hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
블랙홀 성질과 구조
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. 작용권의 바깥쪽 경계를 "작용면(ergosurface)"이라고 부르기도 한다.
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.
블랙홀 형성과 진화
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.
블랙홀 형성과 진화
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.
블랙홀 형성과 진화
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 M☉ 이상인 항성의 잔해의 질량은 5 M☉을 초과한다.
블랙홀 형성과 진화
붕괴 이전의 별이 원래 무지막지하게 컸거나 또는 붕괴된 뒤 잔해 위로 추가적인 질량이 강착되어, 잔해의 질량이 3 ~ 4 M☉(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. 쿼크별 참조).
블랙홀 형성과 진화
무거운 항성의 중력붕괴는 항성질량 블랙홀의 형성 원인으로 짐작된다. 초기 우주의 항성 형성 때는 중원소가 없었기 때문에 태양 질량의 최소 1천배에 달하는, 현대의 우주에선 발생할 수 없는 매우 무거운 항성들이 생성되었을 것이다. 이 과정에서 항성이 초신성 폭발을 일으키지만 항성의 껍질이 매우 두꺼워서 항성 자체는 파괴되지 않고 유지되지만 중심핵은 매우 작은 블랙홀로 바뀌었을 것이다. 이 블랙홀은 각운동량 보존의 법칙에 따라 모항성이 가지고 있던 회전 속도를 그대로 보존되면서 더 빨라지기 때문에 항성 내부에서 구성물질을 빨아먹으며 에딩턴 한계를 뛰어넘는 속도로 빠르게 성장한다. 우주 기준으로는 매우 짧은 기간(고작 수백만년)만에 이 거대한 항성은 수명을 다하게 되며, 그 결과로 질량 103 M☉ 이상의 블랙홀을 형성했다. 이 블랙홀들은 물질이 조밀하게 모여 있던 초기 우주의 환경에서 다른 항성이나 블랙홀, 성간 매질을 빨아먹으며 빠른 속도로 질량을 불려 대부분의 은하들의 중심에서 발견되는 초대질량 블랙홀들의 씨앗이 되었을 것이다.
블랙홀 형성과 진화
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.
블랙홀 형성과 진화
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 M☉ 수준까지 다양하다.
블랙홀 형성과 진화
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() 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 로 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.
블랙홀 형성과 진화
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.
1974년, 호킹은 블랙홀이 완전히 검지 않으며, 작은 양의 열복사를 내보낼 것이라고 예측했으며, 그러한 현상을 현재 호킹 복사라고 부른다. 정지된 블랙홀에 양자장론을 적용시킴으로써 호킹은 블랙홀은 완전한 흑체 스펙트럼을 나타내는 입자를 방출해야 한다고 결론내렸다. 호킹의 발표 이후 많은 다른 과학자들이 다양한 방법을 통해 같은 결과를 도출했다. 만일 호킹의 블랙홀 복사 이론이 정확하다면, 블랙홀은 시간이 지남에 따라 그 질량을 광자를 비롯한 입자들의 방출 형태로 상실하여 점점 작아지는 "증발"을 할 것이다. 이 열스펙트럼의 온도(호킹 온도)는 블랙홀의 표면중력에 비례하며, 그 표면중력은 슈바르츠실트 블랙홀의 경우 질량에 반비례한다. 즉, 큰 블랙홀이 작은 블랙홀보다 입자를 적게 방출하고 증발이 느리다.
질량 1 M☉의 항성질량 블랙홀의 호킹 온도는 약 100 나노켈빈으로, 우주배경복사 2.7 켈빈보다도 훨씬 낮다. 항성질량 블랙홀 이상 체급의 블랙홀은 호킹 복사로 내보내는 질량보다 많은 질량을 우주배경복사에 의해 받아들이기 때문에 질량이 줄어들지 않고 오히려 늘어날 것이다. 호킹 온도가 2.7 켈빈 이상이 되려면(그리하여 증발이 일어나려면), 블랙홀의 질량은 우리 달보다 적어야 한다. 그런 블랙홀의 직경은 0.1 밀리미터 이하일 것이다.
블랙홀이 매우 작으면 그만큼 호킹 복사도 매우 강해질 것이다. 인간 정도의 질량을 가진 블랙홀은 순식간에 증발한다. 자동차 한 대 정도의 질량을 가진 블랙홀은 직경이 10−24 미터 정도이며, 1 나노초만에 증발하고, 그 찰나에 태양의 200배 이상의 광도로 빛날 것이다. 블랙홀의 질량이 작을 수록 증발은 빠르게 일어난다. 질량 1 TeV/c2의 블랙홀이 완전히 증발하는 데 걸리는 시간은 10−88 초 이하이다. 가설상 이렇게 작은 블랙홀에서는 양자중력효과가 큰 역할을 발휘하여 작은 블랙홀을 안정화시킬 것이다. 그러나 아직까지 양자중력 이론의 발전상에서 그러한 결과를 의미한다고 볼 만한 성과는 없다.
질량이 큰 천체물리학적 블랙홀들의 호킹 복사는 매우 약하여 지구에서 감지하기는 어려울 것이다. 다만 예외적으로 원시 블랙홀의 증발 막바지에 감마선폭발이 일어난다면 관측이 가능할 수도 있다. 그러나 그러한 폭발을 찾으려는 시도는 성공적이지 못했으며, 질량이 작은 원시 블랙홀이 존재했을 가능성은 제한을 받는다. 2008년에 발사된 NASA의 페르미 감마선 우주망원경은 여전히 감마선폭발을 찾아 수색을 계속하고 있다.
블랙홀 관측적 증거
블랙홀은 그 성질 상 이론 상의 호킹 복사를 제외하면 직접적인 전자기 복사를 방출하지 않으며, 때문에 블랙홀을 찾는 천체물리학자들은 간접적 관측수단에 의존해야 한다. 예컨대 블랙홀 주위의 중력적 상호작용을 통해 블랙홀의 존재를 알아내는 것이 그러한 간접적 관측수단 중 하나이다. 그러나 MIT 헤이스택 천문대의 사건의 지평선 망원경(EHT)는 우리은하 중심의 궁수자리 A* 블랙홀에 대한 직접 관측을 시도 중이며, 2016년 초에는 최초로 사건의 지평선을 포착한 사진을 얻을 수 있을 것으로 예상하고 있다. 궁수자리 A*의 사건의 지평선 바로 바깥에 자기장이 존재할 것이라는 이론적 예상은 2015년 EHT에 의해 사실로 밝혀졌다.
