자연 풍경은 인간 활동의 배경으로 많이 등장한다. 시간을 들여 풍경을 좀 더 자세히 보고 있으면 바람에 따라 움직이는 나뭇잎과 가지들 그리고 그 사이를 오고 가는 새들, 그리고 개미와 거미를 포함한 벌레들의 움직임 등 여러 변화를 관찰할 수 있다. 눈을 하늘로 돌리면 푸른 하늘에 구름들이 조각이거나 뭉쳐서 모양을 바꾸어 가며 움직인다. 해가 지면 많은 별들이 별자리를 이루고 매일 자리를 바꾸는 행성과 함께 밤의 풍경을 하늘에 펼친다. 하루 밤이 지나는 동안 동에서 서쪽으로 시간에 따라 움직인다. 변화하는 풍경이 감성의 대상으로만 머물지 않고 물리학의 대상인 자연현상으로 역할을 바꾼다.

자연 현상의 인지는 대개 오감을 통해 이루어지고 있고 특히 눈과 귀에 의해 이루어진다. 지금은 관측기기의 발달로 자연이 보내주는 직접 느끼지 못하는 신호도 느낄 수 있도록 변환시킬 수 있게 되었다. 풍경이란 이제 눈으로 보는 것 뿐만 아니라 자연 현상의 신호를 변환하여 우리가 상상해 볼 수 있는 광경을 포함하게 되었다.

감마선 폭발과 [1] 중력파의 관측은 [2] 태양 질량 정도이거나 태양 질량의 몇 배에 맞먹는 에너지가 짧은 시간에 (10^-3 초 - 10³ 초 ) 전자기파와 중력파로 방출되는 엄청난 폭발적인 현상이 존재한다는 것을 알려주고 있다.

Figure 1과 Fig. 2는 각각 관측장치를 통해 얻어진 감마선 폭발과 중력파 분출의 데이터 중 일부이다.

Figure 1. A typical light curve of GRB [3]. The x axis is the time in seconds and the y axis is the photon count rate.

Figure 2. (Color online) Strain h of GW150914 [5].

매일 한 개 정도씩 발견되는 감마선 폭발은 발견된 해와 달 그리고 날로 표시한다. 예를 들어 최근에 1 TeV의 고에너지 감마선이 함께 측정되어 주목을 받게 된 2019년 1월 14일 관측된 감마선 폭발은 GRB190114C 로 표시한다 [4]. 여기서 마지막의 영문자 C는 같은 날 발견된 감마선 폭발 중 하나라는 표시이다. 중력파의 검출은 매일 일어나지는 않았지만 같은 표시 방법을 사용한다. 2015년 9월 14일 최초로 관측된 중력파는 GW150914로 [5] 표시한다. 최근에 관측된 GW190814는 [6] 2019년 8월 14일 확인된 중력파이다. 중력파 GW170817과 감마선 폭발 GRB170817A [7]는 같은 날 관측된 우연한 사건이 아니라 두 중성자별의 충돌과정에서 순차적으로 발생된 필연적으로 같은 날 발생할 수 밖에 없는 주목할 만 천체현상이다.

우연인 줄 알았는데 필연으로 바뀌는 반전은 희곡을 포함한 문학작품의 ’극적인’ 이야기 전개 방식중의 하나이다. 많은 경우 우연으로 여길 뻔했던 현상들을 필연의 결과라고 밝혀내는 물리학의 연구결과는 극적인 요소가 들어있는 작품일 수도 있다.

감마선 폭발이 처음 학계에 공식적으로 알려진 것은 지금부터 약 50년 전인 1973년이다 [8]. 핵 실험 금지 조약 이행을 감시하기 위해 올려졌던 인공위성 Vela의(1969-1971) 관측 결과를 분석하던 중에 지구 이외의 곳에서 발생된 것으로 추정되는 감마선 폭발 증거를 발견하였다. 그 이후 20여 년간 감마선 폭발은 천체물리학계에서 이해가 안된 연구 대상으로 남아있어 왔다. 1991년 쏘아 올려져 2000년 까지 위성 관측 활동을 계속해 왔던 Compton Gamma Ray Observatory(CGRO) 는 감마선 폭발을 이해하는데 중요한 단서들을 제공하였다. 매일 한 건 이상의(총 3000 여개) 감마선 폭발이 CGRO에 탑재된 BATSE(Burst and Transient Experiment)에 의해 관측되었다 [9].

1996년 쏘아 올려진 X-선 관측 위성 BeppoSAX에 의해 감마선 폭발이 일어나는 임자 은하의 적색 편이 추정이 가능해졌고 그 거리가 수십 억 광년 이상의 우주적인 거리라는 것이 밝혀져 감마선 폭발 연구의 새로운 돌파구를 열었다. 지구 주위를 돌고 있는 위성이 측정한 에너지로 부터 추정한 폭발 에너지는 10⁵¹ −−10⁵⁴ erg가 되어야 한다. 이와 같이 태양의 질량(M_⊙c² = 2×10⁵⁴erg)과 맞먹는 에너지를 수십 초 사이의 짧은 시간에 우주 공간에 쏟아내는 감마선 폭발은 빅뱅 이후의 가장 큰 격렬한 폭발 현상이라고 할 수 있다. 현재는 여러가지 측정 장치를 갖춘 Swift 와 Fermi 위성등을 통해 감마선 폭발의 관측이 계속되고 있다. 단위 면적당 일율인 플루언스(fluence) 는 10^-7 − −10^-5 erg cm⁻², 등방 에너지는 10⁴⁸ − −10⁵⁵ erg 를 갖는 다양한 감마선 폭발이 관측되었고 폭발을 이해하는데 중요한 단서가 되는 새로운 관측 결과를 얻고 있다 [10].

아인슈타인의 이론에 따르면 질량 분포의 시간적 변화에 의한 중력장의 변화는 멀리 떨어진 영역으로는 파동의 형태로 전파되는데 이를 중력파라고 한다. 질량-에너지의 분포에서 충분히 멀리 떨어진 곳의 중력장 변화는 평탄 시공간에서(Minkowski space-time, η_µν ) 벗어난 시공간의 (g_µν) 적은 요동량(ripple)인 h_µν 으로 나타낼 수 있고

h_µν(x,t) 는 빛의 속도로 전파되는 중력파에 해당하는 해를 포함하고 있다. 중력파를 측정하려는 노력은 긴 역사를 [11] 갖고 있지만 2015년 9월 14일 미국의 LIGO(Laser Interferrometer Gravitational-Wave Observatory) 에서 대형 간섭계를 이용하여 최초로 블랙홀 쌍의 충돌에 의한 중력파 검출에 성공했다 [5]. 2017년 유럽의 간섭장치인 Virgo와 LIGO가 함께 GW170814를 검출하면서 중력파의 발생 방향에 대한 정보도 얻게 되었다 [12]. 중성자 별 충돌에 의한 중력파 GW170817과 GW190425를 포함하여 50개의 중력파와 중력파 후보들의 관측 결과가 발표되었다 [13]. 이들 관측 결과에서 주목받는 내용은 대부분 일 초도 안 되는 짧은 시간에 태양 질량 에너지 보다 많은 에너지가 중력파로 방출되는 것이다.

