퀘이사 > 행 성

21억 광년 거리에서 초속 5만 km의 속도로 멀어지며, 오른쪽 아래로 분출되는 제트가 보이고 있다.

여기에 있는 사진은 퀘이사3C273이다.

본명-준성체 QSOs (Quasi-stellar objects)

생일-우주가 생겨날 때

나이-약 150억살 정도. 우주와 비슷하다.

몸무게(질량)-안드로메다 은하의 약 50배.

중심에 있는 블랙홀의 질량은 태양의 약 1억배.

키(크기)-지름은 약 28만 광년

밝기-은하계의 약 100~1000배인 밝기. 약 100만배 이상의 x선 방출 함.

친구들-현재까지 발견된 퀘이사들은 모두 약 4000개.

퀘이사란 무엇일까?

퀘이사는 지구에서 관측할 수 있는 가장 먼 거리에 있는 천체이다. 처음에 퀘이사는 우리 은하 내의 평범한 별로 간주되었다. 그러나 퀘이사의 하나인 3C273의 스펙트럼 관측에서, 이 천체가 지구에서 21억 광년 떨어진 먼 거리에 있고, 매초 5만km 라는 믿을 수 없는 속도로 멀어지고 있다는 것이 판명되면서 대단한 천문학적 관심을 불러 일으켰다. 퀘이사가 처음 발견되었을 때 이들이 별처럼 보여 준성전파원(Quasar: Quasi-stellar radio source)이라는 의미에서 퀘이사라 불리게 되었으나, 이들이 모두 전파원(radio source)은 아니므로, 정식 명칭은 준성체 QSOs (Quasi-stellar objects)이다.(우리말로는 준항성천체.) 그러나 통상적으로 퀘이사로 계속 불리고 있다.퀘이사는 활동은하보다 더욱 대규모적인 폭발현상을 일으키고 있는 우주초기의 은하핵이라는 것이 밝혀졌다. 퀘이사는 매우 멀리 있고, 또 매우 밝다.(보통은하의 100배나 밝다.) 또, 적색이동값, 즉 거리가 같다고 한다면 보통은하와는 5등급의 차이가 있다. 때문에 초기 우주나 먼 우주의 연구에 매우 중요하다.

퀘이사의 발견

1950년대 말에 간섭계를 이용하여 약 200개의 전파원 구조가 관측되었는데 그 결과 전파원이 평균 30″ 정도의 각도로 퍼져있으며 대부분이 두 눈알 구조를 가지고 있다는 것이 알려졌다. 그 중에서 10개 정도는 여전히 분해할 수 없으며, 1″이하에 상당하는 작은 전파원도 있다. 퀘이사 는 1960년에 Thomas Mathews와 Allan Sandage가 전파와 광학원의 조합을 추적하면서 전파원 3C 48에 16등급의 어두운 별과 같은 천체가 있음을 발견하였다. 그 후 1963년에 13등급의 전파원 3C 273을 발견하였는데 이 천체는 엷은 제트 모양의 성운을 수반하고 있고, 별과 제트가 각각 2개의 전파구조와 대응하고 있었다.

퀘이사의 밝기

지구에서 100억 광년 이상 떨어진 먼 곳에 있는 퀘이사가 항성과 비슷한 정도로 관찰될 수 있는 것은 엄청난 에너지 덕분이다. 현재 관측기는 퀘이사의 밝기와 크기를 통해 계산해 보면 퀘이사 하나가 우리 은하계만한 은하 100 개 내지 1000개의 밝기를 가지고 잇다는 결론이 나온다. 퀘이사의 수수께끼 중 하나가 그것이다. 수백, 수천 개의 은하를 합친 밝기를 가진 퀘이사의 에너지는 과학자들은 여러 가지 이야기를 하고 있다.

