초중량 블랙홀(supermassive black hole)

초중량블랙홀(super massive black hole)
초중량블랙홀의 상상도 초중량블랙홀은 은하의 중심에서 불과 태양계 정도의 크기의 범위를 차지하고 있으나 태양 질량의 수백만 배에서 수십억배까지 질량을 갖는 매우 무거운 천체이다.  따라서 강력한 중력으로 주위의 물질을 빨아들이며 자전축 방향으로 물질을 방출하게 한다. 초중량블랙홀(supermassive black hole)은 질량이 태양의 수 백만 배에서 수십억 배나 되는 블랙홀으로서 별의 폭발로부터 생성되는 별 블랙홀(stellar black hole)과는 질량에서 큰 차이가 난다. 별블랙홀의 질량은 기껏해야 태양 질량의 수십 배에 불과하다. 초중량블랙홀은 모두 은하의 중심에서 발견되며 크기가 대략 태양계의 규모 정도이고 질량은 은하 전체 질량의 1/100이하이다. 따라서 초중량블랙홀의 질량은 은하의 질량에 비해 그리 큰 비중을 차지하지 않지만 에너지 출력은 거의 절반에 해당한다. 그러한 에너지는 대부분이 라디오파, 가시광선, X선 등의 전자기파로 방출된다. 초중량블랙홀은 은하의 중심에서 강력한 중력으로 주위의 별들을 빨아들이는 과정에서 에너지를 방출하게 된다. 즉 이러한 블랙홀의 주위에 있는 별들은 중력에 의해 끌려들어가면서 조석효과(tidal effect)에 의해 산산조각으로 분해된다. 물질은 구성단위들로 분해되어 기껏해야 분자나 원자의 형태를 유지하며 대부분은 기본입자로 변화하여 끌려들어간다. 가속된 입자들의 충돌, 전하의 가속 등에 의해 전자기파를 방출하게 된다. 크게 보아 이 과정은 중력적 퍼텐셜에너지가 빛에너지로 변화하는 것이다. 이러한 강력한 전자기파로부터 초중량블랙홀의 존재를 간접적으로 확인하고 있다. 실제로는 끌려들어가던 입자들은 각운동량에 의해 블랙홀 가까이에서 고밀도의 원반을 형성하게 되며 이를 accretion disk라고 한다. 또한 accretion disk의 물질 입자 중에서 전자와 같은 전하들은 블랙홀의 자기장에 의해  블랙홀의 양 자극으로 끌려가 외부로 분출된다. 이를 제트(jet)라고 하며 블랙홀로부터 정반대 �향으로 고속으로 분출되는 물질의 흐름이다.   초중량 블랙홀의 상상도 원반처럼 생긴 것은 accretion disk로서 주위의 별 혹은 성간물질로부터 끌려온 물질이 고속으로 돌고 있다. 충돌에 의해 물질은 플라즈마 상태에 있다. 블랙홀은 이 원반의 중심에 숨겨져 있다. accretion disk로부터 블랙홀로 끌려들어가는 대전된 입자들은 블랙홀의 강력한 자기장에 의해 양 축 방향으로 집속되고 고속으로 뿜어져 나간다. 블랙홀 영화   케이사(quasar)라고 불리는 강력한 전파원도 사실은 이 초중량블랙홀이라고 생각된다. 이러한 케이사의 수가 가장 많았던 시기는 BB25억 년이었다. 그 이후에 생성된 케이사의 수는 점점 감소하고 있다.  케이사는 활동성은하핵(active galactic nucleus)라고 불리는 강력한 전자기파를 방출하는 은하의 핵 중의 한 가지이며 케이사는 단순히 전자기파 중에서 전파영역의 전자기파를 방출하고 있는 것이다.   많은 학자들이 모든 은하는 중심에 초중량블랙홀이 있는 것으로 믿고 있다. 그러나 실제로는 모든 은하에서 그러한 증거가 발견된 것은 아니다. 그것은 비록 초중량블랙홀이 은하의 중심에 있다고 하더라도 빨아들일 별과 같은 물질이 가까운 곳에 없어서 전자기파를 방출하지 않기 때문이라고 생각된다. 그러므로 아마도 대부분의 은하에 초중량블랙홀이 존재할 것이며 다만 활동성 혹은 비활동성의 구별은 그 블랙홀의 중위에 끌려갈 물질이 있느냐 없느냐에 따라 구분이 되는 것이다.   초중량블랙홀은 아마도 은하의 진화 과정에서 생성되는 다수의 별블랙홀이 합쳐진 것이거나 거대한 블랙홀 주위에 은하가 형성되어 계속된 물질의 부착에 의해 이 블랙홀이 커진 것으로 생각된다.   다음은 초중량블랙홀의 존재를 입증하는 관측 자료들이다. M87 M87(NGC 4486)은 비르고 은하단(Virgo cluster)의 주 은하로서 직경이 12만 광년인 거대 타원형 은하이다. 