감마선 폭발이나 중력파 방출에서 짧은 시간에 엄청난 에너지를 방출할 수 있게 하는 물리적 과정이란 무엇인가? 폭발 현상과 관련된 동적인 풍경을 만들어 내는 물체들을 상상해 보기로 한다. 감마선 폭발에서 측정된 감마선 다발은 천분의 일 초 정도의 매우 짧은 시간적 요동(temporal variation) 을 보인다 (Fig. 1). 이 관측으로부터 중심 물체의 크기를 대략 추정해 볼 수 있다. 시간적 요동을 중심 물체의 크기로 환산하면 10^-3 초 × 빛의 속도 = 100 km 보다 적어야 하기 때문에 감마선 폭발 중심의 에너지원 물체로는 질량은 태양보다 크지만 지름은 태양보다 훨씬 적은 올찬 물체 (compact object) 이어야 한다. 감마선 폭발의 중심풍경에 중성자 별이나 블랙홀등이 등장하기 시작한다. 관측된 중성자 별은 대부분 태양질량의 1.5배 정도이고 크기는 대략 10 km로 알려져 있다. 태양 질량의 블랙홀은 회전 하지 않는 경우 사건지평의 크기가 3 km이고 회전 할 때는 1.5 km 까지 적어진다.

쌍 병합 (binary merger) 에 적합하도록 설계된 LIGO는 2015년 9월 14일 중력파 신호를 측정하였다. GW150914(Fig. 2)가 보여주는 진동수의 시간 변화와 정점 진동수 (peak frequency) – 75 Hz 를 이용하여 간단한 계산을 해 보면 총 질량이 태양 질량(M_⊙)의 70배 정도인 두 물체가 안쪽으로 나선돌기를(inspiral) 하면서 350 km까지(질량이 같다고 가정할 때) 가까워져 병합 직전에 발생하는 중력파이어야 한다는 것을 알 수 있다. 두 물체가 충돌 없이 이렇게 가까이 근접할 수 있어야 하는데 질량을 고려하면 블랙홀 이외에는 이러한 물체의 후보로 적합한 것은 없다. 실제 구체적인 계산과 관측 값을 비교하여 질량이 각각 36M_⊙ 과 29M_⊙ 인 두 블랙홀의 병합 과정에서 나온 중력파라는 것을 확인하였다 [5].

Hulse와 Taylor에 [14]의해 발견된 펄사(pulsar)의 궤도반경 감소가 중력파 발생에 의한 현상으로 밝혀졌고 두 중 성자 별이 매우 가까워 지면 보다 강력한 중력파가 관측 될 것이라는 예측이 가능하였다. Hulse-Taylor 펄사에 의한 강력한 중력파를 관측하려면 앞으로 3억년을 기다려야 한다. GW170817의 발견은 이와 다른 중성자별쌍(neutron star binary)에 의한 중력파를 관측한 것이지만 이 예측을 확인한 셈이다.

감마선 폭발과 중력파 발생은 우리의 오감으로는 관측이 불가능하지만 관측 장치를 이용하여 신호로 관측되었다. Figure 1과 Fig. 2 로부터 상상 할 수 있는 풍경속의 새로운 요소는 우리가 직접 볼 수 없었던 블랙홀과 중성자별로 대표되는 올찬 별의 존재이고 감마선 폭발과 중력파 발생에 미치는 그들의 역동적인 역할이다.

블랙홀은 일반 상대성이론의 해로서 복잡한 수학적 내용을 수반하지만 원칙적으로 잘 정의된 물체이다. 역동적인 역할을 이해하기 위하여 필요한 관측 가능한 물리양 계산에는 어려움이 따르지만 해석적이거나 수치적인 방법에서 많은 진전이 이루어지고 있다.

중성자 별은, 블랙홀이 수학적으로 잘 정의된 것에 비해, 별의 구성 물질과 상호작용등 물리적인 내용을 많이 포함하고 있다. 평형상태의 중성자 별은 중력과 내부 압력의 균형에 의해 유지되고 질량과 반경등이 결정 된다. 내부압력은 중성자 별을 이루는 입자의 (중성자, 전자, 양성자 등) 상호작용에(핵력(강한 상호작용), 전자기상호작용, 약상호작용등) 의해 결정된다. 즉 지름이 10 km 정도의 거시적인 물체이지만 미시적인 (10^-15 m 규모) 상호작용에 의해 크기가 결정된다. 다른 관점으로 보면 거시적인 물체인 중성자 별을 통해 미시 세계의 풍경을 엿볼 수 있다는 점이 흥미롭다 : 기본 상호작용인 중력 상호작용과 양자색역학을(QCD, quantum chromodynamics) 같이 연구 할 수 있는 마당을 제공해 주고 있다.

태양이나 밤 하늘 별들의 에너지 원천은 많은 경우 핵융합 과정에서의 질량 감소에 의한 것으로 알려져 있다. 이러한 핵력에 의한 결합 에너지(binding energy)는 최대로 별 질량의 0.9 %를 넘지 못하거나 매우 느리게 진행된다. 감마선 폭발이나 최근 관측된 중력파 방출의 에너지원으로는 적합하지 않다.

1. 중력 결합 에너지와 중력파

블랙홀에 의한 중력 결합에너지는 Schwarzschild 블랙홀의 경우 블랙홀로 빨려 들어가는 물체 질량의 최대 5.72 %까지 방출 될 수 있어 고에너지 천문 현상의 에너지 원으로 여겨지고 있다 [15]. 회전하는 Kerr 블랙홀이 최대 각운동량을 가질 때의 결합 에너지는 이보다 훨씬 더 클 수 있고 빨려 들어가는 질량이 방출할 수 있는 에너지는 이상적으로 최대 42.3 %에 이를 수 있다. 이 계산은 물체의 질량이 블랙홀 보다 무척 가벼운 경우의 계산이고 질량이 비슷한 쌍블랙홀 (binary black hole)의 경우에 그대로 적용할 수는 없지만 전체 질량의 수 % 이상의 에너지 전환 효율을 갖는다는 것을 짐작할 수 있다 .

