『블랙홀과 고에너지 현상』은 현재 블랙홀에 대한 연구가 어떻게 진행되고 있는지 생생하게 다루고 있다. 블랙홀을 연구하려면 그 선구 천체라 할 수 있는 백색왜성이나 중성자별의 설명이 필요하다. 따라서 회전과 자기장, 난기류 등 풀기 어려운 요소에 따라 진화하는 항성과 쌍성계는 우연으로 어떤 상대와 짝을 이룰지 결정된다. 특히 백색왜성, 중성자성, 블랙홀 같은 고밀도별은 상대별에 따라 다양한 고에너지 현상을 일으키는데 격변변광성, X선 천체, 초신성 등이 그렇다. 이 천체들은 상식을 뛰어넘는 강중력 천체이며 이를 통틀어 고밀도 천체, 또는 밀집천체라고 일컫는다. 이 강중력 천체들은 고에너지 현상이라는 공통점이 있으며, 이 분야를 고에너지 천문학이라고 한다. 이 책에 자주 등장하는 X선 천문학은 그중에서도 가장 큰 성과를 올린 분야이다. 이 책에서는 X선과 같은 기존 전자기파에서 볼 수 있는 고에너지 현상뿐 아니라, 우주선이나 새로운 눈, 뉴트리노 등을 수단으로 하는 입자선粒子線 천문학, 더 나아가 미개척 분야라고도 할 수 있는 중력파 천문학에 대해서도 다룬다.

저자 : 고야마 가쓰지 저자 고야마 가쓰지는 교토대학 특임교수 저자 : 미네시게 신 저자 미네시게 신은 교토대학 이학부 교수 역자 : 주혜란 역자 주혜란은 상명대학교 일본어교육과 졸업. 중앙대학교 신문방송대학원 석사과정을 수료했다. 오랫동안 출판사에 근무하면서 출판 기획과 편집 일을 해왔으며, 2000년 일본 유학을 계기로 일본의 좋은 책을 소개하는 데 즐거움과 보람을 느끼고 있다. 옮긴 책으로는 ?산수연습장?, ?반딧불이 계곡?, ?엘레나의 잉꼬?, ?탐험대장 코끼리? 등 여러 권이 있다. 감수 : 김두환 감수자 김두환은 1945년 출생, 서울대학교 천문기상학과를 졸업, 일본 도쿄대학교에서 천문학 박사학위를 받았다. 1982년 국립천문대 소백산 천체관측소장을 거쳐 초대 천문우주과학연구소(현 한국천문연구원) 소장을 역임하며 우리나라 천문우주과학의 발전과 우주개발의 기반을 닦았다. 지금은 아주대학교 대학원 우주전자정보공학과 연구교수로 재직하면서 마이크로 SAR위성 개발과 동남아 우주관측망 구축에 관해 연구하고 있다. 연구 보고서로 ?우주개발정책 수립을 위한 연구?, ?관측위성분야에서의 한일협력방안 연구?, ?천문관측위성기술의 조사연구? 등 30여 편이 있으며, 현대의 천문학 시리즈-3 『우주론 2: 우주의 진화』를 번역했다.

시리즈를 발간하며 머리말 시리즈를 발간하며 9 머리말 11 제1장 고밀도 천체 1.1 백색왜성/ 1.2 중성자별/ 1.3 블랙홀 제2장 고밀도 천체로의 물질강착과 진화 2.1 근접쌍성계와 질량 운반/ 2.2 강착원반/ 2.3 백색왜성으로의 질량강착/ 2.4 중성자별로의 질량강착 2.5 항성 질량 블랙홀로의 질량강착/ 2.6 대질량 블랙홀로의 질량강착/ 2.7 활동은하핵과 X선 배경복사 제3장 고밀도 천체로부터의 질량 방출 3.1 우주 제트/ 3.2 제트의 동역학/ 3.3 우주 제트의 모형 제4장 미립자와 중력파 천문학 4.1 우주선/ 4.2 우주선에서의 전자복사, 가속이론/ 4.3 우주선 기원 천체의 관측/ 4.4 뉴트리노 천문학/ 4.5 중력파 천문학 제5장 감마선 폭발 5.1 감마선 폭발의 여러 현상/ 5.2 감마선 폭발의 물리 구조 참고문헌

