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우주의 모습

宇宙－

우주의 모습을 아는 가장 유력한 관측 수단은 큰 망원경에 의한 광학적 관측과 전파망원에 의한 전파 관측이다. 이 밖에 특수한 지식을 제공하는 것으로는 적외선·자외선·X선·Υ선·우주선 등으로 하는 관측이다. 망원경 사진에 의한 우주의 주요 구성요소는 항성과 그 집단(항성계)이다. 우리에게 가장 가까이 있는 항성은 태양으로서 지구 등의 행성을 거느리고 태양계를 이루고 있는데, 동시에 은하계의 일원에 지나지 않는다.

우리는 편평한 은하면 내에 있기 때문에 은하계는 많은 항성으로 이루어지는 은하로서 관측되지만, 실제로는 전형적인 나선은하이며, 전질량은 태양의 약 1천억배나 된다. 은하계는 또 안드로메다 은하·대소 마젤란 은하 등 근방의 외은하계(이하 단순히 은하라 부른다) 약 15개와 함께 '국부 은하군'을 구성하고 있는데, 이 국부은하군도 거대한 은하집단인 처녀자리 은하단의 가장자리에 위치하고 있다. 처녀자리 이외에도 머리털자리 은하단 등 약 20개의 두드러진 것이 알려져 있는데, 각각 수백 개에서 수천 개의 성운들이 소속되어 있다. 그러나 대부분의 성운은 이들 은하단에 속해 있지 않다. 또 은하단보다 더 큰 단위로 '초은하계'를 제창하는 사람도 있으나, 일반적으로는 분명한 개념으로 생각되지 않고 있다. 이와 같이 우주의 물질은 항성·성단·은하·국부 은하군·은하단 등 단계적이나 고르지 못한 밀도의 덩어리를 만드는 경향이 어느 정도의 크기(은하단이면 약 천만 광년)까지는 두드러진다. 그러나 더 큰 안목으로 보면 오히려 우주의 물질은 근사적으로 고르게 분포되어 있다고 하겠다.

우주의 평균밀도

宇宙－平均密度

우주의 평균밀도를 아는 데는 은하의 산재(散在) 정도의 평균질량을 구할 필요가 있다. 그러려면 우선 은하를 모양이나 빛깔 등으로 분류하고, 각 형마다 밝기와 거리의 관계 및 밝기와 질량의 관계를 구한다. 그들의 관계는, 거리나 질량을 결정할 수 있는 비교적 근거리에 있는 은하를 써서 확립한다. 일단 이들의 관계를 알면 큰 망원경으로 촬영한 사진에서 각 형마다 겉보기의 밝기에 대하여 수를 센 결과와 짜맞추어 통계적으로 일정 체적 내에 있는 성간물질의 질량의 평균을 얻는다. 그 값을 개략적으로 나타내면 약 10만km를 변으로 하는 입방체에 1g의 물질이 산재해 있다고 하겠다.

다만 밝기에 기여하지 않는 물질, 또는 어두운 항성 등이 우주의 평균 밀도에 어느 정도 기여하고 있는지에 대하여는 불확실한 요소가 남아 있다는 점과, 앞에서 말한 절차가 복잡하여 오차가 생길 여지가 있다는 점에 주의할 필요가 있다.

팽창하는 우주

膨脹－宇宙

미국의 천문학자 허블은 윌슨산의 100인치 망원경을 사용하여, 그 이전에는 의문시되어 있던 은하까지의 거리와 후퇴속도(後退速度)와의 비례관계(허블의 법칙)를 확립했다.

은하의 후퇴속도(안드로메다 은하와 같은 가까운 은하에서는, 허블의 법칙에 의한 속도가 작으므로 특유운동이 지배하여 접근하는 것처럼 보이는 은하도 있다)는 빛의 도플러 효과(Doppler effect)에 의해서 측정된다. 즉, 빛의 진동수를 원자시계(원자는 각각 고유한 진동수의 빛을 발하며, 이 진동수를 시간의 기준으로 사용한 시계)가 낸 신호의 시간 간격이라고 생각하면, 원자 자신은 같은 간격으로 신호를 내어도 원자가 빠른 속도로 멀어져 가고 있는 경우에는 신호를 내는 위치가 계속 멀어지므로 그 차로 빛이 통과하는 시간만큼 신호의 간격이 늘어나서 수신된다.

