'불가능한' 블랙홀은 왜 자꾸 발견될까

‘불가능한 블랙홀’은 물리 법칙을 어긴 천체가 아니다. 별 하나가 붕괴해 곧장 만들기 어렵다고 여겨지는 질량대의 블랙홀을 가리키는 말에 가깝다.

이 판단의 기준은 쌍불안정성 초신성이다. 매우 무거운 별은 말년에 불안정해지며 폭발하고, 경우에 따라 블랙홀을 남기지 않을 수 있다. 이론적으로 헬륨핵 질량이 약 40~65태양질량이면 맥동이 일어나 질량을 잃을 수 있고, 약 65태양질량을 넘으면 별이 완전히 파괴되어 블랙홀 형성이 억제될 수 있다. 그래서 약 40~130태양질량 범위에서는 블랙홀 탄생이 줄어드는 ‘질량 간극’이 예측된다.¹

문제는 중력파 관측에서 이 간극 근처의 무거운 블랙홀들이 계속 보인다는 점이다. 그렇다면 질문은 “이론이 틀렸나?”가 아니라 “이 블랙홀들이 어떤 경로로 여기까지 왔나?”에 더 가깝다.

질량만으로는 출생 경로를 알 수 없다

최근 연구는 LIGO-Virgo-KAGRA 중력파 카탈로그의 블랙홀 병합 신호 153건을 분석했다. 이 가운데 34건은 주 블랙홀이 45태양질량을 넘는 무거운 사례였다.¹

핵심 단서는 약 45태양질량 부근에서 나타난다. 연구진은 이 근처를 기준으로 블랙홀 집단의 성격이 달라진다고 봤다. 낮은 질량대의 블랙홀은 스핀이 비교적 작고 비슷한 양상을 보이는 반면, 45태양질량 이상에서는 빠른 자전과 더 무질서한 자전 방향이 두드러졌다.¹

이 차이가 중요하다. 질량만 보면 “무겁다”는 사실밖에 알 수 없지만, 스핀의 크기와 방향을 함께 보면 그 블랙홀이 어떻게 만들어졌는지 추적할 실마리가 생긴다.

‘불가능’해 보이는 블랙홀의 우회 경로

무거운 블랙홀이 처음부터 별 하나의 붕괴로 생긴 것이 아니라면 설명은 더 자연스러워진다. 작은 블랙홀들이 먼저 합쳐지고, 그 병합 잔해가 다시 다른 블랙홀과 합쳐지면 질량 간극에 걸치는 블랙홀이 만들어질 수 있다.

이런 반복 병합은 아무 곳에서나 잘 일어나지 않는다. 구상성단, 핵성단, 활동은하핵 원반처럼 천체가 조밀하고 상호작용이 잦은 동역학적 환경이 유력한 무대다. 이곳에서는 블랙홀 병합 뒤 남은 잔해가 다시 짝을 만나 병합할 조건이 만들어질 수 있다.¹

반복 병합의 흔적도 있다. 병합으로 성장한 블랙홀은 더 큰 스핀을 갖고, 스핀 방향도 한쪽으로 정렬되기보다 등방적이고 무작위에 가까울 것으로 예상된다.¹ 관측된 무거운 블랙홀들의 빠른 자전과 무질서한 방향은 이 그림과 잘 맞는다.

앞으로 봐야 할 것은 ‘질량 + 스핀’이다

‘불가능한 블랙홀’이라는 표현은 자극적이지만, 실제 의미는 더 실용적이다. 그것은 이론 밖의 천체가 아니라, 별의 직접 붕괴만으로는 설명하기 어려운 성장 이력을 가진 블랙홀일 수 있다.

따라서 중요한 관찰 포인트는 질량 하나가 아니다. 블랙홀이 얼마나 무거운지와 함께 얼마나 빠르게 돌고 있는지, 그 자전축이 어떤 방향을 향하는지를 봐야 한다. 이 조합이 블랙홀의 세대를 가르는 단서가 된다.

중력파 관측이 늘어날수록 우리는 블랙홀의 “크기”뿐 아니라 “성장 경로”를 더 정밀하게 구분하게 될 것이다. ‘불가능한 블랙홀’은 이론의 실패라기보다, 우주가 블랙홀을 키우는 방식이 생각보다 다양하다는 신호다.

¹Gravitational-wave constraints on the pair-instability mass gap and nuclear burning in massive stars