블랙홀 관측적 증거
LIGO 합동 연구진은 2015년 9월 14일 지구에서 13억 광년 떨어진 질량 약 30 M☉의 블랙홀 두 개가 서로 충돌하여 질량 60 M☉의 단일 블랙홀로 융합될 때 발생한 중력파를 검출함으로써 최초로 중력파 관측에 성공했다고 2016년 2월 11일 발표했다. 연구원들 중 한 명 이상이 이 사건을 블랙홀을 직접적으로 감지한 최초의 사례라고 규정했다. LIGO의 중력파 검출 성공은 최초의 중력파 관측일 뿐 아니라 블랙홀 쌍성계가 서로 융합하는 것이 최초로 관측된 사례이기도 하다. 융합되기 직전 두 천체 사이의 거리는 불과 350 킬로미터였으며, 두 천체가 모두 블랙홀이라는 것 외에는 질량이 30 M☉인 두 개의 천체가 이렇게 가까이 접근할 수 있었음에 대한 타당한 설명이 없다. 검출된 중력파의 특징은 융합된 이후에는 블랙홀이 안정화되면서 중력파가 급속히 감쇠하는 등, 두 블랙홀 사이의 융합으로 인해 발생할 중력파의 이론적 예상과 정확히 일치했다. 이 검출은 블랙홀의 존재가 예상되는 강력한 중력장 환경에서 일반 상대성 이론이 검증된 현재까지 가장 강력한 사례로서, 일반상대론의 예측과 배치되는 증거는 전혀 발견되지 않았다. 또한 질량 25 M☉ 이상의 항성질량 블랙홀이 자연계에서 형성될 수 있다는 첫 증거이기도 하다.
블랙홀 관측적 증거
우리 은하 중심 근처의 항성들의 고유운동은 그 항성들이 초대질량 블랙홀을 공전하고 있을 것이라는 강한 관측적 증거를 제공한다. 1995년 이래로 천문학자들은 전파원 궁수자리 A*와 같은 위치의 보이지 않는 천체를 공전하는 90개의 별들의 운동을 추적해왔으며, 그 운동을 케플러 궤도에 대입함으로써 1998년, 이 항성들의 운동을 유발시키기 위해서는 반경 0.02 광년의 부피 속에 질량 2백 6십만 M☉이 들어 있어야 한다는 결론을 얻어냈다. 그 이래로 항성들 중 하나(S2)가 1회 공전을 완료했다. 천문학자들은 궤도 데이터로부터 재계산하여 항성들의 운동을 유발시키기 위해서는 반경 0.002 광년의 부피 속에 질량 430만 M☉이 들어 있어야 한다고 결론내렸다. 크기 상한이 여전히 너무 커서 이것이 슈바르츠실트 반경 이하인지 알아내는 데 어려움이 있다. 그럼에도 불구하고 관측 결과는 중심의 천체가 초대질량 블랙홀임을 강하게 시사하고 있다. 그 이외에 이렇게 작은 부피 속에 엄청난 양의 보이지 않는 질량이 존재하는 경우에 대한 다른 타당한 설명을 제공할 수 없다. 또한 이 천체가 블랙홀 특유의 특징인 사건의 지평선을 가지고 있다는 관측적 증거도 존재한다.
블랙홀 관측적 증거
질량이 큰 천체로 인해 생성된 중력 우물로 낙하하는 기체는 각운동량 보존에 의해, 그 천체 주위로 원반 모양의 구조를 형성하게 된다. 보통 천체예술가들의 상상도에 그려지는 강착원반을 가진 블랙홀은 왼쪽 상상도처럼 마치 원반이 평면적 존재이고 블랙홀 뒤의 원반은 블랙홀에 의해 가려지는 것처럼 묘사되곤 한다. 그러나 보다 정확한 수학적 모형은 블랙홀 뒤쪽의 원반에서 나오는 빛의 경로가 왜곡됨으로써 어느 쪽에서 보아도 원반의 전체 모양이 보일 것이고, 또 원반 아래쪽의 2차 상이 부분적으로 보일 것이라고 예측하고 있다.
강착 원반 내부에서는 마찰력으로 인해 각 운동량이 소실되며 물질이 점점 안쪽으로 낙하한다. 그러면서 위치 에너지가 방출되고 기체의 온도는 계속 올라간다.
블랙홀 관측적 증거
강착을 일으키는 천체가 중성자별이나 블랙홀일 경우, 강착원반 안쪽의 가스는 밀집성 본체에 매우 가까워져 엄청난 고속으로 회전할 것이다. 그러면 마찰력이 너무 강해져서 원반이 전자기 복사(주로 엑스선)를 방출할 만큼 뜨거워진다. 이렇게 밝은 엑스선원들은 망원경으로 관측이 가능하다. 강착원반의 엑스선 방출은 지금까지 알려진 가장 에너지 효율이 높은 과정에 속한다. 항성 내부 핵융합이 질량의 0.7%를 에너지로 방출하는 반면, 강착원반은 질량의 40%를 복사 에너지로 방출시킨다. 많은 경우 강착원반은 밀집성의 양극 방향으로 분출되는 엄청난 에너지의 상대론적 제트를 수반한다. 이 제트가 만들어지는 과정은 현재로서 완전히 이해되지 못하고 있다.
때문에 우주의 대규모 에너지 현상들은 대부분 블랙홀의 질량 강착이 그 원인으로 지목되고 있다. 특히 활동은하핵과 퀘이사는 초대질량 블랙홀의 질량 강착 현상으로 생각된다. 유사한 원리로 엑스선 쌍성계 역시 하나의 밀집성과 그 밀집성에 질량을 강착당하는 동반성으로 이루어진 쌍성계라는 생각이 널리 받아들여지고 있다. 또한 일부 초대광도 엑스선원의 정체가 중간질량 블랙홀의 강착원반이라는 학설도 제기되고 있다.
블랙홀 관측적 증거
엑스선 쌍성은 그 빛의 대부분을 엑스선 대역에서 복사하는 쌍성계이다. 이 엑스선 방출은 대개 쌍성계의 두 별 중 하나(밀집성)가 동반성(보통 별)의 물질을 강착하여 일어나는 것으로 이해되고 있다. 이러한 계에 보통 별이 존재하는 것은 밀집성을 연구하는 데 매우 좋은 기회이며, 그 밀집성이 블랙홀인지 여부도 알아낼 수 있다.