블랙홀 주위의 물질이 빨려 들어가는 과정에서 방출 되는 에너지는 물질의 열 에너지로 바뀌고 내부 상호작용에 의해 전자기파로 바뀌어 관측이 가능해 진다. 구체적인 예로 블랙홀 주위에 형성되는 빨림 원반 (accretion disk)에서는 물질의 중력 결합 에너지가 전자파로 전환된다. 대체로 이때 관측되는 중요한 전자파는 X-선 영역이고 이를 이용하여 블랙홀의 존재가 연구되고 있다 [16]. 온도가 높아진 상태의 원반에서 전자기파 이외에 발생될 수 있는 입자로는 질량이 거의 없는 중성미자들이 있다. 전자기파는 원반을 이루고 있는 입자들의(전자, 양전자, 양성자, 중성자등) 전자기상호작용으로 발생하고 중성미자는 약상호작용에 의해 발생한다. 중성미자와 전자기파에 의해 운반되는 에너지는 블랙홀로 빨려 들어가는 물질의 중력 결합 에너지가 그 원천이다.

블랙홀 충돌 과정에서 발생하는 중력파 에너지 근원은 무엇인가? 최근 관측된 중력파와 관련된 블랙홀의 질량은 태양 질량보다 모두 크다. 따라서 Hawking 복사와 같은 양자 효과에 의한 블랙홀 자체의 에너지 방출량은 관측된 중력파의 에너지를 설명하기에는 턱없이 부족한 양이다.

블랙홀 쌍이(각각의 질량 m¹,m²) 주어진 평면에서 서로 돌고 있을 때 궤도 각진동수는

로 주어진다. 여기서 a 는 두 블랙홀 사이의 사이의 거리이고 총질량 M = m¹ +m² 이다. 블랙홀로 부터 거리 r 만큼 멀리 떨어진 위치에서 중력파의 진폭은 + 와 × 분극에 따라 다음과 같이 주어진다.

ϕ = ωt 이고 따라서 중력파의 각진동수는 궤도 각진동수의 두배이고 진동수는

이다. µ 는 환산 질량 µ = m1m2M 이고 ι 는 회전 평면 축과 시선이 이루는 각이다. 여기서 ν 는 회전하는 속도에 해당하고 회전 주기 P 로 나타내면 ν = (2πGM/P)^1/3 이다. 중력파의 광도(luminosity, 일율)은

이다. 직접 중력파가 검출되지는 않았지만 회전 주기가 P = 0:32day 이고 ν/c ∼ 10^-3 인 Hulse-Taylor 펄사의 중력파 광도는

GW150914보다 무척 적다는 것을 알 수 있다.

중력파 진폭의 크기를

로 근사하면 중력파 광도는 중력파 측정을 통해 얻은 거리와 질량 그리고 진폭을 이용하여

간단히 계산해 볼 수 있다. 여기서 c5G = 3:63 × 10⁵⁹ erg/s (= 2:03 × 10⁵M_⊙c²/s) 를 사용하였다.

GW150914의 경우 h ∼ 10^-21 일 때, r = 440 Mpc,

M = 66:2M_⊙,µ = 16:5M_⊙ 를 대입하면

로 관측된 최대 광도의 근사적인 값을 얻는다 [5]. 매우 짧은 시간에 이렇게 많은 에너지를 방출하는 이유로 “우주의 가장 큰 폭발 현상” 으로 여겨진다. 최근 검출된 GW190521은 순간 광도가 가장 클 때의 값은 3:7 × 10⁵⁶ erg/sec 로 우리 우주의 별이나 은하 등에서 방출되는 총 밝기보다 약 50배나 밝다.

중력파 데이터의 상세한 파형 분석을 통하여 쌍 올찬 별(binary compact stars)들의 질량과 중력파 방출 에너지를 계산 할 수 있다. 현재까지 발표된 첫 번째와 두 번째 관측 가동에서 [2] 검출된 블랙홀 관련 중력파 10개와 세 번째 관측가동에서 [13] 블랙홀과 관련된 중력파 검출들 중 흥미로운 사건으로 분류되는 3개를 표 1 에 정리하였다. 블랙홀 쌍의 개별 질량(m¹,m²)과 총 질량(M = m¹+m²) 그리고 중력파로 변환되는 에너지(E_rad)의 효율(E_rad/(m¹+m²)(%))을 계산하였다.

중력파로 방출 되는 에너지 양은 대부분 태양 질량보다 크다는 것을 알 수 있다. 이 에너지의 양은 두 블랙홀이 최근접 안정 원궤도( innermost stable circular orbit, ISCO)까지 가까이 오면서 잃는 결합 에너지가 다른 방출 경로 없이 중력파 에너지로 방출 된 것이다(원반에 의한 전자파나 중성미자 방출이 불가능하다). 표 1 에서 전체 질량에 대한 중력파 전환 효율은 최대 6%로 적지만² 관여하는 질량이 크기 때문에 중력파로 전환된 결합 에너지가 태양 질량의 몇 배가 될 수 있는 큰 값을 갖게 되는 것이다. GW190521의 경우 에너지 효율은 5% 이지만 태양 질량의 7.6 배에 해당하는 에너지가 0.1 초의 순간에 중력파로 방출된다 [17]. 중력파가 발견되기 전에는 감마선 폭발이 가졌던 ’가장 큰 폭발’의 위치를 블랙홀 충돌에 의한 중력파 방출이 대신하게 되었다.

2. 블랙홀의 회전 에너지

블랙홀 에너지는 블랙홀의 질량 에너지 Mc² 로 결정된다. 블랙홀의 진화를 지배하는 블랙홀 열역학의 엔트로피 는 블랙홀의 표면적 혹은 못줄임 질량 (irreducible mass)에 해당하는 양이고 고전적으로는 줄어들 수 없는 양이다. 회전하는 블랙홀의 [18] 각운동량을 J = aM 이라 할 때 사건 지평의 반경과, r_H, 표면적은 , A_H,

로 주어지고 엔트로피와(S_H) 못줄임 질량은(M_irr)은 각각

이다³. 블랙홀의 질량은 못줄임 질량과 각운동량의 함수로 다음과 같이 쓸 수 있다

각운동량이 없을 때 블랙홀의 못줄임 질량은 질량과 같고 회전하는 블랙홀의 못줄임 질량은 질량보다 적다 . 따라서 그 질량 차이 만큼에 해당하는 에너지를 꺼내는 것이 가능하다는 것을 알 수 있다.

즉 회전 에너지의 일부를 블랙홀로부터 꺼낼 수 있다. 못줄임 질량은 블랙홀이 최대 각운동량을 가질 때 질량의 70% 이고 꺼낼 수 있는 에너지는 블랙홀 질량의 최대 30 %에 이른다. 이 에너지는 태양 질량 정도의 블랙홀의 경우 약 10⁵³(M/M_⊙) erg이고 감마선 폭발의 에너지 샘이 될 수 있는 큰 에너지라는 것을 알 수 있다.

