퀘이사

퀘이사(Quasar)는 Quasi-stellar Radio Source의 약자로 우리말로 준항성체라고 풀이할 수 있다. 또한 QSO(Quasi Stellar Object)라고도 불리기도 한다. 퀘이사는 활동은하핵의 한 종류로 일반적으로 모은하가 보이지 않고 은하 중심의 핵만 보이는 밝은 활동은하핵을 지칭한다. 반대로 모은하가 뚜렷하게 보이는 비교적 어두운 활동은하핵은 일반적으로 세이퍼트은하로 불린다. 퀘이사는 때로는 전파에서 강한 에너지를 내는 밝은 활동은하핵을 말하기도 한다. 1963년 경 최초로 발견되었으며, 2020년 현재 백만개 이상의 퀘이사가 알려져 있다.

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1963년 경에 최초로 발견된 퀘이사는 3C 273과 3C 48로 전파에서 강한 빛을 내는 것으로 알려져 있었다. 그 당시에만 해도 전파를 내는 천체는 일반적으로 타원은하인 것으로 알려져 있었으나 이 두 천체의 경우는 광학이미지에서 별처럼 점광원으로 보였다. 1963년 마틴 슈미트(Maarten Schmidt)가 팔로마천문대의 헤일망원경을 이용하여 3C 273의 분광 관측 데이터를 얻었으며 이를 통해 놀라운 결과를 얻었다. 첫째, 도플러효과와 허블법칙을 이용해서 3C 273까지의 거리를 측정하였더니, 3C 273이 우리로부터 수십억 광년 떨어진 것을 알게되었다. 이는 우리은하 크기뿐 아니라 가장 가까운 은하 중의 하나인 안드로메다은하까지의 거리(대략 2백만 광년)보다 훨씬 큰 값으로 3C 273이 우리은하에 속한 별이 아님을 나타낸다. 두번째로 더욱 놀라운 발견은 3C 273의 광도는 우리가 알고 있는 가장 밝은 은하보다 적어도 수십 배 이상 밝다는 것이었다. 슈미트는 1963년 네이처를 통해서 발표한 논문에서 3C 273과 3C 48을 별같은(star-like) 천체로 명명하였으며, 1964년 추홍이(Hong-yee Chiu)에 의해서 퀘이사(Quasi-stellar Radio Source)로 불리게 된다.

그림 1. 허블망원경으로 촬영한 3C 273의 가시광 이미지. 중심의 점광원이 강하게 보이며, 분해능이 뛰어난 허블우주망원경의 이미지에서도 모은하의 모습을 찾아보기가 매우 어렵다. 그림의 왼쪽 위에 길게 뻗은 형태는 부착원반에 의해서 형성된 제트를 나타낸다. 제트는 보통 전파에서 강하게 보이는데, 제트의 세기가 매우 강해서 가시광에서도 뚜렷하게 모습이 보이는 것을 알 수 있다.(출처 : )

퀘이사는 처음 발견되었을 때만 해도 우주에서 관측 가능한 천체 중 가장 밝고 멀리 있는 천체였으며, 별이 수십억 개 모여 있는 은하보다 수십 배까지 밝게 보였다. 또한 가시광에서의 분광 관측을 통해서 얻은 퀘이사의 스펙트럼에 초속 수천 킬로미터에 이르는 넓은 선폭을 가지는 방출선이 뚜렷하게 보였다. 이러한 관측 결과는 밀도가 매우 높은 비교적 작은 지역에서 강한 에너지가 나온다는 것을 의미한다. 따라서 태양과 같은 별에서 나오는 빛으로는 퀘이사를 설명하기가 어렵고, 무거운 블랙홀 주위에 형성된 부착원반에서 나오는 에너지로 퀘이사를 설명할 수 있다. 은하핵 주변에 있는 가스가 은하중심부의 블랙홀로 빠른 속도로 빨려들어갈 때, 가스가 가지고 있는 중력에너지가 부착원반의 높은 밀도에서 생기는 마찰에 의해 빛 에너지로 전환이 되어 강한 빛을 내는 것이 퀘이사라는 설명이다. 예를 들어 태양과 같은 무게를 가진 가스가 일 년 동안 초대질량블랙홀로 빨려 들어가게 되면 대략적으로 우리은하 전체 밝기보다 수십 배 밝은 빛을 낼 수 있다. 퀘이사의 강한 빛이 초대질량블랙홀 주위로 가스가 흘러 들어가서 생긴 부착원반에서 나왔다는 사실은 초대질량블랙홀의 존재에 대한 간접적인 증거로 간주된다. 따라서 퀘이사는 초대질량블랙홀의 질량 측정 및 진화 연구에 매우 중요한 소재로 사용되고 있다.