블랙홀에 의해 형성되는 발광체, 퀘이사

포하마입니다. 

미루고 미뤘던 퀘이사와 블레이저입니다.

 

https://youtu.be/3TZEp_n3eIc

퀘이사(영어: Quasar, Quasi-stellar Object, QSO, 준항성체) 또는 준성(準星)은 블랙홀이 주변 물질을 집어삼키는 에너지에 의해 형성되는 거대 발광체입니다. 퀘이사의 중심에는 태양 질량의 10억 배나 되는 매우 무거운 블랙홀이 자리 잡고 있고 그 주위에는 원반이 둘러싸고 있으며 그 원반의 물질은 회전하면서 블랙홀로 떨어지고 있고 이때 물질의 중력 에너지가 빛 에너지로 바뀌면서 거대한 양의 빛이 나옵니다.

퀘이사는 지구에서 관측할 수 있는 가장 먼 거리에 있는 천체로, 강한 에너지를 방출하는 활동은하입니다. 수십억 광년 떨어져 있는데도 마치 별처럼 밝게 보이는 은하입니다. 블랙홀 이론으로 퀘이사의 수수께끼를 풀어냈고 20세기 최고의 지식 중 하나로 일컬어집니다.

발견 당시에 은하처럼 넓게 퍼져 보이는 천체가 아니라, 별과 같은 점광원으로 보였기 때문에, ‘항성과 비슷하다’는 뜻에서 '준성'(準星, Quasi-stellar Object) 또는 '준성전파원'(準星電波源, Quasi-stellar Radio Source)이라는 이름이 붙었습니다. 하지만 퀘이사는 전파뿐 아니라 거의 모든 전자기파 대역에서 매우 강한 에너지를 내며, 전파가 가장 강한 퀘이사는 전체의 10%에 불과합니다. 따라서 현재는 '준성전파원'이라 하지 않고 대개 그냥 '퀘이사'라고 합니다.

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

퀘이사들은 1950년대 후반에 전파망원경을 이용해 처음 발견되었는데, 당시에는 어떤 천체가 강한 전파를 내는지 가시광에서 확인할 수가 없었습니다. 그러나 영국의 노벨 망원경(Lovell Telescope)을 간섭계로 이용한 실험을 통해서, 이러한 전파원이 매우 작은 각 크기를 가지고 있다는 사실이 밝혀졌습니다. 천문학자들이 전파원에 대응되는 천체를 광학 망원경으로 찾는 노력을 기울이는 동안, 1960년까지 이러한 전파원 백 여 개가 발견되었고, 이들은 "3번째 케임브리지 목록" 또는 "3C 목록"(Third Cambridge Catalogue)으로 출판되었습니다. 마침내 1960년에 이 목록의 3C 48이라는 전파원에 해당하는 가시광 천체가 발견되었습니다. 천문학자들은 이 전파원의 위치에서 어두운 푸른 별 같이 보이는 천체를 발견하고, 그 스펙트럼을 얻었습니다. 그런데, 당시에는 이상한 넓은 방출선을 많이 포함하고 있었던 이 스펙트럼을 이해하기가 힘들었습니다. 이 천체가 아주 큰 적색편이를 갖는다는 주장이 제기되기도 했지만, 널리 받아들여지지는 않았습니다.

'퀘이사'라는 용어는 1964년에 미국의 천체물리학자 (Hong-Yee Chiu)에 의해 Physics Today라는 잡지에서 다음과 같이 처음 사용되었습니다.

지금까지 준항성 전파원(quasi-stellar radio sources)이라는 길고 어설픈 이름이 이 천체들을 지칭하는데 쓰여왔습니다. 이는 우리가 이 천체들의 본질을 알지 못하므로, 쉽고 적절한 이름을 붙이기가 불가능하기 때문입니다. 

— Hong-Yee Chiu, Physics Today, 1964년 5월
한편, 이후에는 강한 전파만 내지 않을 뿐, 다른 특성들은 비슷한 천체들이 가시광선에서 다수 발견되었는데, 따라서 준 항성 전파원 외에 "준성"(quasi-stellar object, QSO)이라는 용어가 사용되었습니다. 현재는 퀘이사(준항성 전파원)와 QSO(준성)이란 용어가 섞여서 쓰이고 있으며, 다만 강한 전파를 내는가에 따라 'radio-loud'와 'radio-quiet 분류합니다.