만약 엑스선 쌍성계가 밀집성에서 직접 나오는 신호를 방출한다면, 그 밀집성은 블랙홀이 아니다. 그러나 직접 신호가 없다고 해서 밀집성이 블랙홀이 아닌 중성자별일 가능성을 배제할 수 있는 것은 아니다. 동반성을 연구함으로써 쌍성계의 공전궤도의 특징을 알아낼 수 있으며, 이를 통해 밀집성의 질량을 알아낸다. 만일 이 질량이 툴먼–오펜하이머–볼코프 한계, 즉 중성자별이 붕괴하지 않고 유지될 수 있는 최대 질량을 초과한다면 그 밀집성의 정체는 블랙홀로 여겨진다.
블랙홀 관측적 증거
찰스 토머스 볼튼, 루이스 웹스터(Louise Webster), 파울 무르딘(Paul Murdin)이 1972년에 최초의 강력한 블랙홀 후보 천체 백조자리 X-1를 이 방식으로 발견해냈다. 그러나 동반성이 블랙홀 후보보다 더 무거울 수 있기에 이 방법에는 다소의 불확실성이 남아 있다. 현재는 엑스선 쌍성계 중에서도 일시적 연엑스선(X-ray transients)으로 분류되는 계들에서 블랙홀 후보들이 보다 더 잘 발견된다. 이 종류의 쌍성계에서는 밀집성의 동반성의 질량이 상대적으로 작으며, 그 때문에 블랙홀의 질량을 보다 정확하게 추산할 수 있다. 또한 이들 계는 10 ~ 50년 동안 불과 수 개월 동안만 엑스선을 활발하게 방출한다. 엑스선 방출이 저조해지는 시기를 휴면기(quiescence)라 하며, 이 때 강착원반이 극도로 어두워져 동반성을 세밀하게 관측할 수 있게 된다. 이러한 블랙홀 후보 중 가장 적절한 예가 백조자리 V404이다.
블랙홀 관측적 증거
휴면기에 엑스선 쌍성계의 강착원반이 어두워지는 것은 질량의 흐름이 이류성 강착(advection-dominated accretion flow; ADAF)의 형태가 되기 때문으로 생각된다. 이 상태에서는 강착원반의 마찰로 생성되는 에너지의 거의 전부가 복사되지 않고 흐름을 따라 흘러가 버린다. 이 모형이 옳다면, 이는 사건의 지평선의 존재의 강력한 정성적 증거가 된다. 만일 강착원반 중심의 천체가 사건의 지평선이 아닌 고형의 표면을 가지고 있다면 강착되는 고에너지 기체가 그 표면을 때릴 때 대량의 에너지가 복사로 방출될 것이며, 이러한 효과는 유사한 상태의 중성자별에 대하여 관측된 바 있다.
강착원반의 엑스선 방출이 가끔 특정 진동수로 깜빡거릴 때가 있는데, 이 신호를 준주기적 진동이라고 부른다. 준주기적 진동은 강착원반의 안쪽 경계(안정한 원형 궤도를 유지할 수 있는 가장 안쪽 범위)를 따라 움직이던 물질에 의해 발생하는 것으로 생각된다. 이러한 진동의 진동수는 중심의 밀집성의 질량과 관계가 있다. 때문에 이 현상은 블랙홀 후보 천체의 질량을 가늠하는 새로운 수단으로 사용될 수 있다.
블랙홀 관측적 증거
천문학자들은 특이한 분광선이나 매우 강한 전파 방출 같은 특징을 나타내는 은하를 활동은하라고 부른다. 이론적 관측적 연구들은 이들 활동은하들의 핵, 즉 활동은하핵(AGN)이 태양의 수백 배에 달하는 질량을 가진 초대질량 블랙홀로 인한 현상임을 가리키고 있다. AGN 모형은 수백만 또는 수십억 M☉의 블랙홀이 중심에 있고, 성간기체와 성간진이 그 주위로 강착원반을 이루며, 강착원반과 수직한 방향으로 두 개의 제트가 방출되는 모양을 하고 있다.
대부분의 AGN은 초대질량 블랙홀을 품고 있을 것으로 생각되지만, 그 중 면밀하게 연구되어 중심의 초대질량 블랙홀 후보 천체의 질량을 측정해본 은하는 적은 편이다. 초대질량 블랙홀 후보를 품고 있는 유명한 은하들로는 안드로메다 은하, 메시에 87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255, 솜브레로 은하 등이 있다.
블랙홀 관측적 증거
오늘날에는 활동은하 뿐 아니라 거의 모든 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있다는 것이 정설로 받아들여지고 있다. 블랙홀의 질량과 은하의 팽대부의 속도분산 사이에는 M-시그마 관계라고 부르는 관측적 상관관계까 존재한다. 이는 블랙홀의 형성과 은하의 형성 사이에 어떠한 관계가 있을 가능성을 강하게 시사한다.
미래에 사용될 가능성이 있는 또다른 블랙홀 판별법으로는 천체 주위에 발생하는 강력한 중력장을 통한 관측이 있다. 이러한 효과를 중력렌즈라고 한다. ‘아서 에딩턴’이 처음으로 개기일식 때에 빛의 휘어짐을 발견한 이 효과는, 질량이 큰 물체 주위로 시공간이 왜곡되어 그리를 지나는 빛이 마치 광학적 렌즈를 통과하는 것처럼 굴절되는 것이다. 관측을 해보면 빛이 수 각초 정도만 굴절되는 약한 중력렌즈들이 발견된다. 그러나 이것들이 블랙홀이라는 직접적인 증거가 밝혀진 적은 없다. 중력렌즈를 이용해 블랙홀을 발견할 한 가지 가능성으로는, 블랙홀 주위를 공전하는 항성을 관측하는 방법이 있다. 궁수자리 A* 주변으로 이렇게 공전하는 후보성이 여러 개 지목되고 있다.
블랙홀 관측적 증거
항성질량 블랙홀의 판명은 중성자별의 질량 상한에 강하게 의존하고 있다. 그리고 이 상한값은 고밀도 물질의 성질에 대한 가정들에 강하게 의존하고 있다. 새로운 물질상이 이 연결고리를 강화시켜 줄 수 있다. 고밀도의 자유쿼크는 쿼크별을 형성할 가능성이 있으며, 일부 초대칭성 모형은 Q별의 존재를 예측하고 있다. 표준 모형을 일부 확장시키면 쿼크나 렙톤의 가설상 구성물질인 프리온이 프리온별을 형성할 수도 있다. 이러한 가설상의 모형들은 숱한 항성질량 블랙홀 후보천체들의 정체에 해당할 가능성이 있다. 그러나 일반상대론의 논증에서는 이러한 천체들도 최대 질량을 가져야 한다는 것이 밝혀져 있다.
