heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
유권자들은 선거인단(Wahlmänner)을 뽑고, 이들이 의원을 선출하였다.
하원의 임기는 4년이었고, 2년마다 절반을 개선(改選)한다.
대공국의 행정부로는 내무, 외무·궁내부, 재무, 법무, 그리고 종무(宗務)·교육부 등 5개 부가 있었다.
체링겐(Zähringen) 가문이 통치하는 대공국이었다.
바덴뷔르템베르크주()는 독일 남서부에 있는 주로, 주도는 슈투트가르트이며 면적은 36,000km2, 인구는 1,048만 명이다.
제2차 세계 대전의 종전 후 바덴, 뷔르템베르크, 호엔촐레른 지역을 통합하여 신설한 주이다.
북서쪽으로는 라인란트팔츠주, 북쪽으로는 헤센주, 동쪽으로는 바이에른주와 접하며 남쪽으로는 스위스 및 오스트리아, 서쪽으로는 프랑스와 국경을 접한다.
공업이 발달했으며, 독일 굴지의 몇몇 대기업들이 바덴뷔르템베르크에 본사가 있다.
메르세데스-벤츠, 포르쉐의 본사가 슈투트가르트에 있으며, 변속기 업체 ZF의 본사가 프리드리히스하펜에 있다.
2011년 바덴뷔르템베르크 주의회 선거 결과 5월 12일, 녹색당 주지사 빈프리트 크레치만이 취임했다.
대한민국의 가수겸 방송인하하가 이곳에서 태어났다.
바덴뷔르템베르크 주는 서쪽의 해양성 기후에서 동쪽의 대륙성 기후로 넘어가는 지역에 있다.
이 때문에 해양성과 대륙성의 기후의 작용이 교대로 나타난다.
해양성 기후의 영향은 서풍의 우세로 인하여 우위를 점하며, 이는 주의 동부에서 감소한다.
나란히 있는 높은 산악지대와 둘러싸인 분지공간의 다양한 지형은 짧은 거리에서도 뚜렷한 기후의 차이가 나타나게 만든다.
브란덴부르크주(, , )는 독일 동부에 위치한 주이다.
1990년 독일의 재통일(동서독 통일) 이후 다시 만들어진 주이다.
독일의 수도인 베를린을 완전히 둘러싸고 있다.
북쪽으로는 메클렌부르크포어포메른주, 북서쪽으로는 니더작센주, 서쪽으로는 작센안할트주, 남쪽으로는 작센주와 접하며 동쪽으로는 폴란드와 국경을 접한다.
역사적으로 이 지방은 본래 브란덴부르크 변경령으로 후에 프로이센 왕국에 속하게 되었다.
제2차 세계대전 이후 오데르-나이세선이 책정됨에 따라 역사적인 브란덴부르크 주 영토의 1/3(오데르 강 너머에 있는 지역: 노이마르크)이 폴란드로 넘어가게 되었다.
이 지방의 이름은 도시 이름인 브란덴부르크안데어하펠에서 유래된 이름이다.
중세 초기에는 슬라브인의 영역이 되었다가 12세기경의 독일인들의 동방식민운동으로 차츰 게르만화되었다.
1150년에 브란덴부르크 변경백령이 수립되었고, 중세 말기와 근대 초기에 브란덴부르크는 신성 로마 제국의 7선제후국 중 하나가 되었다.
1415년 호엔촐레른 가의 지배하에 들었는데, 이 가운데는 미래의 독일 수도인 베를린도 포함되어 있었다.
1701년 프로이센 왕국이 출범하자 브란덴부르크 주는 그 중심지가 되었다.
또한 1871년 독일 제국이 수립되자 독일 전체의 정치적 중심지가 되었으나, 1881년에 베를린이 분리되어 나갔다.
제2차 세계 대전 종전 이후에 오데르-나이세선이 책정됨에 따라 역사적인 브란덴부르크 주 영토의 1/3(오데르 강 너머에 있는 지역: 노이마르크)이 폴란드령으로 넘어가게 되어 노이마르크 지방의 독일인은 강 서쪽으로 추방되었다.
독일 민주 공화국(동독)이 수립되자 1952년에 브란덴부르크 주는 해체되었다.
독일의 재통일 이후에 브란덴부르크 주는 다시 부활하여 현재에 이른다. 1996년에는 베를린과 브란덴부르크 주를 합병하려는 안이 주민투표에서 부결되었다.
가운데 있는 공백지는 베를린이다.
오른쪽 지명은 군청 소재지.
머릿기호는 자동차의 번호판에 쓰는 도시 약칭임.
오모테산도 역()은 일본 도쿄도 미나토구에 있는 철도역이다.
이 역은 역무관할구역 소재역이며, 오모테산도 역무관할구역으로서 오모테산도, 시부야, 나가타초, 메이지 신궁 앞 지역을 관리한다.
역명의 유래가 되고 있는 메이지신궁의 오모테산도와 아오야마(국도 246호선) 교차점의 지하에 위치한다.
포츠담(, Podstupim)은 독일 동부 하펠 강가에 있는 도시로 브란덴부르크주의 주도이다.
문헌에는 993년에 처음 등장하였으나, 17세기 이전까지는 인구가 적어 발전이 미미한 마을이었다.
1660년 브란덴부르크 선제후 프리드리히 빌헬름의 수렵장으로 지정되었고, 이후 호엔촐레른 왕가의 거점으로 발전하였다.
1685년 포츠담 칙령으로 종교의 자유가 보장되어, 네덜란드와 프랑스의 위그노들이 이주하였으며, 18세기 프리드리히 대왕 때 이곳에 상수시 궁전과 같은 수많은 별궁을 세우는 등 도시가 크게 발전하였다.
제2차 세계 대전 당시 연합군에게 공습받은 이웃 도시 베를린과 달리 그리 심하게 파괴되지 않아 어느 정도는 옛 모습을 유지하고 있다.
제2차 세계 대전 종전 후 체칠리엔호프 궁전에서 포츠담 회담이 개최되었으며, 이후 동독 정권이 수립되면서 동독 치하의 도시가 되었으나 통일 이후 다시 브란덴부르크주의 주도가 되면서, 도시의 초기 외관을 복원하기 위한 다양한 노력을 시도하고 있다.
1991년 포츠담 대학교가 설립되었으며, 오늘날에는 세 개의 공립대학을 비롯해 30개 이상의 연구기관이 있으며 공업도시이기도 하다.
베를린( )은 독일의 수도이다.
2020년 12월 기준 인구는 3,769,495명으로, 독일 내 단일 규모로는 최대의 도시이고 유럽 연합(EU)의 최대 도시이기도 하다.
독일 북동부 슈프레강과 하펠강 연안에 있다.
도시 전체가 브란덴부르크주에 둘러싸여 있으며 베를린 자체도 연방주이다.
한자로 음차해서 백림(伯林)이라고도 부르기도 한다.
약 1,500년 전에는 현재의 베를린 지역에 다양한 슬라브 민족들이 살고 있었다.
독일인 정착자들이 1100년대에 이 지역을 차지하기 시작하였다.
베를린은 이때까지만 해도 작은 마을에 지나지 않았고, 슈프레 강의 북동쪽 둑에서 자라나기 시작하였다.
같은 시기에 슈프레 강의 섬에서 쾰른 (Coelln)이라는 마을이 형성되었다.
두 마을은 통상의 중심지였다.
1307년에는 베를린과 쾰른이 그들의 공동 방어를 위한 연합을 설립하였고, 공통의 시청사를 지었다.
15세기에 베를린은 브란덴부르크주의 중요한 도시가 되었다.
15세기 후반에는 호엔촐레른 왕가가 베를린을 그들의 관저로 만들었다.
30년 전쟁 중에는 큰 피해를 입었고, 인구가 6,000명으로 줄어들었다.
베를린은 호헨촐레른 왕가의 프리드리히 빌헬름의 아래 다시 번영하였다.
