우주학 퀘이사 Quasar 준항성체

우주학 퀘이사 준항성체

 

퀘이사는 블랙홀이 주변 물질을 집어 삼키는 에너지에 의해 형성되는 거대 발광체이다. 퀘이사의 중심에는 태양 질량의 10억배나 되는 매우 무거운 블랙홀이 자리잡고 있고 그 주위에는 원반이 둘러싸고 있으며 그 원반의 물질은 회전하면서 블랙홀로 떨어지고 있고 이때 물질의 중력 에너지가 빛 에너지로 바뀌면서 거대한 양의 빛이 나온다. 퀘이사는 지구에서 관찰할 수 있는 가장 먼 거리에 있는 천체로 강한 에너지를 방출하는 활동은하이다.

 

 

 

퀘이사는 수십억광년 떨어져 있는데도 마치 별처럼 밝게 보이는 은하이다.

블랙홀 이론으로 퀘이사의 수수께끼를 풀어냈고 20세기 최고의 지식 중 하나로 일컬어진다.

 

퀘이사는 발견 당시에 은하처럼 넓게 퍼져 보이는 천체가 아니라 별과 같은 점광원으로 보였기 때문에 항성과 비슷하다는 뜻에서 준성 또는 준성전파원이라는 이름이 붙었다. 하지만 퀘이사는 전파 뿐 아니라 거의 모든 전자기파 대역에서 매우 강한 에너지를 내며 전파가 가장 강한 퀘이사는 전체의 10%에 불과하다. 때문에 현재는 준성전파원이라 하지 않고 대게 그냥 퀘이사 라고 한다

 

매우 큰 적색편이를 타나내는 퀘이사의 정체는 비교적 최근인 1980년대 초반까지 논란에 싸혀 있었으나 현재는 은하 중심에 위치한 매우 무거운 블랙홀과 그 주변의 밀도가 매우 높은 지역이라는 것이 밝혀졌다. 퀘이사의 크기는 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름의 10~10,000배 정도이며, 블랙홀 주위에 형성된 강착 원반에 의해 그 에너지를 공급받는다.

 

1.거리와 적색 편이

 

퀘이사는 우주 팽창 때문에 매우 큰 적색편이 값을 갖는다.

현재까지 퀘이사는 1200,000개 이상 발견되었는데, 대부분 슬로언 디지털 전천탐사에 의해 발견된 것이다. 현재알려진 퀘이사들의 스펙트럼은 0.05~7의 적색편이를 보인다. 표준 우주 모형에 따르면이러한 적색편이 값들은 퀘이사들가지의 거리가 대략 6억 광년에서 280억 광년에 달함을 의미한다. 2011년 6월 지군으로 적색편이값이 가장 큰 퀘이사는  ULAS J1120_0641로 그 값은 7.085이며 지구에서부터의 거리는 약 2백 9십억 광년이다.

 

퀘이사가 이렇게 엄청나게 멀리 떨어져 있으며 광속은 일정하지 않기 때문에 우리가 보는 퀘이사와 그 주변 환경의 모습은 우주가 탄생한 초기의 모습이다.

 

2.밝기 (광도)

 

퀘이사는 지금까지 우주에서 발견된 천체들 중 가장 밝고, 강력하며 활동적인 천체이다. 보통 퀘이사는 젋은 은하의 내부에 존재하며, 우리 은하가 발산하는 에너지의 수천배에 달하는 에너지를 내뿜을 수 있다. 퀘이사는 엑스선에서부터 원적외선, 전파에 이르기까지 거의 모든 스펙트럼에서 빛을 방출하고 주로 자외선 가시광선에서 가장 많은 에너지를 내는데, 그 중에는 강력한 전파나 감마선을 방출하는 것도 있다.

 

퀘이사가 아주 멀리 떨어져 있음에도 쉽게 관측이 가능하다는 사실은 퀘이사가 현재까지 우주에서발견된 첮체 중 가장 밝은 천체라는 것을 의미한다. 온 하늘에서 가장 밝게 보이는 퀘이사는 처녀자리에 있는 3C 273이다. 평균 겉보기 등급은 12.8 등급으로, 아마추어 망원경으로 관측이 가능할 정도로 밝다. 그러나 24억 4천만 광년 떨어져 있는 이 퀘이사의 절대 등급은 -26.7 등급에 달한다. 즉, 이 퀘이사의 밝기는 태양의 약 2조배 (2 x1022L)에 달하고 우리 은하 같은 평균적인 대형 은하가 발하는 빛 전체의 약 1백 배에 달한다.