이와 같이 회전하는 블랙홀이 커다란 에너지 저장체임에도 불구하고 단순하게만 생각하면 사건 지평이라는 특이한 경계 밖으로 어떻게 에너지를 빼낼 수 있을까 하는 의문이 드리워 진다. 펜로우즈는 [19] 사건 지평의 존재에도 불구하고 블랙홀의 회전 에너지를 꺼낼 수 있는 과정이 존재한다는 것을 증명하였다(펜로우즈 과정) ⁴.

블랙홀의 사건지평은 다루기 어려운 까다로운 경계이지만 사건 지평을 도체로 생각하면 블랙홀 주위의 전자기적인 성질을 개념적으로 쉽게 이해할 수 있고, 특별한 경우에는 정량적인 계산도 가능하다 [21]. 블랙홀 주위의 전류 흐름은 사건 지평에 흐르는 표면 전류를 생각하여 연속 방정식을 만족하게 할 수 있다. 사건 지평의 표면 저항율은 377Ω(= 4π/c)에 해당하기 때문에 표면에 전류가 흐르면 저항에 의한 에너지 흩어짐(dissipation)이 일어나고 이 에너지가 사건 지평으로 들어가 블랙홀의 질량과 엔트로피를 증가시킨다.

전하를 갖지 않은 블랙홀은 자기마당을 스스로 유지하지 못한다. 저항이 있는 도체와 마찬가지로 사건 지평의 자기마당은 빠르게 (∼10^-5(M/M_⊙) 초) 소멸되기 때문이다. 따라서 블랙홀의 자기마당은 외부 전류에 의한 것이다. 블랙홀은 대개 블랙홀이 만들어질 때의 찌꺼기 혹은 동반 별에서 블랙홀로 유입되는 물질로 이루어진 또아리나 원반을 갖고 있다. 또아리나 원반에는 전자 양성자 혹은 이온화된 입자들이 회전하면서 전류가 흐르게 되고 중심에 있는 블랙홀에 자기장이 형성된다. 예를 들어 활성 은하핵의 중심에 있는 10⁹M_⊙ 의 무거운 블랙홀에는 10⁴ G의 자기마당이 있다고 알려져 있다. 자기마당이 강할 때는 자기마당 자체에너지도 에너지 샘이 되지만 감마선 폭발 에너지에는 미치지 못한다.

그러나 강한 자기마당은 블랙홀의 회전에너지를 효율적으로 빼내는 도구로 사용될 수 있다. 1977 년 블랜포드와 즈나옉(Blandford and Znajek)이 자기마당을 이용하여 회전 에너지를 얻어내는 효율적인 방법을 제시하였다 [22].

블랜포드-즈나옉 (Blandford-Znajek process) 과정이라고 불리는 이 과정은 기본적으로 자기마당에 의한 블랙홀 회전의 자기 제동(magnetic braking)이다 [23].

Figure (3)은 질량이 M 이고 각운동량이 J로 회전하는 블랙홀 - 빨림 원반(accretion disk) 계의 축 대칭을 가정하여 단순하게 처리한 자기마당의 분포이다. 단순화된 그림에는 드러나 있지는 않지만 자기마당의 ϕ 방향 성분 B^ϕ 도 존재한다.

Figure 3. Blandford-Znajek process.

일반적으로 블랙홀 주위의 폐곡면을 통하여 전자기장에 의해 운반되는 에너지 일율(P)과 각운동량 일율( P_L)은 다음과 같이 주어진다 [23].

여기서 ϖ 와 ds^r 은 각각 회전 축으로부터의 거리와 지름 방향 면적소에 해당하는 양이다. 폐곡면의 접선 성분에는 시간 지연 α 가 고려된 [21] 전자기 마당을 사용였다 : (αEθ^, αEϕ^) → E→, αBϕ^ → Bϕ^ .

Equation (17)은 폐곡면의 위치에 따라 변하지 않는 양이다. 계산의 편의에 따라 혹은 구체적인 물리적 해석의 필요성에 따라 임의로 선택하면 된다. 여기서는 무한대와 사건지평 가까이 설정된 두 가지 폐곡면을 살펴보게 될 것이다.

P 와 P_L 은 각각 폐곡면 내부에 있는 블랙홀의 질량과 각운동량의 감소율이다:

β 는 블랙홀의 회전에 의한 양으로 무한대에서는 β → 0 이고 사건 지평 근처에서는 블랙홀의 각진동수 Ω_H 를 정해준다: β → −Ω_H .

블랙홀로 부터 멀리 떨어진 관측자 위치의 폐곡면을 살펴보자. β → 0 이므로 Eq.(17) 의 두 번째 항은 0 이 되고 일율(즉 블랙홀 질량의 감소율)은 순수한 포인팅 다발(Poynting flux) 로만 주어진다는 것을 알수 있다.

따라서 폐곡면 내부의 블랙홀 질량 감소는 멀리 떨어진 구면으로 나오는 전자기장의 포인팅 다발을 계산하면 구할 수 있다.

포인팅 다발의 근원을 알기 위해 블랙홀 주위의 풍경을 자세히 살펴볼 필요가 있다. 사건 지평에 가까운 폐곡면을 살펴 보기로하자. 블랙홀의 사건 지평에 아주 가까운 폐곡면에서는 사건 지평의 독특한 경계 조건이 필요하다. 사건지평의 경계에서 Eq.(17) 의 첫 번째 항은 언제나 음수이어야 한다 [21]. 따라서 첫 번째 항은 블랙홀로 들어가는 포인팅 다발에 해당한다. Figure (3)에서 블랙홀의 사건 지평 표면에 가상적인 원형 띠를 생각해보자. 앙페르(Ampere)의 법칙에 따라 ϕ 방향의 자기장으로 부터 북극에서 띠를 지나 적도 방향으로 흐르는 전류(I) 를 계산하면

이다. 이 전류와 전기장에 의해 발생하는 줄열(Jule heat)이 사건 지평으로 들어가는 포인팅 다발에 해당하고 블랙홀의 엔트로피 또는 못줄임 질량을 증가시키는 에너지 흩어짐에, P_dissip, 해당한다.

Eq.(17) 의 두 번째 항은 Eq.(18)와 Eq.(19)을 사용하면

자기마당이 주는 토크에 의한 일율 이라는 것을 알 수 있다. Figure(3)에서 전류(I)가 흐르는 적은 폭의(dl) 띠가 받는 자기마당에 의한 토오크는 (ΔT)

이고 정확히 Eq.(18)와 같고, 일율은 Ω_H 를 곱하면 Eq.(23)가 된다는 것을 알 수 있다. 즉 둘 째 항은 자기 제동에 의한 일율임을 , P_mb, 알 수 있다.

