지평선
지평선(地平線, horizon)은 편평한 대지의 끝과 하늘이 맞닿아 경계를 이루는 선을 말한다. 천문학에서는 지평면이 천구와 만나는 큰 원을 말한다. 지평좌표(地平座標)의 기준이 된다. 지평면(地平面)라고도 한다.
개요[편집]
지평선은 땅의 끝과 하늘이 만나는 선을 말한다. 수평선(水平線) 또는 수평면(水平面)은 물과 하늘이 만나는 선을 말한다. 천정과 직각을 이루며 지구상의 한 지점에서 볼 때 평평한 지표면 또는 수면이 하늘과 맞닿아 이루는 선을 말한다. 바다와 하늘의 경계선을 일컫는 것인데, 천문학에서는 관측자로부터 봐서 지표좌표로 고도 0도인 대원을 수평선 또는 지평선이라고 한다. 즉, 지상의 관측자를 지나는 연직선에 직교하는 평면과 천구와의 교선을 천구의 지평선이라고 한다. 지평선은 보통 산이나 건물 등 보다 관찰자와 가까이 있는 물체에 가로막혀 보이지 않으며 평야 지대 등 넓은 영역에 걸쳐 장애물이 없는 곳에서 볼 수 있다. 반면 바다나 거대한 호수 등지에서는 수평선을 쉽게 볼 수 있다. 지평선의 영미권 단어 '허라이즌'(horizon)은 그리스어 "ὁρίζων κύκλος"(호리존 퀴크로스, '원을 나누다')에서 온 말이다. 우리가 볼 수 있는 영역과 볼 수 없는 영역을 구분하는 경계선이다.[1][2][3]
특징[편집]
지평선은 지구상의 한 지점에서 볼 때 평평한 지표면 또는 수면이 하늘과 맞닿아 이루는 선을 말하며 바다에서 보이는 것을 특별히 수평선이라고 한다. 바다에서 보이는 것을 특별히 수평선이라고 한다. 육상에서는 국부적인 지형의 요철(凹凸)이나 경사 때문에 지평선을 보는 것이 매우 어렵지만, 바다에서는 쉽게 수평선을 볼 수 있다. 눈의 높이가 높아질수록 멀리까지 보이나 그 지평선은 낮아진다. 눈의 위치를 기준으로 하여 지구의 중심방향에 수직한 평면과 지평선이 이루는 각을 안고차(眼高差) 또는 지평복각(地平伏角)이라고 한다.
실제로는 대기층이 있어서 빛의 굴절 때문에 단순히 관측자로부터 지구표면에 그은 기하학적인 접선이 만드는 거리보다 멀리까지 보인다. 이 영향을 포함하여 가시거리(可視距離:km)＝3.85 √안고(m)와 안고차(각도의 分)＝1.78 √안고(m)가 계산된다. 한편, 천문학에서는 지상의 관측자를 지나는 연직선(鉛直線)에 직교하는 평면과 천구와의 교선을 천(天)의 지평선이라고 한다.[4]
사건의 지평선[편집]
사건의 지평선 또는 사상 지평은 영어로 이벤트 호라이즌(Event horizon)은 일반 상대성 이론에서 예측된 개념으로, 내부에서 일어난 사건이 외부에 아무 영향도 미치지 않게 되는 경계면을 가리킨다.
지평선(horizon) 안에서 일어나는 사건에 대해 지평선 밖에서는 어떠한 정보도 감지할 수 없기 때문에 이러한 이름이 붙었다. 사건의 지평선을 관측할 수 있는 가장 대표적인 예시는 블랙홀의 경계면으로, 블랙홀이 블랙홀이라고 불리는 이유가 바로 블랙홀 너머로부터 빛을 포함한 어떤 정보도 관측할 수 없기 때문이다.
크기
사건의 지평선의 크기는 일반 상대성 이론상 아인슈타인 장방정식의 해 중 하나인 슈바르츠실트 해(schwarzschild solution)를 통해 나타나며, 그 반지름을 슈바르츠실트 반지름(Schwarzschild radius)이라 부른다. 질량을 가진 물체가 질량 손실 없이 자신의 슈바르츠실트 반지름보다 작아지면 블랙홀이 된다.