그는 브란덴부르크주를 1640년부터 1688년까지 통치하였고, 산업을 촉진시키고 건설에 후원하였다.
그의 통치아래, 슈프레 강과 오데르 강 사이에 운하를 건설하였다.
1701년 프리드리히 빌헬름의 아들 프로이센의 프리드리히 1세가 프로이센 왕국의 수도로 삼았다.
1710년에는 베를린, 쾰른과 3개의 이웃 집단들이 통합하여 하나의 베를린을 이루었다.
1700년대에 베를린은 작은 읍에서 번영하는 통상과 제조업의 중심지로 증대하였다.
예술과 과학이 번창하였고, 산업이 빠르게 퍼져나갔다.
1806년부터 1808년까지 나폴레옹 1세에 의해 점령당하였고, 그가 떠나자 독일의 강국이 된 프로이센의 수도로 번영하였다.
그 후 1871년 독일 제국의 수도가 되고 제2차 세계 대전 때까지 독일의 수도였다.
1918년 제1차 세계 대전 말에 독일 제국이 무너졌고, 베를린은 새 바이마르 공화국의 수도가 되었다.
전쟁 기간 동안에 파업, 폭동, 또한 인플레이션으로 인하여 도시는 죽을 지경에 이르렀다. 하지만 베를린은 계속 자라났고, 1920년에는 베를린 대확장으로 7개의 도시들, 59개의 마을, 27개의 소유지가 베를린에 합쳐졌다.
1930년대에는 전 세계로 번져간 경제 대공황에 의하여 타격을 받아, 후에 아돌프 히틀러가 이끄는 나치 정권이 세워지는 원인이 되었다.
제2차 세계대전 이후 연합군이었던 미국, 영국, 프랑스, 소련 연합국 4개국이 독일을 점령한 것과 별개로 베를린도 4개로 나뉘었다.
독일이 분단되면서 베를린도 동베를린과 서베를린으로 분단되었다.
서베를린은 서독과는 다른 서방 연합군의 점령지로 간주되었으나 행정권은 서베를린에서 행사할 수 있었다.
따라서 서독의 수도가 될 수 없었고 분단기 서독의 실질적인 수도는 본이었다.
한편 동베를린도 소련군의 점령지로 간주되었으나 사실상 동독의 수도 기능을 수행할 수 있었다.
냉전기 서베를린은 동독으로 둘러싸인 자유 진영의 섬으로 불리기도 했다.
서베를린으로 탈출하려는 동베를린 시민들이 늘자, 이를 막기 위해서 독일민주공화국 정부는 1961년에 동베를린과 서베를린의 경계에 베를린 장벽을 세웠는데 냉전의 상징이 되었다.
빌리 브란트는 바로 이때 서베를린의 시장직을 역임했다.
1989년 냉전의 상징이었던 베를린 장벽은 해체되고, 1990년 독일이 전격적으로 통일되면서 베를린은 연방 주 지위를 얻었다.
도시이자 독일의 연방주인 곳은 함부르크와 브레멘 뿐이다.
통일 이전부터 동서독 모두의 수도였기에 별다른 이견 없이 1991년에 수도로 확정되었다.
2001년 행정 구역 개편으로 현재의 12구 체제가 갖춰졌다.
베를린의 구도심을 형성하는 미테, 프리드리히스하인크로이츠베르크, 팡코구를 제1, 2, 3구로 시작하고, 샤를로텐부르크빌머스도르프구를 4구로 하여 지리적으로 반시계방향으로 증가하는 번호를 붙였다.
본고장 독일인 이외에 인구의 15%는 외국인이다.
이들은 베를린에 근로자로 들어왔는데, 그중의 절반은 튀르키예인들이다.
베를린은 이스탄불에 이어 세계에서 두 번째로 큰 터키인들의 도시로 알려졌다.
또한 그리스, 이탈리아, 전 유고슬라비아, 폴란드, 러시아인들과 아시아, 아프리카에서 온 이민들도 살고 있다.
베를린 필하모닉 오케스트라는 세계에서 유명한 오케스트라 단들 중의 하나로 베를린에는 3개의 오페라하우스와 1500개가 넘는 극장과 무대로 유명한 오페라의 중심지이며, 베를린 국제 영화제로도 유명하다.
여기에 175개가 넘는 박물관과 컬렉션들로 유명하다.
베를린은 대도시인만큼 좌파정당 득표율이 높으며, 주로 사민당, 좌파당, 기민당, 녹색당이 많이 득표한다.
마지막 시의회 선거는 2016년 9월 18일에 치러졌으며 선거 결과는 아래와 같다.
베를린의 노동자들은 금융, 보건, 부동산, 소매, 교통 등의 서비스업에 고용되어 있다.
베를린의 제조업은 독일이 통일된 이래, 쇠퇴하였다.
그러나 기계, 전기 제품, 화학 공업이 발달하였고, 식품 공업도 도시의 중요한 산업이다.
분데스리가에서 활동하고 있는 헤르타 BSC 베를린이 있으며 베를린 올림픽 스타디움을 홈구장으로 사용하고 있다.
베를린은 세계 각국의 여러 도시와 자매결연을 맺어 왔다.
베를린의 각 구는 베를린시와는 별도의 자매결연을 맺었다.
도시교통을 위하여 지어진 철도로는 비교적 빠르고 지상구간이 많은 철도인 에스반(S-Bahn), 지하철인 우반(U-Bahn)과 버스, 트램이 있다.
대한민국으로 가는 항공편은 없으므로 프랑크푸르트암마인 및 뮌헨에서 내려 열차 혹은 항공을 이용하거나, 암스테르담 등지에서 환승해야 한다.
수마트라섬(, )은 인도네시아의 주요 섬으로 세계에서 여섯 번째로 큰 섬이다.
북서쪽에서 남동쪽까지 최장 길이 1,790km로 적도가 중앙부를 지나며, 섬의 최대 너비는 435km이다.
섬 안쪽에는 서쪽의 바리산산맥과 동쪽의 습지대라는 두 지역으로 크게 나뉜다.
남동쪽으로는 순다 해협을 경계로 자와섬이 있고, 북쪽으로는 믈라카 해협을 경계로 말레이반도가 있다.
동쪽은 카리마타 해협 맞은 편에 보르네오섬이 있으며, 서쪽은 인도양이다.
섬의 최고봉은 산줄기의 가운데 위치한 3,805m의 활화산 끄린찌산이며 바리산산맥과 함께 섬의 뼈대를 이룬다.
이 지역의 화산 활동은 비옥한 토지와 토바호 같은 아름다운 경치를 만들어냈다.
또한 석탄과 금이 매장되어 있기도 하다.
동쪽 습지의 광대한 저지대는 대부분 농경에 부적합한 지역이지만, 인도네시아의 주요 유전이 있기 때문에 경제적으로 매우 큰 중요성을 가진다.
또한 수마트라섬은 인도네시아 커피의 최대 생산지이기도 하다.
수마트라섬 대부분은 열대 우림에 덮여 있었는데, 부패와 결부된 경제 개발과 불법 벌목으로 그 존속이 심하게 위협을 받고 있으며 보호 지역 또한 훼손을 면하지 못하고 있다.
11세기, 스리비자야의 영향력은 남인도 촐라 제국(Chola Empire)에 패배하면서 약화되었다.
동시에, 6세기와 7세기, 이슬람교가 아랍 상인과 인도 상인들을 통하여 수마트라(Sumatra)로 진출하였다.
도시를 '목책과 목탑이 있는 정갈하고 큰 도시'라고 묘사하였다.
이후 2개월에 걸쳐 귀환하였다.
아체 술탄국은 20세기까지 존재하였다.
네덜란드인들의 도래로, 수마트라 제후국 대부분은 점차 네덜란드인들에게 장악되었다.
