별의 중력 붕괴를 설명하는 표준 모델은 '오펜하이머-스나이더 붕괴'로, 압력이 없는 균일한 물질 구체가 자체 중력에 의해 찌그러져 블랙홀 특이점이 되는 과정을 다룬다. 얌폴스키와 레촐라의 새 해법은 이 똑같은 시나리오에서 시작하지만, 한 가지 결정적인 변수를 추가한다. 붕괴가 진행되며 별 중심부의 밀도가 임계점에 도달하면, 별 내부의 양자 진공에 상전이(phase transition)가 발생하는 것이다 .
이 상전이는 붕괴하는 별의 핵에서 크기가 0인 드 시터 시공간 영역을 생성하고, 이 영역은 암흑 에너지에 의해 마치 소형 빅뱅처럼 급격히 팽창하기 시작한다 . 이 팽창은 블랙홀의 사건의 지평선이 형성되는 거리인 '슈바르츠실트 반지름(Schwarzschild radius)'에 가까워지면서 자연스럽게 느려지고, 그 지점에서 안정화되며 물리적인 표면을 형성한다
.
이렇게 탄생한 그라바스타는 세 가지 핵심 특징을 지닌다.
이전까지의 모든 그라바스타 해는 정적인 상태를 가정하거나, 여러 시공간 영역을 인위적으로 이어 붙인 평형 상태 모델에 불과했다. 얌폴스키와 레촐라의 연구는 사실적인 중력 붕괴로부터 그라바스타가 역학적으로(dynamically) 형성될 수 있음을 처음으로 보여준다는 데 의의가 있다 .
이 해법이 증명하는 바는 다음과 같다.
만약 그라바스타가 실제로 존재한다면, 별의 죽음에 대한 우리의 이해를 완전히 바꿔놓고 이론 물리학의 뿌리 깊은 두 가지 역설을 해결할 실마리가 된다.
블랙홀은 물리 법칙이 붕괴하는 특이점을 예측하며, 블랙홀에 빨려 들어간 양자 정보가 우주에서 영원히 사라지는 '블랙홀 정보 역설'을 낳는다. 그라바스타는 이 두 문제를 한 번에 해결한다. 특이점이 형성되지 않으므로 모든 지점에서 물리 법칙이 온전하게 유지되며, 사건의 지평선이 없으므로 원칙적으로 정보가 외부 우주로 다시 빠져나갈 수 있다 .
큰 함정은, 현재의 망원경으로는 그라바스타와 블랙홀이 완벽하게 똑같이 보인다는 점이다. 중력장, 그림자는 물론 대부분의 전자기파 방출까지 동일하다. 둘을 구분하려면 사건 지평선 망원경(EHT)이 촬영한 블랙홀 그림자나, 중력파의 '링다운(ringdown)' 신호와 같이 천체 표면 극도로 근접한 영역을 초정밀하게 측정해야 한다 .
두 개의 조밀한 천체가 합쳐져 하나로 안정화될 때 '링다운'이라 불리는 중력파 신호를 방출한다. 블랙홀의 사건 지평선은 신호를 깨끗이 삼켜버리지만, 그라바스타의 물리적 표면은 일부 파동을 반사하여 2차적인 '메아리(echo)' 펄스를 생성할 수 있다. 아인슈타인 망원경(Einstein Telescope)이나 LISA와 같은 차세대 중력파 검출기가 이 메아리를 포착한다면 그라바스타와 블랙홀을 구별할 결정적 근거가 될 것이다 .
같은 프랑크푸르트 연구팀은 이전 연구에서 그라바스타가 러시아 전통 인형 마트료시카(matryoshka)처럼 서로 포개질 수 있음을 보여준 바 있다. '네스타(nestar, 중첩된 별)'라 명명된 이 가상의 구조는 드 시터 영역과 슈바르츠실트 영역이 번갈아 층을 이루며, 팽창하는 소형 우주의 계층 구조를 만들어낼 수 있다 .
해법의 우아함에도 불구하고, 그라바스타는 여전히 추측 단계의 개념이며 풀리지 않은 중대한 문제들이 있다.
지금으로서 그라바스타는 일반 상대성 이론을 벗어나지 않으면서도 블랙홀 역설을 해결하는, 수학적으로 엄밀한 '지평선 없는' 종착점을 제시한다. 우주가 실제로 이런 천체를 만드는지는 차세대 관측소의 몫으로 남아 있다.
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