은하의 스펙트럼에서 가장 측정하기 쉬운 칼슘 이온의 강한 흡수선(H선 및 K선)의 파장은 도플러 효과로 인해서 은하의 후퇴속도에 비례하여 본래의 파장에서 빨간 쪽(長波長)으로 편의(偏倚)되어 있으므로, 이것에서 거꾸로 후퇴속도를 구할 수가 있다.

이렇게 하여 얻은 후퇴속도는 밝기에서 구한 거리와 비례관계에 있는데, 이 비례정수를 허블 정수(이론적으로는 우주 연령의 함수)라 부르며, 우주론의 가장 기초적인 자료의 하나이다. 그 값으로는 10만광년의 거리마다 후퇴속도가 약 3km／sec의 비율로 증가한다는 값을 쓰는 일이 많다. 그러나 거리의 결정이 좀 불확정하므로, 그 불확정분만큼 허블 정수도 불확정이 된다.

은하 스펙트럼의 적색편의(赤色偏倚, 장파장 쪽으로 편의한다)는 후퇴속도에 의해서 생기는 것이라고 하는 것이 가장 자연스러운 설명이므로, 이것을 받아들인다면, 허블의 법칙은 바로 우주의 팽창을 뜻한다. 이것은 마치 부풀고 있는 풍선 위에 그려진 무늬의 간격이 넓어지는 것과 마찬가지로, 먼 것일수록 멀어지는 속도가 크다.

우주의 나이

宇宙－年齡

팽창우주의 생각에서 즉시 우주의 연령이 도출(導出)된다. 즉 과거를 향하여 허블 정수의 비율로 축소해 가면, 과거의 어느 시기에 우주는 무한대의 밀도가 되고 만다. 이 시기는 약 100억년 정도의 과거이다(허블 정수의 역수로서 구할 수 있다. 허블 정수를 시간의 함수라고 하면 위에서 말한 생각은 근사적인 것이지만, 여하튼 100억년이라는 수치는 우주 연령의 목표임에는 틀림이 없다). 그 이전에는 우주가 없었다는 것은 아니지만, 오늘날의 우주를 그대로 연장했을 때의 우주의 탄생을 그 시기로 생각하는 것이다.

100억년의 연령을 뒷받침하는 관측적인 사실은 이 밖에도 있다. 지각(地殼) 또는 운석(隕石)의 연령은 원리상 결코 우주의 연령보다 많을 수는 없는데, 40∼50억년으로 추정되고 있다. 이것은 우라늄 등의 방사성 동위원소가 시간과 더불어 이에 대응하는 납(鉛)의 동위원소로 전환하는 것을 이용한 것이다. 또 오래된 제2종족의 항성계인 구상 성단의 연령은 약 100억년이다. 이것은 항성의 진화 정도에서 구한 연령이다. 즉, 항성의 진화에서는 질량이 작고 광도가 낮은 항성일수록 헤르츠스프룽－러셀도(H－R圖, 광도와 표면온도와의 관계도)상의 주계열(主系列)에 오래 머무르므로, 현재 어느 광도의 항성이 주계열에서 이탈해 가고 있는가를 관측적으로 조사하면 연령을 구할 수가 있다. 이 결과도 허블 정수와 모순되지 않는다.

우주 복사

宇宙輻射

근년에 단파장의 전파관측에 의해서 극히 등방향적으로(어느 방향으로나 고르게), 또한 절대온도 약 3°(－270℃)의 열복사로 간주되는 복사(방사)를 전천(全天)으로부터 고르게 받고 있음이 발견되었다. 팽창우주론의 견지에서 말한다면, 우주연령 약 10만년 정도일 때, 그 때까지는 고온으로 인하여 전리(電離)해서 빛을 산란시켜 투과시키지 않았던 물질이 중성원자 상태가 되고, 이로 인하여 우주가 개어서 이 무렵에 방사된 열복사가 현재(방사우주연령 약 100억년) 겨우 우리의 지구에 도달하여 그것이 관측되고 있는 셈이 된다.

즉, 복사는 멀어져 가는 우리들을 광속도로 쫓아와서, 현재의 시점에서 겨우 따라잡았다는 말이 된다. 광속도에 가까운 속도로 멀어져 가는 관측자(우리들) 쪽에서 본다면, 그 복사는 도플러 효과에 의해 파장이 길어져서 관측되므로, 수천도라는 고온의 열복사도 우리에게는 절대온도 3°정도의 열복사와 같게 된다.

