서울대학교

- 가스방출선 영역의 크기와 블랙홀 광도의 상관관계를 새롭게 밝히다 -

[연구필요성]

블랙홀의 존재는 이미 확인되었지만 사건지평선 밖에서 일어나는 다양한 물리현상은 여전히 베일에 쌓여있다. 그 이유는 블랙홀 엔진이 작동이 영역이 매우 크기가 작기 때문이며, 최첨단 관측기기를 사용해도 분해능의 한계 때문에 공간적 정보를 얻기 어렵다. 반면, 빛의 메아리 효과를 이용하면 빛이 도착하는 시간차를 이용하며 블랙홀 엔진의 다양한 구성요소의 크기를 측정하여 탐구할 수 있다. 이렇게 측정된 가스 방출선 영역의 크기는 가스의 속도와 함께 블랙홀 질량 측정에 필요한 두 물리량이다. 광이온화(photo-ionization)의 모형에 따르면 가스방출선 영역의 크기는 가스원반의 광도와 비례할 것으로 예측되는데 이를 검증하는 연구는 블랙홀 엔진의 이해와 블랙홀 질량 결정에 매우 중요하다.

[연구성과/기대효과]

이 연구는 빛의 메아리 효과를 이용하여 수소방출선 영역의 크기를 측정하고 가스원반의 광도와 비교분석하여 블랙홀 엔진의 광이온화를 밝히고 간접적인 블랙홀 질량 측정의 기초를 마련한 중요한 의미가 있다. 연구결과에 따르면 기존에 알려진 상관관계와 달리 고광도 활동성 블랙홀들의 가스방출선 영역 크기가 예측보다 줄어들었음을 밝혔으며 이는 에딩턴 비율이 커질수록 광이온화 영역이 줄어든다는 사실을 드러낸다. 이 결과에 따라 새롭게 블랙홀의 질량을 측정하면 기존의 측정법 보다 블랙홀 질량이 줄어든다. 이는 고광도 블랙홀의 경우, 블랙홀 질량이 3배까지 과측정되었음을 드러낸다. 이 결과는 블랙홀의 질량함수 및 블랙홀 밀도에 크게 영향을 주고 특히 제임스웹 우주망원경 등으로 측정한 먼 우주의 블랙홀 질량이 크게 수정되어야 함을 제시한다.

[본문]

블랙홀로 가스가 빨려 들어가면서 엄청남 빛과 에너지를 방출하는 활동성 블랙홀의 엔진은 어떻게 작동하는 것일까? 사건지평선 너머로 가스가 사라지기 전에 사건지평선 바깥쪽에는 가스의 강착원반이 형성되어 매우 높은 광도의 빛이 방출된다. 이 빛은 가까이 있는 영역 (가스 방출섡 영역)의 가스를 이온화시키고 수소의 전자들을 들뜨게 하여 수소 방출선 등을 만들어낸다. 과학자들이 예측하는 블랙홀 엔진은 이렇게 고온의 강착원반과 가스방출선 영역으로 구성되어 있지만 블랙홀 엔진은 여전히 베일에 가려져있다. 사건지평선 망원경 (Event Horizon Telescope)으로 연구된 블랙홀은 두 개 (우리은하 중심의 블랙홀과 M87 은하 중심의 블랙홀) 밖에 없으며, 사건지평선 망원경은 전파 망원경이기 때문에 이 두 경우마저도 블랙홀 엔진을 자세히 연구할 수 없다. 그렇다면 블랙홀 엔진을 파헤치기 위해서는 어떤 방법이 가능할까?

블랙홀 연구자들은 빛의 메아리 효과 방법을 개발해 냈다. 강착원반에서 나오는 자외선/가시광은 지구에서 직접 관측할 수 있지만 주변의 가스를 이온화시키며 다양한 방출선을 만들어 낸다. 수소가 만들어내는 수소방출선이 대표적이다. 그러나 가스 방출선 영역에서 생성된 빛은 강착원반에 비해 지구에 늦게 도착한다. 왜냐하면 강착원반에서 출발한 자외선/가시광이 가스영역에 도착할 때 걸리는 시간만큼 시차가 생기기 때문이다. 이를 빛의 메아리 효과라고 한다. 마치 산에서 소리를 지르면 메아리가 늦게 들리는 효과와 마찬가지다. 천문학자들은 블랙홀 엔진의 강착원반과 방출선 영역을 함께 모니터링 관측하여 각각의 밝기 변화를 측정하고 강착원반이 밝아진 이후에 방출선 영역이 밝아지기까지 걸리는 시간차를 측정한다. 이 시간차는 빛이 방출선 영역에 도착하는데 걸리는 시간이며 빛의 속도를 곱하면 거리를 구할 수 있다.

