요약:
은하 중심에는 태양의 약 400만 배에 달하는 질량을 지닌 초거대 블랙홀인 궁수자리 A*가 숨겨져 있습니다. 지구에서 약 26,000광년 떨어져 있고 현재 전반적인 활동이 상대적으로 조용하지만 에너지를 방출하는 놀라운 방법이 있을 수 있습니다. 자체 회전 에너지를 희생함으로써 주변 입자를 극도로 높은 에너지로 가속하고 은하계의 일부 우주선에 전력을 제공합니다.
2026년 10월 17일 SciTechDaily는 이 메커니즘에 대한 최신 이론적 연구를 보고했습니다. 연구자들은 궁수자리 A*가 "자기 펜로즈 과정"이라는 메커니즘을 통해 블랙홀의 회전 에너지를 양성자로 전달하여 이러한 입자가 수 페타전자볼트(PeV)의 에너지 수준에 도달할 수 있다고 제안합니다. 이번 연구 결과는 궁수자리 A*가 은하수의 천연 초고에너지 입자 가속기일 수 있다는 가설을 더욱 뒷받침합니다.
이 연구는 "은하 전자 볼타 입자 가속기로서의 궁수자리 A*: 자기 펜로즈 과정의 다중 메신저 특성"이라는 제목의 사전 인쇄본으로 2026년 9월 2일에 발표되었습니다. 연구팀은 이론적 모델링을 통해 블랙홀 근처의 입자가 어떻게 극도로 높은 에너지를 획득하는지, 그리고 이 과정이 어떤 신호를 남기는지, 이를 천문관측을 통해 확인할 수 있는지 분석했다. 현재로서는 이는 아직 관측을 통해 검증해야 할 이론적인 설명일 뿐, 은하계 중심 블랙홀이 이런 방식으로 우주선을 가속하고 있다는 사실을 과학자들이 확인한 것은 아니다.
우주선은 양성자, 원자핵, 소수의 전자를 포함하여 우주를 매우 빠른 속도로 이동하는 고에너지 입자입니다. 에너지 범위는 매우 넓으며, 일부 우주선은 인간이 기존 입자 가속기로 달성할 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 에너지를 전달합니다. 과학자들은 이러한 입자가 어디서 왔는지, 그리고 자연이 입자를 놀라운 에너지로 가속하기 위해 어떤 메커니즘을 사용하는지 알아내려고 오랫동안 노력해 왔습니다.
지구에서 인간은 대형 입자 가속기를 사용하여 전기장을 통해 하전 입자의 에너지를 점차적으로 증가시킵니다. 그러나 우주에서는 초신성 잔해, 펄서풍, 블랙홀 주변의 극한 환경이 모두 자연적인 입자 가속기가 될 수 있습니다. 은하수의 중심에는 초거대 블랙홀, 다량의 가스, 강한 자기장, 복잡한 고에너지 방사선 환경이 포함되어 있기 때문에 특히 우려됩니다.
연구원들은 궁수자리 A* 근처의 양성자가 몇 페타 전자 볼트의 에너지로 가속될 수 있다고 추정합니다. 1페타 전자볼트는 1,000조 전자볼트, 즉 101⁵ 전자볼트에 해당합니다. 이 에너지 수준은 대형 강입자 충돌기(Large Hadron Collider)에서 양성자 충돌에 의해 도달되는 단일 양성자의 에너지를 훨씬 초과합니다. 따라서 관련 메커니즘이 실제로 존재한다면 궁수자리 A*는 은하수에서 고에너지 입자의 중요한 원천 중 하나가 될 수 있습니다.
이렇게 양성자를 전자볼트 수준의 에너지 준위까지 가속할 수 있는 천체를 '페바트론'이라고 부르는데, 이는 전자볼트 수준의 입자가속기이다. 천문학자들은 은하수 중심에서 고에너지 감마선을 관찰해 왔지만 이러한 방사선이 블랙홀 근처의 입자 가속에서 나오는지 아니면 다른 천체와 더 큰 규모의 우주선과의 상호 작용에서 나오는지 여부는 여전히 논란의 여지가 있습니다.
일반적으로 블랙홀 주변의 밝은 복사는 주로 블랙홀이 떨어지기 전에 블랙홀에 떨어진 물질에서 나옵니다. 가스는 블랙홀의 중력에 의해 모이고 압축되고 가열되어 고온의 강착 흐름 또는 강착 원반을 형성하며 물질은 최종적으로 사건의 지평선을 넘기 전에 많은 양의 에너지를 방출합니다.
하지만 블랙홀 자체가 에너지만 삼키는 것은 아닙니다. 회전하는 블랙홀의 경우 회전에 의해 운반되는 에너지도 특정 조건에서 추출될 수 있습니다. 이번에 연구자들이 주목하고 있는 것은 블랙홀의 회전에너지를 직접적으로 이용하는 메커니즘이다.
