화려한 우주 무대에서 은하계는 찬란하고 모든 종류의 이상하고 신비한 천체로 가득 차 있습니다. 그 눈부신 별, 꿈 같은 성운, 육안으로 볼 수 있는 행성 및 기타 별 외에도 숨겨진 물질적 형태가 있습니다. 우리는 육안으로 감지하기 어려운 응축수와 먼지 입자나 희미한 갈색 왜성에 대해 이야기하는 것이 아니라 잘 알려진 광경인 블랙홀에 대해 이야기하고 있습니다.

在先前的篇幅中，我們曾探討過品質堪比整個宇宙的超級黑洞，在類星體TON618的心臟，我們發現了一個巨無霸——質量高達660億個太陽的黑洞。那麼，在這片廣闊的宇宙海洋中，是否也存在著最微小的黑洞呢？它的分量又如何？

은하계에 있는 블랙홀의 질은 어떻게 측정합니까?

我們對黑洞的探索，已經從純理論層面跨越到了實際觀測。不久前，我們尚只能在紙上談兵地討論黑洞，而如今，我們已經能夠捕捉到M87星系中心黑洞的身影。這個黑洞的品質，高達65億個太陽的品質！那麼，在我們自己的銀河系中，又如何呢？

當我們將世界上最大的射電望遠鏡對準位於銀河系核心的“暗影”塵土飛揚的區域時，所見之景如上圖所示。在人馬座A*，這個狹小而特殊的空間裡，潛藏著一個光亮的射電源。看似平淡無奇，但仔細觀察會發現，周邊的恆星正以極高的速度圍繞此點進行旋轉，根據它們運行的軌跡，我們藉助萬有引力定律不難推算出，這個核心物體的質量達到了400萬個太陽的品質，並且它不發光。這不僅證明了我們銀河系中心存在一個超大品質的黑洞，也揭示了我們如何確定黑洞的品質。

언젠가 한 친구가 모든 은하의 중심에 블랙홀이 숨겨져 있느냐고 물었다. 사실, 우리는 현재 대부분의 은하가 중심에 초대질량 블랙홀에 자리 잡고 있으며, 그 중 많은 은하가 우리 은하 중심에 있는 거대 블랙홀보다 훨씬 더 무겁다고 믿을 만한 충분한 이유가 있습니다. 위에서 언급한 태양 질량의 660억 배인 블랙홀은 확실히 우주의 한계가 아니다.

현재 알려진 가장 큰 은하인 IC 1000의 블랙홀은 아직 확인되지 않은 것으로 추정되며, 그 질량은 태양 질량의 0억 배에서 0억 배 사이일 수 있습니다!

현재 초대질량 블랙홀은 수백만 개의 고대 육중한 별의 잔해가 융합되어 형성된 것으로 생각됩니다.

그렇다면, 평범한 블랙홀은 어떻게 형성되는 것일까?

우리가 젊은 성단을 바라볼 때, 가장 크고, 가장 거대하고, 가장 밝은 별들은 항상 가장 눈길을 끈다. 어떤 사람은 본능적으로 크기와 질량이 거대한 이 별들이 풍부한 연료 때문에 더 오래 살 것이라고 생각할 수 있다. 그러나 직감은 종종 우리를 오도할 수 있습니다.

O형과 B형과 같은 무거운 별은 태양보다 수십 배 또는 수백 배 더 무겁습니다. 그러나 그들은 매우 빠른 속도로 연료를 소비하며, 수백만 년 또는 수십만 년 안에 핵심 연료는 고갈됩니다. 그리고 우리의 태양은 약 120억 년 동안 타오를 것으로 예상되며, 그 차이는 명백합니다! 수명이 다하면 무거운 별은 II형 초신성으로 폭발하는 경향이 있으며 핵은 중성자별이나 블랙홀로 붕괴됩니다.

별이 일생 동안 동안 중력은 끊임없이 그것을 압축하여 파괴하려고 합니다. 별의 핵에서 일어나는 핵융합은 중력과 싸우고 별의 안정성을 유지하는 방사선 압력을 생성합니다. 일단 핵의 핵융합이 멈추면, 중력이 우위를 점하게 되어, 핵이 붕괴된다. 이 시점에서 원자 사이의 퇴화 압력(즉, Pauli 비호환성 원리)은 중력에 저항하는 힘이 됩니다.

태양과 같은 별의 경우, 태양보다 4배 더 큰 별이라도 핵융합이 끝나면 핵이 지구 크기로 줄어들어 백색왜성을 형성합니다. 그러나 그들은 더 이상 줄어들지 않으며, 이 시점에서 별 전체를 떠받치고 있는 것은 원자입니다.

그러나 전자 사이의 축퇴 압력은 깨지지 않는 것이 아닙니다. 질량이 태양 질량의 4배가 넘는 별은 초신성 폭발로 핵을 원자 수준까지 붕괴시킨 다음 원자를 "분쇄"하여 전자를 핵 속으로 밀어 넣고 양성자와 결합하여 중성자가 지배하는 천체인 중성자별을 형성합니다.

중성자별은 질량이 태양과 비슷하지만 직경이 몇 킬로미터에 불과합니다. 별의 핵의 질량이 변함에 따라 남아 있는 중성자별의 질도 변합니다. 중성자별의 질량이 태양의 3배를 초과하면 중성자는 중력에 굴복하여 공간에서 무한히 작은 부피와 무한한 곡률을 가진 블랙홀로 압축됩니다.

