오지 못하는 이유와 사건의 지평선

블랙홀은 아주 많은 질량이 아주 좁은 공간에 몰려 있어서, 한번 안으로 들어간 것은 빛조차 다시 빠져나올 수 없는 우주의 영역입니다. 그 경계가 사건의 지평선입니다. 중심에서 이 거리만큼 떨어진 곳에서는 탈출에 필요한 속도가 빛의 속도인 299,792 km/s(초속 약 30만 km)와 같아지고, 그 안쪽에서는 바깥을 향해 곧장 쏜 빛조차 갈 수 있는 모든 경로가 더 깊은 안쪽으로 이어집니다. 회전하지 않는 블랙홀이라면 지평선의 반지름이 슈바르츠실트 반지름 r_s = 2GM/c²이고, 태양과 같은 질량이라면 약 3 km입니다.

탈출 속도에서 블랙홀까지

탈출 속도는 천체의 중력을 완전히 벗어나 멀어지기 위해 처음에 내야 하는 속도입니다. 질량이 M, 반지름이 r인 구 모양의 천체에서는 v = √(2GM/r)로 계산하며, G는 중력 상수입니다. 같은 질량을 더 작은 반지름 안에 눌러 담을수록 탈출 속도는 커집니다.

• 지구: 표면에서 11.2 km/s입니다.
• 태양: 눈에 보이는 표면에서 약 618 km/s입니다.
• 백색왜성: 태양 질량의 절반쯤 되는 물질이 지구보다 조금 큰 공 안에 모여 있습니다. 반지름을 7,000 km로 잡으면 약 4,400 km/s입니다.
• 중성자별: 태양 질량의 약 1.5배가 지름 20 km 안팎의 공에 모여 있어서, 탈출 속도가 약 20만 km/s로 빛의 속도의 3분의 2에 이릅니다.

천체를 더 작게 압축하면 탈출 속도는 마침내 빛의 속도 c에 도달합니다. √(2GM/r) = c로 놓고 r을 구하면 r = 2GM/c²가 나오는데, 이것이 슈바르츠실트 반지름입니다. 이 이름은 1916년에 아인슈타인의 일반 상대성 이론 방정식에서 이에 대응하는 해를 구한 카를 슈바르츠실트에서 따왔습니다. 뉴턴 역학의 탈출 속도 공식은 우연히도, 일반 상대성 이론이 회전하지 않는 블랙홀에 대해 내놓는 지평선 반지름과 정확히 같은 값을 줍니다.

빛은 왜 사건의 지평선을 빠져나오지 못할까

탈출 속도로 설명하는 방식은 이해를 돕는 첫걸음일 뿐 전부는 아닙니다. 빛은 던져 올린 공처럼 속도가 줄다가 도로 떨어지는 것이 아니라, 그 자리에서 측정하면 언제나 c로 움직입니다. 달라지는 것은 시공간 자체입니다. 일반 상대성 이론에서는 질량이 시간과 공간을 휘게 만들고, 블랙홀 근처에서는 이 휘어짐이 극단적으로 커집니다.

사건의 지평선에서는 바깥쪽으로 곧장 쏜 빛이 제자리에 머물 수밖에 없습니다. 그 안쪽에서는 나아갈 수 있는 모든 방향, 즉 미래로 이어지는 모든 경로가 중심을 향합니다. 빠져나오려면 빛보다 빨라야 하는데, 그럴 수 있는 것은 아무것도 없습니다. 지평선은 되돌아올 수 없는 지점일 뿐 벽이 아니어서, 딛고 설 단단한 표면도 없습니다.