수마트라 북부의 아체는 가장 큰 장벽이었으며, 네덜란드인들은 기나긴 아체와의 소모전, 이른바 아체 전쟁(Aceh War, 1873–1903)에 휘말리게 되었다.
2001년과 2002년, 보안 검색으로 수 천 명의 시민들이 사망하였다.
180도 규칙은 영화편집에 있어 기본적인 규칙으로, 어느 한 장면에서 두 사람이 마주보고 대화 등을 하고 있을 때에는 동일한 장면 동안은 배우들의 좌우 위치가 언제나 같아야 한다는 규칙이다.
예를 들어 A와 B 두 사람이 대화하는 장면을 가정하자. A가 왼쪽에 있고 B가 오른쪽에 있다면 B가 화면에 보이지 않아도 A는 언제나 오른쪽을 바라보아야 하며, 같은 식으로 B는 항상 왼쪽을 바라보아야 한다.
만약 카메라가 원래 위치의 반대편으로 이동하면, B가 왼쪽에 있고 A가 오른쪽에 있게 되므로 시청자를 혼란시키고 장면의 흐름을 깨게 될 것이다.
이 규칙의 이름은 A와 B를 잇는 직선(가상선; imaginary line)을 기준으로 한 쪽 편에서는 A와 B의 좌우 위치가 바뀌지 않는다는 데서 유래하였다.
따라서 180도 규칙을 지킬 경우 카메라는 가상선 반대편으로 넘어 갈 수 없다.
180도 규칙은 영화 편집의 형식 중 하나인 연속 편집의 필수적인 요소이다.
이러한 규칙은 컷이 나뉘어 등장인물을 따로 보여줄 경우에도 시청자가 화면상에서 공간을 지각하는 데 안정감을 주어 등장인물이 동일 시공간 내에 있다고 느낄 수 있게 하는 반면, 이러한 규칙이 지켜지지 않고 가상선을 넘게 되는 경우 시청자는 화면상의 시공간을 이해하는 데 혼란을 가져오게 된다.
이 규칙이 항상 지켜지는 것은 아니며, 시청자를 혼란시키게 하기 위해 의도적으로 규칙을 어기기도 한다.
미터법()은 미터(m)를 길이, 리터(L)를 부피, 킬로그램(kg)을 질량의 기본 단위로 하는 십진법적 도량형 단위법으로, 1m, 각 모서리의 길이가 1/10m인 정육면체와 같은 부피의 4°C 물의 질량을 1kg, 그 부피를 1L로 하고, 배량(倍量:곱하기 양)에는 그리스어, 분량(分量:나누기 양)에는 라틴어에서 따온 접두어 등을 각각 붙였다.
1790년 프랑스 정치가 탈레랑(C.M.Talleyrand)이 제안해서 파리과학아카데미가 정부의 위탁(委託)을 받고 만든 프랑스 기원의 국제적인 도량형단위계다.
지금은 3국가(미국, 미얀마, 라이베리아)를 제외하고 전 세계가 공식 단위계로 채택하여 사용하고 있다.
미터법 보급은 순조롭지 않았고, 프랑스에서는 1840년 강제 집행하기에 이르렀다. 1875년 국제적인 미터조약이 성립되었고, 이어 1889년 국제원기가 제정되었으며, 1960년 제11차 국제도량형총회에서 국제적인 단위의 길이표준을 크립톤 86(86Kr) 원자가 방사하는 오렌지색의 스펙트럼선 파장으로 바꾸는 등, 개정의 노력이 장기간에 걸쳐 계속되었다.
그러는 동안 각 국가도 이 미터법의 전용에 힘쓰게 되어 1967년에는 미터법을 국법으로 채용한 나라가 70개국을 넘어섰고, 학술적인 제반 단위는 거의 미터법을 토대로 짰다.
미터법의 태동 배경과 역사.
18세기 말, 프랑스는 자유, 평등, 박애를 부르짖는 시민 혁명이 한창이었다.
혁명을 이끌어낸 계몽사상가들은 모든 시대에 모든 사람을 아우르는 척도의 필요성을 인식했다.
그 당시 프랑스에는 약800개의 이름으로 25만개나 되는 도량단위가 쓰이고 있었다.
이를 통일하려고 시도한 것을 '미터법의 혁명'이라고 한다.
당시 프랑스의 측정 기술은 세계적 수준으로 여러 과학자들이 다양한 양에 대해서 정밀한 측정을 시도했다.
이 시도는 유럽 과학의 중심지였던 파리 과학아카데미에서 주도했다.
새로운 도량형 체계는 표준 원기(原器)를 잃어버리더라도 쉽게 재생이 가능한 것이었다.
또한 편리성과 보편성을 가져야 했는데 그러기 위해선 10진법을 채택해야 한다는 것이 기본적인 생각이었다.
미터법을 제정할 당시, 거리의 기준을지구로 삼았다.
이에 따라지구적도에서북극점까지의 거리를 정확하게 10,000km, 이 거리의 4배인지구전체자오선길이인 40,000km를 기준으로 하는 미터법이 제정되었다.
참고로 전체 자오선 길이가 아닌, 적도에서 북극점까지 거리인 10,000km를 십진법상의 표준으로 된 이유는 당시의 기술 수준으로 남반구 지역에 관측소를 설치하는 것에 많은 어려움이 있었기 때문이다.
결국에는 지리적으로 1m는 적도에서 극점까지 거리의 1000만분의 1로 기준으로 되었다.
1797년처음영어에서의 활용이 보고되었다.
프랑스에서의 미터법 이전 도량형은 고대 로마에서 전해진 것이 그대로 사용됐다.
그 기원은 페르시아 다리우스왕이 정한 큐빗(Cubit)의 1/2에서 딴 것으로 샤를마뉴 대제(8세기)때 만들어진 것으로 추정된다.
그러던 도중 1700년대 후반부터 프랑스에서는 단위계의 개혁 필요성을 외치는 소리가 커져갔고, 결국 대혁명이 일어난 후 국민의회는 보편적으로 쓸 수 있는 신단위계를 만들기로 하고 파리과학학사원의 검토를 거쳐 최종안을 만들었다.
미터법 및 국제단위계의 길이 단위이며, 기본단위. 기호m. 어원은 '계기 또는 잰다'는 뜻의 그리스어 metron, 또는 라틴어 metrum인 1m는 '북극에서 적도까지의 지구 자오선 길이(90도)의 1/1,000만 로 한 것으로 프랑스는 1799년 6월 이러한 정의를 국가표준으로 할 것을 법령으로 공포했다.
대한민국이 1959년에 가입한 미터조약은 1790년에 프랑스에서 입안했다.
입안 이후 85년이 지난 1875년에는 프랑스 외에 미국, 영국, 독일 등 16개국 사이에 처음으로 미터 조약이 체결되었다.
2005년 기준으로, 51개국이 가입하였다.
미터조약이 처음 체결될 당시, 1m의 길이를 정확하게 정하기 위해 프랑스에서는 다음의 3가지 초안이 제기되었다.
첫 번째 안은 길이를 정하는데 있어 시간이라는 성질이 다른 요소에 의지하는 것은 바람직하지 않다고 하여 부결되었고, 두 번째 안은 적도하에 문명국이 없어서 적당한 관측소를 설치하기 어려워서 제외되었다.
결국 1m의 결정은 세 번째 안에 따르게 되었다.
그 뒤 1983년 제17차 국제도량형총회에서는 "미터는 빛이 진공에서 299,792,458분의 1초 동안 진행한 경로의 길이이다."로 정의하였다.
또한, 미터조약을 통해 3개의 주요 기구가 만들어졌다.
CIA 월드 팩트북에 따르면 현재 미터법은 미국, 미얀마, 라이베리아를 제외한 전세계 95%가 미터법을 표준단위계로 사용하고 있다.
미국은 미국 단위계를, 미얀마와 라이베리아는 야드파운드법을 국가 표준 단위계로 지정하고 있다.
