초대질량 블랙홀

초대질량 블랙홀()은 질량이 태양질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로 추정된다. 우리 은하의 경우, 초대질량 블랙홀은 궁수자리 A*의 위치에 있는 것으로 여겨진다.
초대질량 블랙홀은 작은 질량의 블랙홀들과 구별되는 특징을 가지고 있다. 첫째로, 초대질량 블랙홀의 (블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반지름 내의 공간으로 나눈 것으로 정의되는)평균밀도는 일부의 경우 물의 밀도보다 낮을 수 있다. 이는 슈바르츠실트 반지름이 질량과 정비례하는데 비해, 밀도는 부피에 반비례하기 때문이다. (비회전 블랙홀의 사건의 지평선과 같은)구형 천체의 부피는 질량의 제곱에 반비례하는데, 따라서 질량이 큰 블랙홀 일수록 낮은 평균밀도를 가진다. 덧붙여서, 사건의 지평선 부근에서의 기조력은 무거운 블랙홀 일수록 매우 약하다. 밀도의 경우처럼, 사건의 지평선에서 물체에 작용하는 기조력은 질량의 제곱에 반비례한다. 사람의 머리와 발 사이에서 느껴지는 기조력은 태양보다 1,000만 배 무거운 블랙홀의 사건의 지평선에서와 지구의 표면 위에서가 동일하다. 항성 블랙홀과는 달리, 초대질량 블랙홀에서 사람이 느끼는 기조력은 블랙홀의 안쪽 매우 깊은 곳을 들어가기 전까지는 강하게 느껴지지 않는다.
연구.
도날드 린든-벨과 마틴 리스는 1971년 우리 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것이라고 가설을 발표했다. 궁수자리 A*는 1974년 2월 13일 미국국립전파천문대의 간섭계를 이용한 브루스 발릭과 로버트 브라운에 의해 발견되어 15일에 이름 붙여졌다. 이들은 싱크로트론복사를 방출하는 전파원을 발견했다. 이 전파원은 자체의 중력 때문에 촘촘하고 움직이지 않았었다. 그러므로, 이는 우리 은하의 중심부에 초대질량 블랙홀이 존재한다는 첫 암시였다.
형성.
초대질량 블랙홀의 기원에 관한 연구 영역은 현재까지 황무지이다. 천체물리학자들은 일단 블랙홀이 은하의 중심에 자리잡고 있으며, 그것이 외부의 물질의 강착과 다른 블랙홀과의 충돌로써 성장했음에 동의한다. 그러나 형성 메커니즘과 원형 천체의 초기 질량이나 초대질량 블랙홀의 "씨앗"에 관해서는 몇가지 가설이 있다. 가장 유력한 가설은 씨앗, 태양 질량의 수십에서 아마 수천 배의 블랙홀이 무거운 별의 폭발로 형성되어 물질의 강착으로 성장했을 것이라는 설이다. 또다른 모형은 최초의 별이 형성되기 전 동안에 "준성"(quasi-star)으로 붕괴하여 초기 질량이 약 ~20 태양 질량인 블랙홀을 형성하고, 그 후 빠른 강착으로 비교적 빨리 중간질량 블랙홀이 되는 거대한 가스 구름을 연관시킨다. 질량이 커졌을 때도 강착속도가 줄어들지 않으면 초대질량 블랙홀이 된다. 처음의 "준성"은 중심부에서의 전자-양전자 쌍의 형성으로 인한 방사 섭동(radial perturbations)으로 불안정하게 되었을 것이고, 별의 대부분의 질량을 방출하여 잔해가 블랙홀에 남는 것을 막는 초신성 폭발 없이 곧바로 붕괴했을 것이다. 그 외의 모형은 계의 음의 열용량(negative heat capacity)이 핵에서 상대론적인 속력의 분산속도를 제공함으로써 핵붕괴를 겪고 있는 밀집된 성단과 연관있다고 보고 있다. 마지막으로, 빅뱅 직후 첫 순간에 외부 압력에 의해 곧바로 원시 블랙홀이 형성되었을 지도 모른다. 최초의 별의 죽음을 통한 블랙홀의 형성은 주어진 관측으로 광범위하게 연구되어 왔다. 위에 실린 블랙홀의 형성에 관한 모형들은 모두 이론적이다.
