블랙홀(Black hole) 정보

블랙홀(Black hole) 빛도 빠져나갈 수 없을 정도로 시공간 곡률이큰 천체

정의
블랙홀(Black hole)은표면적이 0인 점으로 무한히 수축 하는 천체를 말한다. 특이점을 중심으로 사건의 지평선을 형성하다 보니 암흑의 구체로 보여서 블랙홀(Black hole)이라는 이름이 붙었다.
블랙홀(Black hole)은 현대 일반 상대성 이론에서 우주 공간에 존재하는 천체이다. 블랙홀의 중력은 매우 강하여 시야에서 빛의 속도보다 더 빠르게 탈출할 수 있습니다. 따라서 블랙홀(Black hole)은 빛이 사건의 시야에서 벗어날 수 없을 정도로 시공간 곡률이 높은 천체이다.
1916년, 독일 천문학자 칼 슈워시(Carl Schssi)는 아인슈타인 필드 방정식의 진공 솔루션을 계산하여 정적 구 대칭 별의 실제 반경이 특정 값보다 작으면 빛이 빠져나갈 수 없는 인터페이스인 "시야"라는 이상한 현상이 발생할 수 있음을 보여주었습니다. 스와시 반경이라고 불리는 이 놀라운 천체는 미국의 물리학자존 아치볼드 휠러(John Ashbould Whill러)에 의해 블랙홀(Black hole)이라고 불렸습니다. 블랙홀은 직접 관찰할 수는 없지만 간접적으로 그 존재와 품질을 알 수 있으며 다른 것들에 미치는 영향을 관찰할 수 있습니다. 블랙홀(Black hole)의 존재에 대한 메시지는 물체가 흡입되기 전에 블랙홀(Black hole)의 중력에 의해 가속으로 인한 마찰에 의해 방출되는 x선 및 γ 광선의 "가장자리 메시지"를 통해 얻을 수 있습니다. 블랙홀(Black hole)의 존재는 또한 별이나
성간 구름의 우회 궤도의 간접 관찰에 의해 파생 될 수 있으며, 또한 위치와 질량을 얻을 수 있습니다.

진화과정
블랙홀(Black hole)은 리만 곡률 텐서에 의해 중앙에서 형성된 스칼라 다항식으로 구성되어 있으며 여기서 발산되는 특이점과 주변 시공간으로 구성되어 있으며 그 경계는 단방향 필름 입니다. 이벤트 비전 이벤트 시야의 범위 내에서 볼 수 없습니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면 죽어가는 별이 붕괴 할 때 그것은 중심을 향해 붕괴하고 여기에 블랙홀(Black hole)이 될 것입니다. 우주의 이웃 지역에서 모든 빛과 물질을 삼켜 블랙홀(Black hole)의 생성 과정은 중성자 별의 생성 과정과 유사하다 별은 파괴 할 준비가되어 있으며 코어는 중력의 작용하에 빠르게 수축 붕괴 및 강력한 폭발을 일으킵니다. 코어의 모든 물질이 중성자가 되면 수축 과정이 즉시 중지되고 조밀한 별으로 압축되고 내부 공간과 시간이 압축됩니다. 그러나 블랙홀의 경우 별의 코어의 질량이 너무 커서 수축 과정이 끝없이 진행되기 때문에 중성자 사이의 반발력도 막을 수 없습니다. 중성자 자체는 압출 중력 자체의 매력에 의해 분말로 분쇄되고, 남은 것은 상상할 수 없을 정도로 밀도가 높은 물질이다. 높은 품질로 인한중력은 근처에 있는 모든 물체를 빨아들입니다. 또한 일반적으로 별은 처음에수소 원소만 포함하고 별 내부의 수소 핵은 항상 서로 충돌하고 융합한다는 것을 쉽게 이해할 수 있습니다. 별의 질량이 크기 때문에 융합에 의해 생성된 에너지는 별 구조의 안정성을 유지하기 위해 별의 중력에 대항합니다. 수소 핵의 융합은 새로운 원소인 헬륨을 생성하기 때문에 헬륨 원자는 융합에 관여하여 구조를 변경하고 리튬을 생성합니다. 이 경우 원소 주기율표의 순서에 따라 철 원소가 생성될때까지 게르마늄 붕소, 탄소, 질소 등이 차례로 생성되고, 별이 붕괴된다. 이는 철 원소가 상당히 안정적이기 때문에 융합에 관여할 때 방출되는 에너지가 필요한 에너지보다 작기 때문에 융합이 멈추고, 철 원소가 별 내부에 존재하기 때문에 별의 내부는 거대한 질량의 별의 중력에 대항할 수 있는 충분한 에너지를 가지고 있지 않아 별이  붕괴되어 결국 블랙홀(Black hole)을 형성하게 된다. 그것은 중력을 생성하기 때문에 검은 색이라고, 그 주변의 빛은 탈출 할 수 없습니다. 중성자 별과 마찬가지로 블랙홀(Black hole)은 태양 질량보다 수십 또는 수백 배 더 큰별에서 진화 합니다. 별이 늙으면 열핵 반응이 중앙의 연료를 고갈시키고 중앙에서 더 적은 에너지를 생성합니다. 이런 식으로 그것은 더 이상 쉘의 엄청난 무게를 견딜 수있는 충분한 힘이 없다. 따라서 쉘의 무게에서 코어가 붕괴되기 시작하고, 물질은 무한히 작고 거의 무한한 밀도의 별 (거의 특이점)에 가까운 질량이 형성 될 때까지 중앙 지점을 향해 멈출 수 없으며 반경이 어느 정도 축소되면 (확실히 스와시 반경보다 작아야 함) 질량으로 인한시공간 왜곡은빛조차도 바깥쪽으로 발사 할 수 없게 만듭니다.
 
