아시다시피 블랙홀은 주변 공간만큼 검기 때문에 감지하기가 매우 어렵습니다. 우리는 블랙홀이 가까운 별에서 가스를 방출하거나 함께 합쳐져 중력파의 흐름을 방출하는 것과 같은 특별한 상황에서만 블랙홀의 위치를 정확히 파악할 수 있습니다. 그렇다면 블랙홀은 몇 개일까요? 이 질문에 답하기 위해 천문학자들은 추정을 위해 이론적인 계산을 해야 합니다.
블랙홀의 성분
블랙홀을 생성하려면 별을 생성해야 합니다. 블랙홀은 별의 죽음에 의해 생성되기 때문입니다. 따라서 우주에 얼마나 많은 블랙홀이 있는지 알아내기 위해 연구자들은 몇 발짝 뒤로 물러나야 했습니다.
첫 번째 단계는 수십억 년의 우주 역사에 걸친 은하의 진화를 모델링하는 것입니다. 은하는 결국 별의 고향이며, 은하의 전반적인 진화는 각 유형의 별이 얼마나 많은지에 영향을 미칩니다. 예를 들어, 일부 은하는 매년 지속적으로 새로운 별을 형성할 수 있습니다. 다른 사람들은 엄청나게 강렬한 별 형성을 생성하는 합병을 경험할 수 있지만 그 후에는 소진되고 주목할만한 조치를 취하지 않습니다.
천문학자들은 은하 병합 및 인구 통계의 일반적인 경향에 주목하면서 우주 시간 동안 은하의 통계를 관찰했습니다. 또 다른 핵심 요소는 은하의 소위 "금속성"으로, 이는 은하 내부에 있는 수소와 헬륨 이외의 원소의 양을 측정한 것입니다(천문학자들은 이를 "금속"이라고 부름). 더 큰 은하는 더 많은 가스를 가지고 있어 더 많은 별을 형성할 수 있습니다. 그러나 더 많은 금속이 가스 냉각을 개선할 수 있으며, 이는 다시 은하가 새로운 별을 더 효율적으로 생성하는 데 도움이 됩니다.
블랙홀 레시피
이러한 빌딩 블록을 사용하여 천문학자들은 우주에 얼마나 많은 작은, 중간 및 큰 별이 나타나는지 알려주는 은하의 항성 개체군 모델을 가지고 있습니다. 그리고 나서 그들은 이 별들의 진화, 그리고 가장 중요한 것은 죽음을 추적해야 했습니다. 이를 위해 그들은 특정 별의 특성(질량 및 금속성)을 별의 수명 및 사망 가능성과 관련시키는 모델링으로 눈을 돌렸습니다. 가장 큰 별의 일부만이 블랙홀을 낳고, 이 시뮬레이션은 천문학자들에게 은하계의 별 중 몇 퍼센트가 매년 소멸되는지 알려줍니다.
그 후 천문학자들은 쌍성계의 진화를 추적해야 했습니다. 블랙홀이 형제 별을 먹고 가스를 보충할 수 있기 때문입니다. 따라서 쌍성계에서 형성된 블랙홀은 결국 혼자 태어난 블랙홀보다 더 큰 것으로 판명될 것입니다.
블랙홀은 나이가 들어감에 따라 천문학자들도 높이 평가한 주변 가스를 계속 먹고 있습니다. 마지막으로 때때로 블랙홀은 성간 공간의 어둠 속에서 서로를 찾아 합쳐집니다. 따라서 천문학자들은 정확한 측량을 하기 위해 각 은하에서 블랙홀 합병 비율을 추정해야 했습니다.
블랙홀의 대규모 인구 조사
이 모든 것을 종합하면 천문학자들은 수십억 년 동안 블랙홀의 개체수를 추적할 수 있었습니다. 그들은 소위 "질량 함수"를 만들었습니다. 이것은 주어진 시간에 각 크기의 블랙홀이 몇 개나 존재하는지에 대한 일종의 천문학적 인구 조사입니다.
당연히 초대질량 블랙홀이라고 불리는 가장 큰 블랙홀은 작은 블랙홀보다 훨씬 더 희귀합니다. 연구원들은 공간의 모든 입방 메가파섹(메가파섹이 1백만 파섹 또는 3,26만 광년인 경우)에 우리 우주에 태양 질량의 약 50천만 개의 블랙홀이 있다는 것을 발견했습니다. 각 블랙홀이 태양 질량의 몇 배라면 동일한 부피에 약 10천만 개의 개별 블랙홀이 있다는 의미입니다.
이를 고려하면 블랙홀에 포함된 총 질량은 별에 포함된 질량의 약 10%입니다. 따라서 밤하늘에 보이는 모든 별들 중에는 많은 블랙홀이 숨어 있습니다. 반면에 초거대질량 블랙홀은 극히 드물며 각 은하는 일반적으로 이러한 괴물 중 하나만 서식합니다. 전체적으로 블랙홀은 오늘날 우주의 모든 중입자(비암흑) 물질의 약 1%를 구성합니다.
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