이 이론은 1969년 물리학자 로저 펜로즈(Roger Penrose)가 제안한 펜로즈 과정으로 거슬러 올라갑니다. 일반 상대성 이론에 따르면 회전하는 블랙홀 주위에는 "작용권(ergosphere)"이라는 영역이 있습니다. 여기서 블랙홀의 회전은 주변 시공간을 너무 강하게 끌어당겨 멀리 있는 관찰자에 비해 물체가 정지 상태로 유지될 수 없고 블랙홀의 회전 방향으로 움직여야 합니다.
특정 조건에서 입자가 에너지 층에 들어가서 적절한 분할 과정을 거치면 그 중 일부는 무한대에 대해 정의된 음의 에너지를 지닌 블랙홀로 떨어질 수 있고, 다른 일부는 원래 입자보다 더 많은 에너지를 가지고 빠져나갈 수 있습니다. 탈출하는 입자가 얻는 추가 에너지는 블랙홀 자체의 회전 에너지에서 비롯됩니다.
빠르게 회전하는 기계에서 기계적 에너지를 추출하는 것으로 생각해보세요. 탈출하는 입자는 추가 에너지를 얻는 반면 블랙홀의 회전 에너지는 그에 따라 감소합니다. 여기서 말하는 '스스로 에너지를 소비한다'는 것은 블랙홀이 연료처럼 연소한다는 뜻이 아니라 블랙홀의 회전에너지가 외부 입자로 전달된다는 뜻이다.
연구원들은 이 과정에서 자기장의 역할을 추가로 고려했습니다. 자성펜로즈 과정은 블랙홀 주변의 자기장을 이용해 하전입자의 움직임과 에너지 분포를 변화시켜 블랙홀의 회전에너지가 양성자와 같은 하전입자에 더 효과적으로 전달될 수 있도록 하는 기술이다.
이 연구에서 제안된 모델에서 핵심 연결은 블랙홀을 둘러싼 뜨거운 가스의 핵반응에서 시작됩니다. 일부 핵반응에서는 중성자를 생성할 수 있습니다. 이들 중성자는 블랙홀의 에너지층에 들어간 후 방사성 붕괴를 거쳐 양성자, 전자 및 반중성미자를 생성할 수 있습니다.
중성자 자체는 충전되지 않았으므로 양성자와 같은 자기장의 로렌츠 힘에 직접적인 영향을 받지 않습니다. 그러나 중성자가 붕괴한 후 생성된 양성자는 전하를 가지며 주변 자기장과 상호 작용할 수 있습니다. 연구자들은 적절한 조건에서 이러한 양성자가 블랙홀의 회전으로부터 에너지를 얻은 후 더 넓은 성간 공간으로 탈출할 수 있다고 믿습니다.
이 메커니즘은 블랙홀의 극도의 활동을 요구하지 않습니다. 궁수자리 A*의 현재 강착 활동은 상대적으로 약하지만 여전히 거대한 질량과 잠재적으로 상당한 회전 에너지를 가지고 있습니다. 주변 환경이 올바른 자기장, 입자 생성 조건 및 기하학을 가지고 있는 한 에너지 추출 프로세스가 가능합니다.
그러나 모델이 실제 은하계 중심에 적용될 수 있는지 여부는 블랙홀 주변의 자기장의 강도, 입자 생성 속도, 블랙홀 회전 상태, 탈출 중 고에너지 입자가 겪는 다양한 손실 등 아직 완전히 결정되지 않은 여러 매개변수에 따라 달라집니다.
고에너지 양성자가 블랙홀 근처에서 탈출하면 외부로 전파되면서 은하 중심의 밀도가 높은 가스와 충돌하여 고에너지 감마선과 중성미자가 생성될 수 있습니다. 이러한 2차 입자는 과학자들에게 이론을 테스트하는 중요한 방법을 제공합니다.
감마선은 전하가 없는 매우 높은 에너지의 전자기 방사선이므로 성간 공간을 통과할 때 우주선의 전하 입자처럼 자기장에 의해 방향이 급격하게 방향이 바뀌지 않습니다. 전파 방향은 종종 천문학자들이 방사선을 근원지로 추적하는 데 도움이 됩니다. 대조적으로, 우주선의 양성자는 성간 자기장의 영향을 받고 그 궤적은 크게 구부러질 수 있으므로 지구에 도착하는 방향에서 직접 가속된 위치를 결정하기가 어렵습니다.
연구팀은 자기 펜로즈 과정으로 생성할 수 있는 감마선 에너지 스펙트럼을 계산하고 모델 결과를 기존 관측치와 비교했습니다. 연구원들은 이 메커니즘에 의해 생성된 방사선이 고에너지 입체 망원경 시스템 H.E.S.S.에 의해 감지된 신호를 포함하여 고에너지 감마선 관측의 일부 신호에 기여할 수 있다고 믿습니다. 그리고 고고도 물 체렌코프 감마선 관측소 HAWC.
다양한 이론 모델로 예측한 에너지 스펙트럼 특징을 더 정확하게 측정할 수 있다면 연구자들은 블랙홀 회전 에너지 추출 메커니즘이 실제로 은하수 중심에서 작동하는지 여부를 확인할 수 있는 기회를 갖게 될 것입니다.