흡입
블랙홀(Black hole)은 일반적으로 주변 가스를 모아 방사선을 생성하기 때문에 발견되며 이를 흡입이라고 합니다. 고온가스에서열 에너지를 방출하는 효율은 축적 흐름의 기하학적 및 동적 특성에 심각한 영향을 미칩니다. 방사 효율이 높고 얇은 디스크와 방사 효율이 낮은 두꺼운 디스크가 관찰 되었습니다. 흡입 가스가 중앙 블랙홀에 접근하면 블랙홀에 대한 방사선의 회전이 중앙 확장 물질 시스템의 흐름입니다. 축적은 천체 물리학에서 가장 일반적인 과정 중 하나이며, 또한 우리 주변의 많은 일반적인 구조를 형성하기 때문에. 우주 초기에 가스가암흑 물질에 의해 생성 된중력의 중심을향해 흐를 때 은하가 형성되었다. 별은 자체 중력에 의해가스 구름에 의해 붕괴되고 부서져 주변 가스를 축적하여 형성됩니다. 행성(지구 포함)도 새로 형성된 별 주위의 가스와 암석의 축적을 통해 형성된다. 중앙 천체가 블랙홀(Black hole)일때 축적은 가장 아름다운 면을 드러낸다. 블랙홀(Black hole)은 물질을 빨아들이는 것 외에도 호킹증발 과정을 통해 입자를 바깥쪽으로 방사합니다.

증발
블랙홀(Black hole)의 밀도가 매우 높기 때문에 공식에 따르면 밀도 = 질량/볼륨을 알 수 있으며 블랙홀의 밀도가 무한히 크고 블랙홀의 질량이 변하지 않도록 하려면 블랙홀이 블랙홀이 되기 위해 무한히 작아야 합니다. 블랙홀은 질량이 크고 신체가 활동적인 일부 별이 소멸한 후 형성된 죽은 별입니다. 그러나 블랙홀(Black hole)은 또한 멸망의 날을 가지고 호킹의 이론에 따르면, 양자 물리학에서 터널 효과라는 현상이있다 즉 입자의 필드 강도 분포는 가능한 한 낮은 에너지를 강하게하지만, 심지어 매우 높은 에너지 장소에서, 필드 강도는 여전히 분포를 가질 것이다, 블랙홀의 경계에 대한, 이것은 매우 높은 에너지 장벽이지만, 입자는 여전히 나갈 수 있습니다. 호킹은 또한 각 블랙홀(Black hole)이 블랙홀(Black hole)의 질량에 반비례하는 온도를 가지고 있음을 증명했다. 즉 큰 블랙홀(Black hole)의 온도는 낮고 증발은 약합니다. 작은 블랙홀(Black hole)의 높은 온도 증발도 강렬한 폭발과 유사합니다 태양 질량 블랙홀(Black hole)에 해당하며 증발하는 데 약 1x10^66이 걸립니다. 소행성 질량에 해당하는 블랙홀(Black hole)은 1x10에 있습니다 -21초내에 깨끗이 증발합니다.