1975: 미터전환법 제정(목표시한이 없어 전환에 실패)
1988: 미터전환법 강화(92년 연방정부의 사용 의무화)
1994: 포장 및 표시에 관한 법 개정(야드-파운드와 미터단위 병용, 허용)
-현재 이중단위를 병용하고 있으나, 점차 미터법으로 단일화 추진 중
1995: 판매되는 모든 상품에 대한 국제단위계 사용을 2010년까지 의무화
1969: 미터법 위원회 설립 (소극적 자세로 80년 해체)
2000: 1월부터 거래되는 모든 제품에 사용할 것을 법제화 *위반시 500파운드 (약 1천만원)의 벌금 부과
1985: 국제단위계를 도입해서 계량법 제정
-현재 국제단위계 사용의 성공적인 정착단계 *위반시 1000위엔(약 12만원)의 과태료 부과
1951: 계량법 제정 (거래, 증명에 미터법 단위 사용, 평제외)
-민,관 합동의 보급 추진위원회를 구성, 체계적으로 추진 중
-현재 국제단위계 사용의 성공적인 정착 단계 *위반시 50만엔(약 400만원)의 과태료 부과
1961: 계량법 제정(법정단위 규정)
1983: 건물 및 토지의 계량에 '평'단위 사용 금지
-토지대장, 등기부등본은 법정단위 전환 완료
-광고, 상거래 등에는 잔존
-현재 법정계량단위 정착 미흡 :위반시 50만원의 과태료 부과
아오야마잇초메 역()은 일본 도쿄도 미나토구에 있는 철도역이다.
한조몬 선 승강장과 오에도 선 승강장 사이에는 연결 개찰구가 있고 도쿄 도 교통국에서 관할한다.
또한, 긴자 선에서 오에도 선 사이의 개찰구 내 환승은 한조몬 선 승강장을 경유해야 한다.
한조몬 선 승강장에서의 환승 안내 표지판도 도쿄 도 교통국 사양의 것으로 설치되어 있다.
긴자 선은 상대식 승강장 2면 2선, 한조몬 선은 섬식 승강장 1면 2선의 지하역이다.
아오야마도리의 지하에 2개 노선이 다니고 있지만 동일한 층에 플랫폼이 있는 오모테산도 역과 달리 긴자 선은 지하 1층, 한조몬 선은 지하 3층에 플랫폼이 있다.
과거에는 기타아오야마 방면 개찰구 앞에 정기권 발매소가 설치되었다가, 나중에 폐쇄되고 자동 매표기 부스와 병설되어 자동 정기권 발매기가 설치되었다.
정기권 발매소 부지에는 2007년 3월 30일에 내츄럴 로손이 개업하였지만 현재는 패밀리 마트로 운영 중이다.
블랙홀()은 항성이 진화의 최종단계에서 폭발후 수축되어 생성된 것으로 추측되는, 강력한 밀도와 중력으로 입자나 전자기 복사, 빛을 포함한 그 무엇도 빠져나올 수 없는 시공간 영역이다.
일반 상대성이론은 충분히 밀집된 질량이 시공을 뒤틀어 블랙홀을 형성할 수 있음을 예측한다.
블랙홀로부터의 탈출이 불가능해지는 경계를 사건의 지평선(event horizon)이라고 한다.
어떤 물체가 사건의 지평선을 넘어갈 경우, 그 물체에게는 파멸적 영향이 가해지겠지만, 바깥 관찰자에게는 속도가 점점 느려져 그 경계에 영원히 닿지 않는 것처럼 보인다.
블랙홀은 빛을 반사하지 않기에 이상적 흑체처럼 행동한다.
또한 휘어진 시공간의 양자장론에 따르면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체 같은 스펙트럼의 열복사를 방출하며, 이를 호킹 복사라고 한다.
항성질량 블랙홀의 경우 이 온도가 수십억분의 1 켈빈 수준이기에 그 열복사를 관측하는 것은 본질적으로 불가능하다.
중력장이 너무 강해서 빛이 탈출할 수 없는 천체의 개념은 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 드 라플라스 후작이 처음 생각해냈으며, 블랙홀로 특징지어지는 일반상대론의 최초의 근대적 해는 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다.
다만 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 해석은 1958년 데이비드 핀켈스타인의 논문에서 처음 등장했다.
블랙홀은 오랫동안 수학적 관심의 대상이 되었다.
1960년대에는 블랙홀이 일반상대론에서 유도됨을 증명하는 이론적 연구들이 행해졌다.
중성자별의 발견은 중력붕괴한 밀집성이 천체물리학적 실체로서 존재할 가능성에 대한 관심을 촉발시켰다.
항성질량 블랙홀은 매우 질량이 큰 항성들이 수명이 다했을 때 붕괴하여 만들어지는 것으로 생각된다.
블랙홀은 형성된 뒤에도 주위의 질량을 흡수하여 성장할 수 있다.
다른 항성을 흡수하거나 블랙홀들끼리 융합하면서 수백만 에 달하는 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있으며, 대부분의 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다는 것이 과학계의 일반적인 견해이다.
블랙홀의 안을 들여다볼 수는 없지만, 블랙홀이 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해 그 성질을 알아낼 수 있다.
블랙홀 위로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고, 원반은 마찰열로 인해 뜨거워져 열복사로 빛난다.
우주에서 가장 밝은 천체인 퀘이사는 이러한 과정을 통해 만들어진다.
블랙홀 주위를 공전하는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 질량과 위치를 비정할 수 있다.
이러한 관측을 통해 중성자별을 비롯한 다른 유사 천체들을 제외함으로써 천문학자들은 블랙홀 후보들이 포함된 쌍성계를 셀 수 없이 많이 발견해냈고, 우리은하 중심 방향에 존재하는 전파원 궁수자리 A*가 4백 3십만 의 초대질량 블랙홀임을 밝혔다.
2016년 2월 11일, LIGO 합동연구진은 두 개의 블랙홀이 서로 융합하면서 발생한 중력파를 감지함으로써 역사상 최초의 중력파 관측에 성공했다고 발표했다.
이는 최초의 중력파 관측이며 동시에 최초로 블랙홀 쌍성계 융합이 관측된 사례이기도 하다.
전파망원경의 파장을 작게 만들거나 망원경을 크게 만들어 해상도를 높여 촬영할 수 있었다 1.3mm 수준의 작은 전파를 사용해 지구 전역에 흩어진 8대의 전파망원경들을 동시에 써 사실상 지구 크기의 전파망원경을 쓴 것과 같은 효과를 냈다.
연구 결과 사진의 블랙홀은 블랙홀 뒤에서 온 빛이나 주변에서 발생한 빛이 블랙홀의 중력에 의해 휘감겨 형성된 고리 모양의 구조 안쪽에 있는 것으로 나타났다.
이 공간은 내부의 빛이 빠져나오지 못해 형성되어 '블랙홀의 그림자'라고 불린다.
질량이 너무 커서 빛조차 탈출할 수 없는 존재에 대한 개념은 존 미첼이 1783년 왕립학회의 헨리 캐번디시에게 쓴 서한에서 처음 발견된다.
1796년, 수학자 피에르시몽 드 라플라스 후작이 저서 《우주체계 해설》 제1판과 제2판에서 같은 개념을 이야기했다(제3판 이후로는 관련 내용이 삭제되었다). 이러한 “암흑성” 개념은 19세기 이전까지 거의 무시되었는데, 질량이 없는 파동인 빛이 중력의 영향을 받을 것이라고는 생각하기 힘들었기 때문이다.
1915년, 알베르트 아인슈타인이 일반상대론을 고안하여 중력이 빛의 운동에 영향을 미침을 보였다.