우리로부터 6천만 광년의 거리에 있다. M87 이 은하의 중심에는 태양 질량의 30억 배의 초중량블랙홀이 있는 것으로 추정된다.   M87의 중심부와 제트 좌하단의 밝은 점이 M87의 중심부이며 이로부터 45도로 제트가 분출되는 것이 보인다. 그림의 제트는 길이가 6,500광년이나 되며 이러한 제트는 블랙홀이 나타내는 특성 중의 하나이다.   M87의 중심부의 전파지도 좌상단과 하단의 그림은 지상의 전파 지도이고 우상단은 HST의 광학망원경 사진이다.   M87 중심부의 도플러효과 M87 은하의 중심부에서 방출되는 빛의 스펙트럼의 일부이다. 은하 중심부 좌상단의 스펙트럼은 적색편이, 우하단은 청색편이를 보여준다. 이것은 도플러효과에 의해서 좌상단 부분은 550km/s의 속도로 지구로부터 멀어지고 우하단은 같은 속도로 다가오는 운동을 하고 있음을 의미한다. 실제로는 고속으로 돌고 있는 accretion disk의 단면을 보고 있기 때문에 나타나는 현상이다. 이렇게 디스크가 빠르게 돌 수 있는 것은 중심에 강력한 중력을 생성하는 블랙홀이 있기 때문에 가능하다.   NGC 4261 NGC 4261은 비르고 은하단의 타원형의 밝은 은하 중의 하나로서 처녀자리 방향으로 4,500만 광년 떨어져 있다.   NGC 4261의 accretion disk 디스크는 직경이 300광년이고 태양 질량의 100,000배 정도의 물질이 모여진 것으로 추정된다. 왼쪽 사진의 흰색 구름과 같은 것은 지상 광학망원경 사진이고 주황색은 전파망원경에 의해 관측된 제트이다. 제트의 길이는 약 88,000 광년이다. 오른쪽 사진은 이 은하의 중심부를 확대한 HST 사진으로 중심의 어두운 부분이 accretion disk이고 중앙의 밝은 점 속에 태양 질량의 수십억 배의 초중량블랙홀이 존재한다. 사진에서 블랙홀은 크기가 너무 작아 보이지 않는다.   M84 M84는 비르고 은하단에 있으며 거리는 5천만 광년이다. 이미 전파 관측으로부터 활동성 은하핵을 가진 은하로 알려져 있었다.   M84의 중심부와 도플러효과 왼쪽은 M84의 중심부로서 표시된 부분으로부터 나오는 빛의 도플러효과를 오른쪽 사진에 시각적으로 표시하였다. 즉 중심부의 좌측은 청색편이 우측은 적색편이를 나타낸다. 이것은 accretion  disk의 회전으로부터 발생하는 현상으로 그 속도는 400km/s 에 달한다. 따라서 중심부에는 태양 질량의 3억배의 초중량블랙홀이 있는 것으로 추정된다.   M104 M104는 멕시코 모자 Sombrero와 닮아서 Sombrero은하로도 불리며  6도의 각으로 그 단면이 관측된다. 지구로부터 약 2,800만 광년의 거리에 있으며 비르고 은하단의 일원이며 직경은 50,000 광년 정도이다.   M104 M104는 강력한 X선 광원으로서 이로부터 중심에 태양 질량의 10억배나 되는 블랙홀이 있는 것으로 추정된다.   초중량블랙홀의 질량과 주위 별의 속도의 분산은 서로 상관 관계를 가지고 있다.   참고 자료 http://www.ifa.hawaii.edu/users/cowie/chandra/pict_2.html http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/active/smblack.html http://hubblesite.org http://www.stanford.edu/~liusm/Black.html http://www.rit.edu/~drmsps/theory.htm http://www.bu.edu/blazars/3c120.html 조석효과 달의 조석효과에 의해 밀물과 썰물이 발생하고, 목성의 조석효과에 의해 Shoemaker-Levy 혜성이 목성과 충돌하기 직전에 여러 조각으로 만들었다.
이 문서의 저자는 박영목 교수입니다.

 

 

출처: http://phyux2.ks.ac.kr/ymp/data/astrocosmos/smbh/smbh.htm