이번 연구는 200개에 가까운 활동성 블랙홀들의 빛의 메아리 효과를 측정한 기존의 연구들과 더불어 서울대학교 블랙홀 연구실에서 지난 6년간 모니터링 관측을 수행하여 얻은 광도가 높은 활동성 블랙홀 32개의 표본을 합하여 광이온화 모형을 검증하고 방출선영역의 크기와 강착원반의 광도의 상관관계를 통일된 분석방법과 통계처리를 통하여 구한 연구다.

[연구결과]

※ 이번 연구결과에 따르면 빛의 메아리 효과로 측정된 방출선 영역의 크기는 블랙홀이 내는 광도의 0.4승에 비례한다. 이 결과는 지금까지 알려진 비례관계와 현저한 차이가 있으며 강착원반의 광도의 0.5승에 비례하여 방출선 영역의 크기가 결정된다는 광이온화 모형과도 불일치한다. 최근에는 이런 문제를 제기하는 연구결과들이 발표되면서 이 주제는 논쟁적이 되었는데 이번 연구결과는 대형표본과 통일된 분석법으로 방출선 영역과 광도의 관계를 명확히 밝혀냈다. 특히 광도가 높고 에딩턴 비율이 높은 활동성 블랙홀들은 광이온화 모형이 제시하는 것보다 방출선 영역의 크기가 훨씬 작음을 경험적으로 밝혀냈다. 이 결과는 고광도 블랙홀들의 엔진 구조가 광도가 낮은 블랙홀들에 비해 체계적으로 다름을 암시하며 블랙홀 엔진의 구조와 특성이 에딩턴 비율에 따라 달라짐을 제시한다.

더불어 이번에 제시된 상관관계는 현재 광범위하게 사용되는 블랙홀 질량 측정법의 오류가 있음을 드러낸다. 이 상관관계를 이용하여 간접적으로 블랙홀 질량을 측정한 기존의 방법은 고광도 활동성 블랙홀의 경우, 질량이 3배까지 과측정됨을 드러냈다. 즉, 이번 결과를 수용하며 기존에 측정된 블랙홀 질량들을 크게 수정해야 하며, 이는 우주 전체의 블랙홀 질량 밀도가 지금까지 알려진 것보다 훨씬 낮음을 드러낸다.

[그림설명]

그림 1. 블랙홀 엔진의 메아리 효과 (자료출처: NASA) (에니메이션이 안되는 경우 요청하면 따로 보내드립니다) 강착원반에서 나오는 자외선/가시광은 파란색으로, 가스 방출선 영역에서 나오는 빛은 붉은색으로 표현함. 강착원반의 빛(파란색)이 먼저 지구에 도착한 뒤에 방출선의 빛이 지구에 도착하며, 그 차이는 자외선이 (파란색) 방출선 영역에 도달하는 시간차에 해당됨.

그림 2. 서울대학교 블랙홀 연구실에서 관측한 강착원반과 방출선 영역의 광도 변화 (에니메이션이 안되는 경우 따로 제공함). 강착원반에서 나오는 가시광(위)과 방출선 영역에서 나오는 빛(아래)을 시간에 따라 모니터링 관측하면 두 광도곡선이 변하는 시간의 차이를 측정할 수 있다. 이 블랙홀의 경우 약 150 일로 측정되었으며 이는 블랙홀 강착원반에서 가스 방출선 영역까지의 거리가 150 광일(light day)임을 드러낸다. 이 데이터는 서울대학교 블랙홀 연구실에서 지난 2015-2021년까지 전세계 여러 망원경들을 동원하며 관측한 결과로 최근 출판되었다. (출처, Woo, Jong-Hak et al. 2024, ApJ, 962, 67)

그림 3. 방출선 영역의 크기와 강착원반의 광도관계. 약 200개의 활동성 블랙홀들을 표본으로 메아리 효과로 측정된 방출선 영역의 크기 (y축)를 강착원반의 광도(x축)과 비교한 상관관계. 광이온화 모형이 예측하는 기울기는 0.5승이며 기존에 작은 표본을 사용하여 측정한 결과의 기울기도 0.5였다. 그러나 이 연구결과 방출선 영역이 광도의 0.4승에 비례함을 명확히 밝혀냈다. 이 연구를 수행하는 과저에서 서울대학교 블랙홀 연구실의 빛의 메아리측정 연구 데이터 (붉은 점) 가 매우 중요한 역할을 했다.