문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 블랙홀 (문단 편집) === 초대질량 블랙홀의 경우 === || {{{#!wiki style="margin: -5px -10px -5px" [youtube(aeWyp2vXxqA)]}}} || || '''쿼시 별에 대한 설명'''[* [[쿠르츠게작트]]의 영상.] || 초대질량 블랙홀은 항성 질량 블랙홀과 생성 과정이 다를 것으로 생각된다. 그 이유는 우주의 나이가 얼마 되지 않았을 때[* 빅뱅 이후 7~10억 년 정도.]도 태양 질량의 10~100억 배에 달하는 블랙홀을 포함한 [[퀘이사]]들이 발견되고 있기 때문이다. 항성 질량 블랙홀의 성장 속도로는 이러한 블랙홀들이 해당 시점에 형성되는게 사실상 불가능할 것으로 보고 있으며, 이러한 초대질량 블랙홀의 기원을 설명하기 위하여 다양한 이론들이 제시되고 있다. 블랙홀은 질량에 비례하는 성장 속도의 한계가 존재한다. 이를 에딩턴 한계(Eddington limit)라고 하는데, 최대 100만 년에 자기 질량의 2% 정도로, 이 한계를 유지하면서 질량을 불린다면 10배로 커지는 데에 최소 1.2억 년이 소요된다. 이러한 한계 속도가 있는 이유는 블랙홀에 유입되는 가스가 많을수록 더 많은 [[위치 에너지]]가 복사 에너지로 전환되면서 [[복사압]]으로 주변 가스를 밀어내기 때문이다. 이 복사압에 의해 블랙홀에 떨어지는 가스의 양이 제한된다. 또한 블랙홀 주변에서도 계속 항성이 탄생하여 [[초신성 폭발]] 및 [[항성풍]]으로 주변 가스를 날려 버리는지라 실질적으로는 한계치를 계속 유지하면서 성장하는 것도 비현실적이라고 생각할 수 있다. 별의 죽음으로 탄생하는 일반적인 항성 질량 블랙홀은 아무리 커도 태양 질량의 100배 정도인데, 이런 블랙홀이 태어날 수 있는 가장 이른 시기는 최초의 별이 탄생했을 우주 나이 1억 년 정도이다. 그러면 우주의 나이가 10억 년이 될 때까지 약 9억 년 동안 한계치를 유지하며 성장해도 우리가 관측하는 태양 질량 100억 배에 도달하지 못한다. 여러 가지 무리한 시나리오를 짜서 한계를 넘어서는 성장을 설명하려 하느니 차라리 별의 죽음 이외에 다른 방법으로 더 큰 블랙홀이 초기 우주에 태어났다는 시나리오가 더 개연성이 있다. 따라서 '항성 단계를 거치치 않고 가스 자체의 붕괴로 처음부터 태양의 수천~수만 배 이상의 질량을 가진 거대 블랙홀이 형성될 수 있는가?'라는 질문은 천문학의 오래된 문제 중 하나이며 이를 설명하기 위해 매우 다양한 이론들이 제기되었다. 일반적인 환경에서는 가스가 수축할 때 빠르게 식으면서 내부 불균일성이 증폭되어 성운 내 가스가 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개지는 '파편화'가 일어난다. 이로 인해 태양의 수천~수만 배 질량을 가진 단일 분자 구름이 수축하더라도 단일 천체로 합쳐지지 못하고 [[산개 성단]]과 같이 여러 개의 자매 항성들이 탄생한다. 하지만 우주 초기처럼 극단적으로 중원소가 적은 환경에서는 가스의 복사 냉각 효율이 떨어져 이러한 파편화가 잘 일어나지 않기 때문에 거대한 단일 천체[* 위 쿠르츠게작트 영상에서 언급되는 쿼시별이 이에 해당한다.] 혹은 블랙홀이 한 번에 탄생하는 것이 가능하다. 그 밖에도 수많은 이론이 있지만 아직 검증되지 않았기에 초거대 질량 블랙홀이 이렇게 형성되었는지는 알 수 없다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기