불과 몇 개월 뒤, 카를 슈바르츠실트가 점질량과 구질량의 중력장을 기술하는 아인슈타인 방정식의 해를 구하였다(슈바르츠실트 계량). 슈바르츠실트로부터 또 몇 개월 뒤, 헨드릭 로런츠의 지도학생인 요하네스 드로스터가 슈바르츠실트와 독립적으로 점질량에 대한 동일한 해를 구하였고, 그 성질을 보다 광범하게 기술하였다.
이 해는 아인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 되는 중력 특이점을 가지는 특이행동을 보이는데, 이것을 오늘날 슈바르츠실트 반경이라고 부른다.
이때까지만 해도 이 표면의 성질은 확실하게 이해되지 않았다.
1924년, 아서 스탠리 에딩턴이 좌표계의 수정을 통해(에딩턴-핀켈스타인 좌표계) 중력 특이점을 없앨 수 있음을 보였으나, 슈바르츠실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 의미한다는 것은 1933년에야 조르주 르메트르가 밝혀내었다.
한편 아서 에딩턴은 1926년 저서에서 어떤 별이 슈바르츠실트 반경 이하의 크기로 짜부라들 가능성에 대하여 다음과 같이 논하였다.
아인슈타인의 이론은 베텔게우스 같은 거대한 별들이 무지막지한 밀도를 가지는 것을 불가능하게 한다.
이유인즉 “반경 2억 5천만 킬로미터의 항성은 태양만큼 높은 밀도를 가질 수 없다.
우선 중력이 너무 커져서 빛이 그 별에서 탈출할 수 없을 것이며, 마치 지구로 되떨어지는 돌처럼 빛살이 별로 되떨어지게 될 것이다.
둘째로 스펙트럼선의 적색편이가 너무 커서 스펙트럼이 소멸할 지경으로 편이할 것이다.
셋째로 질량이 너무 큰 만큼 시공간에 대한 왜곡도 크게 발생하여 공간이 별을 아물어 숨겨 버릴 것이다."
1931년, 수브라마니안 찬드라세카르는 특수상대론을 이용하여 전자축퇴물질로 이루어진 회전하지 않는 천체는 특정 임계 질량(찬드라세카르 한계. 1.4 )을 넘어서면 안정적인 해가 존재할 수 없음을 보였다.
그러나 에딩턴, 란다우를 비롯한 당대의 학자들은 아직 밝혀지지 않은 과정이 붕괴를 막을 수 있다는 이유로 찬드라세카르의 주장을 반대했다.
이들 기성 학자들의 주장은 부분적으로는 옳았다.
찬드라세카르 한계를 넘어서는 백색왜성(전자축퇴압으로 형태를 유지)은 붕괴를 일으켜 중성자별(중성자축퇴압으로 형태를 유지)이 되며, 파울리 배타 원리에 의해 안정해진다.
그러나 1939년, 로버트 오펜하이머 등은 질량 3 (톨먼–오펜하이머–볼코프 한계)를 넘어서는 중성자별은 찬드라세카르 한계와 같은 이유로 붕괴하게 됨을 보였으며, 어떤 물리 법칙으로도 일부 별이 블랙홀의 지경까지 붕괴하는 것을 막을 수는 없을 것이라 결론 내린다.
오펜하이머와 그의 공저자들은 슈바르츠실트 반경 경계에서 발생하는 특이점을 시간이 멈추는 거품의 경계라고 해석했다.
이것은 블랙홀 외부의 관찰자들이 보기에는 타당한 해석이지만(블랙홀 밖에서 보기에는 블랙홀 안으로 떨어지는 물체가 점점 느려지는 것처럼 보인다) 블랙홀 안으로 떨어지고 있는 관찰자에게는 적용되지 않는다.
이 성질 때문에 중성자별이 재차 붕괴한 밀집성을 "결빙성(frozen stars)"이라고 불렀는데, 외부 관찰자가 보기에 별의 표면이 별이 슈바르츠실트 반경 이하로 붕괴하는 순간 이후 변화 없이 "얼어붙어" 버린 것처럼 보이게 될 것이기 때문이다.
1958년, 데이비드 핀켈스타인은 슈바르츠실트 표면을 “인과 관계가 오직 한 방향으로만 가로지를 수 있는 완벽한 단향성 막”이라고 사건의 지평선을 규정하였다.
이러한 해석은 오펜하이머의 결과와 엄밀하게 배치되는 것은 아니었으나, 블랙홀 안으로 낙하하는 관찰자의 관점까지 이론이 포함하게 만들었다.
핀켈스타인의 해(에딩턴–핀켈스타인 좌표계)는 슈바르츠실트의 해를 확장하여 블랙홀 안으로 낙하하는 관찰자의 미래까지 예측할 수 있도록 했다.
마틴 크러스컬이 그에 관한 완전한 확장해를 구했다(크러스컬–세케레시 좌표계).
이러한 연구결과는 일반상대론과 블랙홀이 과학계의 주류 연구대상으로 부상하게 되는 소위 일반상대론의 황금시대의 서막을 열었다.
1967년 맥동전파원(펄서)이 발견되고, 2년 뒤인 1969년 그 정체가 빠르게 회전하는 중성자별임이 밝혀진 것은 이러한 조류를 더욱 가속화시켰다.
펄서가 발견되기 전까지만 해도 중성자별은 블랙홀과 마찬가지로 가설상의 천체로 취급되었다.
그러나 펄서가 발견됨으로써 중력붕괴로 만들어지는 다른 밀집천체들이 존재할 가능성에 대한 관심도 크게 높아졌다.
일반상대론의 황금시대에는 블랙홀의 해들이 더욱 많이 발견되었다.
1963년, 로이 커가 회전하는 블랙홀의 해를 구했다(커 계량). 2년 뒤에는 에즈라 뉴먼이 회전하는 동시에 또한 전하를 지닌 블랙홀의 선대칭해를 구했다.
이후 베르너 이스라엘, 브랜든 카터, 데이비드 로빈슨의 연구를 통해 무모 정리가 정립되었다.
무모 정리란 블랙홀의 해는 커–뉴먼 계량의 세 가지 변수, 즉 질량·각운동량·전하에 의해서만 결정되고 그 이외의 “털은 블랙홀에 없다”는 것을 의미한다.
처음에는 블랙홀의 괴이한 특징들은 대칭성을 가정한 결과 발생하는 비정상적 요소이며, 일반적 상황에서는 중력 특이점이 발생하지 않을 것이라고 추측되었다.
이러한 관점을 옹호한 학자로는 블라디미르 벨린스키, 아이작 칼라트니코프, 에브게니 리프쉬츠가 있다.
이들은 일반해에서 중력 특이점이 존재하지 않음을 보이려고 시도했다.
그러나 1960년대 말, 로저 펜로즈와 스티븐 호킹이 중력 특이점이 일반적으로 나타난다는 것을 밝혀냈다.
제임스 바딘, 야코프 베켄슈타인, 브랜든 카터, 스티븐 호킹은 1970년대 초에 진행한 연구를 통해 블랙홀 열역학이란 학문을 정립하였다.
블랙홀 열역학에서는 블랙홀의 성질이 그 질량을 에너지로, 크기를 엔트로피로, 표면중력을 온도로 치환시키면 열역학 법칙과 매우 유사해짐을 보였다.
1974년 호킹이 양자장론에 따르면 블랙홀은 그 표면중력에 비례하는 온도의 흑체와 같은 복사를 내보낸다는 것을 예측함으로써 블랙홀의 열역학적 설명은 완성되었다.
이후 1967년에 존 아치볼드 휠러가 강의에서 ‘블랙홀’이라는 말을 사용하여 일부에서는 휠러가 이 말을 고안했다고 보기도 한다.
휠러가 블랙홀이라는 말을 사용한 이후 블랙홀이라는 용어는 빠르게 확산되어 일반적으로 사용되었다.
정리에 따르면, 블랙홀은 형성된 이후 안정된 상태에 도달하면 오로지 세 개의 독립적인 물리량, 즉 질량·전하·각운동량 만을 갖게 된다.