우주론(우주관)

宇宙論(宇宙觀)

일반 상대성이론과 우주

一般相對性理論－宇宙

우주론의 기초로서 현재 가장 널리 받아들여지고 있는 이론은 아인슈타인이 제창한 일반 상대성이론이다.

그는 그 이전에 특수 상대성이론을 발표하고(모든 관측자 쪽에서 보아 광속이 같다는 것을 이용하여, 상대운동이 있는 두 관측자가 가지는 시간과 공간의 상호 관계는 시간과 공간이 짜 맞추어져서 들어가는 로렌츠 변환에 의함을 보이고, 공간과 시간의 절대성을 버리고 電磁場의 이론 등에 성공하였다), 그 기초 위에, 중력장은 공간 곡률(空間曲率：공간의 휜 정도)이라는 기하학적인 개념으로 표현되며, 그 곡률을 부여하는 것은 에너지 및 운동량이라 하여, 시공(時空)과 함께 중력장을 기술하는 방정식을 도출하였다. 이것이 일반 상대성이론인데, 이 이론이 우리의 우주에 들어맞느냐 안 맞느냐 하는 것은 시간적 검증을 필요로 하는 일이었다.

시공(時空)의 만곡(彎曲)의 험증(驗證)으로는 다음 세가지가 유명하다. 첫째는 수성의 근일점의 전진으로서, 태양의 중력장에 의한 시공의 만곡은 행성의 운동이 타원궤도로부터 편의(偏倚)하는 것으로 나타난다. 둘째는 아인슈타인 효과 또는 중력 렌즈라고 불리는 작용으로서, 중력장을 지나는 광선이 휘는 효과를 일식(日蝕)으로 태양이 가려졌을 때에 배경을 이루는 성야(星野)에 대하여 측정한다. 셋째는 시리우스의 반성(半星, 白色矮星)의 강한 중력장에서의 시계(원자가 그 일을 한다)가 늦어지기 때문에 생기는 스펙트럼선의 적색편의를 측정한다. 이상 세 가지 험증은 측정 정도(精度)에 문제는 있지만, 대체로 만족할 결과를 주고 있다.

일반 상대성 이론을 우주에 적용하는 경우에 보통 우주의 일양등방성(一樣等方性)을 가정한다. 이 경우에 아인슈타인 방정식에서 얻어지는 우주는 프리드만 우주(Friedmann 宇宙)라 불리며, 다음과 같은 특징을 지니고 있다.

첫째로, 그것은 팽창우주의 성질을 갖는 일이다. 즉 현재의 허블 정수의 역수(逆數)를 100억년이라고 하면(현재의 우주의 평균밀도가 얼마인가에 따라 값은 약간 변하지만), 그 정도 과거로 거슬러올라간 시기의 우주의 밀도는 무한대가 된다. 프리드만 우주가 그 밀도 무한대인 점(特異點)에 이르기까지 들어맞는다고 하는 것은 많은 점에서 의문이 있지만, 적어도 팽창우주를 이론적으로 인도한 것은 일반상대성 이론의 큰 성공이다.

둘째로, 우주의 평균밀도가 어떤 값(1g의 물질이 차지하는 체적으로 1028㎤의 약 5배)보다 크면 우주는 닫히고 우주팽창은 미래의 어느 시기에 수축으로 변하지만, 평균밀도가 그보다 작으면 우주는 열리고 팽창은 영원히 계속된다. 앞에서 말한 은하의 질량과 분포에서 얻은 평균밀도를 참다운 값이라고 하면 열린 우주가 되는데, 그렇게 단정하는 데는 여러 가지 문제가 있다.

우주공간의 형

宇宙空間－形

열린 공간 또는 닫힌 공간이라는 개념은 보통의 기하학에는 없다. 보통의 기하학에서는, 삼각형의 내각의 합은 2직각이고, 원주는 지름에 원주율을 곱한 것과 같다. 일반상대성 이론에서 우주의 중력장을 기술하기 위하여 사용한 공간의 기하에서는 원주가 지름의 원주율의 배가 되는(평탄한 공간) 것은 앞에서 말한 특정한 평균밀도의 경우에 한하며, 밀도가 커지면 원주는 작아지고(닫힌 공간), 밀도가 작으면 원주는 커진다(열린 공간). 생각하기 쉽도록 차원을 낮추어서, 닫힌 우주를 구(球)의 표면(내부나 외부를 생각하면 안 된다)으로 생각하면 앞에서 말한 것은 상당히 직관적이 된다. 이 경우 우주는 유한(有限)한 것이 되지만, 외부가 존재하는 것은 아니다. 빛은 직진(直進)하여 마침내는 원상태로 되돌아간다. 그러나 이와 같은 성질은 열린 우주에는 없다.