블랙홀의 슈바르츠실트 반경 안쪽의 평균밀도는 그 질량의 제곱에 반비례한다. 때문에 초대질량 블랙홀은 항성질량 블랙홀보다 그 밀도가 훨씬 낮다. 질량이 108 M☉인 블랙홀의 밀도는 물과 비슷한 수준이다. 때문에 초대질량 블랙홀의 구성물질이 물리학적으로 보다 이해하기 쉬우며, 초대질량 블랙홀에 대한 대안적 설명은 항성질량 블랙홀의 경우와 비교해 매우 단순한 편이다. 예컨대 초대질량 블랙홀을 매우 어두운 천체들의 무리로서 모형화하는 대안 가설이 있다. 그러나 이러한 대안 가설들은 일반적으로 초대질량 블랙홀 후보 천체들에 대해 안정적으로 성립하지 않는다.
항성질량 블랙홀 및 초대질량 블랙홀의 증거에도 불구하고 블랙홀이 형성되지 못하기 위해서는 일반상대론이 중력을 설명하는 이론으로서 실패하고, 양자역학적 교정이 필요해져야 한다. 양자중력 이론이 완성되면 특이점이나 사건의 지평선이 나타나지 않고, 고로 블랙홀이 실제적 존재가 아니라는 결론이 나올 수도 있다. 2002년에는 끈 이론의 퍼즈볼 모형이 많은 관심을 받았다. 끈 이론 상의 특정 상황에 대한 계산에 바탕하여, 이 가설은 블랙홀 해 각각의 상태는 일반적으로 사건의 지평선이나 특이점을 가지지 않으나, 고전적/준고전적인 관찰자에게 보이는 그 상태의 통계적 평균은 일반상대론에서 도출되는 것 같은 일반적 블랙홀처럼 보인다고 제안하고 있다.
블랙홀 미해결 문제
1971년, 호킹은 일반적 상황에서 고전적 블랙홀의 사건의 지평선의 총 면적은 어떠한 경우에도 감소하지 않으며, 심지어 충돌하거나 융합할 때도 그러하다는 것을 보였다. 이것을 오늘날 블랙홀역학 제2법칙이라고 부르는데, 이는 계의 총 엔트로피가 절대 감소하지 않는다는 열역학 제2법칙과 놀랄 만큼 유사하다. 그전까지 절대영도의 온도를 가진 고전적 천체로서 블랙홀은 0의 엔트로피를 가진다고 생각되었다. 그러나 만일 그렇다면 엔트로피를 가진 물질이 블랙홀로 들어갈 때 우주의 총 엔트로피가 감소함으로써 열역학 제2법칙이 위반되게 된다. 하여 베켄슈타인은 블랙홀도 엔트로피를 가져야 하며, 그 크기는 사건의 지평선의 면적에 비례한다고 주장했다.
블랙홀 미해결 문제
호킹이 양자장론에 따르면 블랙홀은 일정 온도의 흑체복사를 방출한다는 것을 예측함으로써 블랙홀과 열역학 법칙 사이의 관계는 더욱 강화되었다. 이 복사로 인하여 블랙홀의 에너지가 바깥으로 빠져나가 블랙홀이 줄어들기 때문에 이는 언뜻 보기에 블랙홀역학 제2법칙을 위반하는 것처럼 보인다. 하지만 에너지 뿐 아니라 엔트로피도 복사를 통해 빠져나가며, 일반적 가정 하에서 블랙홀 주위의 물질과 사건의 지평선의 4분의 1의 엔트로피의 총합은 플랑크 단위계에서 언제나 증가함을 증명할 수 있다. 이로써 열역학 제1법칙에 대응하는 블랙홀역학 제1법칙이 성립한다. 질량은 에너지, 표면중력은 온도, 면적은 엔트로피에 대응한다.
한 가지 혼란스러울 수 있는 점은 보통의 엔트로피는 계의 부피와 선형의 관계를 갖는 크기 성질인 데 반해 블랙홀의 엔트로피는 그 부피가 아닌 면적에 비례한다는 사실이다. 이 특이함을 설명하기 위해 헤라르뒤스 엇호프트와 레너드 서스킨드는 시공간상의 어떤 부피 안에서 일어나는 일은 그 부피의 경계의 데이터로 설명될 수 있다는 홀로그래피 원리를 제안했다.
블랙홀 미해결 문제
일반상대론을 이용하면 블랙홀의 엔트로피를 준고전적으로 계산할 수 있지만, 이것은 이론적으로 불만족스럽다. 통계역학에서 엔트로피는 어떤 계에서 동일한 미시적 양(질량, 전하량, 압력 등)을 갖는 미시적 배열의 수로 이해된다. 만족스러운 양자중력 이론 없이는 아무도 블랙홀에 대하여 이러한 미시적 배열의 개수를 계산할 수 없다. 양자중력 이론의 완성을 위한 다양한 시도들이 이루어지고 있다. 1995년 앤드루 스트로민저와 캄란 바파는 끈 이론에 따라 초대칭성을 만족하는 블랙홀의 미시상태 집계가 베켄슈타인–호킹 엔트로피를 재현함을 보였다. 그 이후로 끈 이론 뿐 아니라 루프 양자중력 등의 다른 양자중력 이론에서도 서로 다른 블랙홀들에 대하여 유사한 결과들이 보고되고 있다.
블랙홀 미해결 문제
블랙홀을 설명할 때 사용되는 변수가 불과 몇 개에 불과하기 때문에, 블랙홀 안으로 들어가서 블랙홀의 일부가 된 물질에 대한 정보의 대부분은 소실된다. 블랙홀 안으로 들어간 물질의 종류가 무엇인지는 관계없이, 그 물질에 대해 보존되는 정보는 질량, 전하량, 각운동량 뿐이다. 이 셋을 제외한 나머지 정보들이 계속 소실된 상태로 유지되는지는 수수께끼이다. 그 정보가 블랙홀 내부에 남아있다고 생각할 수도 있지만, 그 내부를 들여다보는 것은 불가능하기 때문이다. 그러나 블랙홀은 호킹 복사를 방출하면서 서서히 증발한다. 이 복사는 블랙홀을 형성한 물질에 대한 추가적인 정보를 갖고 있는 것으로 보이지는 않으며, 이는 곧 소실된 정보는 영영 사라진다는 것을 의미한다.