1960년대에는 퀘이사가 적색편이대로 정말 멀리 있는 천체인가 아니면 가까이 있는 천체인지 하는 것이 큰 논쟁거리였었습니다. 예를 들어, 퀘이사가 우주 팽창 때문에 적색편이를 보이는 것이 아니라, 퀘이사의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하기 위해 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 의견도 제시되었으나 별이 그 정도의 중력장을 만들 정도로 무겁다면 소위 하야시 한계를 초과해 불안정해지므로 퀘이사가 존재할 수 없다는 모순이 발생합니다. 또한 퀘이사의 스펙트럼에서 소위 금지선(forbidden lines)이 발견되었는데, 이는 밀도가 낮은 뜨거운 성운에서만 관측되는 것으로, 퀘이사의 가스가 이렇게 낮은 밀도를 가지는 동시에, 중력장에 안정적으로 존재하기는 불가능하기 때문입니다. 또한 당시에는 많은 천문학자가 엄청나게 먼 퀘이사까지의 거리에 대해 의문을 품었었습니다. 만약 퀘이사까지의 거리가 정말 멀다면, 이는 지구에서도 밝게 보일 정도로 퀘이사가 엄청난 에너지를 낸다는 뜻입니다. 그러나 당시에 알려져 있던 물리현상(예를 들어 핵융합)으로는 이렇게 큰 에너지를 만들 수 없었기 때문입니다. 따라서 당시에는 그 엄청난 밝기를 설명하기 위해 퀘이사가 반물질로 만들어져 있다거나, 퀘이사가 웜홀(wormhole)의 반대편에 있는 화이트홀(white hole)일지도 모른다는 가능성이 고려되기도 했었다. 그러나 1970년대에 들어 블랙홀 주위의 강착원반에 의해 에너지가 생성될 수 있다는 사실이 밝혀지면서, 퀘이사의 밝기와 거리에 관한 문제들이 모두 해결되었고, 현재는 퀘이사가 적색편이대로 아주 멀리 있는 천체라는 것이 확립되었습니다.

1979년에는 아인슈타인의 일반 상대론에 의해 예측된 중력 렌즈 효과 때문에 멀리 있는 퀘이사가 여러 개로 보이는 현상이 이중 퀘이사인 0957+561에서 처음으로 발견되었습니다. 1980년대에는 여러 가지 활동 은하핵들의 다양한 특성들을 설명하기 위한 활동은하핵의 통합이론 (unified models AGN)이 제시되었습니다. 이 이론에 따르면, 모든 활동은하핵 들은 비슷한 구조를 가지고 있지만, 이를 관측자가 어떤 방향에서 보느냐에 따라 블레이저(blazar)나 전파은하(radio galaxies) 같은 여러 종류의 활동은하들로 분류됩니다.

하늘 좌표계에서의 역할
퀘이사들은 지구에서부터 아주 멀리 떨어져 있고 각 크기가 매우 작기 때문에, 하늘에서의 좌표계를 결정할 때 기준점으로 쓰입니다. 국제 천구 좌표계(International Celestial Reference System, ICRS)는 우리 은하 바깥의 수 백개의 전파원들(주로 퀘이사들)의 정확한 위치를 바탕으로 만들어진 천구 좌표계입니다. 지구와 태양계의 움직임 또는 별들이나 은하들의 자체 운동 때문에, 지구에서 볼 때 가까이 있는 별들이나 은하들은 수년, 수십 년에 걸쳐 상대적으로 움직이는 것처럼 보이지만, 퀘이사는 지구에서 아주 멀리 떨어져 있기 때문에 현재 기술로는 측정이 불가능할 만큼 움직이지 않는 것처럼 보입니다. 또한 퀘이사의 각 크기는 매우 작으므로 초장기선 간섭 관측법(Very Long Baseline Interferometry, VLBI)을 이용하면 하늘에서의 위치를 약 0.001초의 정확도로 측정할 수 있기 때문에 천구 좌표계의 기준점으로 쓰이고 있습니다.