우리의 우주가 닫혀 있느냐 열려 있느냐에 따라 일정한 거리까지의 체적이 달라지므로, 원리상으로는, 가령 은하의 밝기에 대한 전천(全天)에서 관측되는 개수의 분포를 조사하면 우주모형(이론적인 宇宙像)이 결정된다. 또 허블의 법칙의 비례 관계도 먼 곳에서는 우주모형에 따라 편의가 생긴다.

그러나 실제로 우주의 곡률 반경은 퍽 크므로, 아주 멀리 있는 은하에 대해서 조사해야만 우주모형에 의한 차가 나오지 않는다. 그 차에 대해서는 팔로마산의 200인치 망원경으로 관측하여도 결정적인 자료를 얻지 못하고 있다.

그 밖의 우주론

－宇宙論

표준적인 일반상대성 이론의 방정식에 우주항(項)이라고 불리는 항을 부가한 것을 기초방정식으로 하여 우주론을 만드는 것도 가능하다(이 항을 붙일 필연성은 없으나, 붙이는 편이 일반적이다). 이 항의 크기를 적절히 하면 물질이 없는 우주에 대해서도 팽창하지 않는 정적(靜寂) 우주를 만들 수도 있다.

또 우주항을 물질의 무(無)에서의 창조를 표현하도록 변형하여, 팽창하면서도 물질 창조를 위하여 시간과 더불어 변하지 않는 정상(定常) 우주를 만들 수도 있다. 그러나 이 이론에서는 우주복사가 설명되지 않는다. 또 최근에는 같은 변형이기는 하지만 만유인력 정수(定數)가 시간과 더불어 변하는 성질을 갖는 것 같은 중력장을 부가한 이론도 행하여지고 있다. 이에 따르면 우주 진화의 시간이 약간 변경된다.

우주의 진화

宇宙－進化

우주의 초기

宇宙－初期

일반상대성 이론에 바탕을 둔 프리드만 우주의 출발점은 밀도와 온도가 무한대인 점(特異點)이지만, 이론의 가정으로 돼 있는 일양등방성(一樣等方性)이 없어지거나 회전운동을 고려하거나 하면, 우주의 출발점의 모습은 다른 것이 된다. 그러나 여하튼 초기는 극단적인 고온·고밀도였던 것으로 생각된다. 우주 화구(火球)는 주로 복사와 소립자(素粒子)의 세계(1초간)에서 원소 탄생의 시기(10분간) 정도까지를 말한다.

성운의 진화

星雲－進化

우주는 급격히 팽창하여 에너지의 밀도가 내려가므로 온도도 내려가고, 처음부터 10만년 정도 지나면 원자는 전리(電離)한 이온의 상태에서 중성원자의 상태가 된다. 그 때까지는 자유전자에 의한 복사의 산란 때문에 물질은 일양화(一樣化)의 경향이 강한 복사와 거의 행동을 같이하며 농담(濃淡)을 만들지 못하였으나, 이 무렵부터 차차 약간의 밀도 차이가 서서히 생기게 된다. 일단 밀도 높은 덩어리가 생기면 자기 자신의 중력으로 점점 더 수축하여, 이윽고 성운으로까지 진화한다.

성운 내부의 밀도가 높아지면 같은 과정으로 성운 내부에 항성이 탄생한다. 그 때 항성으로 될 때의 질량이 너무 크면, 항성은 격심한 맥동(脈動)을 일으켜서 질량을 잃으며, 반대로 질량이 너무 작으면 별로 성형될 중력에 의한 수축이 곤란해진다. 항성은 질량이 클수록 진화가 빠르며, 백색왜성으로 진화하기까지에 거성의 단계나 초신성이 되어 질량을 방출하고, 그 질량이 또 다음 세대의 항성을 낳는다.

은하는 그 질량 및 자전이나 내부운동의 크기에 의해서 다른 모양으로 진화한다. 타원 은하나 구상성단 등은 비교적 둥글며, 나선 은하는 편평하다. 나선 은하에는 보통의 와상과 막대기의 양끝에서 소용돌이가 나오는 형을 갖는 봉상(棒狀)나선이 있다. 타원은하의 별은 제2종족으로서 일반적으로 노령(老齡)이지만, 나선 은하의 소용돌이의 팔을 이루고 있는 항성은 제1종족으로 젊다.