《현대의 천문학 시리즈》는… 관측 기술이 발달하여 인류가 볼 수 있는 우주가 크게 넓어짐에 따라 천문학은 놀라운 추세로 발전하고 있으며, 천문학에 대한 사람들의 관심 또한 급격히 높아지고 있다. 우주의 끝으로 나아가려는 인류의 끝없는 노력으로 인류의 시선은 현재 129억 광년 너머의 은하에까지 다다랐다. 이러한 시기에 천문학 연구의 최전선에 있는 연구자들이 천문학이나 우주에 관심이 있는 고등학생 정도의 수준이라면 누구나 이해할 수 있을 정도로 천문학의 기초를 설명하고 자신들의 최신 연구 성과를 보여주는 《현대의 천문학 시리즈》(전 17권)를 번역 출간하게 되었다. 비록 일본 천문학 연구자들의 성과물이기는 해도 21세기 우주시대를 살아갈 청소년은 물론, 천체와 우주에 관심을 갖고 있는 모든 사람에게 빠르게 발전해 가는 천문학의 기초와 현재 그리고 미래를 알게 함으로써 천문학에 대한 이해를 높여줄 뿐만 아니라 앞으로 점점 더 치열해질 우주 연구에서 경쟁력을 높일 수 있는 이론적 토대가 되기에 전혀 손색이 없다고 판단했다. 이와 더불어 그동안 다소 미흡했던 천문학 분야에서 한?일간 학술 교류의 장을 마련하고 더불어 일본의 천문학 연구를 타산지석으로 삼아 우리나라 천문학 연구의 미래를 가늠해 보는 기회가 되었으면 하는 바람으로 전체 17권에 이르는 방대한 《현대의 천문학 시리즈》의 번역, 출간하기로 결정하였다. 다소 전문적인 내용을 독자들이 쉽게 이해할 수 있도록 정확하고 충실한 번역을 하기 위해서 각 권별로 전문전공자 가운데 실무와 교육에 두루 경험이 풍부한 덕망 있는 분들이 번역을 맡았다. 《현대의 천문학 시리즈》는 천문학의 생생한 현재를 접하는 기회를 제공함은 물론, 우주를 향해 멋진 꿈을 키워 나가는 이들에게 작은 밑거름이 되었으면 한다. 별탄생과 은하 생성의 전체상을 이해하는 열쇠, 블랙홀에서 벌어지는 다채로운 물리적?천문학적 현상을 살펴보다! # 오랫동안 베일에 싸인 블랙홀, 다양한 연구 과정을 거쳐 마침내 그 실체를 정리한 결과물! 제8권의 주인공은 ‘블랙홀’이다. 물질은 자체 중력으로 붕괴하면서 특이점이 나타나는데, 주변으로 빛조차 빠져나가지 못하는 경계(사상의 지평 또는 사건의 지평)를 만든다는 점이다. 결국 물체는 사건의 지평선을 향해 빨려 들어감으로써 어떤 정보도 얻을 수 없게 된다. 이것이 바로 블랙홀이다. 블랙홀이라는 단어가 등장한 지 50년 가까이 되었지만, 블랙홀만큼 사람들의 상상력을 자극하고 SF에 자주 등장하는 인기 천체가 된 예는 그리 많지 않다. 블랙홀은 전파, 광·적외선, X선 등의 관측, 또 수치계산의 빠른 진보와 발전에 따라 상상의 산물에서 실제로 존재하는 특이 천체로 확고히 자리매김하게 되었다. 이번 책에서는 현재 블랙홀에 대한 연구가 어떻게 진행되고 있는지 생생하게 다루고 있다. 블랙홀을 연구하려면 그 선구先軀 천체라 할 수 있는 백색왜성이나 중성자별의 설명이 필요하다. 따라서 회전과 자기장, 난기류 등 풀기 어려운 요소에 따라 진화하는 항성과 쌍성계는 우연으로 어떤 상대와 짝을 이룰지 결정된다. 특히 백색왜성, 중성자성, 블랙홀 같은 고밀도별은 상대별에 따라 다양한 고에너지 현상을 일으키는데 격변변광성, X선 천체, 초신성 등이 그렇다. 이 천체들은 상식을 뛰어넘는 강중력 천체이며 이를 통틀어 고밀도 천체, 또는 밀집천체라고 일컫는다. 이 강중력 천체들은 고에너지 현상이라는 공통점이 있으며, 이 분야를 고에너지 천문학이라고 한다. 이 책에 자주 등장하는 X선 천문학은 그중에서도 가장 큰 성과를 올린 분야이다. 이 책에서는 X선과 같은 기존 전자기파에서 볼 수 있는 고에너지 현상뿐 아니라, 우주선이나 새로운 눈, 뉴트리노 등을 수단으로 하는 입자선粒子線 천문학, 더 나아가 미개척 분야라고도 할 수 있는 중력파 천문학에 대해서도 다룬다. 