블랙홀 질량의 변화는

와 같이 잘 알려진 회전 블랙홀의 열역학 관계식으로 표현된다는 것을 볼 수 있다.

자기 제동에 의해 회전이 줄어들면서 잃게 되는 에너지의, P_mb, 일부와 각 운동량은 자기마당으로 연결된 먼 곳의 물체에 포인팅 다발의 형태로, P_∞, 전달된다. 한편 회전에너지의 나머지는 사건 지평 표면 저항에 의한 에너지 흩어짐에, P_dissip, 해당되는 포인팅 다발의 형태로 블랙홀의 엔트로피(혹은 못줄임 질량)를 증가시키는데 쓰인다:

블랜포드와 즈나엑은 블랙홀 주위의 물질이 전자기적으로 힘을 받지 않는 특별한 상태(force-free)일 때에는 자기장도 블랙홀의 회전 영향을 받게 되어 Ω_F 라는 각속도로 회전하게 된다는 사실을 적용하여 다음과 같은 유용한 결과를 얻었다.

여기서 Ω_F 와 B^r 은 주위 물질의 전자기적 성격과 블랙홀 사건 지평을 고려한 막스웰 방정식의 해로 결정할 수 있다. 일반적으로 자기장에 의한 자기 제동을 이용하여 블랙홀 회전 에너지의 일부를 포인팅 다발의 형태로 얻어내는 과정을 블랜포드-즈나엑 과정이라고 부르고 블랙홀과 그와 관련된 제트 현상등을 설명할 수 있는 중요한 물리적 과정으로 많은 연구가 진행되고 있다 [24].

감마선 폭발이란 지구 밖 먼 곳에서 발생하여 짧은 시간 동안 관측되는 감마선 다발을 말한다. “격렬한 감마선의 번쩍임이 갑작스럽게 우주의 여러 방향에서 마구잡이로 매일 한 개 이상 발생한다. 멀게는 수백 억 광년 이상의 우주적인 거리에서 발생하고 태양의 질량과 맞먹는 에너지를 수십 초 사이의 짧은 시간에 우주 공간에 쏟아내는 감마선 폭발은 현재 천체물리학의 가장 큰 수수께끼의 하나이다.” [1] 이러한 감마선 폭발과 관련된 특별한 풍경을 상상해보기 위하여 물질들의 변화 과정과 감마선의 생성 과정을 이해하는데 어떠한 물리 법칙이 어떻게 적용되는지 살펴보려고 한다.

1. 불공(fire ball) 모형

현재까지 관측된 감마선 다발을 설명할 수 있다고 알려진 모형은 상대론적 속도로 팽창하는 불공 모형이다 [25]. 중심엔진에서 분출된 에너지가 전자, 양전자, 광양자 (감마선) 그리고 적은 양의 바리온등으로 이루어진 불공을 빠르게 팽창시킨다. 크기가 10¹³ cm 정도가 되면 감마선이 불공을 탈출할 만큼 광학적으로 투명해지게 되어 관측이 가능해진다. 감마 인자가 (γ=1/1-v2/c2) 100 정도로 팽창하면 불공 내부에서 발생하는 감마선이 불공을 탈출하여 방출된다. 초기 우주가 팽창하면서 온도가 3000 K 로 식으면서 광학적으로 투명해져 플라즈마에서 탈출한 광자를 우주 배경복사로 관측하는 것에 비교된다. 감마선 폭발시간은 10^-3 초의 짧은 폭발에서부터 길게는 1000초에 이르는 영역을 갖고 있는데 이 시간 동안에 내부 충격에 의한 감마선 분출이 이루어진다. 인공위성이 관측하는 감마선은 불공에서 발생하여 먼 거리를 날아와 측정기에 도달하는 감마선 다발의 일부이다. 최근 GRB 190114C 에서 관측한 TeV 영역의 감마선은 불공 내부의 역 콤프톤 흩뜨림(inverse compton scattering) 이라는 특별한 과정을 통해 생성된 것이다.

X-선 천체 (X-ray transient) [16] 에서 블랙홀 주위에서 중심으로 빨려 들어가는 물체들이 빨림 원반을 이루면서 X-선을 방출하는 것과는 대조적으로 감마선 폭발에서는 중심으로 부터 빠른 속도로 멀어지면서 팽창을( 태양 크기의 100 배 정도인 적색 거성의 크기) 하는 불공(fire ball)에서 감마선이 방출 된다. 비슷하지만 다른 풍경들을, 감마선 폭발의 불공과 X-선 천체에서의 빨림 원반 그리고 초기 우주의 팽창의 우주 배경 복사, 비교하는 것도 재미있는 감상법이다.

빠른 속도로 움직이며 팽창하는 불공에서 감마선 발생 이후에도 파장이 긴 X-선, 가시 광선, 라디오파 등이 순차적으로 발생하는 것을 잔광(after glow)라고 부른다. 모두 감마선 폭발에 대한 중요한 정보를 제공하는데 인공위성에서 관측하는 X-선 정보는 감마선 폭발의 방향에 대한 정보를 제공한다. 허블(Hubble) 망원경을 포함하는 가시 광선망원경으로 적색 편이를 측정하여 감마선 폭발의 거리를 추정할 수 있고 라디오파는 불공의 진화 과정에 대한 정보를 제공한다.

불공 모형에서 지나칠 수 없는 중요한 점은 측정된 감마선 다발은 감마선 폭발의 중심에서 나온 것이 아니라 폭발의 중심에서 멀리 떨어진 불공에서 생성되었다는 결론이다. 감마선 폭발의 중심은 시선 방향에서 불공에 의해 가려져 있는 것이다.

2. 폭발 중심의 풍경

불공은 감마선 폭발에 필요한 많은 에너지를 중심으로부터 짧은 시간 안에 공급받아야 하는데 불공에 의해 가려져 있는 폭발의 중심에 어떤 풍경을 상상할 수 있는지 살펴보기로 한다. 상상 속의 풍경을 모형이라고 부른다. 감마선 폭발의 중심 엔진 (central engine) 모형으로 가능한 것을 살펴보자.

감마선 폭발 중심 엔진의 후보는 올찬 별 쌍의 융합과정 혹은 불안정한 별의 붕괴 과정에서 마지막으로 남는 상태인 태양 질량 정도의 블랙홀과 그 주위에 잠시 남아있는 붕괴찌꺼기들이다. 이 찌꺼기들이 블랙홀로 빠른 시간안에 빨려들어 가면서 결합 에너지에 해당하는 에너지를 방출할 수 있다. 쌍 융합 과정의 수치계산을 통해 알려진 것과 같이 블랙홀 주위의 찌꺼기 질량이 태양 질량이 1/100 정도로 작더라도 방출 에너지양은 적은 에너지 감마선 폭발의 에너지샘이 될 수 있을 정도로 크다.