우주의 미래

宇宙－未來

은하의 내부에서는 항성과 성간기체(星間氣體)와의 교체를 반복하는 중에 일부는 냉각된 작은 별이 되어 시계(視界)로부터 사라져 간다. 우주는 팽창하여 희박해지고, 우주복사는 점점 저온이 되어 간다. 그러나 그러한 변화가 두드러지게 되는 것은 역시 100억년쯤 걸린다. 그 다음은 어떤 우주모형을 갖는가에 따라 매우 달라진다. 현재의 우주 평균밀도가 앞에 말한 어떤 특정한 값보다 작으면 우주는 열리고 팽창은 영원히 계속된다. 반대로 닫힌 우주인 경우에는 얼마 후 수축으로 바뀌고, 마지막에는 우주 화구(火球)의 상태가 된다. 그 다음에 대해서는 이론적으로 미해결이다.

원소의 생성

元素－生成

원소의 탄생

元素－誕生

'우주 화구'의 초기 약 1초간은 소립자와 복사의 세계이다. 양자(수소원자핵)와 중성자와는 서로 전환하며 평형상태에 있다. 우주팽창은 매우 급격하여 온도나 밀도는 순식간에 반감(半減)한다. 1초 후에는 온도가 1010도 이하로 내려가므로 중성자를 생성시키는 반응은 쇠퇴하고, 반감기 약 12분으로 중성자는 뉴트리노(neutrino)를 방출하여 양자와 전자로 일방적으로 붕괴해 간다. 그 과정에서 중성자는 양자와 결합하여 열평형적으로 중수소 원자핵을 만든다. 이로부터 3중수소 또는 경(輕)헬륨의 원자핵이 만들어지고, 헬륨 원자핵을 합성하여 일단락된다. 그 동안은 약 10분간이다.

이상의 이론은 제창자의 이름(알파 베테 가모프)을 빌어 알파 베타 감마(αβγ)이론이라고 이름붙여진 것을 일본의 하야시(林忠四郎)가 수정한 이론이다. 이론에서는 열핵반응과 중성자 포획(捕獲)으로 중원소까지 된다고 하였으나, 허블 정수나 우주복사의 관측치(觀測値)를 채용하는 한 우주 초기의 원소 생성은 헬륨에서 그친다.

결과적으로 중량비로서 7할 강(强)의 수소와 3할 약(弱)의 헬륨과 극히 미량의 중수소·경헬륨 등이 생성되는 셈이다. 관측적인 헬륨량은 항성 스펙트럼 분석, 맥동변광성(脈動變光星)의 맥동하는 모습, 우주선 등에서 구할 수 있는데, 이론과의 일치는 거의 만족할 만한 단계가 되어 있다.

원소의 진화

元素－進化

헬륨보다 무거운 원소를 합성하는 곳은 항성 내부이다. 그 주요한 과정은 두 가지가 있는데, 하나는 항성의 진화에 따르는 느린 합성이고, 다른 하나는 초신성의 폭발에 따르는 빠른 합성이다. 그 밖에 항성 내부의 고온 또는 고밀도의 특수한 상황에서의 핵반응이나 항성 표면에서의 우주선 충돌에 의한 반응 등도 생각되고 있다.

느린 합성은 주계열성의 중심부에서 4개의 수소가 1개의 헬륨을 합성하는 열핵반응으로부터 출발한다. 이윽고 중심부는 헬륨만으로 되고 반응은 그의 주변에서 일어나게 되는데, 이것이 지나면 이번에는 3개의 헬륨으로부터 1개의 탄소를 만드는 반응이 중심부에서 시작된다.

질량이 충분한 항성에서는 이와 같이 하여 차례로 무거운 원자가 중앙부에서 합성되어, 중심핵에 철, 그 바깥쪽에 보다 가벼운 원소를 차례로 층상(層狀)으로 쌓은 구조에 도달한다. 이와 같이 진화한 항성이 더욱 수축하여 고온이 되면, 최후에는 흡열적(吸熱的)인 반응을 일으켜 중심부가 파괴되고, 이 때 주위의 반응하기 쉬운 원소가 고온부에 혼입하여 급격한 열핵반응을 일으켜 초신성의 폭발을 야기한다.

