태양 질량의 수백만에서 수백억 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 거의 모든 은하 중심에 존재한다는 사실은 현대 천문학의 가장 큰 수수께끼 중 하나입니다. 특히 빅뱅 후 불과 7억 년 만에 10억 태양질량의 블랙홀이 존재했다는 발견은 기존 이론에 심각한 도전을 제기합니다. 직접 붕괴 시나리오에서는 원시 가스 구름이 별을 거치지 않고 바로 10만 태양질량의 씨앗 블랙홀을 형성하며, 에딩턴 한계를 초과하는 초에딩턴 강착으로 급속 성장했을 가능성이 제기됩니다. 제임스 웹 우주망원경은 예상보다 많은 초기 우주 초대질량 블랙홀을 발견했고, 중간질량 블랙홀의 발견은 성장 과정의 잃어버린 고리를 제공합니다. 은하 병합 시 초대질량 블랙홀들의 충돌은 강력한 중력파를 방출하며, 이는 펄서 타이밍 어레이로 검출 가능합니다.
초대질량 블랙홀: 너무 빨리 자란 거인들
2017년, 천문학자들은 ULAS J1342+0928이라는 퀘이사를 발견했습니다. 이 천체는 빅뱅 후 불과 6억 9천만 년 만에 8억 태양질량의 블랙홀을 품고 있었습니다. 이는 마치 갓난아기가 몇 달 만에 성인이 된 것과 같은 충격적인 발견이었습니다. 표준 항성 진화 이론으로는 이렇게 짧은 시간에 거대한 블랙홀이 형성될 수 없기 때문입니다. 일반적인 항성질량 블랙홀은 태양의 수십 배 질량으로 시작합니다. 이것이 10억 태양질량까지 성장하려면 에딩턴 한계라는 물리적 제약이 있습니다. 블랙홀이 물질을 흡수하면 복사압이 발생하고, 이것이 추가 물질의 유입을 막습니다. 에딩턴 한계에서 최대 효율로 성장해도 질량이 두 배가 되는 데 약 5천만 년이 걸립니다. 100 태양질량에서 시작해도 10억 태양질량까지는 최소 13억 년이 필요한데, 초기 우주는 이런 시간을 제공하지 않았습니다. 2023년 제임스 웹 우주망원경(JWST)은 상황을 더욱 복잡하게 만들었습니다. 적색편이 10 이상, 즉 빅뱅 후 4억 년 시점에도 수백만 태양질량의 블랙홀들이 발견된 것입니다. 이들은 예상보다 10배나 많았고, 일부는 호스트 은하 질량의 10%를 차지할 정도로 거대했습니다. 현재 은하 중심 블랙홀이 은하 질량의 0.1% 정도인 것과 비교하면 초기 우주 블랙홀들은 상대적으로 훨씬 무거웠습니다. 이러한 관측은 초대질량 블랙홀이 특별한 메커니즘을 통해 탄생했음을 시사합니다. 단순히 작은 블랙홀이 성장한 것이 아니라, 처음부터 거대하게 태어났거나 우리가 모르는 급속 성장 메커니즘이 존재했을 것입니다. 우주론적 시뮬레이션도 이 문제를 재현하는 데 어려움을 겪고 있습니다. 표준 모델로는 초기 우주의 거대 블랙홀 개수와 질량을 설명할 수 없으며, 새로운 물리학이 필요할 수도 있습니다.