망원경에 보이는 모습을 좌우하는 구조가 두 가지 더 있습니다. 슈바르츠실트 반지름의 1.5배 거리에는 광자구가 있습니다. 여기서는 빛이 블랙홀 주위를 돌 수 있지만, 조금만 건드려도 안쪽으로 떨어지거나 바깥으로 달아납니다. 더 바깥에서는 강착 원반의 가스가 나선을 그리며 안쪽으로 떨어지다가 뜨거워져 빛을 냅니다. 다만 "빛이 빠져나오지 못한다"는 말은 지평선 안쪽에만 해당하는 이야기입니다. 지평선 바깥에 있는 원반은 오히려 밝게 빛날 수 있습니다. 또 중력이 지나가는 빛을 휘게 하기 때문에, 블랙홀 사진 속 어두운 "그림자"는 지평선 자체보다 크게 보이는데, NASA는 대략 두 배 크기라고 설명합니다.

슈바르츠실트 반지름: 블랙홀의 크기는 얼마나 될까

r_s는 질량에 정비례하므로 태양 질량 1배당 약 2.95 km라고 기억해 두면 편합니다. NASA의 질량 값과 정확한 빛의 속도로 회전하지 않는 경우를 계산하면 다음과 같습니다.

천체	질량	슈바르츠실트 반지름	크기 비교
지구(압축한다고 가정)	5.97 × 1024 kg	8.87 mm	지름 약 1.8 cm, 구슬 크기
태양(압축한다고 가정)	태양 질량 1배(1.99 × 1030 kg)	2.95 km	지름 약 5.9 km
항성 블랙홀(예시 수치)	태양 질량 10배	29.5 km	지름 약 59 km
궁수자리 A*	태양 질량의 약 400만 배	약 1,180만 km	태양 반지름의 약 17배
M87*	태양 질량의 약 65억 배	약 192억 km	지구–태양 거리의 약 128배

직접 계산해 보려면 태양의 GM(중력 상수와 태양 질량의 곱, 약 1.327 × 10²⁰ m³/s²)과 c²(약 8.988 × 10¹⁶ m²/s²)을 대입하면 됩니다. (2 × 1.327 × 10²⁰) ÷ (8.988 × 10¹⁶) ≈ 2,953 m, 즉 약 2.95 km입니다.

지구에서 M87*까지 반지름의 차이가 10의 15제곱 배를 넘기 때문에 그림 3은 로그 눈금을 썼습니다. 회전하는 블랙홀은 지평선이 다소 작아지지만, r_s는 여전히 크기를 비교하는 기본 잣대로 쓰입니다.

블랙홀은 어떻게 생길까

천문학자들은 블랙홀을 질량에 따라 세 부류로 나누며, 부류마다 생성 과정이 다릅니다.

• 항성 질량 블랙홀은 태양 질량의 수 배에서 수백 배에 이르며, 무거운 별이 생을 마친 뒤 남는 잔해입니다. 태어날 때 질량이 태양의 약 8배를 넘는 별은 초신성 폭발로 최후를 맞습니다. 이때 붕괴하는 중심핵의 질량이 태양의 약 1~3배이면 중성자별이 되고, 그보다 무거우면 계속 붕괴해 블랙홀이 됩니다. NASA에 따르면 태양 질량의 약 20배 이상인 별이 블랙홀을 남깁니다.
• 초대질량 블랙홀은 태양 질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르며, 거의 모든 큰 은하의 중심에 있습니다. 이렇게 커진 과정은 아직 확실하지 않고, 일부는 우주 탄생 후 처음 10억 년 사이에 만들어졌을 수도 있습니다.
• 중간 질량 블랙홀은 태양 질량의 대략 100배에서 수십만 배 사이로, 위 두 부류 사이의 빈틈을 채울 것으로 보이지만 후보 천체를 확인하기가 쉽지 않았습니다.

블랙홀이 있다는 것은 어떻게 알까

블랙홀은 스스로 빛을 내지 않으므로, 천문학자들은 주변에 미치는 영향을 통해 찾아냅니다. 서로 독립적인 네 가지 증거가 같은 결론을 가리킵니다.

