퀘이사

퀘이사

퀘이사

퀘이사는 블랙홀이 주변 물질을 삼키는 에너지에 의해 형성된 거대한 발광체입니다. 퀘이사의 중심부에는 태양 질량의 10억 배에 달하는 매우 무거운 블랙홀이 자리 잡고 원반에 둘러싸여 원반의 물질이 회전해 블랙홀에 빠지고, 물질의 중력 에너지가 빛 에너지로 변해 엄청난 양의 빛이 나옵니다. 퀘이사는 지구 위에서 가장 먼 천체로 에너지를 방출하고 수십억 광년 떨어져도 별처럼 밝게 보이는 활동적인 은하입니다. 블랙홀 이론은 퀘이사의 신비를 풀어냈고 20세기 최고의 지식 중 하나로 꼽히고 있습니다. 발견 당시 은하수만큼 넓어 보이는 별과 같은 원천이 아니었기 때문에 '항성과 비슷하다'는 의미에서 '퀘이사'혹은 '퀘이사 전파원'으로 명명됐습니다. 그러나 퀘이사는 전파뿐 아니라 거의 모든 전자파 대역에서 매우 강한 에너지를 갖고 있으며 전체 퀘이사의 10%만이 가장 강한 전파가 있습니다. 그래서 지금은 보통 '퀘이사 전파원'이 아니라 '퀘이사'라고 불리고 있습니다. 아주 큰 적색편이를 보여주는 퀘이사의 정체성은 1980년대 초반까지 비교적 최근에 논쟁을 벌였으나 지금은 은하 중심부에 있는 매우 무거운 블랙홀과 그 주변에서 매우 밀도가 높은 지역으로 밝혀졌습니다. 퀘이사의 크기는 블랙홀의 슈바르츠실트 반경의 약 10~1만 배에 달하며 블랙홀 주변에 형성된 증가한 강착 원반에 의해 에너지를 공급받고 있습니다. 퀘이사 물리적 특성에 대해서 알아봅시다.

거리 및 적색편이

퀘이사는 우주의 확장을 위해 매우 큰 적색 편이 값을 가지고 있습니다. 현재까지 20만개 이상의 퀘이사가 발견되었지만 대부분 슬로언 디지털 전처탐사에서 발견됩니다. 현재 알려진 퀘이사의 스펙트럼은 0.05에서 7까지 적색편이로 표시됩니다. 표준 공간 모델이 발표한 바로는, 이 적색편이의 값에서부터 퀘이사까지의 거리가 약 6억 광년이며 280억 광년에 달한다는 것을 의미합니다. 2011년 6월 현재, 가장 큰 적색편이값 (즉, 가장 먼) 퀘이사는 ALAS J1120 +0641이며, 그 값은 7.085이며, 지구로부터의 거리는 약 290억 광년입니다. 퀘이사는 믿을 수 없을 정도로 멀리 떨어져 있고 빛의 속도가 일정하여서 퀘이사와 주변 환경의 출현은 우주의 초기 모습과 흡사합니다.

밝기

퀘이사는 우주에서 발견되는 가장 밝고 강력하며 활동적인 천체입니다. 보통 퀘이사는 별을 만드는 젊은 은하 안에 존재하며, 우리 은하가 갈라지는 에너지의 수천 배에 달하는 에너지를 씻어 낼 수 있습니다. 퀘이사는 또한 X선에서 원적외선, 전파에 이르기까지 거의 모든 스펙트럼에서 빛을 방출하고 자외선을 주로 볼 수 있는 가장 많은 에너지를 방출할 수 있는 강력한 전파 및 감마선을 방출할 수 있습니다. 퀘이사가 매우 멀리 떨어져 있더라도 관찰하기 쉽다는 사실은 퀘이사가 우주에서 발견되는 가장 밝은 천체라는 것을 의미합니다. 공중에서 가장 밝은 퀘이사는 처녀자리의 3C 273으로 평균 12.8로 아마추어 망원경에 의해 관찰될 만큼 밝습니다. 그러나 퀘이사에 대한 절대평가는 24억 4천만 광년 떨어져 있지만 -26.7등급에 달합니다. 즉, 이 퀘이사의 밝기는 태양의 약 2조 배에 달합니다. 우리 은하와 같은 평균의 큰 은하에서 방출되는 총빛의 약 100배에 달합니다.