느린 합성으로 만들어진 원소는 폭발에 의해서 주위로 흩어지는데, 이 때 빠른 합성도 동시에 일어난다. 이 합성과정은 이론과 유사하며, 중성자를 방출하는 반응으로 생긴 중성자가 다른 원자핵에 계속 포획되어 무거운 원자핵을 합성해 간다. 그 결과 우라늄 등의 매우 무거운 핵까지 만들어진다.

성간 공간기체는 이와 같이 하여 중원소의 비량(比量)을 증가시켜간다. 조기(早期)에 생긴 제2종족의 항성은 헬륨보다 무거운 원소가 적으나, 후기에 생긴 제1종족의 항성은 중원소를 비교적 많이 포함한다(우리의 태양은 제1종족 중에서는 노령에 속한다). 원소의 비량은 이와 같이 우주 진화의 발자취를 나타내므로 중요하다. 특히 헬륨의 양은 '우주 화구'의 양상을 전하는 것이기도 하다.

또 우주의 질량의 대부분을 차지하는 수소와 헬륨이 지구에 적은 것은, 지구 형성기에 이들 가벼운 원자가 열운동으로 도망갔기 때문이다. 이상 말한 바와 같이 우주론은 최근 확실한 관측사실을 기초로 급격히 발달해 가고 있다.

상대론적 우주론

相對論的宇宙論

아인슈타인의 상대성이론을 바탕으로 새롭게 형성된 우주관으로 우주의 나이·크기·구성물질 등을 연구하고 있다. 가장 단순한 형태의 상대론적 우주 모형은, 러시아의 물리학자 프리드만의 세 가지 모형이다. 이 세 가지 우주는 팽창하다가 멈춘 다음 수축해서 한 점으로 모이는 닫힌 우주와 팽창을 계속하지만 팽창 속도가 0으로 접근하는 평탄한 우주, 그리고 무한한 팽창을 계속하며 팽창 속도가 일정한 값으로 접근하는 열린 우주이다. 이러한 프리드만의 모형 가운데 과연 어느 것이 실제 우주와 잘 맞는가를 찾는 것이 현대 우주론의 중심 과제이다.

대폭발(빅뱅)설

大爆發說 big bang theory

지금부터 약 150억 년 전에 일어난 대폭발로 우주가 탄생했다는 우주기원설로 빅뱅우주론이라고도 한다.

빅뱅의 착상은 1929년에 발견된 허블의 법칙에 토대를 두고 가모프가 제창했는데, 1965년의 우주흑체방사(宇宙黑體放射)의 발견에 의하여 확실한 근거가 주어지게 되었다. 현재 우주의 방사 온도는 2.7K, 밀도는 약 1030g/㎤이며, 빅뱅에서부터 100억 년 이상 우주가 팽창해 왔다고 생각되고 있다. 이 팽창 동안에 은하가 탄생하였으며, 은하 내에 별들이 생겨났고, 태양계가 형성되었으며, 지구상에 생명이 발생하였다. 빅뱅 바로 뒤를 이어서 물질이 만들어지는 과정은, 오늘날의 소립자물리학(素粒子物理學)의 커다란 연구 과제로 되어 있다.

블랙홀

black hole

중력이 너무 강하기 때문에 어떤 것도 빠져나올 수가 없는 천체로, 빛까지 잡아두기 때문에 보이지도 않는다. 블랙홀은 매우 작은 공간 속에 막대한 양의 물질이 들어가 있기 때문에 중력이 강하다. 만약 지구를 블랙홀이 될 정도로 짜부라뜨린다면 구슬 정도의 크기밖에 안 될 것이다. 우리은하 안에도 수백만 개의 블랙홀이 있을 것으로 여겨진다.

블랙홀은 아주 무거운 별이 핵연료를 모두 태운 뒤, 자체의 중력 때문에 짜부라질 때 만들어진다.

블랙홀이 되는 별은 그리 많지 않다. 별에서 연소한 핵의 질량이 최소한 태양 질량의 3배가 되어야만 블랙홀이 만들어지는 것으로 추정된다. 블랙홀은 아인슈타인의 중력이론에 근거를 두고 있다. 아인슈타인은 이 이론에서 별의 붕괴로 생긴 블랙홀은 태양보다 약 10만 배 정도 작고, 형체가 거의 없다고 예언했다. 따라서 블랙홀을 정확히 찾아내기는 매우 어려울 것이다.