파괴
블랙홀(Black hole)은 눈부신 빛을 발하고, 부피가 줄어들거나 폭발할 수도 있고 물체를 분사해 눈부신 빛을 발할 수도 있다. 영국의 물리학자 스티븐 윌리엄 호킹이 1974년에 예언을 했을 때 과학계 전체가 흔들렸다. 호킹의 이론은 일반상대성 이론과양자 이론을 결합한 영감에 의해 지배되는 사고의 도약으로 블랙홀(Black hole) 주변의 중력장이 블랙홀(Black hole)의 에너지와 질량을 소모하면서 에너지를 방출하는 것을 발견했다. 한 쌍의 입자가 언제 어디서나 생성된다고 가정하면 생성 된 입자는 양수 및반 입자이며 생성 과정이 블랙홀(Black hole) 근처에서 발생하는 경우 두 가지 상황이 발생합니다. 두 입자가 소멸되고 한 입자가 블랙홀(Black hole)로 빨려 들어옵니다. 입자가 블랙홀로 빨려 들어가는 경우 블랙홀 근처에 생성된 한 쌍의 입자 중 하나는 블랙홀로 빨려 들어가고 양수 입자는 탈출하고 에너지가 공중에서 생성되지 않기 때문에 우리는 부정적인 에너지를 운반하는 안티 입자를 설정하고 긍정적 인 에너지를 운반하는 긍정적 인 입자를 가지고 있으며 안티 입자의 모든 운동 과정은 긍정적 인 입자의 반대 운동 과정으로 간주 될 수 있습니다. 이것은 블랙홀에서 긍정적 인 에너지를 운반하는 입자가 탈출하는 경우입니다. 즉 블랙홀의 총 에너지는 적고아인슈타인의 질량 에너지 방정식 E = mc2에너지 손실은 질량의 손실로 이어질 수 있음을 보여줍니다. 블랙홀(Black hole)의 질량이 점점 더 작아지면 온도가 높아집니다. 따라서 블랙홀이 질량을 잃으면 온도와 방사율이 증가하여 질량 손실이 더 빨라집니다. 이 호킹 방사선은 큰 블랙홀(Black hole)이 천천히 방사되기 때문에 대부분의 블랙홀(Black hole)에서 무시할 수 있으며 작은 블랙홀(Black hole)은 블랙홀(Black hole)이 폭발할 때까지 매우 빠른 속도로 에너지를 방출합니다.