크기와 질량

일부 퀘이사는 가시광선과 X선 영역에서 빠른 밝기 변화를 보여줍니다. 이러한 밝기의 변화는 몇 시간, 몇 주 또는 몇 달 후에 발생하지만, 이러한 변화의 시간을 측정하면 퀘이사 빛이 나오는 영역의 크기를 추론할 수 있습니다. 퀘이사의 촉진이 관찰할 수 있을 정도로 충분히 변화하기 위해서는 퀘이사의 모든 부분이 함께 변화해야 합니다. 왜냐하면, 퀘이사 전체가 퀘이사를 가로지르는 데 걸리는 시간까지만 정보가 전달되기 때문입니다. 예를 들어, 일부 퀘이사가 가시광선에서 하루 동안 밝기가 달라지 면이 퀘이사에서 가시광선을 생성하는 부분의 크기는 약 1 광일 미만이라고 추론할 수 있습니다. 이런 식으로 관찰된 퀘이사는 전체 태양계의 크기일 수 있습니다. 밝기의 변화가 발생하는 이유는 아마도 지구의 방향을 가리키는 제트의 상대론적 분 사출과 관련이 있을 것입니다. 천문학자들은 퀘이사의 질량을 측정하기 위해 반향측량법이라는 관측 기술을 사용했지만, 퀘이사 질량은 106 ~ 109M으로 매우 큰 것으로 밝혀졌습니다. 퀘이사 광학의 영역은 작지만 엄청난 양의 에너지를 생산하는 것은 퀘이사의 에너지 밀도가 매우 크고 에너지를 생산하는 메커니즘이 매우 효율적이라는 것을 의미합니다. 퀘이사가 처음 발견된 1960년대에는 그러한 강력한 에너지를 생산할 수 있는 알려진 방법이 없었기 때문에 퀘이사의 정체성 (크기, 거리, 에너지원)에 대한 논쟁이 많았지만 이러한 논란은 블랙홀에 떨어지는 물질의 중심에 있었습니다. 에너지가 에너지의 원천으로 판명되었기 때문에 해결되었습니다.

에너지원

퀘이사의 에너지원은 무거운 블랙홀에 떨어지는 물질의 중력 에너지이며, 이러한 메커니즘은 일반적으로 밝은 은하를 활성화하도록 지시합니다. 빛은 퀘이사 중심 블랙홀이기 때문에 탈출할 수 없어서 퀘이사에서 나오는 에너지는 블랙홀의 사건 지평선 밖에 있는 원반에서 발생합니다. 블랙홀에 떨어지는 물질은 가지고 있던 각운동량 때문에 블랙홀 중심 쪽으로 곧바로 떨어지지 않고 블랙홀을 중심으로 회전하는 원반을 형성하지만, 이 원반을 강착원반이라고 합니다. 강착 원반의 물질이 회전하면서 블랙홀로 떨어지고 이때는 강한 마찰로 물질의 중력 에너지가 빛 에너지로 변합니다. 퀘이사의 특성은 대부분의 활동 은하와 유사하여서 퀘이사의 방출 현상은 작은 활동 은하와 비교하여 생각될 수 있습니다. 1040W의 밝기 (가장 전형적인 퀘이사의 밝기)를 생성하기 위해서는 초질량 블랙홀이 매년 10개의 태양 질량에 해당하는 물질을 먹어야 합니다. 현재까지 발견된 퀘이사 중 가장 밝은 것은 매년 1,000M의 질량을 빨아들이는 것으로 생각됩니다. 상대적으로 가까운 수십 개의 은하를 관찰한 결과, 퀘이사처럼 강한 에너지를 제공하지는 않지만 비슷한 질량을 가진 매우 무거운 블랙홀이 발견되었습니다. 따라서 모든 큰 은하가 블랙홀의 중심에 있는 것으로 보이며, 이 블랙홀에 물질 (별과 가스)이 공급되면 강한 에너지를 방출하는 퀘이사로 관찰됩니다. 공급된 물질이 배출되면 퀘이사의 활동이 중단되지만, 은하 간의 충돌과 상호 작용으로 새로운 물질이 공급되면 퀘이사 활동이 다시 시작될 수 있습니다.

퀘이사 주변환경과 모은하

퀘이사는 대부분 별을 폭발시키는 은하에서 발견됩니다. 따라서 은하계에서 별의 형성과 중앙 블랙홀의 성장이 함께 이루어지는 것처럼 보이지만, 이 두 과정이 어떻게 상호 작용하는지는 아직 정확히 알려지지 않았으며 외부 은하 천문학의 활발한 연구 주제 중 하나입니다. 예를 들어, 퀘이사로부터의 물질 방출은 은하계에서 별의 형성을 멈추게 하거나 퀘이사의 강한 제트가 은하단의 뜨거운 가스를 냉각시켜 별을 만드는 것을 방지한다고 합니다. 일반적으로 퀘이사는 자신이 속한 은하보다 훨씬 밝은 빛을 주기 때문에 은하 자체는 이 빛에서 관찰하기가 쉽지 않지만, 코로나 그래프라는 장치를 사용하면 퀘이사의 모은하를 관찰할 수 있습니다. 하늘 좌표계에서의 역할. 퀘이사는 지구와 매우 멀리 떨어져 있으며 각 크기가 매우 작아서 하늘 내에서 좌표계를 결정하는 데 기준점으로 사용됩니다. 국제 천구 좌표계는 은하계 외부의 수백 개의 무선 원 (대부분 퀘이사)의 정확한 위치를 기반으로 한 천체 좌표계입니다. 지구와 태양계의 움직임과 별과 은하의 움직임 때문에 지구에서 가까운 별과 은하들은 수십 년 동안 상대적으로 움직이지 않는 것처럼 보이지만, 퀘이사는 지구에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 측정할 수 없으며 현재 기술에서 움직이지 않는 것처럼 보입니다. 또한, 퀘이사의 각 크기가 매우 작아서 초장기선 간섭 관측법은 우리가 하늘에서 위치를 측정할 수 있게 합니다. 그것은 천체 좌표계의 기준점으로 사용됩니다.