18세기에 존 피에르시몽드 라플라스 후작과 존 미첼이 중력장이 매우 강해서 빛이 탈출할 수 없는 존재를 처음 생각해냈으며, 블랙홀에 관한 일반 상대론의 최초 발견은 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다. 그러나 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 해석은 약 1950년대 데이비드 핀켈스타인의 논문에서 처음 등장했다. 그 후 블랙홀은 오랫동안 과학자들의 가장 큰 관심사가 되었다. 1960대에는 블랙홀이 일반 상대론에서 유도된다는 것을 증명하는 이론적 연구들이 많아졌다. 중성자별의 발견은 천체물리학적 실체로서 중력 붕괴한 밀집성이 존재할 가능성에 대한 호기심을 촉발했다.
블랙홀의 안을 관찰할 수는 없지만, 다른 물질과 상호작용하는 것을 통해 그 성질을 추측할 수 있다. 블랙홀 위로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고, 이것은 마찰열로 인해 뜨거워져 열복사로 빛을 만들어낸다. 우주에서 퀘이사는 가장 밝은 천체로 이러한 과정을 통해 형성된다. 블랙홀 주위를 도는 다른 항성이 있을 경우, 그 궤도를 통해 블랙홀의 위치와 질량을 추측할 수 있다. 이러한 관측을 통해 중성자별을 비롯한 다른 비슷한 천체들을 포함하지 않음으로써 블랙홀 후보들이 포함된 쌍성계를 수없이 많이 발견해냈고, 우리은하 중심 방향에 존재하는 전파원 궁수자리가 초대질량 블랙홀임을 찾아냈다.
어떤 물체나 인간이 사건의 지평선을 넘을 경우, 그 물체에는 큰 영향이 가해지겠지만, 블랙홀 바깥에 위치한 관찰자에게는 속도가 점점 느려져 그 경계에 계속해서 닿지 않는 것처럼 보인다. 블랙홀은 빛을 흡수하기에 이상적 흑체처럼 행동하는 걸 볼 수 있다. 또한 휘어진 시공간의 양자장론에 보면 사건의 지평선은 블랙홀의 질량에 반비례하는 온도를 가진 스펙트럼의 열복사 흑체를 호킹 복사라고 한다. 수십억분의 1켈빈 수준인 항성질량 급 블랙홀의 경우 그 열복사를 관측하는 것이 근본적으로 불가능하다. 18세기에 존 미첼이 헨리 캐번다시에게 쓴 편지에서 처음 블랙홀의 존재를 언급했다. 질량이 너무 커서 빛조차 탈출할 수 없는 존재 바로 블랙홀을 표현한 것이다. 1915년, 알베르트 아인슈타인이 중력이 빛의 운동에 영향을 미친다는 일반 상대론을 고안해냈다. 항성은 엄청난 질량을 가지고 있는 존재이기에 늘 중력에 의해 압력을 받고 있다.
중력의 힘을 통해 항성은 안에서 핵융합 반응을 일으키며, 이때 발생하는 막대한 에너지가 중력에 반대되는 힘으로 항성을 팽창시키기 때문에 항성은 중력의 큰 힘으로 붕괴하지 않는다.
결국 중심핵이 충분한 압력과 온다는 것에 도달하면 그 다음 단계인 헬륨 핵융합이 다가오게 된다. 이에 따라 항성 외곽 부분의 밀도가 상당히 낮아지므로 스스로의 질량을 항성풍 모습으로 빠르게 우주로 날려버리게 된다. 헬륨 핵융합이 시작된 직후에는 안정을 되찾고 반지름과 광도가 매우 감소하게 되어, 이 단계에서 항성은 매우 많은 수소와는 달리 양이 적은 헬륨을 태우고 있어서 주계열성 단계보다 더욱 빠른 에너지 소모율을 가지고 있기 때문에 긴 시간이 지나지 않아 중심부의 연료는 바닥나게 된다. 그리고 항성은 다시 부풀어 오르게 되어 점근거성 단계에 진입한다. 이후 태양 질량 안쪽과 바깥쪽의 항성들은 헬륨보다 무거운 원소를 태울 많은 에너지와 압력을 가지지 못해 이 단계를 마지막으로 행성상성운을 형성하고 그 후에 생을 마감하지만, 질량이 무거운 항성들은 중심핵에 더 높은 온도와 압력을 주기 때문에 헬륨 핵융합 다음에도 산소, 탄소, 네온, 규소 등과 같은 더 무거운 원소들을 연료로 사용하여 핵융합을 준비한다. 이리하여 핵융합이 일어나지도 않고 무게와 공간을 차지하는 철이 항성의 중심부에 점점 덩어리처럼 쌓이게 되는데 마치 암 덩어리를 보는 것과 같은 모습이다. 핵융합에 참여하지 않는 철이 점점 많아지고 쌓이면서 더 이상 중력과 반대되는 에너지를 생산할 수 없는 항성의 핵은 자체 중력에 의해 점점 작아지게 된다. 만일 소멸하는 천체가 그렇게 많이 무겁지 않다면 압력을 이기지 못하고 균형을 이루며 안정되어 간다. 서서히 식어가며 이 상태가 된 천체를 백색왜성이라고 부른다. 태양 역시 항성 중에는 그렇게 많이 무겁지 않은 쪽에 들어가기에 결국엔 백색왜성이 될 것으로 예상된다.
그러나 중심핵의 질량이 축퇴압으로도 버틸 수 없을 정도로 무거워진다면 그 이후엔 어떤 힘도 중력 붕괴를 막을 수 없게 된다. 마침내 항성은 끝없이 작아지다가 스스로가 사건의 지평선에 잡아먹히게 되어 블랙홀이 된다. 초신성 폭발이 일어난 후 중심핵이 중성자별이 된다고 하더라도 주변에 남은 물질들을 흡수하여 블랙홀로 진화하고, 태양 질량의 약 50배가 되는 거대한 별의 경우는 중심핵이 그 단계를 거치치 않고 블랙홀로 붕괴하며 감마선 폭발과 극초신성을 일으키게 된다.
전자 축퇴압이 무력화되고, 고압력, 극도의 고밀도 상태가 된 중심핵의 철에서는 양성자가 전자 흡수를 통해 중성자로 변하기 시작한다. 다만 이 붕괴를 통해 중성자가 탄생하는 과정에서 중심부 철 핵의 부피가 갑자기 작아지기 때문에 항성은 순간적인 수축을 일으키게 되며 이 영향으로 초신성 폭발을 일어나게 된다.
전자도 페르미온이다. 그래서 이 법칙에 영향을 받는다. 다시 말해서 강한 중력에 의해 원자가 압력을 받더라도 그 내부의 전자들이 다른 원자의 전자들과 서로 밀어내면서 이 힘이 중력 붕괴에 저항한다는 것이다.
중성자별 2개가 충돌하면 매우 어둡지만 초신성과 비슷한 현상인 킬로노바가 발생한다. 그 결과물의 질량이 충분히 큰 경우에 블랙홀이 형성할 수 있다.
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