발견 및 설명
영국 언론보도에 따르면 블랙홀(Black hole)의 죽음은 화이트홀로의 전환으로 진행될 수 있다는 새로운 이론이 있다. 이론적으로 흰색 구멍은 블랙홀(Black hole)의 반대 방향으로 이동 블랙홀은 지속적으로 물질을 삼키고 흰색 구멍은 지속적으로 물질을 분사. 이 발견은양자 중력의 모호한 이론에 기초한 영국 잡지의 웹 사이트에 의해 처음 보고되었습니다. 별의 시공간 왜곡은 빛의 경로를 원래 별이 없는 경로와 다르게 변경합니다. 빛은 별 표면 근처에서 약간 안쪽으로 접히고 일식중에 멀리 있는 별에서 나오는 빛을 관찰하면 이러한 편향을 볼 수 있습니다. 별이 안쪽으로 무너지면 질량으로 인한 시공간 왜곡이 강해지고 빛이 안쪽으로 더 강하게 접히므로 광자가 별에서 탈출하기가 더 어려워집니다. 멀리 있는 관찰자의 경우 빛이 더 어둡고 붉어집니다. 마지막으로 별이 임계 반경(스와시 반경)으로 수축하면 질량으로 인해 시공간 왜곡이 너무 강해져 빛이 안쪽으로 너무 강하게 접히고 빛이 빠져나갈 수 없게 됩니다. 이런 식으로 빛이 탈출 할 수없는 경우 다른 것은 탈출 할 가능성이 더 낮아지 질 것입니다. 즉 빛이나 아무것도 탈출하지 않고 멀리 떨어진 관찰자에 도달 할 수없는 이벤트의 집합 또는 시공간 영역이 있습니다. 경계를 이벤트 뷰어라고 하며 블랙홀(Black hole)에서 탈출할 수 없는 광선의 궤적과 일치합니다. 블랙홀(Black hole)은 다른 천체에 비해 매우 특별합니다. 사람들은 그것을 직접 관찰 할 수 없으며 과학자들은 내부 구조에 대한 추측을 할 수 있습니다. 블랙홀(Black hole)이 자신을 숨기게 하는 이유는 구부러진 시공간입니다. 일반 상대성 이론에 따르면, 시공간은 중력장의 작용하에 구부러진다. 이 시점에서 빛은 여전히 두 점 사이의 가장 짧은 광 범위를 따라 이동하지만 상대적으로 구부러집니다. 조밀도가 높은 천체를 통과할 때 시공간이 구부러지고 빛이 원래 방향에서 벗어날 수 있습니다.
지구상에서는 중력장이 작용하지 않기 때문에 시공간 왜곡은 미미합니다. 블랙홀(Black hole) 주변에서는 시공간의 변형이 매우 크다. 따라서 블랙홀(Black hole)에 의해 차단된 별의 빛조차도 일부는 블랙홀(Black hole)에 빠지고 사라지지만 다른 부분은 구부러진 공간을 통해 블랙홀(Black hole)을 우회하여 지구로 이동합니다. 블랙홀(Black hole)이 존재하지 않는 것처럼 블랙홀(Black hole) 뒤편의 별이 빛나는 하늘을 관찰하는 것이 블랙홀의 스텔스술이다. 더 흥미로운 것은 일부 별은 지구를 향해 방출되는 빛의 에너지뿐만 아니라, 다른 방향으로 방출되는 빛은 근처의 블랙홀(Black hole)의 강한 중력에 의해 지구에 도달할 수 있다는 것입니다. 이 적외선 대역 이미지는 우리가 살고있는 은하수의 중심을 촬영하고 은하수의 모든 별은 실버 하트주위에 존재할 수있는 초거대 블랙홀을 중심으로 회전합니다. 새로운 연구에 따르면 우주에서 가장 큰 블랙홀이 과학자들이 예상했던 것보다 일찍 빠르게 성장하기 시작할 수 있으며 여전히 가속화되고 있다고 미국 우주 네트워크는 보도했다. 이스라엘 텔아비브 대학의 천문학자 팀은 우주에서 가장 큰 블랙홀의 첫 번째 급속한 성장이 우주의 약12억 년 동안 나타났으며 이전에 생각했던 20억~40억 년이 아니라는 것을 발견했습니다. 천문학자들은 우주의 나이를 약 138억 2천만 년으로 추정합니다. 이 연구는 또한 우주에서 가장 오래되고 가장 큰 블랙홀(Black hole)이 매우 빠르게 성장하고 있음을 발견했습니다. 사실 인정에 대한 자세한 내용은 천체 물리학에서 발행 되었습니다. 블랙홀이 충분히 크면 우주 비행사들은 그의 발을 당기는 중력이 그의 머리를 당기는 중력보다 더 강하다는 것을 깨닫기 시작할 것이고, 그 매력은 그를 무자비 하게 아래로 끌어당기고 중력 차이는 빠르게 증가하여 그를 찢어버리고(스트레치 라인) 결국 그의 유해는 블랙홀의 무한한 조밀한 핵으로 분해될 것이다. 푸킨스키는 두 학생인 아흐메드 암하리, 제임스 샐리, 그리고 학교의 또 다른 문자열 이론가 도널드 말로프와 함께 이 사건을 재계산했다. 그들의 계산에 따르면 양자 효과는 이벤트의 지각을 끓는 입자의 큰 소용돌이로 바꾸고 무엇이든 떨어지면 불꽃 벽에 부딪혀 즉시 타버립니다. NASA는 초거대 블랙홀(Black hole)과 그 주변의 물질 디스크 뜨거운 물질 덩어리(분홍색과 노란색)에 대해 각각 태양과 비슷한 부피를 가지며 블랙홀에 가까운 궤도를 돌고 있습니다. 과학자들은 모든 대형 은하의 중심에 초거대 블랙홀(Black hole)이 있다고 믿습니다. 블랙홀은 활성 은하의 핵 이라고 불리는 물질을 삼키고 있습니다. 블랙홀의 품질은 밝고 매우 따뜻한 낙하 물질 디스크로 둘러싸여 있기 때문에 결정하기가 어렵습니다. 저널 네이처(Nature)에 실린 연구에 따르면 블랙홀(Black hole) 주위를 도는 물질의 회전 속도에 대한 계산에 따르면 37개의 알려진 은하 중심 블랙홀의 질량은 실제로 이전 예상보다 낮았습니다.