1. 별의 궤도. 라인하르트 겐첼과 앤드리아 게즈가 이끄는 연구팀은 우리 은하 중심 부근의 별들을 약 30년 동안 추적했습니다. 이 별들의 궤도를 설명하려면 태양 질량의 약 400만 배에 이르는 보이지 않는 조밀한 천체가 있어야 하는데, 그것이 궁수자리 A*입니다.
2. 빛나는 가스. 블랙홀로 떨어지는 물질은 뜨거워지면서 X선을 비롯한 여러 파장의 빛을 냅니다.
3. 중력파. 2015년 9월 14일 미국에 있는 LIGO(라이고)의 쌍둥이 검출기가 GW150914를 포착했습니다. 각각 태양 질량의 약 30배인 블랙홀 두 개가 약 13억 광년 떨어진 곳에서 합쳐질 때 생긴 시공간의 잔물결이며, 발견은 2016년 2월 11일에 발표되었습니다.
4. 직접 촬영. 사건의 지평선 망원경(EHT)은 전 세계의 전파 관측소를 연결해 지구만 한 가상의 망원경을 만듭니다. 2019년 4월 10일에는 M87*(태양 질량의 65억 배, 5,500만 광년 거리)의 첫 블랙홀 사진을, 2022년 5월 12일에는 궁수자리 A*(약 2만 7,000광년 거리)의 사진을 공개했습니다. 두 사진 모두 어두운 그림자를 휘어진 빛의 밝은 고리가 둘러싼 모습입니다.

블랙홀에 대한 흔한 오해

"블랙홀은 주변의 모든 것을 빨아들인다." 멀리서 보면 블랙홀의 중력은 질량이 같은 다른 천체와 다르지 않습니다. 태양이 같은 질량의 블랙홀로 바뀌더라도 행성들은 지금의 궤도를 그대로 돌고, 태양계는 훨씬 추워질 뿐입니다.

"태양도 언젠가 블랙홀이 된다." 태양은 블랙홀이 될 수 없습니다. NASA에 따르면 지금보다 약 20배는 더 무거워야 합니다. 태양은 약 50억 년 뒤부터 적색거성으로 부풀기 시작해 마지막에는 백색왜성이 됩니다.

"특이점은 확인된 실체다." 일반 상대성 이론은 블랙홀 중심의 밀도가 무한대라고 예측하지만, 그것이 물리적으로 존재하는 것인지 아니면 이론이 한계에 부딪혔다는 신호인지는 아직 아무도 모릅니다.

자주 묻는 질문

블랙홀에서 빠져나올 수 있는 것이 있나요?

사건의 지평선을 넘은 것은 없습니다. 하지만 아직 지평선 바깥에 있는 물질은 다릅니다. 블랙홀로 떨어지는 가스의 일부는 방향이 바뀌어 빛의 속도에 가까운 속도로 뿜어져 나가는 제트가 되기도 합니다.

블랙홀에 빠지면 어떻게 되나요?

블랙홀의 질량에 따라 달라집니다. 태양 질량의 30배인 블랙홀의 지평선에서는 머리와 발에 작용하는 조석력의 차이가 지구 중력의 약 100만 배에 이릅니다. 태양 질량의 약 3만 배를 넘으면 이 값이 1 g(지구 표면 중력) 아래로 떨어지기 때문에, 초대질량 블랙홀의 지평선은 건너는 순간 아무 이상도 느끼지 못한 채 통과할 수 있습니다.

우리 은하 중심의 블랙홀은 지구에 위험하지 않나요?

위험하지 않습니다. 궁수자리 A*는 약 2만 7,000광년 떨어져 있어서 지구에 위협이 될 수 없습니다.

참고 자료: NASA Science, 블랙홀의 종류; NASA Science, 블랙홀의 구조; ESO, 우리 은하 중심 블랙홀의 첫 이미지 공개; LIGO 과학 협력단, GW150914 (모두 영문 페이지입니다).

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