이 물리량 또는 변수들이 동일한 두 개의 블랙홀은 고전역학(i.e. 비양자역학)을 통해 구분하는 것이 불가능하다.
이 성질은 블랙홀 바깥에서 볼 수 있다는 점에서 매우 특별하다.
예컨대 대전된 블랙홀은 다른 대전된 물체처럼 척력을 발생시킨다.
질량의 경우, 블랙홀을 포함하고 있는 구 안의 질량은 가우스 법칙의 중력적 상사형인 ADM 질량을 통해 블랙홀에서 멀리 떨어져서도 알아낼 수 있다.
또한 각운동량은 중력 자성에 의한 틀 끌림을 통해 블랙홀에서 멀리 떨어져서 알아낼 수 있다.
어느 물체가 블랙홀을 향해 낙하하면, 그 물체의 모양이나 그 물체에 분포하고 있는 전하에 대한 정보가 블랙홀의 지평선을 따라 균등하게 분산되면서 블랙홀 바깥의 관찰자에게는 그 정보가 소실된다.
이 상황에서 지평선의 양태는 마치 마찰과 전기저항이 있는, 신축성과 전도성을 가진 막과 매우 유사한 산일구조가 된다(막 패러다임). 이는 시간 가역성을 갖기에 미시적 수준에서 마찰이나 저항을 가지지 않는 전자기장 따위의 다른 장 이론과 구분되는 지점이다.
블랙홀은 오직 세 개의 변수에 의해 안정적 상태에 도달하기 때문에, 블랙홀 안에서 최초 상태에 관한 정보를 소실하지 않을 수 있는 방법은 없다.
블랙홀의 중력장과 전기장은 그 안으로 들어간 것에 대한 정보를 거의 제공하지 않는다.
이렇게 소실되는 정보에는 블랙홀 지평선에서 멀리 떨어진 곳에서는 측정할 수 없는 모든 물리량이 포함된다.
중입자수나 경입자수 같은 보존된 양자수도 그 예시이다.
이 곤혹스러운 성질을 일컬어 블랙홀 정보역설이라고 부른다.
가장 간단한 블랙홀은 질량만 있고 전하나 각운동량을 가지지 않는 블랙홀이다.
이러한 블랙홀은 1916년 아인슈타인 방정식의 해를 발견한 카를 슈바르츠실트의 이름을 붙여 슈바르츠실트 블랙홀이라고 한다.
버코프의 정리에 따르면, 슈바르츠실트의 해는 구대칭적인 유일한 진공해이다.
이것은 다시 말해 어떤 블랙홀의 중력장과 그 블랙홀과 같은 질량을 가진 다른 구형 물체의 중력장 사이에는 관찰 가능한 차이점이 없다는 것을 의미한다.
때문에 블랙홀을 주위의 모든 것을 빨아들이는 존재라고 이해하는 대중적 관념은 오로지 블랙홀의 지평선 주위에서만 옳다.
멀리 떨어진 곳에서는 블랙홀의 외부 중력장은 같은 질량을 가진 다른 천체의 중력장과 동일하다.
보다 일반적인 형태의 블랙홀에 대한 해 역시 존재한다.
회전하지는 않고 전하만 가진 블랙홀은 라이스너–노르드스트룀 계량을 따르며 이를 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이라고 부른다.
한편 전하는 없고 회전하는(즉 각운동량을 가진) 블랙홀은 커 계량을 따르며 이를 커 블랙홀이라고 한다.
가장 일반적인 정지 블랙홀 해는 커–뉴먼 계량으로서, 전하와 각운동량을 모두 가진 블랙홀이 이를 따른다.
블랙홀의 질량은 모든 양수값이 가능한 반면, 전하량과 각운동량은 질량에 의해 제한된다.
플랑크 단위로, 블랙홀의 총 전하량 formula_1와 총 각운동량 formula_2는 다음 관계를 만족시킬 것으로 예측된다.
이 부등식을 만족하는 블랙홀을 임계 블랙홀이라고 한다.
이 부등식을 만족하지 않는 아인슈타인 방정식의 해도 존재하지만 그런 경우에는 사건의 지평선을 갖지 않는다.
이러한 해를 벌거숭이 특이점이라고 하는데, 외부에서 관찰이 가능하기에 물리적으로 불가능할 것으로 간주된다.
우주 검열 가설은 현실적 물질이 중력붕괴할 때 이러한 특이점은 형성될 수 없다고 배제시키며, 이는 수치적 시뮬레이션 결과들에 의해 지지받는다.
상대적으로 큰 전자기력에 의해, 항성이 붕괴하여 형성되는 블랙홀은 전하가 거의 중성인 항성의 상태를 유지할 것으로 추측된다.
그러나 회전은 밀집천체들에서 흔하게 나타나는 현상일 것으로 생각된다.
블랙홀 후보 천체인 엑스선원 쌍성계 GRS 1915+105은 허용된 최대치에 근사하는 각운동량을 갖는 것으로 보인다.
블랙홀은 대개 각운동량이나 전하량과는 독립적으로 질량에 따라 분류된다.
블랙홀의 크기는 사건의 지평선 반경, 또는 슈바르츠실트 반경에 의해 결정된다.
이 관계는 전하량과 각운동량이 0인 블랙홀에 대해서만 정확하게 성립한다.
보다 일반적인 블랙홀의 경우 2분의 1 수준까지 차이가 발생할 수 있다.
블랙홀의 가장 결정적인 특징은 사건의 지평선의 존재이다.
사건의 지평선은 물질과 빛이 블랙홀의 질량을 향해 안으로 들어갈 수만 있고 밖으로 나올 수는 없는 시공간상의 경계이다.
그 무엇도, 심지어 빛마저, 사건의 지평선 안쪽에서 바깥쪽으로 탈출할 수 없다.
사건의 지평선이라는 이름은 그 경계에서 ‘사건(event)’이 벌어지며 그 사건에 대한 정보는 외부의 관찰자에게 도달할 수 없어 그 사건이 벌어졌는지 여부조차 알 수 없다는 의미를 갖고 있다.
일반상대론에 의해 예측되는 바에 따르면, 질량의 존재는 시공간을 왜곡시켜 입자의 경로를 그 질량 방향으로 구부러지게 만든다.
블랙홀의 사건의 지평선에서는 이 왜곡이 매우 심해져서 블랙홀 바깥으로 향하는 경로가 존재할 수 없게 된다.
멀리 떨어진 외부 관찰자가 보기에, 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 더 느리게 가는 것처럼 보인다(중력적 시간지연). 이 효과에 의해 블랙홀로 낙하하는 물체는 사건의 지평선에 가까워질수록 점점 느려지는 것처럼 보이고, 사건의 지평선에 닿기까지 걸리는 시간은 무한대가 된다.
즉 사건의 지평선에 닿는 것이 외부에서는 관찰될 수 없다.
외부의 고정된 관찰자가 보기에 이 물체의 모든 과정은 느려지는 것처럼 보이기에, 물체에서 방출되는 빛도 점점 파장이 길어지고 어두워진다(중력적 적색편이). 최종적으로 낙하하는 물체는 너무 어두워져서 보이지 않게 된다.
한편, 블랙홀로 낙하하는 파괴될 수 없는 관찰자는 이러한 효과를 경험하지 못한다.
블랙홀로 낙하중인 관찰자가 보기에 자신의 시계는 멀쩡하게 작동하는 것처럼 보이며, 유한한 시간이 지난 후에 사건의 지평선을 넘어도 아무런 특이한 현상을 느끼지 못한다.
즉 사건의 지평선 가까이에서 관찰했을 때 사건의 지평선의 위치를 알아내는 것은 불가능하다.
블랙홀의 사건의 지평선의 모양은 언제나 대략적 구형이다.