블랙홀 안에서 물질의 정보가 정말 사라지는 것인지에 대한 문제(블랙홀 정보역설)는 이론물리학계를 양분하는 이론적 주제이다(손–호킹–프레스킬 내기). 양자역학에서는 어떤 사건의 결과 발생할 수 있는 모든 결과의 확률의 합은 언제나 1로 보존되어야 한다는 단일성이라는 필수적 성질이 있는데, 정보의 소실은 곧 단일성의 위반을 의미한다. 단일성이 위반되는 것은 곧 에너지 보존법칙이 위반되는 것이라는 주장도 있다. 최근에는 이 문제에 대해 완전한 양자중력 이론적 처치를 거치면 정보와 단일성이 확실히 보존될 것이라는 증거가 구축되고 있다.
난보쿠선
일본에는 난보쿠선(일본어: 南北線, なんぼくせん)이라는 이름의 철도 노선이 많다. 난보쿠는 남북(南北)을 뜻한다.
시로카네타카나와역
시로카네타카나와역(일본어: 白金高輪駅, しろかねたかなわえき)은 일본 도쿄도 미나토구에 있는 도쿄 지하철 및 도쿄도 교통국의 역이다.
시로카네타카나와역 역 구조
섬식 승강장 2면 4선의 지하역. 바깥쪽의 두 선(1,4번 선)을 미타 선, 안쪽의 두 선(2,3번 선)을 난보쿠 선이 사용하며 방향별로 배치되는 형태이다. 두 노선의 메구로 방향에서 온 열차가 같은 승강장(1,2번 선)에, 메구로 방면의 열차도 같은 승강장(3,4번 선)에 발착하는 구조 때문에 같은 방향의 열차 간 환승을 원활히 할 수 있다.
도쿄 메트로와 도영 지하철에서 플랫폼과 개찰구를 공용하고 있다. 이 때문에, 중간 개찰 없이 환승이 가능하다. 이는 이웃역의 시로카네다이 역과 비슷하다.
개찰구와 승강장 사이는 에스컬레이터와 엘리베이터가 설치되어 있다.
자동 매표기는 도쿄 메트로와 도쿄 도영 지하철 2종류의 것이 설치되어 있고, 목적지에 따른 매표기를 이용할 필요가 있다. 다만, 시로카네다이 역, 메구로 역으로의 승차권 구입은 도쿄 메트로나 도영 지하철 어느 것을 이용하여도 차질 없이 이용 가능하다.
(출처：도쿄 메트로: 역 구내도) ・ (출처：도영 지하철: 역 구내도）
시로카네타카나와역 역 구조
시로카네다이 역 방향에 인상선이 있고, 난보쿠 선과 미타 선의 당역 종착 열차는 일단 입환선으로 들어간 뒤 시발 열차로 1,2번 선에 입선한다. 이 인상선은 도쿄 메트로나 도영 지하철 전용으로 따로 구분하지 않고 두 노선의 열차가 두 개의 선로의 방향을 불문하고 사용한다. 이는 러시아 워에 난보쿠 선보다 미타 선의 열차 편수가 많다는 사실에 기인한다. 또한, 러시아 워일때는 당역 입환선의 용량이 부족한 경우를 대책으로 난보쿠 선에서 아자부주반 회차 열차가, 미타 선에서 오나리몬 회차 열차가 각각 설정되어 있다.
시로카네타카나와역 역 구조
2003년 3월 19일의 다이아 개정에서는 주간 시간대에 메구로 ~ 시로카네타카나와 역간 증발에 의하여 사이타마 고속철도선의 우라와미소노, 미타 선의 니시타카시마다이라 방면에서 열차의 각 절반 이상은 당역 종착하고 하나의 노선에서 당역 종착인 열차의 거의 전부가 타 노선의 메구로 행 열차로 접속하게 되고, 당역에서 시간 조정을 줄였다. 마찬가지로 메구로 방면으로부터 하나의 노선에서 열차는 다른 노선의 시발 열차에 접속했었다. 그러나 2008년 6월 22일의 다이아 개정에 따른 양방향 모두 도쿄 급행 전철 메구로 선 무사시코야마 역에서의 완급 편성이 늘어나면서 당역에서의 운행 열차는 감소하였다.
2003년 11월 1일, 우라와미소노 ~ 다카시마다이라 간 운행된 특별 열차인 "크루즈 트레인"은 승객을 태운 상태로 당역의 인상선에서 진행 방향을 바꾸고 난보쿠 선에서 미타 선상으로 옮겼다.
2005년 9월 17일부터 동년 10월 16일까지 미타 선과 메구로 선 및 난보쿠 선 직통 운전 5주년 기념 기획에 따라 "애니멀 골목길 무렵 ☆ 때 GO!GO!스탬프 랠리"가 개최되었고, 역 구내의 기둥과 벤치 등에 "애니멀 골목길"의 캐릭터가 붙어 있었다.
나타
나타(哪吒)는 중국 도교에서 추앙하는 남신으로, 원래는 불교의 호법신 중 하나였다. 도교에서의 정식 명칭은 중단원수(中壇元帥)이다.
중국 도교 민화 및 설화의 등장 인물로, 《서유기(西遊記)》, 《봉신연의(封神演義)》 등에 등장하기도 한다.
나타 주요 소설에서의 나타
손오공(孫悟空)이 필마온(弼馬溫)이라는 직책에 불만을 가지고 천계에서 날뛰자, 옥황상제(玉皇上帝)로부터 아버지 탁탑천왕(托塔天王)과 함께 손오공을 붙잡아오라는 명을 받는다. 손오공과 싸울 때 삼두육비(三頭六臂)로 변하여 여섯 가지 무기를 들고 맞서지만, 손오공 또한 자신의 몸을 삼두육비로 만들고 여의봉 또한 세 개로 만들어 30합이 넘도록 싸웠다. 싸움이 길어지자 손오공은 몸에서 머리털을 하나 뽑아 자신의 분신으로 만들고는 나타의 뒤에서 협공을 가하도록 했으며, 나타는 왼팔에 부상을 입고 후퇴했다.
이후 손오공 일행이 독각시대왕(獨角兕大王)과 싸우게 되었을 때 탁탑천왕과 함께 손오공을 도와주었다.