그 엄밀한 유도 과정은 텐서에 미분 기하학을 동원해 4차원 휘어진 공간에서의 직선과 물리량들의 관계들을 유도하는 등 복잡한 과정이 필요하다. 엄밀하지는 않지만, 고전역학에서 탈출속도를 c로 두고 유도해도 식의 형태는 동일하다. 사건의 지평선에서 입자의 탈출 속도가 빛의 속도인 것과 구심력이 만유인력과 같음을 이용해 두 식을 연립하면 결과가 나온다.
그렇기에 연필과 종이만 있으면 누구든지 특정 질량으로부터 슈바르츠실트 반경을 직접 구해볼 수 있다. 만약 태양이 뭔가의 이유로 압축되어 충분히 작아져 블랙홀이 된다면 슈바르츠실트 반경은 약 3km 정도, 대략 태양을 서울 사대문안에 들어올 수 있을 정도로 압축해야 한다. 지구 질량 정도면 대략 8.7mm이므로 지구가 땅콩만 하게 압축되면 땅콩 크기의 블랙홀이 되는 것이다.
블랙홀의 사건의 지평선
물리학에서는 사건의 지평선 내부를 블랙홀로 정의한다. 빛을 포함한 그 어떤 운동량이나 속도 같은 정보도 사건의 지평선에서 나올 수 없으므로 블랙홀을 관측하여 내부의 정보를 얻는 것은 불가능하다. 물리학적인 정보가 오갈 수 없다는 말은 사건의 지평선 내부가 외부와는 인과율이 성립하지 않는 독립된 공간이라는 것을 의미한다.
예를 들어 어떤 물체가 블랙홀로 떨어진다고 가정한다면, 물체가 사건의 지평선에 무한히 가까워지는 것을 볼 수 있을 뿐 사건의 지평선을 넘는 모습을 절대로 볼 수 없다. 사건의 지평선을 지나는 순간 빛이 관찰자에게 도착하기까지 걸리는 시간은 무한대로 발산하기 때문이다. 이 때문에 외부 관찰자는 물체가 여전히 사건의 지평선으로 접근하는 모습만이 마치 사진처럼 무한한 시간 동안 보일 것이다. 그러나 현실적으로는 곧 중력에 의한 적색편이 때문에 방출하는 빛의 파장도 무한히 커지게 되어 가시광선과 적외선 바깥으로 늘어나 관측할 수 없게 된다.
세로축이 시간 차원이고 가로축이 공간 차원이다. 점선은 블랙홀에 떨어지고 있는 물체로부터 나오는 빛의 궤적이다. 사건의 지평선과 가까운 거리에서 움직일수록 빛의 속도는 느려지므로 사건의 지평선과 가까운 거리에서 출발한 빛일수록 왼쪽에 있을 관찰자에게 도달하는 데 점점 오랜 시간이 걸리고 사건의 지평선 직전에 나온 빛이 관찰자에게 도달하기에는 거의 영원한 시간이 걸린다는 것을 알 수 있다. 따라서 물체는 정상적인 속도로 블랙홀을 향해 들어가더라도 관찰자의 입장에서는 그것을 알지 못하고 거의 영원토록 사건의 지평선을 지나기 전의 물체의 빛만 받을 수 있는 것이다.
중력에 따른 적색편이 이외에도, 양자역학적 관점에 따르면 외부 관찰자는 물체가 사건의 지평선으로부터 플랑크 길이까지 접근하는 모습만을 볼 수 있을 것이라 추정할 수 있다. 그러나 적색편이에 따른 파장의 증가가 더 빠르므로 양자역학적 한계는 실질적으론 큰 의미가 없다.