중력 결합 에너지를 이용하는 대표적인 모형이 원반에서 발생하는 중성미자-반중성미자 소멸에 의한 전자 쌍 생성모형이다 [26]. 온도가 높아진 상태의 원반에서 전자기파 이외에도 질량이 거의 없는 중성미자들이 많이 발생한다. 중성미자와 반중성미자의 소멸에 의해 만들어지는 전자-양전자쌍이 불공에 에너지를 전달하게 된다. 이때 중성미자에 의해 운반되는 에너지는 블랙홀 자체의 에너지가 아니라 블랙홀로 빨려 들어가는 물질의 중력 결합 에너지가 그 원천이고 비교적 에너지가 적은 감마선 폭발의 얼개로 가능하다고 알려져 있다.

블랙홀의 회전 축 방향으로는 찌꺼기들의 각운동량이 적기 때문에 블랙홀로 쉽게 빨려 들어간다. 바리온 오염이 적어야하는 불공의 생성과 진행 통로가 자연스럽게 형성된다. 따라서 블랙홀과 주위의 찌꺼기로 이루어진 계가 감마선 폭발의 중심 엔진의 좋은 후보가 될 수 있다.

또한 중력 결합 에너지뿐만 아니라 회전하는 블랙홀로부터 회전 에너지의 일부를 (최대로 블랙홀 질량의 약 30 %에 해당하는 에너지까지) 블랙홀 바깥으로 빼낼 수가 있어 태양 질량 정도의 블랙홀 자체가 충분히 감마선 폭발의 에너지 샘이 될 수 있다. 앞 절에서 논의한 블랜포드-즈나엑 과정을 감마선 폭발의 경우에 적용한다면 [27] 블랙홀의 회전 에너지를 효과적으로 불공에 전달할 수 있다.

최적의 조건으로 알려진 Ω_F ∼ Ω_H/2을 [21] 사용하면 Eq. (27)은

로 주어진다. 여기서 h = a/r_H 이고 f(h)는 2/3(a~ = 0) 과 π − 2(a~ = 1) 사이의 값을 갖는다. 계산을 쉽게하기 위하여 사건 지평의 자기마당 제곱의 평균값을, < B² >, 이용하였다. 질량이 태양 정도이고 회전하는 (a~) 블랙홀에서 10¹⁵ G 정도의 자기마당에 의해 방출 되는 일율은 대략적으로

와 같다.

자기마당의 세기는 얼마나 빠르게 에너지를 빼내는가를 결정한다. 감마선 폭발에서와 같이 태양 질량 에너지를 1000 초 안에 빼내려면 자기마당의 세기는 10¹⁵ G 정도가 되어야 한다는 것을 알 수 있다. 펄사의 자기장 10¹² G 보다 훨씬 큰 자기마당이기는 하지만 이론적으로 생성 가능성이 알려져 있고 최근 발견된 자기별(magnetar)들과 그 후보들의 자기마당이 10¹⁴ G 라는 관측 사실은 [28] 10¹⁵ G를 갖는 블랙홀이 존재할 수 있다는 증거의 하나이다. 블랙홀의 회전 축 방향으로는 자연스럽게 바리온 오염이 적은 불공의 통로가 열리고 살다발 형태의 감마선 폭발이 가능하다. 자기마당에 의한 자기 제동은 감마선 폭발의 중심 엔진을 설명할 수 있는 모형의 하나로 받아들여지고 있다 [29].

일반적으로 천체 물리학자의 블랙홀은 전기적으로 중성으로 여겨지고 있다. 왜냐하면 전하가 있다면 주위에 떠다니는 이온에 의해 순식간에 방전이 이루어 질 것으로 예상되기 때문이다. 그러나 자기마당속에서 블랙홀이 회전하는 경우에는 블랙홀이 어느 정도의 전하를 갖고 있는 것이 안정하다고 알려져 있다. 자기마당 (B) 과 블랙홀의 각운동량(J)의 곱에 해당하는 전하 (Q ∼ BJ)를 가질 때 전기적으로 안정된 상태가 된다 [30]. 따라서 회전하는 블랙홀 주위에 전기마당이 생기게 된다. 강한 전기마당에서는 진공이 불안정하여 전하를 갖는 입자의 쌍을 방출하게 된다. 이 과정을 슈빙거 과정(Schwinger process) [31]이라고 부르는데 전기마당의 세기가 임계값 m²c³/ħ (m: 전하를 갖는 가장 적은 질량, 현재까지는 전자의 질량)이상이 되면 효과적으로 일어난다.

10¹⁵ G의 자기마당 속에 있는 태양 질량 정도의 블랙홀이 최대 각운동량을 가질 때, 안정적으로 가질 수 있는 전하량은 대략 10¹⁵ C이다. 이 전하량이 블랙홀 주위에 임계값을 넘는 강한 전기마당을 형성하여 전자-양전자 쌍에 대해 진공이 불안정한 상태가 된다. 이 때 생성된 전자-양전자 쌍이 블랙홀의 에너지와 각운동량을 빠르게 밖으로 빼낼 수 있어 감마선 중심엔진의 얼개로 연구되고 있다 [32].

3. 중력파의 발생

감마선 폭발의 중심의 풍경을 상상하는데 중력파의 도움을 얻을 수 있다. 질량 분포의 시간적 변화가 주위의 중력장을 변화 시키고 질량 분포로 부터 멀리 떨어져 있는 영역으로는 중력장의 변화가 중력파의 형태로 전달된다.

관측된 감마선 세기의 시간적 요동이 중심의 질량-에너지 분포의 시간적 변화와 연관이 있다면 최대 10^-3 초 의 요동범위는 관련된 중력파의 진동수가 kHz 영역을 넘지 않고 LIGO 관측 영역에서 크게 벗어 나지 않을 것이라고 짐작할 수 있다. 감마선 폭발의 중심에서 만들어진 중력파는 감마선 폭발 동안 함께 관측되어야 하는데 현재까지는 관측 결과가 보고되지 않았다 [33]. 감마선 폭발에서 나오는 중력파의 세기나 중력파의 진동수가 현재 LIGO와 Virgo의 관측 범위 밖의 값일 가능성을 보여주고 있다⁵.

감마선 폭발 중심의 구조로 여겨지는 블랙홀-빨림 원반계에서 회전하는 원반의 불균질 분포에서 중력파의 발생이 가능하다. 원반의 질량 분포 불균질 [34] 혹은 중성미자 방출의 불균질성에 [35] 의한 중력파 발생을 통해 불균질 정도와 원반의 동역학을 연구할 수 있다.