미래 관측 장비는 이 이론을 검증하는 데 핵심이 될 수 있습니다. 연구팀은 계획된 남반구 광역 감마선 관측소(SWGO)가 해당 모델에서 예측한 관련 신호를 감지할 것으로 예상되며, 체렌코프 망원경 배열 관측소(CTAO)도 일부 이론적 시나리오를 테스트할 수 있다고 지적했습니다.
SWGO는 대면적 감지 어레이를 사용해 고에너지 감마선을 지속적으로 모니터링할 계획이며, 이는 특히 은하수 중심과 같은 중요한 하늘 영역을 관찰하는 데 적합합니다. 광시야 장비는 제한된 시간 동안 특정 대상만을 가리킬 수 있는 망원경보다 더 오랜 시간 동안 하늘의 고에너지 방사선 변화를 모니터링할 수 있어 연구자들이 진행 중인 입자 가속 과정을 연구하는 데 도움이 됩니다.
그러나 고에너지 감마선의 발견만으로는 자기 펜로즈 과정의 존재를 증명하기에는 충분하지 않습니다. 은하수 중심의 환경은 초대질량 블랙홀뿐만 아니라 수많은 별, 밀도가 높은 가스 구름, 기타 고에너지 입자 가속의 잠재적 원인, 광범위한 확산 방사선으로 인해 매우 복잡합니다. 서로 다른 메커니즘은 유사한 관찰 신호를 생성할 수 있습니다.
따라서 과학자들은 감마선을 다른 유형의 관측, 특히 중성미자 신호와 결합해야 합니다. 고에너지 양성자가 가스와 충돌하면 감마선을 생성할 뿐만 아니라 중성미자를 생성할 수도 있습니다. 중성미자는 물질과 매우 약하게 상호작용하며 밀도가 높은 천체 환경에서 탈출할 수 있어 연구자들에게 입자 가속 과정에 대한 또 다른 단서를 제공합니다.
그러나 현재 은하수 중심의 중성미자 관측에서는 관련 메커니즘을 결정하기에 충분한 결과를 얻지 못했습니다. 2026년 9월, 아이스큐브 중성미자 관측소(IceCube Neutrino Observatory)가 HAWC와 협력하여 발표한 분석에서는 은하수 중심에서 중요한 중성미자 신호를 발견하지 못했으며 관련 방사선 강도에 대한 새로운 한계를 설정했습니다. 연구원들은 미래에 IceCube-Gen2, KM3NeT, P-ONE과 같은 보다 민감한 중성미자 관측 시설이 과학자들이 은하 중심의 고에너지 감마선이 주로 양성자와 가스 사이의 상호 작용에서 나오는지 여부를 더 자세히 판단하는 데 도움이 될 수 있다고 지적했습니다.
이러한 배경은 블랙홀 에너지 추출 메커니즘이 명확한 이론적 기반을 갖고 있음에도 불구하고 이를 실제 관측과 연결하기 위해서는 여전히 더 풍부하고 정확한 데이터가 필요하다는 것을 보여줍니다. 연구자들은 고에너지 방사선의 다른 가능한 원인을 배제하고 이론에 의해 예측된 스펙트럼 특징이 실제로 존재하는지 확인해야 합니다.
이 연구의 의의는 추가로 테스트할 수 있는 은하수 중심의 고에너지 우주선의 근원에 대한 설명을 제공한다는 것입니다. 전통적으로 과학자들은 일반적으로 초신성 폭발, 충격파 및 자기장이 우주선을 가속시키는 방법에 중점을 둡니다. 자기 펜로즈 과정은 블랙홀 자체의 회전 에너지에 관심을 돌리는 반면, 블랙홀이 상대적으로 차분한 상태에 있더라도 특별한 물리적 메커니즘을 통해 외부 입자에 에너지를 전달할 수 있음을 나타냅니다.
향후 관찰을 통해 이 과정이 실제로 발생한다는 것이 확인된다면 궁수자리 A*는 은하계 중심의 거대한 중력원일 뿐만 아니라 은하수의 고에너지 입자 환경에 영향을 미치는 중요한 동력원이 될 수도 있습니다. 이는 또한 과학자들이 초거대 블랙홀이 주변 가스, 방사선 환경, 에너지 방출을 통한 전체 은하 중심 지역의 진화에 어떻게 영향을 미치는지 더 깊이 이해하는 데 도움이 될 것입니다.
현재 연구자들이 제안한 것은 아직까지 이론적인 모델일 뿐 직접적으로 확인된 블랙홀 에너지 추출 과정은 아니다. SWGO, CTAO 및 차세대 중성미자 관측 장비의 향후 관측 결과는 이러한 예측이 실제 우주의 성능과 일치하는지 여부를 결정하는 데 도움이 될 것입니다. 인간에게 은하수 중심에 있는 블랙홀은 여전히 많은 미스터리를 숨기고 있으며, 우주선은 블랙홀의 에너지가 어떻게 작용하는지에 대한 중요한 단서를 제공할 수 있습니다.
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