블랙홀은 이론으로만 가능한 가공의 이야기로 여겨왔으나 1930년대 후반에 이르러 항성의 진화이론이 점차 정비되면서 대질량성이 진화하면 중심부는 엄청나게 고밀도가 된다는 것을 알게 되었고, 결국 중심부는 중력으로 붕괴되면서 슈바르츠실트 반지름보다 작아져 블랙홀이 나타날 가능성이 있음을 논의하게 되었다. ‘블랙홀’이라는 단어를 처음 사용한 사람은 휠러J. Wheeler로 1967년의 일이었다. 1980년대 중반에는 주춤했지만 1990년대 중반부터 다시 블랙홀 연구는 황금기에 들어섰다. 이는 관측 기술의 진전에 힘입은 바가 크다. 따라서 이 책의 내용 가운데 많은 부분이 1990년대부터의 진전을 다루고 있다. 한마디로 정리하면 ‘우주의 다양한 장소에 다양한 질량의 블랙홀이 분명히 실재하며, 다채로운 물리적·천문학적인 현상을 펼치고 있음을 알게 되었다’일 것이다. 실재하는 블랙홀 제1호인 백조자리 X-1은 1962년에 시작된 X선 천문학 역사의 아주 초기부터 백조자리에 있는 강한 X선원의 하나로 알려졌다. 백조자리 X-1을 필두로 하여 현재는 은하계에서 스무 개 정도의 블랙홀 후보 천체가 알려져 있다. 그 대부분은 때때로 갑자기 X선으로 밝아지는 돌발Transient천체로, 세기 변동에 따른 X선 성질의 변화가 백조자리 X-1과 많이 비슷하다. 오랫동안 베일에 싸여 있던 은하 중심에서 볼 수 있는 대질량 블랙홀의 형성 과정이 2000년 무렵부터 그 실마리를 풀 수 있는 현상들이 발견되었다. 그것은 항성 질량 블랙홀과 대질량 블랙홀 중간에 위치하며 중질량 블랙홀의 후보이다. 젊은 대질량 성단에서는 높은 밀도 때문에 별들끼리 폭주적으로 합체하여 일상적으로 만들어질 수 없는 대질량(태양의 수백 배) 별이 만들어질 가능성이 있다. 별들은 항성풍으로 바깥층의 질량을 잃기 전에 중심부의 중력붕괴를 일으켜 중질량 블랙홀을 만든다. 이 블랙홀은 근처의 항성을 포획하여 초고광도 X선원으로 반짝이고 가스를 대량 빨아들여 질량이 더 커진다. 성단은 중질량 블랙홀을 에워싸고 동적動的 마찰로 은하 중심을 향해 낙하한다. 이렇게 하여 은하 중심 부근에는 많은 중질량 블랙홀이 모이고, 이 블랙홀들이 서로 합체하여 하나의 대질량 블랙홀을 이룬다. # 고에너지 광자를 이용해 블랙홀과 주변의 물리현상을 밝히다! 블랙홀은 전자기파뿐 아니라 물질(이나 자기장)도 방출한다. 주변의 우주공간에 미치는 영향도 크다. 블랙홀은 단독으로는 빛나지 않으며 질량이 강착해야 비로소 고에너지 광자를 격렬하게 방출한다. 이 고에너지 광자를 이용해 블랙홀과 그 근방의 물리현상을 밝혀내는 것이 현대 천문학의 큰 과제이자 이 책의 목적이기도 하다. 블랙홀 신성은 젊은 종족에 속한다. 우주 근처의 은하 중심에는 대질량 블랙홀이 보편적으로 존재하며 그 질량은 벌지의 질량 또는 광도와 밀접하게 관련되어 있다. 이 사실은 일반적으로 X선 광도는 블랙홀 질량을 반영하므로, 위의 결과는 우주 역사에서 대질량 블랙홀일수록 일찍 형성되었고, 소질량 블랙홀일수록 그 후에 형성되었음을 시사한다. 이러한 경향을 다운 사이징(downsizing, 또는 반계층적 진화)이라고 한다. 한편, 작은 천체 블랙홀이 대표적인 고밀도 천체는 물질을 흡입하고 반짝이기만 하는 것은 아니다. 의외로 고속 제트기류를 분출하기도 한다. 전파에서 가시광, 또 X선에까지 이르는 관측기기의 진보에 따라 그 정체를 더욱 분명하게 드러내는 것이 있는데, 우주 제트(천체물리학 제트, Astrophysical Jets)라 불리는 천체 현상이다. ‘우주 제트’란 중심천체계에서 쌍방향으로 분출되는 조밀하게 응축된 플라스마의 분출류Outflow이다. 