감마선 세기의 시간적 요동을 블랙홀-원반계의 세차운동(precession)으로 설명하는 모형 [36] 에서는 세차운동에 의한 중력파의 발생이 수반된다. Figure(4)는 원반의 세차운동 개요도이다. 블랙홀의 각운동량 방향에(z 축) 대해 각도 θ 로 세차운동하는 원반을 고리로 단순화 시켰다.

Figure 4. (Color online) precession of accretion disk.

시선 방향에서 관측되는 중력파의 진폭은 다음과 같이 주어진다 [37].

여기서 r 은 관측자까지의 거리, ι 는 시선 방향과 z 축이 이루는 각, ω 는 세차운동 각속도이고 ΔI 는 두 대칭 축에 대한 관성 모멘트의 차이이다:

감마선 다발은 대체로 불공의 진행 방향인 블랙홀의 회전축 방향으로 나오므로 블랙홀의 회전 축과 직각인 방향에서는 감마선 폭발을 관측 할 수 없다. 그러나 위의 식에서와 같이 세차운동에서 나오는 중력파는 ι ∼ π/2 경우에도 관측이 가능하다.

감마선 다발의 관측이 없어도 중력파의 관측만으로 감마선 폭발의 존재를 확인 할 수 있게 된다. 특히 두 가지 편광이 각각 다른 진동수를 (+ 분극은 2ω, × 분극은 ω) 갖는 것은 세차운동에 의한 중력파의 특성이다. 이러한 관측이 가능하다면 감마선 측정이 없이도 중력파 만으로 감마선 폭발 중심의 구조를 연구할 수 있는 가능성과 감마선 폭발의 빈도수(population)를 알려주는 중요한 정보가 될 수 있다.

이러한 세차운동은 올찬 별 쌍의 형성 과정의 초기 조건에 의해 결정 될 수 있다. 한편 회전하는 블랙홀의 경우에는 강한 중력의 효과로 가까이 있는 고리 (반경 R)의 세차운동이 유도되는 Lense-Thirring 효과가 [38] 나타날 수 있다. 여기서는 세차운동의 예로 Lense-Thirring 효과를 살펴본다. 이 때 각진동수는 복잡한 형성 과정의 구체적인 정보를 필요로 하지 않고

로 블랙홀의 각운동량(JBH)과 크기(R)에 의해 주어진다.

간단한 계산을 위하여 블랙홀과 원반의 질량을 태양 질량을 단위로 변수화하고

R = fM_BH, ΔI = 12M_DR² 로 놓으면 + 분극의 중력파 진동수와 진폭으로

를 얻는다(θ < 1).

GRB170817A 의 중심에서 원반의 Lense-Thirring 세차운동에 의해 발생할 수 있는 중력파를 계산할 수 있다. 병합 과정에서 측정된 중력파 GW170817로 부터 추정된 병합 후 블랙홀의 가능한 질량은 3M_⊙(b ∼ 3)이고 거리는 40 Mpc이다. 편의상 블랙홀의 각운동량을 a~ ∼ 1, 원반의 질량을 t ∼ 0:1 그리고 반경을 f ∼ 4로 가정하면

를 얻는다. 이 진폭은 현재 LIGO의 잡음 수준을 넘어 측정될 수 있는 크기 보다는 적지만 장래 감도가 훨씬 높은 중력파 관측장치의 개발로 관측이 가능해 질 것으로 전망한다. 원반 불균질과 세차운동이 결합될 경우에는 중력파의 진동수 변조(frequency modulation)도 관측할 수 있게 된다 [39]. 감마선 폭발 중심의 중력파 관측을 통해 블랙홀의 강한 중력 효과인 Lense-Thirring 세차운동의 확인과 함께 감마선 폭발의 중심 구조를 연구할 수 있다는 가능성을 제시해 준다.

중력파와 [40] 블랙홀의 관측은 [24] 뉴톤 이론을 뛰어넘는 중력 이론으로서의 일반 상대성이론의 확인이라는 성과를 거두었다. 여러 가지 천체 현상에서 독특한 역할을 하는 블랙홀의 존재를 확인해 주었고 중력파가 천체 현상의 새로운 탐구 도구가 될 수 있다는 새로운 지평을 열었다. 외부의 중력장이 없을 때 중성자별은 Fig.(5)에서와 같이 내부의 압력(P)의 차이가, ΔP(= P(r) − P(r + Δr)) , 반경 r 안쪽에 들어있는 질량에, m(r) = ∫0r ϵ dV, 의한 강한 중력과 맞서 기계적인 평형이라는 긴장 상태를 유지하게 된다 [41] .

Figure 5. pressure and gravity.

압력과 중력을 결정하는 질량-에너지 밀도는(ϵ) 국소적 열적 평형 상태에 있는 중성자 별 물질의 열역학적 성질에 (상태 방정식)의해 구해진다. 한편 상태 방정식은 물질의 미시적 상호작용에 의해 결정되기 때문에 질량과 반경과 같은 중성자별의 거시적인 양이 중성자 별을 이루고 있는 물질의 미시적 상호작용에 의해 결정 된다고 볼 수 있다.

블랙홀이나 중성자 별은 주변에 강한 중력장을 형성한다. 중성자 별은 강한 중력장에 반응하여 모양을 바꾼다. 예를 들어 구형에서 중력장 방향으로의 달걀 모양으로 변형이 이루어지며 찌그러지게 된다 [42]. 이 변형의 효과 (tidal effect)는 블랙홀-중성자 별 혹은 중성자 별 – 중성자 별의 병합 과정에서 나오는 중력파의 파형의 변화로 나타난다 [43]. 중력파의 관측을 통해 중성자 별의 찌그러진 정도에 대한 정보를 얻게 되는 새로운 탐구 방법이 얻어졌다 [44]⁶. 중력파는 중성자 별의 거시적인 성질인 질량과 반경은 물론 변형 효과에 대한 정보를 추가적으로 제공해 주어 지금까지 잘 알려지지 않은 중성자 별 물질의 구조와 미시적 상호작용을 이해하는데 중요한 탐사도구의 역할을 하게 되었다.

내부의 입자 밀도가 낮을 때에는 입자의 구분이 없고 상호작용이 없는 고전 이상기체의 상태 방정식을 쓸 수 있지만 중성자 별과 같이 밀도가 높은 별에서는 내부를 구성하고 있는 입자의 성질이 중요해진다. 별 내부의 중성자나 양성자 물질에는 핵자(중성자와 양성자)들 간의 강한 핵력등을 고려하여야만 한다.