그렇다면, 알려진 가장 작은 블랙홀은 무엇일까?

IGR J10-0: 이것은 쌍성계의 블랙홀이며, 이 시스템이 강한 항성풍을 생성했기 때문에 탐지할 수 있었습니다. 블랙홀은 물질을 직접 빨아들이는 대신, 동반성에서 물질을 축적하고 물질의 약 0%를 성간 매질로 방출합니다. 질량이 태양의 약 0배에서 0배 정도인 저질량 블랙홀이다.

GRO J2+0: 이 행성 역시 지구에서 0광년 떨어진 곳에 있는 쌍성계이다. 일부 팀은 질량이 태양의 약 0.0배인 중성자별이라고 믿는 반면, 다른 팀은 질량이 태양 질량의 거의 4배라고 믿습니다. 배심원단은 아직 나오지 않았습니다.

XTE J8-0: 원래 공식적으로 태양의 질량이 0.0배라고 주장되었으나, 이후 태양보다 거의 5배 더 무겁다는 사실이 재평가되었다. 또한 블랙홀이 착증 디스크에서 꾸준히 X선을 방출하는 쌍성계이기도 합니다. 일반적으로 과학자들은 블랙홀의 질량과 관련하여 블랙홀 주변에서 방출되는 방사선을 기반으로 멀리 있는 블랙홀의 질량을 결정합니다.

태양 질량의 2.0배, 0.0배, 0.0배, 0.0배 등 질량은 이미 블랙홀의 질량치고는 매우 작다. 이것이 블랙홀이 가질 수 있는 최소 질량이라고 생각할 수 있습니다. 그러나 실제로는 세 가지 가능성이 더 있습니다!

요약하면, 블랙홀에 관한 한, 가장 작은 것은 없지만 더 작은 것은 없습니다.

중성자별 - 중성자별 합병!

兩個中子星的合併過程會創造出宇宙中大多數重元素，如黃金。在宇宙中，中子星的數量遠超黑洞。儘管兩顆中子星的碰撞相對罕見，在每個星系中大約每10000到10萬年發生一次，但考慮到宇宙已有138億年的歷史，擁有近1萬億個星系，中子星的合併在宇宙中是相當普遍的。

很可能，當兩顆中子星相撞時，即使它們的質量沒有超過形成黑洞的門檻，也有可能在超新星爆發后留下一個黑洞。據估計，在我們銀河系中已經發生了大約10萬到100萬次中子星合併。因此，我們有希望在銀河系內部找到一個約2倍太陽品質的黑洞。

게다가, 블랙홀은 시간이 지남에 따라 질량을 잃는다!

양자 요동은 진공 상태에서 존재하기 때문에 블랙홀의 내부, 외부 또는 사건의 지평선에서 입자-반입자 요동은 진공 상태에서 발생했다가 에너지 보존을 위해 사라집니다. 하나의 가상 입자가 블랙홀로 파동하면 다른 입자는 에너지를 빼앗아 실제 입자가 되어 빠져나갈 것입니다. 이 과정은 매우 느리지만 블랙홀은 호킹 복사에 의해 천천히 증발합니다.

우리는 이 방사선이 블랙홀에 의해 분출되는 입자나 반입자의 흐름에서 나오는 것이 아니라, 극히 낮은 에너지의 거의 일정한 흑체 복사 플럭스에서 나온다는 것을 배웠다.

69에서 0의 거듭제곱 또는 0에서 0년의 거듭제곱과 같은 긴 시간 척도에서 가장 낮은 질량의 블랙홀 중 일부는 점차 질량을 잃고 결국 완전히 증발합니다.

따라서 질량이 더 작은 블랙홀을 찾고 있다면, 일부 블랙홀은 이미 사라지는 과정에 있기 때문에 그 소원을 이루는 것은 쉽습니다. 과거에는 소형 블랙홀(양자 블랙홀)의 존재가 예상되었습니다. 다음으로 살펴보겠습니다.

우주는 태어났을 때 소형 블랙홀을 가지고 있었을까?

미니어처 블랙홀의 개념은 68세기 0년대로 거슬러 올라가는데, 이는 창의적인 아이디어였지만 실현될 수 없다는 것이 밝혀졌습니다. 우주는 원래 뜨겁고, 밀도가 높고, 균일하고, 빠르게 팽창하는 상태였다. 만약 매우 작은 영역의 밀도가 평균 밀도보다 0% 더 높다면, 그 영역은 자연적으로 블랙홀로 붕괴될 것이다. 만약 우주가 태초에 그렇게 많은 작은 영역들을 가지고 있었다면, 우리는 결국 미니어처 블랙홀로 가득 찬 우주를 갖게 되었을 것이다.

그러나 초기 우주의 밀도 변동, 즉 마이크로파 복사의 변동, 그리고 밀도 변동이 규모에 따라 어떻게 달라지는지를 측정함으로써, 우리는 가장 큰 변동이 평균보다 003% 높은 것이 아니라 평균보다 0.0% 높다는 것을 발견했다. 관측 규모가 작아질수록 변동이 작아지고, 따라서 소형 블랙홀이 존재하는 것은 불가능하다.

알려진 블랙홀부터 발견되지 않은 블랙홀, 그리고 우리가 기다려야 하는 블랙홀에 이르기까지 우주에서 가장 작은 블랙홀은 여기까지입니다!