나타 주요 소설에서의 나타
이정(李靖)의 아들로, 금타(金吒), 목타(木吒)의 동생이다. 원래는 인간이 아닌 영주(霊珠)로 이정의 부인인 은씨 몸에서 3년 6개월을 지낸 뒤 세상에 태어난 뒤 태을진인(太乙眞人)이 교육을 시켰다. 7세 때 동해 용왕(龍王)의 부하인 이량(李良)과 용왕의 셋째 아들인 오병(敖丙)을 죽였고, 그것으로 인해 용왕이 이정 부부를 몰아세우자 죄를 대신 받고자 자신의 살과 뼈를 발라내 죽었다. 사후 혼백이 되어 어머니 은씨에게 자신의 행궁을 지어 3년 동안 제사를 지내면 돌아올 수 있다고 말해 행궁을 짓도록 했으나, 반년이 지나자 아버지 이정에게 들켜 행궁이 파괴되었다. 그 뒤 태을진인이 연꽃에 금단(金丹)을 넣어 나타를 부활시켰으며, 부활하자마자 아버지 이정을 죽이려 했으나 연등도인(燃燈道人)에게 제압당해 이정과 화해했다.
이후 강자아(姜子牙)의 선봉장 역할을 하며 봉신(封神) 계획을 돕는 역할을 하였으며, 후에 삼면팔비(三面八臂)로 재탄생하게 된다.
도자이선
도자이선(일본어: 東西線, とうざいせん 도자이센[*])은 일본의 철도 노선이다. 대개 동서 방향의 철도 노선에 부여된다.
정만조
정만조(鄭萬朝, 1858년 ~ 1936년)는 조선 말기의 학자이며 일제강점기에 조선총독부에 협조한 대표적인 유교 계열 인물이다. 호는 무정(茂亭)이다.
정만조 생애
영의정을 지낸 정원용과 가까운 친척으로 한성부의 명문가에서 태어났으며, 개화파 학자였던 강위의 제자로 수학하여 글과 글씨에 뛰어난 재사로 이름을 날리게 되었다. 1884년 교섭통상아문에서 주사 벼슬로 관직을 시작하였고, 1889년 과거에 합격한 뒤 예조참의, 승지, 내부참의 등을 역임했다.
정만조는 명문가의 자제였지만 개화 사상을 익힌 앞서가는 지식인이었다. 당시 세도 세력인 여흥 민씨 일파와는 대립하다가 정치적인 사건에 말려들어 전라남도 진도로 유배되었다. 10년이 넘는 유배 생활 끝에 1907년 대한제국 고종의 강제 퇴위 이후에야 사면을 받아 다시 관계로 복귀하였으며, 이후 통감부와 조선총독부의 이익에 따라 활동하는 친일 학자가 되었다.
뛰어난 학자에 문장가였던 그를 일본은 철저히 이용했고, 정만조 역시 초년에 그와 뜻을 같이 하던 선비들과는 소원한 사이가 되었다는 일화가 여럿 전해질 정도로 철저한 친일파로 변신했다. 손자의 이름까지도 일본 천황 이름 다이쇼 천황에서 따와 '대갑(大甲)', '정갑(正甲)'으로 지었다는 설이 있다
정만조 생애
1929년 관제 친일 유림 조직인 경학원의 대제학을 지냈고, 국사 편찬 업무에 발탁되어 일본의 시각에서 역사를 적는 데 일조했다. 1921년부터 조선사편찬위원회 위원을 지내며 일본 측의 시각에서 《조선사》를 집필하였고, 《고종실록》과 《순종실록》의 편찬에도 감수위원으로 참여했다.
2002년 민족정기를 세우는 국회의원모임이 발표한 친일파 708인 명단과 2008년 민족문제연구소가 선정해 발표한 친일인명사전 수록예정자 명단, 2009년 친일반민족행위진상규명위원회가 발표한 친일반민족행위 705인 명단에 모두 포함되었다. 조선총독부 중추원 참의를 지낸 동생 정병조도 세 명단에 들어 있다.
누화
전자공학에서 누화(crosstalk, XT)라는 용어는 다음을 뜻한다:
통신이나 전화 통신의 경우, 누화는 통화 연결시 신호음의 일부분이 누설되는 것으로 식별할 수 있다. 경감대책으로 아날로그 통신방식인 경우, 연선을 사용하여 누화를 효과적으로 제거할 수 있다. 또한 신호를 디지털 형태으로 변환하면, 누화를 경감하는데 더욱 효과적이다.
집적회로 설계의 경우, 누화는 일반적으로 가까이 있는 다른 신호의 영향을 받는다. 보통 가장 가까운 신호에 영향을 주는 (기생 축전기에 의한) 용량성 커플링으로 누화가 발생하지만, 아날로그 설계의 경우 (상호 인덕턴스에 의한) 유도성 커플링과 전자파 방사 등에 의해 발생하는 멀리 떨어진 신호간의 누화도 중요하다. 누화를 줄이기 위한 방법으로 공간 확보, 전선 재배열, 차폐 등이 가장 널리 사용되고 있다.
샘 휴스턴
새뮤얼 휴스턴(Samuel Houston, 1793년 3월 2일 ~ 1863년 7월 26일)은 19세기 미국의 정치인이자 군인이다. 버지니아주 출신의 휴스턴은 텍사스 공화국의 대통령, 텍사스주가 합중국에 가입한 후 주의 상원의원과 주지사로서 기간들을 포함한 텍사스주 역사에 핵심 인물이었다.
샘 휴스턴 개요
자신이 노예 소유자이며 노예제 폐지운동의 확고한 반대자였어도 자신의 미합중국에 대한 신념에 따라 그는 텍사스주가 합중국으로부터 탈퇴했을 때 남부 동맹에 충성을 맹세하는 것을 거부하였다. 이 일은 그가 주지사직에서 축출됨으로써 증명되었다. 유혈 사태를 피하기 위해 그는 반란을 진압하는 데 필요한 에이브러햄 링컨 대통령의 군대 제공 요청을 거부하였고, 대신 남북 전쟁의 말기 이전에 자신이 사망한 텍사스주 헌츠빌로 이주하였다.
그의 초기 생애는 테네시주로 이주를 장려하여 체로키족의 국가에서 시간을 보내고, 1812년 전쟁에서 군사 복무와 테네시주 정치에서 후속 성공적인 참여를 포함하였다. 휴스턴은 2개의 다른 주들 - 테네시주와 텍사스주의 지사를 지내오는 데 미국 역사상 단 하나의 사람으로 지내왔다. 높은 평가의 재판에 이어 의원과 불행한 싸움은 멕시코령 텍사스로 그의 이주로 이끌어 그는 곧 텍사스 혁명의 지도자가 되었다. 그는 텍사스를 위하여 장기적 독립과 확장을 추구하는 것보다 미국과 병합과 포함을 지지하였다.