질량이 태양 질량의 2배 근처인 무거운 중성자 별의 관측은 [45] 중성자 별의 내부는 중심의 밀도가 원자핵 밀도 (부피 10^-15m³ 당 0:16 핵자, 혹은 강입자 (핵자) 밀도 n₀ = 2:7 × 10¹⁴gcm⁻³)의 5배 이상이 되는 극한 환경이라는 것을 알려주었다 [46]. 이러한 고밀도 극한 환경에서는 핵력의 변화는 물론 전자, 중성자, 양성자 이외의 새로운 입자의 존재 가능성, 핵자의 구성 입자인 쿼크 물질로의 변환 가능성 등을 고려하면 다양한 형태의 새로운 상태 방정식이 가능하다. 무엇이 적합한 상태 방정식인지 찾는 것은 본질적으로 쿼크간의 강상호작용으로 믿고 있는 양자 색역학 (Quantum Chromodynamics,QCD)을 [47] 고밀도의 극한환경에 어떻게 적용하는가의 문제이다.

쿼크와 글루온은 실험과 관측에서 예상과 다르게 완전히 다른 형태의 모습으로 나타난다. 원자핵의 구조에서는 양성자와 중성자의 형태로 나타나고 핵력은 파이온 교환의 형태로 설명될 수 있어 얼핏 보아서는 QCD의 흔적을 가늠하기 어렵다. 특히 쿼크-반쿼크의 결합 상태인 파이온의 동역학은 파이온을 SU(2)L ×SU(2)R 카이랄 대칭의 자발붕괴에 의한 골드스톤 보존(Goldstone boson) 으로 간주할 때 잘 설명된다. 쿼크는 강입자 (hadron)에서 셋 (바리온, baryon) 이나 둘(메존, meson)씩 특별한 형태의 조합으로 나타나고, 강입자 간의 상호작용은 글루온을 매개로 한 강상호작용의 본질인 국소 색대칭과는 전혀 다르게 보이는 효과적인 대칭 (effective symmetry)으로 구현될 수 있다. 대표적인 효과 대칭이 카이랄 대칭과 파이온이다. 중성자별의 중심에서의 고밀도 강입자 물질에서 구현될 수 있는 새로운 형태의 효과 대칭과 그에 따른 새로운 강입자의 등장 그리고 새로운 상태 방정식은 중력파 발생과 파형에 새로운 효과로 나타나게 된다 [48]. 다양한 모습을 지닌 거시적 풍경과 비교할 때 미시적 상호작용에 의한 풍경의 특징은 풍경을 지배하는 적절한 효과대칭의 존재이다.

블랙홀-중성자 별 혹은 중성자 별 – 중성자 별의 병합과정에서 나오는 중력파의 측정은 고밀도 극한 환경에서의 양자 색역학 (Quantum Chromodynamics,QCD)에 대한 단서를 제공해 주고 쿼크의 새로운 형태로의 변신을 [49] 연구하는데 중요한 탐구 수단이 될 것이다. 고밀도 강입자환경을 연구하기 위한 실험적인 연구가 여러 중이온 가속장치에서, FRIB(미국), RIKEN(일본), FAIR(독일)등 , 진행 혹은 계획 되고 있고 최근 건설 중인 중이온 가속장치인 기초과학연구원의 RAON(한국)도 그 중의 하나이다. 중력파 관측이 주는 고밀도 상태 방정식의 정보는 중이온 가속실험에 의한 정보와 함께 고밀도 극한 환경의 강입자 물질이라는 새로운 극한 물질의 연구를 촉진 할 것으로 전망해본다.

감마선 폭발과 중력파의 관측은 잘 알려진 천체 현상과는 다른 새로운 물리적 과정에 의한 이해가 필요한 환경이 존재한다는 것을 알려주고 있다. 아인슈타인의 장 방정식에 의한 결과인 중력파와 블랙홀의 존재에 대한 논의는 이제 관측을 통해 존재가 증명되었다. 중력파가 실제로 측정 가능한 현상인가, 블랙홀이 자연 현상속에서 실제로 실현될 수 있는 물체인가에 대한 논의에서부터 기술적인 난관을 극복해야만 하는 관측 방법에 대한 논의에 이르기까지 자연을 이해하려는 인류 지성의 노력이 이루어낸 값진 결과이다. 블랙홀이 주변의 블랙홀, 중성자 별, 빨림 원반 그리고 전자기 마당등과 상호작용하여 발생하는 중력파와 전자기파의 관측을 통해 블랙홀이나 중성자 별과 같은 올찬별의 물리적 성질이 구체적으로 정량적인 검증이 가능한 연구주제가 되었다.

감마선 폭발과 중력파는 천체현상이 제공하는 많은 풍경들이 블랙홀에 의해 조성되고 있다는 것을 알려주고 있고, 거시적인 풍경 뿐 만 아니라 중성자 별의 내부와 같은 고밀도 극한 환경의 미시적인 풍경에 대한 이해의 가능성을 열어 주고 있다. 블랙홀과 함께 양자 색역학이 조성하는 고밀도 극한 환경에서의 미시적 풍경은 어떠할지 감마선 폭발과 중력파 관측이 제공하게 될 정보를 기대하게 된다.

이 글을 완성하는데 조언을 주신 김상표교수, 이창환교수, 이형목교수에게 감사를 드립니다. 강입자 물리 연구와 감마선 폭발 그리고 중력파 물리의 공동 연구를 통해 값진 조언과 많은 도움을 주신 노만규교수, 고 G.E. Brown 교수 , 한국중력파연구렵력단(KGWG)-라이고과학협력단(LSC), 그리고 동료학자들과 대학원생들에게 감사를 드립니다.

² 현재까지 검출된 블랙홀 쌍의 평균 에너지 효율은 4.4% 이다 [2,13].

³ 볼쯔만 상수 k, 중력 상수 G. 플랑크 상수 ħ 그리고 빛의 속도 c 를 k = G = ħ = c = 1로 하는 단위 계를 사용하였다.

⁴ 양자 효과를 고려한 호킹 내비침은(Hawking radiation) [20] 블랙홀이 모든 에너지를 내고 증발해 버리는 과정이다 . 그러나 감마선 폭발과 같은 천체물리학적 현상에 등장하는 블랙홀은 질량이 태양 질량 정도이거나 크고 온도가 6 × 10^-8(M_⊙/M) K 이기 때문에 호킹 내비침 율은 무시해도 좋을 만큼 아주 적다.

⁵ GRB170817A 와 연관된 중력파GW170817은 감마선 폭발 이전의 중성자 쌍의 나선돌기 과정에서 방출된 중력파이고 감마선 폭발 과정에서 나온 중력파는 아니다.

⁶ 전자기파의 측정은 중성자 별의 표면에서 일어나는 여러 가지 미지의 복잡한 전자기적 현상에서 나오는 정보를 바탕으로 하기 때문에 단순히 찌그러진 정도에만 의존하는 중력파 처럼 단순히 처리할 수 있는 정보를 얻어내기는 아직 어렵다.