그 중심에는 원시별, 백색왜성, 중성자별이나 블랙홀처럼 중력을 미치는 천체가 존재하며, 중심천체 주변에는 가스로 만들어진 강착원반이 소용돌이치는 것으로 추측된다. 우주 제트는 그 존재 자체가 불가사의하며 흥미있는 천체 현상으로 볼 수 있지만 우주적으로는 어떤 의미가 있을까. 먼저, 우주 제트를 움직이는 동력으로 생각되는 강착원반은 주위 환경에서 낮은 엔트로피 가스를 흡수하고, 강착원반 내부에서 가스의 중력에너지를 변환 처리하여 높은 엔트로피 열이나 복사로 외부에 버린다. 강착원반 중심이 블랙홀인 경우, 가스는 최종적으로 블랙홀로 빨려들어가 본디 지니고 있던 정보의 대부분을 잃고 만다(질량과 각운동량만 남는다). 이 같은 상황에서 우주 제트는 유일하게 많은 정보를 가진 가스로 주위 환경에 되돌아오는 실체이다. 더구나 원소 조성이나 자기장 등의 정보뿐만 아니라 제트의 모양이나 크기 등 여러 가지 정보를 지닌다. 활동은하핵, 미세 퀘이사, 감마선 폭발에서는 상대론적인 제트가 관측되고 있어 그 중심에 블랙홀이 있는 것으로 생각된다. 블랙홀 근방에서의 제트 형성을 정확히 계산하려면 일반상대론을 고려한 전자기유체역학 방정식을 풀어야만 한다. 요즘 컴퓨터의 발달로 이와 같은 계산도 충분히 가능해졌다. 따라서 중력파를 검출함으로써 블랙홀의 탄생이 분명해지고, 더 나아가 그 질량과 회전을 결정지을 수 있게 되었다. 일부 X선 쌍성계에서는 중성자별 표면에 강착한 물질이 폭주적인 열적 반응을 일으킴으로써 X선 폭발 현상이 발생한다. 감마선 폭발 또한 갑자기 폭발적으로 발생한다는 점에서 X선 폭발을 비롯한 고에너지 돌발현상의 하나로 볼 수 있다. 다만 그 지속시간이나 광도곡선은 천차만별로, 지속시간이 10밀리초인 아주 짧은 폭발부터 1000초 이상 되는 것까지 다양하다. 가시광에서의 감마선 폭발 잔광을 발견함으로써 감마선 폭발 위치를 정확히 결정할 수 있었음은 물론, 감마선 폭발 대응 천체까지 밝혀낼 수 있었다. 많은 감마선 폭발에 대해 모천체로 생각되는 은하가 발견되었고, 그 가시광의 분광관측에서 모은하의 적색이동(즉 거리)을 결정지을 수 있게 되었다. 2005년에 잇달아 ‘짧은 감마선 폭발’ 대응 천체가 여러 개 발견되었다. ‘긴 감마선 폭발’과 달리 ‘짧은 감마선 폭발’은 타원은하나 소용돌이은하의 바깥쪽, 즉 별탄생이 활발하지 못한 영역에 가시광 잔광이 있다는 것이 밝혀졌다. 이로써 ‘짧은 감마선 폭발’은 쌍성계를 이루는 중성자별끼리, 또는 중성자별과 블랙홀이 충돌·합체할 때 생성되는 폭발일 것이라는 설이 다시 각광받게 되었다. 우리는 작은 영역에서 거대한 에너지가 자유롭게 방출되면 불덩어리가 만들어지고, 거기에 중입자가 적은 양으로 적당하게 포함되면 상대론적 속도까지 가속될 수 있음을 알게 되었다. 그러나 관측 가능한 광구 반지름의 바깥쪽에서 대부분의 에너지는 운동에너지로 바뀌기 때문에 이대로는 감마선 폭발이 일어나지 않는다. 어떤 방법으로든 운동에너지를 복사에너지로 바꿀 필요가 있다. 현재로써는 이 방법을 충격파로 생각하고 있다. 이러한 과정을 거쳐 서서히 블랙홀과 고에너지 현상에 대한 수수께끼를 밝히고 있지만 아직도 확실한 것은 아니다. 그만큼 광대한 우주에서 펼쳐지는 현상들은 인간의 상상력을 초월한다. 그렇기에 우주에서 일어나는 모든 현상은 인간의 호기심을 자극하기에 충분한, 더없이 매력적인 부분이라 할 수 있다.