씨앗 블랙홀의 세 가지 시나리오
초대질량 블랙홀의 기원을 설명하기 위해 세 가지 주요 시나리오가 제안되었습니다. 첫 번째는 '가벼운 씨앗' 시나리오입니다. 우주 최초의 별들인 종족 III 별들은 중원소가 없어 매우 무거웠을 것으로 추정됩니다. 수백에서 수천 태양질량의 이 거대한 별들이 붕괴하면서 100~1000 태양질량의 블랙홀을 만들었을 것입니다. 이들이 주변 물질을 흡수하고 서로 병합하며 성장했다는 이론입니다. 그러나 이 시나리오는 관측된 초기 우주 블랙홀을 설명하기에는 성장 속도가 너무 느립니다. 두 번째는 '무거운 씨앗' 또는 '직접 붕괴' 시나리오입니다. 특별한 조건에서 거대한 원시 가스 구름이 별 형성 단계를 거치지 않고 직접 블랙홀로 붕괴할 수 있습니다. 이를 위해서는 가스가 효율적으로 냉각되는 것을 막아야 하는데, 강력한 자외선 배경이나 초음속 가스 흐름이 필요합니다. 이런 조건이 충족되면 10만~100만 태양질량의 씨앗 블랙홀이 한 번에 형성될 수 있습니다. 이 시나리오는 초기 우주 블랙홀의 질량을 설명할 수 있지만, 필요한 특수 조건이 얼마나 흔했는지는 불확실합니다. 세 번째는 '중간 씨앗' 시나리오입니다. 초기 우주의 조밀한 성단에서 항성들이 폭주 충돌을 일으켜 초대질량 별을 형성하고, 이것이 붕괴하여 1000~10000 태양질량의 블랙홀을 만든다는 이론입니다. 또는 성단 중심부의 항성질량 블랙홀들이 연쇄적으로 병합하여 중간질량 블랙홀을 형성할 수도 있습니다. 최근 중력파 관측은 이 시나리오를 뒷받침합니다. GW190521 사건에서 검출된 142 태양질량 블랙홀은 항성 진화로는 설명하기 어려운 '질량 간극'에 위치하며, 연쇄 병합의 산물일 가능성이 있습니다. 2022년 허블 우주망원경은 구상성단 NGC 6397 중심에 800 태양질량의 중간질량 블랙홀 증거를 발견했습니다. 이런 천체들이 초대질량 블랙홀로 성장하는 중간 단계일 수 있습니다.
초에딩턴 강착과 은하와의 공진화
씨앗 블랙홀이 형성된 후에도 초대질량으로 성장하는 과정은 미스터리입니다. 한 가지 해결책은 초에딩턴 강착입니다. 특정 조건에서 블랙홀은 에딩턴 한계를 초과하여 물질을 흡수할 수 있습니다. 강착 원반이 충분히 두껍고 기하학적으로 부풀어 있으면, 복사압이 극 방향으로 빠져나가면서 적도 방향으로는 계속 물질이 유입될 수 있습니다. 시뮬레이션은 이런 방식으로 에딩턴 한계의 10배까지 강착률이 가능함을 보여줍니다. 이 경우 블랙홀 질량은 500만 년마다 10배씩 증가할 수 있어, 초기 우주 블랙홀 문제를 해결할 수 있습니다. 또 다른 중요한 발견은 초대질량 블랙홀과 은하의 공진화입니다. 거의 모든 은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 있으며, 블랙홀 질량과 은하 벌지 질량 사이에는 놀라울 정도로 정확한 상관관계가 있습니다. 이는 블랙홀과 은하가 서로 영향을 주며 함께 성장했음을 의미합니다. 활동은하핵(AGN) 피드백이 핵심 메커니즘입니다. 블랙홀이 물질을 흡수하며 방출하는 에너지가 은하의 가스를 가열하고 방출하여 별 형성을 조절합니다. 반대로 은하 병합은 중심부로 가스를 공급하여 블랙홀 성장을 촉진합니다. 이런 상호작용은 자기조절 시스템을 만들어 블랙홀과 은하가 균형을 이루며 성장하게 합니다. 은하 병합 시 초대질량 블랙홀들도 궁극적으로 병합합니다. 이 과정은 수백만 년이 걸리며, 마지막 단계에서 강력한 중력파를 방출합니다. 펄서 타이밍 어레이는 이런 나노헤르츠 중력파 배경을 검출하기 시작했으며, 이는 우주 전체에서 일어나는 초대질량 블랙홀 병합의 증거입니다. 최근 연구는 암흑물질 헤일로가 초대질량 블랙홀 형성에 중요한 역할을 했을 가능성을 제기합니다. 암흑물질 밀도가 높은 지역에서 바리온 물질이 빠르게 모여 거대한 씨앗을 형성할 수 있습니다. 일부 이론은 원시 블랙홀이 암흑물질의 일부를 구성하며, 이들이 초대질량 블랙홀의 씨앗이 되었을 가능성도 제안합니다.