- 블랙홀 진입자의 시점 : 블랙홀 주변에서 정지 상태로 머무르거나 공전하는 경우에는 상황이 달라질 수 있다. 특히 상대론적 도플러 효과 및 광행차(Light abberation)가 큰 영향을 미친다. 사건의 지평선의 반지름은 블랙홀의 질량에 비례하고, 블랙홀의 기조력은 블랙홀의 질량에 비례하며 거리의 세제곱에 반비례한다. 따라서 블랙홀의 질량이 클수록 사건의 지평선의 크기도 커지며, 사건의 지평선 부근에서 느끼는 기조력은 훨씬 작아지게 된다. 평범한 블랙홀이라면 사건의 지평선에 도달하기도 전에 기조력으로 찢어져 죽겠지만, 초대질량 블랙홀이라면 사건의 지평선을 넘어가더라도 기조력이 거의 느껴지지 않는다. 이론적으로 블랙홀에 진입하는 상황을 가정해 보면, 진입자가 아직 사건의 지평선 가까이에 '떠 있다면' 시간 지연 및 중력 렌즈 효과로 인해 바깥 우주의 모습이 마치 타임머신처럼 빨리감기되면서 시야각이 좁아지게 되는 기이한 체험을 할 수 있을 것이다. 반면, 사건의 지평선 가까이에서 자유 낙하 중이라면 광속에 가까운 낙하 속도에 의해 발생하는 상대론적 도플러 효과 및 광행차가 시간 지연 및 중력 렌즈 효과를 거의 상쇄시키게 된다. 결국 진입자 입장에서는 시간이 느리게 흐르는 것을 느낄 수 없으며 모든 것이 평소처럼 느껴질 것이다.
- 내부 사건의 지평선 : 회전하는 블랙홀 즉 각운동량을 가지고 있는 블랙홀은 슈바르츠실트 블랙홀과 달리 '커 계량'(Kerr metric)을 따르게 된다. 이 경우, 사건의 지평선은 하나가 아니라 둘이 된다. 바깥에 있는 사건의 지평선은 이 문서에서 서술하는 일반적인 사건의 지평선이다. 그러나 내부 사건의 지평선(Inner event horizon)은 이른바 '코시 지평선'(Cauchy horizon)이라 하는데, 블랙홀로 자유 낙하하다가 내부 사건의 지평선을 통과할 경우 사건이 굉장히 이상하게 전개가 된다. 코시 지평선은 "닫힌 시간과 같은 측지선 또는 닫힌 시간과 같은 곡선(Closed-timelike curve)을 포함하는 영역의 경계"를 뜻한다. 간단하게 생각하자면, 사건의 지평선을 넘어서게 되면 공간축은 반드시 특이점으로 향하게 되는데, 코시 지평선을 넘어서게 되면 이번엔 시간축도 크게 왜곡되어서, 모든 시간축이 특이점으로 향하지 않는다. 말인즉, 몇몇 시간축은 다시 과거로 튕겨 나오는 즉 "닫힌 시간축"을 갖게 되어서, 일종의 시간여행을 할 수 있는 꼴이 된다. 또한 이러한 특이한 구조 때문에 timelike 웜홀처럼 행동하는 공간이 생겨서, 블랙홀을 통해 '미래의 또 다른 우주'로 여행을 할 수 있게 된다.
우주론적 사건의 지평선
흔히 알려져 있는 블랙홀 외에도 사건의 지평선은 존재하는데, 바로 암흑 에너지로 인해 발생하는 우주의 팽창에 의해 생기는 우주론적 사건의 지평선이다. 암흑 에너지로 인해 우주의 공간 자체가 팽창함에 따라 모든 은하는 서로 멀어지고 있고, 서로 간의 거리가 멀수록 멀어지는 속도도 빨라진다. 그런데 우리 은하와 어떤 외부 은하 사이의 거리가 너무 먼 경우, 서로 간의 멀어지는 속도가 광속을 넘게 되는 거리가 생기게 되는데, 이렇게 되면 외부 은하에서 출발한 빛은 물리적으로 지구에 영원히 도달하지 못한다. 이를 우주론적 사건의 지평선이라고 한다. 해당 반지름은 현재에는 약 4.1기가파섹(약 133.7억 광년)이다.