대부분의 퀘이사는 약한 전파원이거나 그렇지 않으면 전파를 전혀 내지 않는다. 이러한 천체는 보통의 비슷한 실시등급을 가진 별과 비교하여 강한 자외선복사(UV)를 나타낸다는 특징에 착안하여 발견하였다. 여기서 전파원이 전파를 내기 위해서는 안테나가 필요하다. 천체에서 안테나에 해당하는 것은 전리된 가스, 즉 성운에 해당하는 것인데 이 전파원의 위치를 정확하게 맞추어 보니 별의 위치와 일치함을 알게 되었다. 이것은 별이라면 안쪽의 온도가 바깥쪽의 온도보다 높기 때문에 낮은 가스에 의해서 흡수 스펙트럼이 보여야 하는데 스펙트럼 선은 모두 방출선이었다. 이 것은 별 주위를 온도가 높은 가스가 둘러싸고 있다는 것으로 별이 이런 모습을 가지는 것은 특이한 일이다. 퀘이사의 광학적 외관은 별과 비슷한데 각지름은 1″ 미만이고 몇몇은 어두운 성운을 가지고 있다. 또한 어떤 퀘이사는 광학적인 변화를 하는데 이것은 퀘이사의 크기가 한계를 결정하는데 매우 중요하다. 천체가 주기 t로 변화한다면, 그 천체의 반지름은 t×광속(c)보다 작거나 같다 ( R ≤ ct ). 만일 이러한 제한이 없다면 동일 근원내의 다른 곳에서의 폭발은 약간의 전체적인 변화로 평균화되어 버릴 것이다. 이 변화의 주기는 과거 수십년 사이에 1등급 정도의 밝기가 10년 정도를 보이고 있었다. 은하의 100배가 넘는 밝기가 10년정도의 짧은 시간단위로 변화하려면 그 천체는 10광년 정도의 좁은 장소로부터 나온다는 사실이다.

예를 들어 그러한 천체가 있는데 갑자기 밝기를 2배로 늘렸을 때 지구로부터 보면 처음에는 그 천체의 앞쪽 방향에 있는 빛이 다가오게 된다. 그리고 이보다 조금 늦어져서, 조금 더 뒤쪽방향으로부터 빛이 오게 된다. 이렇게 하여 가장 안쪽으로부터의 빛이 다가오는 것은 수 천년에서 수만년 늦어지게 된다. 즉, 수천광년 크기의 변광성이 있다고 한다면 빛의 세기가 변화하기 위해서는 적어도 수천년이 걸려야 한다. 그리고 이 3C273의 전자기파쪽은 빛의 밝기와는 달리 2,3년 사이에 거의 절반에 가까운 변화를 주게 되는데 이것은 전파가 나오는 부분이 아까 보다도 훨씬 좁은 영역이라는 얘기가 된다.

퀘이사의 빛으로부터 알 수 있는 것들.

물리학자들이 추측하는 우주의 나이는 약 150억년이다 그렇다면 퀘이사라는 천체의 나이는 거의 우주가 처음 탄생한 무렵에 가까운 셈이다. 그래서 퀘이사를 우주 끝에 있는 천체라고 부르기도 한다. 그러니까 퀘이사는 약 140 억년 전의 우주의 모습을 보여주고 있는 것이다. 현재까지 발견된 퀘이사의 숫자는 약 4000개 정도 된다.

이렇게 먼 곳에서부터 우리 태양계가지 기나긴 여행을 하는 동안 퀘이사에서 나온 빛은 수많은 은하와 은하단을 지나온다. 따라서 천문학자들에게 이 빛은 우주을 연구하는데 귀중한 자료가 된다. 빛은 자기가 지나온 자리의 여러 가지 이야기를 흔적으로 가지고 있기 때문이다. 태양빛도 지구에 도달하기까지 먼지와 구름을 통과하면서 산란되거나 흡수된다. 마찬가지로 퀘이사의 빛도 자기가 지나온 은하의 가스층이나 성간 물질에 따라 갖가지 변화를 일으킨다.

퀘이사의 빛 스펙트럼을 분석해보면 지구에서 100억 광년정도 떨어진 곳에 있는 젊은 은하들이 아주 활발한 활동을 하고 있다는 사실을 알 수 있다. 퀘이사의 빛에 흡수된 흡수선에 따르면 이 은하들이 높은 온도의 가스층을 15억 광년에 걸쳐 가지고 있기 때문이다. 우리 은하계의 가스층은 3만 광년 정도에 불과 하니까 멀리 떨어진 은하들이 훨씬 활발한 활동을 했었던 셈이다 또 퀘이사의 스펙트럼 중에는 은하가 되지 못한 가스 덩어리에서 나온 것으로 보이는 흡수선도 있다. 천문학자들은 그런 가스 구름은 질량이 너무 작아 은하로 뭉쳐지지 못한 채 그대로 사라졌을 것으로 추측 한다.

