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숨겨진 천문학적 경이로움: 직접 블랙홀 붕괴는 어떻게 초대질량 블랙홀 형성의 미스터리를 풀까?
직접 붕괴 블랙홀(DCBH)은 대량의 물질이 직접 붕괴되어 형성되는 일종의 고질량 블랙홀 원형입니다. 이러한 블랙홀은 우주의 나이가 약 1억~2억 5천만 년이었을 때 적색편이 범위 z=15–30에서 형성되었을 것으로 추정됩니다. 1세대 별(III형 별이라고도 함)에 의해 형성된 블랙홀 전구체와 달리 직접 붕괴 블랙홀 시드는 직접적인 일반 상대성 이론의 불안정성을 통해 형성됩니다. 이러한 블랙홀이 형성될 때 일반적으로 약 10^5 M☉의 질량을 갖게 됩니다.
이러한 유형의 블랙홀 프로토타입은 원래 적색편이 z~7에서 초거대 블랙홀을 관측하는 과제를 해결하기 위해 제안되었으며, 이는 많은 관측을 통해 확인되었습니다.
형성 메커니즘
직접 붕괴 블랙홀(DCBH)은 고적색편이 우주에서 형성되는 거대 블랙홀의 원형으로 여겨지며, 형성 시 질량은 약 10^5 M☉이지만, 그 범위는 10^4 M☉에서 10^6 M☉까지 될 수 있습니다. DCBH 형성을 위한 환경 조건은 다음과 같습니다. <저>
위의 조건을 만족시키면 가스 냉각을 방지하여 원래 가스 구름의 파편화를 방지할 수 있습니다. 파편화되어 별을 형성하지 못한 가스 구름은 전반적인 중력 붕괴를 겪고 중심부의 물질 밀도가 약 10^7 g/cm3에 달하는 매우 높은 수준에 도달합니다. 이러한 밀도에서 천체는 일반 상대성 이론의 불안정성을 겪으며 결국 약 10^5 M☉, 심지어는 백만 M☉에 달하는 질량을 가진 블랙홀을 형성하게 될 것입니다. 이러한 불안정성의 발생과 중간 단계의 별의 부재로 인해 이러한 유형의 블랙홀을 직접 붕괴 블랙홀이라고 합니다.
수량 통계
직접 붕괴 블랙홀은 고적색편이 우주에서 극히 드물다고 생각되는데, 그 이유는 형성에 필요한 세 가지 기본 조건을 동시에 충족시키는 것이 매우 어렵기 때문입니다. 현재의 우주론적 시뮬레이션에 따르면 적색편이 15에서 DCBH의 수 밀도는 입방 기가파스칼당 약 1개에 불과할 수 있다고 합니다. 가장 낙관적인 경우, 형성에 필요한 최소한의 라이만-비어트 광자 플럭스를 기준으로 하면 개수 밀도는 입방 기가파스칼당 약 10^7 DCBH에 도달할 수 있습니다.
탐지 진행 상황
2016년, 하버드 대학의 천체물리학자 파비오 파쿠치가 이끄는 팀은 허블 우주 망원경과 찬드라 엑스선 관측소의 데이터를 사용하여 최초의 두 직접 붕괴 블랙홀 후보를 식별했습니다. 두 후보 모두 적색편이가 6보다 크고, 해당 소스에 대해 예측된 것과 일치하는 스펙트럼 특성을 가지고 있습니다. 특히, 이러한 출처는 더 높은 적색편이에서 상당한 양의 과잉 적외선 방출을 보일 것으로 예측됩니다.
향후에는 특히 제임스 웹 우주 망원경을 활용한 추가 관찰이 이들 천체의 속성을 조사하고 그 본질을 확인하는 데 중요할 것입니다.
다른 블랙홀 유형과의 차이점
원시 블랙홀은 팽창이나 복사가 지배적인 시기에 고에너지 또는 이온화된 물질이 직접 붕괴되어 형성된 블랙홀이고, 직접 붕괴 블랙홀은 비정상적으로 밀도가 높고 큰 가스 영역이 붕괴되어 형성된 블랙홀입니다. III형 별의 붕괴로 형성된 블랙홀은 '직접적인' 붕괴로 간주되지 않는다는 점은 주목할 만합니다.
우주의 신비를 탐구하는 과정에서 블랙홀의 직접 붕괴의 중요성이 점차 인식되고 있으며, 향후 연구를 통해 초거대 블랙홀 형성의 신비에 대한 더 많은 단서가 드러날 수도 있습니다. 이 신비로운 우주에서 인간이 발견하기를 기다리고 있는 알려지지 않은 블랙홀은 얼마나 될까?