샘 휴스턴 어린 시절
버지니아주 렉싱턴 외부의 록브리지군에 있는 팀버리지 교회 근처의 농장 집에서 소령 새뮤얼 휴스턴과 엘리자베스 팩스턴 사이에서 태어난 샘 휴스턴은 9명의 자식들 중의 하나였다. 그의 부친은 미국 독립 전쟁이 일어난 동안 모건 소총 여단의 일원이었다.
기초 교육 만을 받은 그는 1807년 부친의 사망에 이어 가족과 함께 테네시주 메리빌로 이주하였다. 그의 모친은 베이커 크리그로 가족을 데려갔다. 그는 1809년 집으로부터 달아나 히와시 섬에 울루테카 추장의 체로키족과 함께 한동안 거주하였다. 그는 체로키족의 공동체에서 입양되어 콜레네 혹은 "the Raven"이라고 이름이 지어졌다. 그는 1812년 19세의 나이에 메리빌로 돌아와 한 교실 학교를 창립하였다. 이 것은 테네시주에서 여태까지 첫 학교였다.
샘 휴스턴 1812년 미국과 영국의 전쟁
1812년 휴스턴은 1812년 전쟁에서 영국군에 싸우는 데 제7 보병 연대에 입대하였다. 그해 12월 그는 병에서 중위로 진급되었다. 1814년 3월 호스슈벤드 전투에서 그는 영국과 함께 미국과 전쟁을 한 미국 원주민 부족인 크리크족의 화살에 상처를 입었으며, 다시 참전하였다. 앤드루 잭슨이 그들의 요새들로부터 크리크족의 단체를 이동시키는 데 의용병들을 명령했을 때 휴스턴은 자발적으로 기꺼이 나섰으나 급습이 있던 동안 팔과 어깨에 총알을 맞았다. 휴스턴은 1817년 잭슨의 프리메이슨 지부인 컴벌랜드 제8 지부에 가입하였다. 자신의 회복에 이어 그는 체로키족들에게 인디언 대리인으로 할당되었다. 1818년 3월 그는 군대를 떠났다.
샘 휴스턴 테네시주 정치
6개월간 공부에 이어 그는 테네시주 레바논에서 법률 관행을 개업하였다. 그는 1818년 후순에 내슈빌 구역의 지방 검사로 만들어졌고, 또한 주의 시민군에서 사령이 주어졌다. 1822년 그는 테네시주를 위하여 연방 하원으로 선출되어 동료 테네시 주민이자 민주당원 앤드루 잭슨의 확고한 지지자였으며 그들의 인디언들에 대접이 거대하게 달랐어도 잭슨의 정치적 부하로 넓게 숙고되었다. 그는 1823년부터 1827년까지 의원이었다. 그는 1824년에 재선되었다. 1827년 그는 의회로 재선을 위하여 나가는 데 거절하였고, 대신 테네시주지사의 직무를 위하여 나가 전직 지사 윌리 블라운트를 꺾고 이겼다. 그는 1828년 재선을 위한 후보로 나서는 데 계획을 세웠으나 18세의 일라이자 앨린에게 결혼한 후에 사임하였다. 결혼 생활은 앨린의 부친 존 앨린 대령에 의하여 강요되었고 연애로 전혀 꽃을 피우지 않았다. 그가 부인을 부정으로 고발했을 때 휴스턴과 앨린은 결혼한지 짧은 후에 헤어져 그가 텍사스 공화국의 대통령이 되었을 때 1837년 이혼하였다.
샘 휴스턴 테네시주 정치
그는 체로키족과 더불어 시간을 보내 체로키족 과부인 티애나 로저스 젠트리와 결혼하여 교역소를 세우고 전체의 시간에 분명히 너무 술을 마셨다고 한다. 그의 술에 취함과 그의 직무와 부인의 버림은 몇년동안 고쳐지지 않을 자신의 선도자 잭슨과 균열을 일으켰다.
샘 휴스턴 논쟁과 재판
사업에 뉴욕과 워싱턴 D. C.로 여행에 휴스텅는 반잭슨파 의원들과 싸움에 휩쓸려지고 말았다. 1832년 4월 휴스턴이 워싱턴 D. C.에 있던 동안 오하이오주 의원 윌리엄 스탠베리는 의회의 의원석에 연설에서 휴스턴에 대한 고발을 했다. 스탠베리는 휴스턴을 통하여 잭슨을 공격하고 있었고, 존 본 포슨과 의원 로버트 로즈와 동맹에 있던 것에 휴스턴을 고발하였다.
3명의 남자는 1830년 잭슨의 인디언 이주법의 이유로 인디언들을 이주시키는 데 식량 공급에 입찰을 실시하였다. 이제 2개의 권총과 단검을 들은 스탠베리는 휴스턴의 편지들을 답장하는 데 거부하였고, 격분한 휴스턴은 후에 자신이 퀸 여사의 하숙집을 떠나면서 펜실베이니아 대로에 스탠베리와 맞서 히코리 지팡이와 그를 패는 데 진행하였다. 스탠베리는 자신의 권총들 중 하나를 당겨 휴스턴의 가슴에 놓고 방아쇠를 당길 수 있었으나 총은 잘못 발사되었다.
샘 휴스턴 논쟁과 재판
4월 17일 의회는 정당 방위를 간청하고 프랜시스 스콧 키를 자신의 변호사로서 기용한 휴스턴의 체포를 명령하였다. 휴스턴은 높은 평가의 재판에서 유죄를 선고 받았으나 제임스 K. 포크를 포함한 높은 순위의 친구들에게 감사하였던 그는 단지 가볍게 견책을 받았다. 그러고나서 스탠베리는 민사 법원에서 휴스턴을 고소했다. 재판관 윌리엄 크랜치는 휴스턴에게 책임이 있음을 알고, 국가를 떠나기 전에 그가 전혀 내지 않은 벌금으로 500 달러를 물게 하였다.