초대질량블랙홀
초대질량 블랙홀(Black hole)의 경우 항성 질량 블랙홀과는 생성 기작이 다를 것으로 생각되고 있는데, 그 이유는 우주의 나이가 얼마 되지 않았을 때도 태양 질량의 백억 배에 달하는퀘이사들이 발견된다는 점이다. 통상적인 항성 질량 블랙홀의 성장 속도로는 이러한 블랙홀들이 형성될 수 없다는 것인데 이에 대해 다양한 이론들이 제시되었다. 블랙홀(Black hole)은 질량에 비례하는 성장 속도의 한계가 존재한다. 이를 에딩턴 한계(Eddington limit)라고 하는데, 그 속도는 최대 100만 년에 자기 질량의 2% 정도이며, 이 한계를 유지하면서 질량을 불린다면 10배로 커지는 데에 최소 1.2억 년이 소요된다. 이러한 한계 속도가 존재하는 이유는 블랙홀에 유입되는 가스가 에너지로 전환되면서 복사압을 내기 때문이다. 이 복사압에 의해 블랙홀에 떨어지는 가스의 양이 제한된다. 때문에 현실적으로는 한계치를 계속 유지하면서 성장하는 것도 비현실적이라고 가정할 수 있다. 별의 죽음으로 탄생하는 일반적은 항성 질량 블랙홀(Black hole)은 아무리 커 봐야 태양 질량의 100배 정도일 것으로 예상되는데 이런 블랙홀(Black hole)이 태어날 수 있는 가장 이른 시기는 최초의 별이 탄생했을 우주 나이 1억 년 정도이다. 그러면 우주의 나이가 10억 년이 될 때까지 약 9억 년 동안 한계치를 유지하며 성장해도 우리가 관측하는 태양 질량 100억 배에 도달하지 못한다. 여러 가지 무리한 시나리오를 짜서 한계를 넘어서는 성장을 설명하려 하느니 차라리 별의 죽음 이외에 다른 방법으로 더 큰 블랙홀(Black hole)이 초기 우주에 태어났다는 시나리오가 더 개연성이 있을 수 있다. 따라서 항성 단계를 거치치 않고 가스 자체의 붕괴로 처음부터 태양의 수만 배 이상의 질량을 가진 거대 블랙홀(Black hole)이 형성될 수 있는가?'라는 질문은 천문학의 오래된 문제 중 하나이며 이를 설명하기 위해 매우 다양한 이론들이 제기되었다. 항성이 탄생하는 거대한 성운 내부에 존재하는 난류에 의해 발생하는 불균일성이 증폭되어 성운 내 가스가 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개지는 파편화가 일어나게 된다. 하지만 우주 초기 극단적으로 중원소가 적은 환경에서는 복사에 의한 가스의 냉각 효율이 떨어져 이러한 파편화가 잘 일어나지 않기 때문에 거대한 항성혹은 블랙홀(Black hole)이 한 번에 탄생하는 것이 가능할 수 있다. 그 밖에도 수많은 이론이 있지만 아직 전혀 검증이 되지 않았기 때문에 실제로 초거대 질량 블랙홀(Black hole)이 이렇게 형성되었는지는 알 수 없다.

켈뉴먼 블랙홀
회전하고 전하가 있는 블랙홀(Black hole)을 커 뉴먼 블랙홀(Black hole)이라고 합니다. 이 구조의 블랙홀 시야와 무한적색 시프트는 분리되고 시야는 두 개(외부 시야 r+ 및 내부 시야 r-)로 분할되고무한 적색 이동 면은 두 개(rs+ 및 rs-)로 분할됩니다. 외부 시야와 무한 적색 이동 사이의 영역을 에너지 층이라고 하며 에너지가 저장됩니다. 외부 무한 빨간색 이동 표면을 통과하는 물체는 에너지 층이 아직 단방향 필름 영역이 아니기 때문에 블랙홀(Black hole)에서 탈출 할 수 있습니다. (여기서 M, J 및 Q는 각각 블랙홀(Black hole)의 총 질량 총 각 운동량 및 총 전하를 나타냅니다.) a=J/Mc 질량 각 운동량)단방향 멤브레인 영역 내에서 r은 시간이며 s는 공간입니다. 외부 시야를 통과하여 단방향 필름 영역으로 들어가는 물체는 내부 시야를 통해 블랙홀 내부로만 앞으로 이동할 수 있습니다. 내부 시야의 안쪽 영역은 단방향 멤브레인 영역이 아니며 시간이 끝나는 이상한 고리가 있습니다. 물체는 내부 시야 내에서 자유롭게 움직일 수 있으며 홀수 링의 반발력으로 인해 이상한 고리에 부딪히지 않지만 홀수 링 근처에는 폐쇄형 시간 선이 있는 매우 흥미로운 시공간 영역이 있으며, 이 시공간 곡선을 따라 움직이는 물체는 지속적으로 과거로 돌아갈 수 있습니다.