또 한가지 퀘이사를 통해 알 수 있는 중요한 사실은 아직도 수수께끼로 남아있는 암흑 물질의 크기나 분포를 짐작할 수 있다. 빛은 강한 중력의 영향으로 굽는다. 아주 먼 곳에서 날아오는 빛의 강력한 중력을 가진 천체나 암흑물질의 영향으로 여러 가지 신비한 현상을 나타낸다. 그 중에서 가장 많이 알려진 것이 중력렌즈 현상이다. 어떤 퀘이사는 중간에 있는 은하 때문에 그 모습으로 4중으로 나타나 마치 십자 모양을 하기도 한다. 이것을 아인슈타인의 십자성이라 부른다. 중력렌즈 현상을 거꾸로 뒤집어 생각하면 빛을 휘게 만든 숨어있는 물질의 질량과 위치를 알아낼 수 있는 것이다.

퀘이사의 생성

1. 퀘이사의 내부에는 블랙홀이 있다.

2. 두 개의 은하가 충돌해서 퀘이사가 만들어졌고, 그렇게 충돌하는 과정에서 블랙홀이 만들어졌다.

. 보통의 별은 핵융합 반응으로 에너지를 만드는데 퀘이사는 한가운데 1광년 정도의 좁은 중심에서 에너지를 집중적으로 내보내고 있으므로 핵융합반응은 아니라는 증거다.

퀘이사의 특징

1. 퀘이사에는 폭발이 있다.

이것은 3C273의 경우는 이것이 1년 정도 나 타났다가 사라졌다. 주기적인 변광과 다른점은 단파장대에서 먼저 나타나고 나중에 장파장쪽에서 나타난다는 점이다. 그냥 변광의 경우는 우리에게 가까운 데서 일어나는 장파장이 먼저 도달하고 나중에 중심의 단파장이 와야 하는데 이것은 급격하게 폭발을 했음을 보여준다.

2. 퀘이사는 너무도 밝아서 그 주변에 있는 다른 은하의 모습을 볼 수가 없다. 하지만...

최근에 허블 망원경이 은하에서 유난히 밝은 빛을 내는 부분 퀘이사로불리워지는 은하핵 정체의 일부를 밝혀냈다. 마치 별처럼 보이지만 실제는 별이 아닌 은하의 핵 퀘이사는 수십억광년 떨어진 은하계의 중심에서 보통별들보다 천억배 이상의 광채를 내기 때문에 지상 망원경으로는 주변 은하의 모습을 볼 수 없었다. 그러나 허블 우주 망원경은 최근 너무나 눈부셔서 그 정체를 파악할 수 없었던 퀘이사 주변을 촬영하는데 성공했다. 붉은 빛을 내는 퀘이사주변의 은하계는 나선형과 타원형, 불규칙한 형, 그리고 충돌하는 은하의 모습을 보여주고 있다.

이 가운데 충돌하는 은하계에서 발생하는 퀘이사는 충돌당시에 파괴되는 물질을 블랙홀이 빨아들임 으로써 더 강렬한 빛과 X-선,전파와 같은 전자기복사를 방출한다는 사실이 밝혀졌다. 또한 퀘이사의 에너지원인 블랙홀은 반드시 은하의 중심에 존재하지 않는다는 새로운 사실도 밝혀내 또다른 의문점을 던져주고 있다. 허블 우주 망원경이 찍은 이번 사진은 퀘이사는 블랙홀이 주변의 것을 빨아들이면서발생하는 에너지로 빛을 발한다는 천문학자들의 기존의 추측을 입증해서 우주진화의 원리를 밝히는데 큰 걸음을 내딪었다.

출처 : http://my.netian.com/~n87bada/main.htm