종종 '관측 가능한 우주'의 개념과 '우주론적 사건의 지평선' 개념을 혼동하는 경우가 많다. 관측 가능한 우주란 현재 시점에 지구에서 볼 수 있는 범위를 말하며 그 직경은 약 930억 광년으로 우주론적 사건의 지평선보다 훨씬 거대하다. 관측 가능한 우주 내의 은하들을 우리가 볼 수 있는 이유는 그 은하들에서 빛이 출발하던 당시 그 은하는 우리의 우주론적 사건의 지평선 내부에 있었기 때문이다. 다시 말해 지금 우리가 볼 수 있는 외부 은하의 빛은 출발한 후 우리 눈에 도달하기까지 수십억 년의 시간이 흘렀기 때문에, 그 사이 우리 은하와 외부 은하 사이의 거리가 더 멀어져 우주론적 사건의 지평선을 넘어가 버린 것이다. 이로 인해 지금 우리 눈에 들어오는 과거의 빛은 우리에게 도달할 수 있지만, 현재의 그 은하에서 출발하는 빛은 우리에게 영원히 도달할 수 없다.
우주론적 사건의 지평선은 관측 가능한 우주보다 훨씬 크기가 작다. 관측 가능한 우주의 크기는 시간이 지나며 점점 커지는 반면 우주론적 사건의 지평선은 암흑 에너지의 양상이 바뀌어 우주의 팽창 속도가 달라지지 않는 한 물리적인 크기가 비교적 일정하게 유지된다. 이는 다시 말해 우주가 팽창함에 따라 점차 더 많은 우주의 영역이 사건의 지평선 너머로 사라지고 있다는 의미가 된다. 현재 기준 관측 가능한 우주 전체의 약 6%만이 우주론적 사건의 지평선 내에 있다. 이는 우리가 볼 수 있는 모든 은하들 중 94%는 과거의 정보가 남아있기에 당분간은 볼 수 있지만 더 이상 정보를 교환할 수 없으며 오늘 당장 빛의 속도로 출발해도 영원히 도달할 수 없는 곳이라는 의미이다. 그나마 6%의 사건의 지평선 내에 남아있는 부분도 시간이 흐르며 사건의 지평선 너머로 사라질 것이고 결국 우주론적 사건의 지평선 내에는 국부 은하군만이 남을 것이다.
약 1,500억 년 정도가 지나면 대부분의 외부 은하군이 사건의 지평선 너머로 사라지게 된다고 한다. 때문에 어떤 학자들은 시간이 지나 그 은하들이 사건의 지평선을 넘어가서 방문할 수 없게 되기 전에 언젠가는 광속에 가까운 우주선을 개발해서 최대한 많은 외부 은하에 인류를 보내 개척해야 한다고 주장한다. 물론 까마득하게 먼 시간 뒤에나 벌어질 일이니 그 전에 인류 멸망이 찾아오지 않는다면 가능할 수도 있으나, 광속의 1%도 내지 못하는 현대 인류의 기술력으로는 가까운 시일 내에는 어려운 일이다.
인간은 은하 내의 다른 항성계는커녕 태양계 내의 다른 행성조차 방문한 적이 없는 반면, 국부 은하군에서 가장 가까운 마페이 은하군조차 무려 1,100만 광년이나 떨어져 있기에, 다른 은하군으로 우주선을 보내 문명을 퍼트리는 것은 인류가 카르다쇼프 척도의 제3단계 문명 수준에 도달하지 않는 한 어려운 일이다. 그때쯤이면 막대한 자원과 시간을 들여서라도 다른 은하군을 개척해야 할 이유가 있다면 이론상 은하군 간 이동이 가능해질 것이나, 머나먼 미래에 실제로 이런 프로젝트를 시행하더라도 이동에만 최소 천만 년 이상을 잡고 진행하는 초장기 프로젝트가 될 것이다.[5]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