헝 스타 블랙홀
2019년 11월 28일 아침 국제 과학 저널 네이처(Nature)는 중국 과학아카데미 국립 천문대의 리우 지유(Liu Jiyu)와 장하오웨이(Zhang Haoyu)의 연구팀의 주요 발견을 발표했습니다. 중국의 주요 국가 과학 기술 인프라인 LAMOST를 기반으로 연구팀은 지금까지 가장 높은 품질의헝 스타 블랙홀(Black hole)을 발견하고 LAMOST 스카이 투어의 이점을 활용하여 블랙홀(Black hole)을 찾는 새로운 방법을 제공했습니다. 태양 질량의 70배에 달하는 블랙홀은 이론적으로 예측된 질량 상한선을 훨씬 초과합니다

특이점
로저 펜로즈는 1965년에 중력이 항상 인력으로 작용한다는 것과 광원뿔이 일반 상대성 이론에 따라 움직이는 방식을 사용하여 중력 붕괴하는 항성이 결국 표면이 0의 크기로 수축하여 특이점속에 사로잡히게 됨을 입증했다. 특이점으로 수축한 천체의 표면은 이론상 0이기 때문에 부피 역시 0이다. 정확히는 0이라기 보단 무한소에 가깝다고 보면 된다. 이에 따라서 밀도와 시공의 곡률은 무한대가 된다. 다만, 한가지 알아 두어야 할 것이, 특이점에선 시간이 완전히 정지해 버리므로 부피가 실제로 0이지는 않을 가능성이 크다. 정확히는 부피가 줄어들고 있는 상태로 멈춰 있다는 것. 중성자별에서 블랙홀로 붕괴하는 순간 이미 특이점의 시간은 영원히 정지해 버리므로 특이점의 실질적인 밀도는 적어도 플랑크 밀도보다는 낮을 것이다. 일반 상대성 이론에 따르면 가속으로 인해 발생하는 관성 질량과 중력으로 인해 발생하는 중력 질량은 동일하며, 특수 상대성 이론에 따르면 물체가 가속을 받으면 받을수록시간 지연현상이 일어난다. 고로 블랙홀(Black hole)의 특이점에서는 시간이 멈춘다. 특이점 에서는 적어도 인간에게 알려진 모든 물리 법칙들이 붕괴된다. 하지만 블랙홀(Black hole) 바깥의 관찰자는 물리 법칙 붕괴의 영향을 받지 않는데, 빛을 포함한 어떠한 것도 특이점에서 관찰자에게 도달하지 않기 때문이다. 이러한 사실을 바탕으로 로저 펜로즈는 우주 검열관 가설을 제안했다. 누군가가 검열을 하는 것처럼, 특이점은 사건의 지평선에 의해서 항상 가려진다는 것이다. 계산상으로는 사건의 지평선에 가려지지 않은, 이른바 노출 특이점이라는 것이 있을 수 있다. 하지만 이러한 노출 특이점들은 매우 불안정하여 최소한의 교란으로도 사라지거나 사건의 지평선으로 가려지기 때문에, 실제로는 사건의 지평선에 가려지지 않은 특이점은 존재하지 않는 것과 다름없다. 크고 주변 물질을 많이 흡수하는 블랙홀(Black hole)은 중심의 특이점 말고도 다른 특이점이 존재할 수 있다고 한다. 사건의 지평선 안쪽에서는 시간 왜곡이 심해져서 시간이 상당히 천천히 흐르기 때문에, 오랫동안 흡수한 물질들이 사건의 지평선 안쪽에서는 단 몇 초 만에 흡수된 것처럼 압축되고이 질량들의 중력으로 특이점이 될 수 있다고 한다. 이를 질량 인플레이션 특이점이라 한다. 이 특이점은 기존 블랙홀(Black hole)의 중심의 특이점에 비하면 기조력이 부드러운 편이기 때문에 블랙홀(Black hole)에 빠진 사람은 살아서 질량 인플레이션 특이점을 만날 가능성이 있다고 한다.