초대질량 블랙홀의 형성에서의 어려움은 충분히 작은 체적에 충분한 물질이 필요함에 있다. 블랙홀이 형성되기 위해서, 물질은 매우 작은 각운동량을 가져야 한다. 그런데 일반적으로 강착 과정은 외부로부터의 매우 큰 초기 각운동량의 수송을 수반하는데, 이는 블랙홀의 성장의 한계 요인이 된다. 이것은 강착원반 이론의 중요한 요소이다. 가스강착은 블랙홀의 성장에 관한 방법에서 가장 효율적이고, 또 가장 뚜렷한 방법이다. 초대질량 블랙홀의 질량 성장에 관한 대부분은 활동은하핵이나 퀘이사에서 관측할 수 있는 빠른 가스강착 과정을 통해 일어난 것으로 여겨진다. 관측은 우주의 나이가 적을 때 퀘이사가 매우 흔했음을 보여준다. 이는 초창기에 초대질량 블랙홀이 형성되어 성장했음을 암시한다. 초대질량 블랙홀의 형성 이론에 관한 중요한 제한 요인은 태양 질량의 수십억 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 우주가 형성된 지 10억 년이 되기 전에 이미 형성되었음을 암시하는 멀리 있는 밝은 퀘이사의 관측이다. 이는 우주 매우 초기에 최초의 무거운 은하 내에서 초대질량 블랙홀이 형성되었음을 시사한다.
최근에, 블랙홀의 관측된 질량 분포에서는 공백이 나타나 보인다. 별의 붕괴로부터 발생한 항성질량 블랙홀은 질량 범위가 아마 33 태양 질량까지이다. 가장 작은 초대질량 블랙홀은 수십만 태양 질량의 범위에 있다. 이들 분포 사이의 공백은 결국 중간질량 블랙홀의 부족이다. 그러한 공백은 두 집단의 형성 과정이 질적으로 다른 과정임을 암시한다. 그러나, 일부 모형은 초발광 X-선 방출원("ultraluminous X-ray source", ULXs)이 공백에 있어야 할 집단의 블랙홀일 수도 있다고 주장한다.
도플러 측정.
근처 은하의 핵을 둘러싼 워터 메이저의 직접적인 도플러 측정은 궤도의 축에 매우 질량이 큰 천체가 있어야만 설명 가능한, 매우 빠른 케플러 운동을 보여준다. 현재, 그러한 작은 공간에 충분한 물질이 뭉쳐있는 것으로 알려진 천체는 블랙홀이나, 천체물리학적으로 짧은 시간 내에 블랙홀로 진화할 것 밖에 없다. 멀리 있는 활동 은하에 관해서, 넓은 선스펙트럼의 폭이 사건의 지평선 가까이서 공전하는 가스를 탐사하는데 이용될 수 있다. 반향 측량(reverberation mapping) 기술은 그러한 선의 가변성을 이용하여 활동 은하의 동력을 제공하는 블랙홀의 질량과 아마도 회전까지 측정할 수 있다.
많은 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀의 중력은 세이퍼트 은하와 퀘이사 같은 활동적인 천체의 동력원이 되는 것으로 여겨지고 있다.
초대질량 블랙홀의 크기와 은하 팽대부의 항성 분산속도 formula_1 사이의 경험적인 관계는 M-시그마 관계로 불린다.
우리 은하의 중심 블랙홀.
천문학자들은 우리 은하 역시 중심부, 태양계로부터 26,000 광년 떨어진 궁수자리 A*라고 불리는 영역에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다고 다음과 같은 이유로 확신했다.
막스 플랑크 지구외부 물리 연구소와 UCLA 은하중심연구단(UCLA Galactic Center Group)은 ESO의 거대망원경(VLT)과 켁 망원경의 데이터를 기반으로 궁수자리 A*가 초대질량 블랙홀이 위치한 곳이라는 것에 대한 지금까지 가장 강력한 증거를 발표했다.
우리 은하 외부의 초대질량 블랙홀.
초대질량 블랙홀에 관한 명확한 역학적 증거는 국부 은하군 내의 우리 은하와 안드로메다 은하, M32, 그리고 NGC 4395와 같은 은하군 바깥의 소수의 은하에 있을 정도로 적다. 이러한 은하들은, 별 또는 가스의 제곱평균(또는 제곱평균제곱근) 속도가 은하 중심부 근처에서 ~1/r 만큼 증가하여 중심에 점질량의 존재를 시사한다. 그 외에 현재까지 관측된 은하들의 제곱평균제곱근 속도는 평탄하거나, 중심 쪽으로 갈수록 감소하기도 하여 초대질량 블랙홀이 존재하는 것에 대해 확실히 설명하기가 힘들다. 그래도 거의 모든 은하의 중심부에 초대질량 블랙홀이 있다고 널리 여겨지고 있다. 이러한 추측의 이유는 M-시그마 관계가 확실한 관측을 통한 ~10개의 은하의 블랙홀의 질량과 은하의 팽대부 속 별들의 속도분산 사이의 튼튼한 관계(낮은 산포)이기 때문이다. 비록 이 관계는 소수의 은하들에 근거했지만, 많은 천문학자들은 블랙홀의 형성과 은하 그 자체 사이의 튼튼한 관계를 주장한다.