 

3.크기와 질량

 

일부 퀘이사는 가시광선과 엑스선 영역에서 빠른 밝기 변화를 보인다.

이 밝기변화는 수시간에서 몇주 또는 몇달에 걸쳐 일어나는데, 이 변화 시간을 측정함으로써 퀘이사의 빛이 나오는 영역의 크기를추축 할 수 있다. 이는 퀘이사의 밝기가 관측 가능할 정도로 충분히 변화하기 위해서는 퀘이사의 모든 부분들이 함께 변해야 하는데, 이를 위해서는 정보가 퀘이사 전체에 전달되는 만큼의 시간, 즉 빛이 퀘이사를 가로지르는 데 걸리는 시간이 필요하기 때문이다. 예를 들어 어떤 퀘이사가 가시광에서 하루에 걸쳐 밝기가 변한다면, 이 퀘이사에서 가시광선을 내는부분의 크기는 대략 1광일보다 작다고 추측 할 수 있다. 이렇게 관측된 퀘이사는 약 태양계 전체의 크기 정보 밖에 되지 않는다. 밝기 변화가일어나는 이유는 아마 지구 방향을 가리키고 있는 케트의 상대론적 분사출과 관계 있는 것으로 추측된다. 천문학자들은 반향 측량법이라는 관측 기술을이용하여 퀘이사의 질량을 측정하였는데, 퀘이사의 질량은 106~109M정도로 매우 큰 것으로 밝혀졌다.

 

퀘이사의 빛이 나오는 영역의 크기가 작은데도 불구하고 엄청난 에너지를 낸다는 것은 퀘이사의 네어지 밀도가 매우 크고 그 에너지를 내는 기작이 매우 효율적임을 의미한다. 퀘이사가 처음으로 발견된 1960년대에는 이렇게 강한 에너지를 낼 수 있는 방법이 알려져 있지 않았으므로, 퀘이사의 정체 (크기, 거리, 네어지원)에 대해 많은 논란이 있었지만, 블랙홀로 떨어지는 물질의 중력 네어지가 그 에너지원이라는 것이 밝혀지면서 이러한 논란은 사라졌다.

 

한편 이후에는 강한 전파만 내지 않을 뿐, 다른 특성들은 비슷한 천제들이 가시광선에서 다수 발견되었는데, 따라서 준항성 전파원외에 준성이라는 용어가 사용되었다. 현재는 퀘이사와 준성이랑 용어가 섞여서 쓰이고 있으며, 다만 강한 잔파를 내는가에 따라 radio-loud 와 radio-quiet로 분류한다.

 

1960년대에는 퀘이사가 적색편이대로 정말 멀리 있는 천체인가 아니면 가까이 있는 첸체인지 하는 것이 큰 논쟁 거리였었다. 에를 들면, 퀘이사가 우주팽창 때문에 적색편이를 보이는 것이 아니라, 퀘이사의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하기 위해 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 의견도 제시되었다. 그러나 별이 그 정도의 중력장을 만들 정도로 무겁다면 소위 하야시 한계를 초과해 불안정해지므로 퀘이사가 존재할수 없다는 모순이 발생한다. 또한 퀘이사의 스펙트럼에서 소위 금지선이 발견되었는데, 이는 밀도가 낮은 뜨거운 성운에서만 관측되는 것으로, 퀘이사의 가스가 이렇게 낮은 밀도를 가지는 동시에 중력장에 안정적으로 존재하기는 불가능하기 때문이다. 또한 당시 많은 우주학자 천문학자들이 엄청나게 먼 퀘이사가지의 거리에 대해 의문을 품었었다.

 

만약 퀘이사까지의 거리가 정말 멀다면, 이는 지구에서도 밝게 보일 정도로 퀘이사가 엄청난 에너지를 낸다는 뜻이다. 그러나 당시에 알려 있던 물리현상으로는 이렇게 큰 에너지를 만들 수 없었기 때문이다. 따라서 당시에는 엄청난 밝기를 설명하기 위해 퀘이사가 반물질로 만들어졌다거나, 퀘이사가 윔홀의 반대편에 있는 화이트홀일지도 모른다는 가능성이 고려되기도했었다.

 

그러나 1970년대에 들어 블랙홀 주위의 강착원반에 의해 에너지가 생성될수 있다는 사실이 밝혀지면서, 퀘이사의 밝기와 거리에 관한 문제들이 모두 해결되었고 현재는 퀘이사가 적색편이 대로 아주 멀리 있는 천체라는 것이 확립되었다.