회전하지 않는 블랙홀의 경우 사건의 지평선은 정확한 구형을 이루고, 회전하는 블랙홀은 사건의 지평선이 약간 짜부라진 회전타원체가 된다.
블랙홀 중심에는 일반상대론에 따라 시공간의 곡률과 밀도가 무한대가 되는 곳인 중력 특이점(singularity)이 존재한다.
회전하지 않는 블랙홀의 경우 특이점은 하나의 점의 형태를 가지고, 회전하는 블랙홀의 경우 회전 평면상의 고리 모양(고리 특이점)을 갖는다.
두 경우 모두 특이점의 부피는 0이다.
또한 블랙홀 해에서 구해지는 질량은 모두 특이점에 모여 있다.
때문에 특이점의 질량밀도는 무한대가 될 것으로 생각된다.
회전하지 않으며 전하량도 없는 슈바르츠실트 블랙홀로 낙하하는 관찰자는 사건의 지평선을 넘어서면 무조건 특이점으로 끌려가게 되어 있다.
역방향 가속을 통해 그 과정을 늦출 수는 있지만 그것도 곧 한계에 봉착, 특정 속도에 도달하면 남은 거리는 자유낙하로 직행하게 된다.
특이점에 도달한 관찰자는 무한한 밀도에 의해 짓뭉개지고 관찰자의 질량은 블랙홀의 질량에 더해져서 블랙홀의 총 질량이 그만큼 증가한다.
짓뭉개지기 전에 관찰자는 조석력에 의해 길쭉하게 늘어져 찢어질 것이며, 이를 국수 효과라고 부른다.
전하량을 갖는 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이나 회전하는 커 블랙홀의 경우, 특이점을 회피할 수 있으며, 이를 확장하면 블랙홀이 웜홀로 기능하여 다른 시공간으로 탈출할 수 있는 가설상의 가능성이 열리게 된다.
그러나 다른 우주로의 여행이란 오로지 가설상의 가능성일 뿐이며, 조금의 동요로도 그 가능성은 불가능해질 것이다.
커 블랙홀의 특이점 주위로는 닫힌 시간곡선이 발생할 수 있는데, 이에 따라 할아버지 역설 같은 인과율상의 문제가 발생하게 된다.
적절한 양자론적 처치를 거치면 라이스너–노르드스트룀 블랙홀이나 커 블랙홀 주위에서의 웜홀이나 인과율 역설 따위의 일은 모두 일어나지 않을 것으로 생각된다.
일반상대론에서 특이점이 나타나는 것은 대개 일반상대론의 붕괴를 의미하는 것으로 받아들여진다.
그러나 이 붕괴는 사실 예상되어 있는 것으로서, 극도의 고밀도와 그로 인한 입자 상호작용으로 인해 양자효과로 그 행동을 설명할 수 있는 상황에서 상대론의 붕괴가 일어난다.
현재까지 양자론과 상대론을 하나의 이론으로 묶는 데 성공한 사례는 존재하지 않지만, 양자중력이론 등의 시도가 이루어지고 있다.
만일 두 이론의 융합이 성공한다면, 그렇게 해서 도출되는 새로운 이론에서는 특이점이 나타나지 않을 것으로 예상된다.
광자구는 블랙홀 주위의 두께 0의 구형 경계면으로서, 블랙홀에 붙잡힌 광자가 이 구의 접선 방향으로 움직인다.
회전하지 않는 블랙홀의 경우 광자구의 반경은 슈바르츠실트 반경의 1.5 배이다.
광자구상의 궤도는 동역학적으로 불안정하며, 불안정성은 새로운 물질 입자가 블랙홀로 낙하하는 등의 요동에 의해 시간이 갈수록 더욱 커진다.
그 결과 광자는 바깥쪽으로 튕겨나가 블랙홀로부터 탈출하거나, 또는 와선을 그리면서 안쪽으로 낙하하면서 사건의 지평선 너머로 끌려들어가게 된다.
광자구 위의 빛은 아직 블랙홀로부터 탈출할 가능성이 있으나, 광자구 안쪽을 가로지른 빛은 반드시 블랙홀에 붙잡히게 되어 있다.
고로 외부 관찰자에게 보이는 광자구에서 방출된 빛은 광자구와 사건의 지평선 사이의 물체에 의해 방출된 것이다.
중성자별 등 다른 밀집성도 광자구를 갖는다.
광자구 개념은 원대칭 물체 외부의 중력장은 슈바르츠실트 계량을 따라 물체의 크기가 아닌 물체의 질량에만 의존적이라는 데서 도출된다.
고로 슈바르츠실트 반지름 1.5배 보다 작아질 수 있는 모든 물체는 광자구를 갖는다.
회전하는 블랙홀 주위에는 멈춰선 상태를 유지하는 것이 불가능해지는 시공간이 형성되는데 이를 작용권이라고 한다.
작용권은 틀 끌림이라는 과정의 결과물이다.
일반상대론은 회전하는 질량은 자기 바로 주위에 있는 시공간을 조금씩 "끌어당기게" 됨을 예측한다.
회전하는 질량의 주위에 있는 물체는 그 회전 방향을 따라서 움직이게 된다.
회전하는 블랙홀의 경우, 이 효과가 매우 강력하여 사건의 지평선 근처의 물체는 빛보다도 빠르게 움직이게 된다.
외부 관찰자가 보기에 작용권 안의 물체가 정지하기 위해서는 반대 방향으로 빛보다 빠르게 움직여야 하는데, 이는 불가능하므로 작용권 안의 물체는 절대 정지해 있는 것처럼 보일 수가 없다.
블랙홀의 작용권의 안쪽 경계는 사건의 지평선이고, 바깥쪽 경계는 회전타원체를 이룬다.
블랙홀의 양극에서는 작용권과 사건의 지평선이 겹치고, 적도로 갈수록 작용권이 부풀어오른다.
작용권에만 들어갔고 사건의 지평선은 넘어서지 않은 물체나 복사는 바깥으로 탈출이 가능하다.
블랙홀의 회전 에너지를 이용해 물체는 들어갈 때보다 더 많은 에너지를 가지고 작용권에서 나올 수 있는데, 이를 펜로즈 과정이라고 한다.
뉴턴의 만유인력의 법칙에 따르면, 시험입자는 중심 물체로부터의 임의적 거리만큼 떨어져서 안정적으로 공전을 할 수 있다.
그러나 일반상대론에서는 안정적 원궤도를 유지하면서 중심 물체에 가까워질 수 있는 하한이 존재하며, 이를 최내곽 안정 원궤도(ISCO)라고 부른다.
ISCO보다 안쪽으로 들어가면 극미한 요동으로도 원궤도가 붕괴하여 와선을 그리며 블랙홀을 향해 낙하하게 된다.
ISCO의 위치는 블랙홀의 자전에 의해 결정된다.
자전이 0인 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 ISCO는 다음 식을 따르며, 자전이 증가할수록 ISCO의 크기는 감소한다.
블랙홀의 괴이한 성질들을 생각해 보면, 이런 기이한 천체가 과연 실존하는 것인지, 그저 아인슈타인 방정식의 해를 이끌어내는 과정에서 도출된 비정상적 결과물에 지나지 않는 것이 아닌지 의문을 가질 법도 하다.
심지어 아인슈타인 본인마저 붕괴하는 입자의 각운동량으로 인해 그 운동이 특정 반경에서 안정화될것이기에 블랙홀은 존재할 수 없다는 잘못된 판단을 한 바 있다.
이 때문에 일반상대론 학계는 오랜 세월동안 아인슈타인의 견해와 배치되는 결과들을 모두 평가절하하였다.
그러나 일부 소장파는 블랙홀이 물리적 천체로서 실재한다는 견해를 고수하였고, 1960년대 말엽이 되면 학계 대부분이 사건의 지평선 형성을 가로막는 장애물이 없다는 데 동의하기에 이른다.