250만 광년 떨어져있는 안드로메다 은하는, 중심에 우리 은하의 중심 블랙홀보다 훨씬 큰 태양 질량의 1억 1,000만 배에서 2억 3,000만 배 정도 되는 블랙홀을 가지고 있다. 우리 은하의 이웃 중에서 가장 큰 초대질량 블랙홀을 가지고 있는 은하는 5,350만 광년 떨어져 있는 M87의 것으로 보이는데, 질량이 태양의 ~64억 배이다. 2011년 12월 5일, 천문학자들은 지금까지 발견한 것 중 가장 큰 초대질량 블랙홀을 찾았는데, 머리털자리 방향으로 3억 3,600만 광년 떨어져있는 NGC 4889의 중심 블랙홀이 바로 그것이다. 이 블랙홀의 질량은 태양의 210억 배이다.
0402+379 은하와 같은 일부 은하들은, 중심에 쌍성계를 이룬 두개의 초대질량 블랙홀을 가지고 있는 것으로 보인다. 만약 이들이 충돌하게 된다면 강력한 중력파가 발생하는 사건이 일어날 것이다. 초대질량 블랙홀 쌍은 일반적으로 은하 병합의 결과로 여겨지고 있다. NGC 4889가 발견되기까지 가장 무거운 블랙홀 이었던 35억 광년 거리의 OJ 287의 중심 블랙홀 쌍은 태양 질량의 180억 배로 추정된다. 초대질량 블랙홀은 최근에 팽대부를 가지고 있지 않는 왜소 은하 헤니즈 2-10에서도 발견되었다. 이 발견이 확실히 내포하고 있는 것은 블랙홀의 형성에 관해서는 알 수 없지만, 블랙홀이 팽대부가 형성되기 이전에 먼저 만들어졌을 수도 있다는 것을 시사할 수 있을지도 모른다는 것이다.
2011년 3월 28일, 초대질량 블랙홀이 중간 크기의 별을 산산조각내는 장면을 목격했다. 천문학자들에 따르면, 이는 갑작스런 X-선의 방출과 뒤따른 광대역 관측일의 관측을 유일하게 설명하는 것이다. 방출원은 이전에 비활동 은하핵이었는데, 은하핵의 방출에 관한 연구로부터 태양 질량의 100만 배의 초대질량 블랙홀로 추정되었다. 이 희귀한 사건은 초대질량 블랙홀에 의해 조석 분쇄된 별의 상대론적인 흐름(제트에서 상당 부분이 빛의 속도로 방출되는 물질)인 것으로 추정된다. 태양 질량에 해당하는 물질의 상당한 부분이 초대질량 블랙홀에 의해 강착된 것으로 예측되었다. 차후의 장기적인 관측은 예측된 초대질량 블랙홀의 질량 강착 속도로 제트의 방출인지 아닌지 이 추측을 확인할 수 있도록 만들 것이다.
2012년, 천문학자들은 페르세우스자리 방향으로 2억 2,000만 광년 떨어져 있는 작은 렌즈형은하 NGC 1277 속의 특별한 블랙홀을 발견했다. 이 블랙홀은 태양의 약 170억 배로 큰 질량을 가지고 있다. 추정되는 블랙홀은 이 렌즈형은하의 팽대부 질량의 약 59% 에 해당하는 질량(은하의 총 항성 질량의 14%)을 가지고 있다. 또다른 연구는 매우 다른 결론을 내었는데, 이 블랙홀은 20억에서 50억 태양 질량 사이로 가장 그럴듯한 값이 추정되어 특별히 매우 크지 않다는 것이다. 2013년 2월 28일, 천문학자들은 최초로 초대질량 블랙홀의 회전을 정밀하게 측정하기 위해 NuSTAR 위성의 이용을 발표했다. 이를 통해 사건의 지평선이 거의 빛의 속도로 회전하고 있음을 발표하였다.