샘 휴스턴 텍사스
재판을 둘러싼 홍보는 휴스턴의 정치적 명성을 되살렸고 그는 1832년 12월 멕시코령 텍사스로 들어가는 데 체로키족과 부인 티애나를 떠났다. 휴스턴은 티애나에게 텍사스로 자신을 동행하는 데 의문하였으나 그녀는 정착하고 싶었고, 오히려 통나무 오두막집과 교역소에 머물기를 좋아하였다. 티애나는 후에 샘 맥그래디와 재혼하였으나 1838년 폐렴으로 사망하였다. 휴스턴은 그녀의 사망까지 재혼하지 않았다. 멕시코령 텍사스에 도달한 후, 그는 즉시 멕시코의 주의 정치에 휩쓸렸다. 미국을 위하여 영토의 합병을 추구하는 데 잭슨 대통령의 요청에 휴스턴이 텍사스로 간 세월에 추측이 있었다.
휴스턴은 내커도치스의 대표로서 1833년 집회에 참석하였고 대표자들의 도덕적 급진적 입장으로 멕시코로부터 완전한 독립을 지지한 윌리엄 해리스 훠턴과 자신의 형의 지지자로서 나타났다. 그는 또한 1835년 협의회에 참석하기도 하였다. 그는 그해 11월 텍사스 육군의 소장, 그러고나서 이듬해 3월 총사령관으로 만들어졌다. 그는 그해 2월 체로키족과 정착을 협상하였다.
샘 휴스턴 텍사스
1836년 3월 2일 텍사스 독립 선언에 이어 휴스턴은 곤살레스에서 자신의 의용군에 입대하였으나 알라모 전투가 열린 동안 군대가 알라모 전도소에서 있던 자들을 모두 죽인 멕시코의 장군이자 독재자 안토니오 로페스 데 산타 안나의 군대들의 세력에 맞서 곧 후퇴하는 데 강요되었다.
하지만 4월 21일 샌재신토 전투에서 휴스턴은 산타 안나와 멕시코 군대의 오후 낮잠 동안 그들을 놀라게 하였다. 심하게 패한 산타 안나는 벨라스코 조약에 조인하는 데 강요되어 텍사스의 독립을 부여하였다. 휴스턴이 협상들을 위하여 잠시 머물었어도 그는 자신의 발목에 상처의 치료를 위하여 미국으로 귀국하였다.
자신의 인기를 이용한 휴스턴은 2번이나 텍사스 공화국의 대통령 (처음에 1836년 9월 5일)으로 선출되었다. 그는 10월 22일부터 1838년 12월 10일까지, 그리고 다시 1841년 12월 12일부터 1844년 12월 9일까지 지냈다. 1837년 12월 20일 휴스턴은 텍사스 공화국 총본부 (현재 텍사스주 총본부)를 형성한 프리메이슨의 집회를 주재하였다.
샘 휴스턴 텍사스
그는 1838년의 코르도바 반란을 진압하였고, 시초적으로 미국에 의한 병합을 추구한 동안 그는 자신의 첫 기간 동안 그 희망을 버렸다. 자신의 2번째 기간에 그는 재정적 신중함을 위하여 노력하였고 1842년 2개의 침입에 이어 인디언들과 화해하고 멕시코와 전쟁을 피하는 데 일하였다. 그는 1844년의 셸비 카운티 전쟁에 행동을 취해야 했고 시민군에 보냈다.
샘 휴스턴 휴스턴의 정착
휴스턴의 정착은 1836년 8월 J. K. 앨린과 A. C. 앨린 형제에 의하여 창립되었고, 샘 휴스턴의 명예에 이름을 따 수도로 지냈다. 게일 보든은 휴스턴의 거리들을 배치하는 도움을 주었다.
휴스턴시는 1839년 1월 14일 미러보 B. 레이마 대통령이 수도를 오스틴으로 옮기는 법안에 서명했을 때까지 수도로 지냈다. 자신의 대통령 기간들 사이에 그는 샌오거스틴군을 위하여 텍사스주 연방 하원에서 대표였다. 그는 텍사스의 지속적인 독립과 태평양까지 그 확장을 옹호한 레이마 대통령의 주요 비평가였다.
샘 휴스턴 3번째 결혼 생활
1840년 5월 9일 앨라배마주 매리언군에서 휴스턴은 마거릿 리아와 결혼하여 8명의 자식을 두었다. 당시 그는 47세, 그녀는 21세였다. 마거릿은 휴스턴에 단조로운 영향을 미쳤다. 휴스턴 부부가 다수의 집들을 가졌어도 1840년경부터 1863년까지 트리니타만에 있는 세다포인트에 단 하나의 집이 지속적으로 간직되었다.
샘 휴스턴 연방 상원
1845년 미국에 의하여 텍사스의 병합 후, 그는 토머스 제퍼슨 러스크와 더불어 연방 상원으로 선출되었다. 휴스턴은 거기에 1846년 2월 21일부터 1859년 3월 4일까지 지냈다. 그는 남서부에서 미국이 멕시코로부터 광대한 새로운 영토를 얻었을 때 멕시코-미국 전쟁이 일어난 동안 상원이었다.
상원에서 자신의 기간을 통하여 휴스턴은 국가의 자라나는 분파주의에 대항하는 연설을 하여 북부와 남부 둘다의 극단주의자들을 비난하면서 "합중국의 강도를 약화시키거나 손상시키는 것으로 계산된 뭐든지 북부 혹은 남부에서 시작하든 노예 폐지론자들의 도발적인 폭력 혹은 무효화의 연합에서 발생하는 여부는 전혀 나의 무자격 승인을 만나지 않을 것이다."라고 말하였다.
휴스턴은 많은 남부인들에 의하여 반대되었던 1848년의 오리건 법안을 지지하였다. 1850년 타협의 지지에 자신의 열렬한 연설에서 휴스턴은 "분열된 국가는 스스로 일어설 수 없다."고 말하였다. 8년 후에 에이브러햄 링컨이 비슷한 감정을 표할 것이었다.
샘 휴스턴 연방 상원
휴스턴은 1854년 캔자스 네브래스카 법을 반대하였고, 정확하게 그 일은 결국적으로 전쟁으로 이끌 국가에서 단멸 균열을 일으킬 것을 예기하였다. "... 어떤 피밭이, 어떤 공포의 장면이, 어떤 강력한 도시들이 연기와 폐허 속에 있을까 - 그것은 형제가 형제를 살해하는 것이다 ... 난 나의 사랑하는 남부가 불평등한 대회에서, 피와 연기의 폐허의 바다에서 빠지는 것을 본다." 그는 대통령을 위하여 가능한 후보로 숙고되었다. 그러나 그가 노예 소유자였던 사실에 불구하고 그의 강한 연방주의와 노예제의 확장에 반대는 텍사스주의 입법과 다른 남부의 주들을 양도하였다.