일단 사건의 지평선이 형성되면 그 안에 특이점이 만들어짐은 펜로즈에 의해 증명되었다.
그 직후 호킹은 대폭발이론에 대한 여러 우주론적 해가 스칼라장이나 다른 이상물질이 없는 특이점을 가짐을 보였다(펜로즈–호킹 특이점 정리). 커 해, 털없음
정리, 블랙홀 열역학 법칙들은 블랙홀의 물리적 성질이 단순하고 이해가능함을 밝혀냈으며, 이로 인해 블랙홀은 타당한 연구 주제로 대접받을 수 있게 되었다.
블랙홀은 주로 무거운 천체, 예컨대 항성의 중력붕괴에 의해 생겨나는 것으로 보이나, 그 밖에도 블랙홀을 탄생시킬 수 있는 기이한 과정들이 존재한다.
중력붕괴는 어떤 천체의 내부 압력이 천체의 자체 중력을 상쇄시킬 수 없을 때 발생한다.
항성의 경우, 항성 핵합성을 통해 온도를 유지하여 필요한 압력을 얻는데, 여기에 필요한 "연료"가 너무 적어졌을 때, 또는 핵 온도가 상승하지 않는 방식으로 추가적인 물질을 얻게 되었을 때 중력붕괴가 일어난다.
두 경우 모두 항성의 온도가 그 자체 무게를 감당할 수 있을 만큼 높은 온도로 유지되지 못한다는 것이 공통된 요소이다.
별의 축퇴압이 물질을 축퇴물질로 응축시키면 붕괴는 멈춘다.
그 결과 다양한 유형의 밀집성이 만들어진다.
밀집성의 종류는 항성 외피층이 날아가버린 뒤 남은 잔해의 질량에 의해 결정된다.
이때 외피층이 날아가는 현상은 초신성 폭발일 수도 있고, 맥동일 수도 있고, 행성상성운 형성일 수도 있다.
붕괴 이후의 질량은 붕괴 이전의 항성의 질량보다 훨씬 적어진다.
붕괴하기 전에 질량이 20 이상인 항성의 잔해의 질량은 5 을 초과한다.
붕괴 이전의 별이 원래 무지막지하게 컸거나 또는 붕괴된 뒤 잔해 위로 추가적인 질량이 강착되어, 잔해의 질량이 3 ~ 4 (즉 톨먼–오펜하이머–볼코프 한계)를 초과하게 되면, 중성자 축퇴압으로도 붕괴를 막을 수 없게 된다.
톨먼–오펜하이머–볼코프 한계를 넘어선 밀집성이 블랙홀로 붕괴하는 것을 멈출 수 있는 방법은 아직까지 밝혀진 바 없다(다만 쿼크의 축퇴압이 그 가능성이 있다.
무거운 항성의 중력붕괴는 항성질량 블랙홀의 형성 원인으로 짐작된다.
초기 우주의 항성 형성 때는 매우 무거운 별들이 만들어졌을 것으로 생각된다.
이 별들은 수명을 다하고 붕괴를 일으켜 질량 103 이상의 블랙홀을 형성했다.
이 블랙홀들이 오늘날 대부분의 은하들의 중심에서 발견되는 초대질량 블랙홀들의 씨앗이 되었을 것이다.
중력붕괴 때 방출되는 에너지의 대부분은 매우 빠르게 방출되기에, 외부 관찰자는 이 과정의 끝을 제대로 볼 수 없다.
붕괴가 낙하하는 물질의 관성계에서 유한한 시간에 걸쳐 일어나는 현상이지만, 멀리 떨어져 있는 관찰자가 보기에는 낙하하는 물질이 점차 느려져 사건의 지평선 위에 멈추게 되는 것처럼 보이게 된다(중력적 시간지연). 붕괴하는 물질에서 방출되는 빛은 관찰자에게 닿기 위해 걸리는 시간이 점점 더 길어지고, 사건의 지평선 직전에서 방출된 빛의 지연되는 시간은 무한대에 이르게 된다.
때문에 외부의 관찰자는 사건의 지평선이 형성되는 순간을 절대 볼 수 없다.
대신 붕괴하는 물질들의 적색편이가 증가함에 따라 점차 어두워지고 최종적으로는 지워지듯 사라지는 것처럼 보일 것이다.
중력붕괴는 엄청난 밀도를 필요로 한다.
오늘날의 우주에서는 이렇게 큰 밀도는 항성 내부에서만 발견되지만, 대폭발 직후의 초기 우주는 밀도가 훨씬 컸기 때문에 블랙홀이 만들어질 수 있는 환경이 되었을 수도 있다.
질량이 균등하게 분포해 있으면 질량이 모이게 되지 않기 때문에, 단순히 높은 밀도만으로는 블랙홀이 형성되기 위한 조건으로는 부족하다.
이러한 높은 매질 속에서 원시 블랙홀이 형성되기 위해서는 초기 밀도에 불균등한 요동이 존재하여 자체 중력을 통해 점차 요동이 증가해야 한다.
초기 우주에 대한 서로 다른 모형들은 이러한 요동의 정도가 얼마나 될지 제각기 달리 예측하고 있다.
많은 모형들이 블랙홀의 탄생을 예측하며, 그 질량은 플랑크 질량 수준에서 수십만 수준까지 다양하다.
중력붕괴는 블랙홀이 만들어질 수 있는 유일한 과정은 아니다.
원리적으로는 고에너지 환경에서의 충돌로 충분한 밀도가 형성되면 블랙홀이 만들어질 수 있다. 2002년 기준으로, 입자가속기 실험에서의 질량 균형 부족으로 인해 그러한 현상이 직접적 또는 간접적으로 감지된 적은 없다.
이는 블랙홀 질량의 최저 하한선이 존재할 수 있음을 시사한다.
그 하한선은 이론상으로 플랑크 질량(formula_10) 이하일 것으로 생각되며, 이 수준에서는 양자효과가 일반상대론의 예측들을 무효화시킬 것이다.
때문에 지구상 또는 근지구에서 벌어지는 고에너지 과정에서 블랙홀이 생성될 가능성은 단호히 배제된다.
그러나 양자중력 이론의 발전에 따라 플랑크 질량이 이전보다 낮게 잡힐 수도 있다.
일부 브레인월드 시나리오에서는 하한을 formula_11로 잡기도 한다.
그렇다면 어쩌면 고에너지 우주선이 지구의 대기를 때릴 때 또는 CERN의 대형 강입자 충돌기 내부에서 마이크로 블랙홀이 생성될 수 있다.
이러한 이론은 순전히 추측에 근거한 것이며, 많은 전문가들은 이러한 방식으로의 블랙홀 형성의 가능성을 낮게 보고 있다.
설사 마이크로 블랙홀이 형성된다 하더라도, 10−25 초 안에 증발해 버릴 것으로 생각되기에 지구에는 거의 위협이 되지 못할 것이다.
블랙홀은 일단 형성된 뒤에도 이후 질량을 추가적으로 흡수하여 성장할 수 있다.
모든 블랙홀은 주위의 기체, 성간진, 그리고 우주 전체에 편재하는 우주배경복사를 지속적으로 흡수한다.
초대질량 블랙홀이 성장하는 주된 과정이 이러할 것으로 생각된다.
구상성단에서 발견되는 중간질량 블랙홀의 형성에 대해서도 유사한 과정이 추측된다.
블랙홀 성장의 또다른 가능성으로는, 블랙홀이 항성 또는 다른 블랙홀과 융합할 경우가 있다.
블랙홀이 성장하기 위해 굳이 다른 천체와 융합할 필요는 없지만, 이 요소는 매우 중요하며, 여러 작은 천체들을 집어삼키면서 성장했을 것으로 생각되는 초대질량 블랙홀의 초기 성장 과정에서 특히 그러하다.
중간질량 블랙홀 역시 같은 과정에 의한 성장 가능성이 제기되어 있다.