퀘이사

Quasar
이 기사는 그 천문학 물체에 관한 것이다.기타 용도는 Quasar(동음이의)를 참조하십시오.
"준항성 물체"가 여기로 리디렉션됩니다.준성과 혼동하지 말 것.
ULAS J1120+0641의 부착 원반을 그린 예술가의 그림. ULAS J1120+0641은 질량이 태양의[1] 20억 배인 초질량 블랙홀에 의해 구동되는 매우 먼 퀘이사입니다.

준성형 천체(QSO)라고도 불리는 퀘이사(/ˈkwezzɑr/KWAY-zar)는 초질량 블랙홀로 구동되는 매우 밝은 활동 은하핵(AGN)으로, 질량은 수백만에서 수백억에 달하며 기체 부착 원반에 둘러싸여 있습니다.블랙홀을 향해 떨어지는 원반 내의 가스는 마찰로 인해 가열되어 전자기 복사 형태로 에너지를 방출합니다.퀘이사의 복사 에너지는 어마어마합니다; 가장 강력한 퀘이사는 [2][3]은하수와 같은 은하보다 수천 배나 더 큰 광도를 가지고 있습니다.일반적으로 퀘이사는 AGN의 더 일반적인 범주의 하위 클래스로 분류됩니다.퀘이사의 적색편이는 우주론에서 [4]비롯되었다.

퀘이사라는 용어는 "준성 [별과 비슷한] 전파원의 수축에서 유래했습니다. 퀘이사는 1950년대에 알려지지 않은 물리적 기원의 전파원으로 처음 확인되었고 가시 파장의 사진 이미지에서 확인되었을 때 희미하고 별과 같은 빛의 점들을 닮았습니다.특히 허블 우주 망원경의 고해상도 퀘이사의 이미지는 퀘이사가 은하 중심에서 발생하며 일부 호스트 은하가 강하게 상호작용하거나 은하를 [5]병합하고 있다는 것을 입증했습니다.AGN의 다른 범주와 마찬가지로, 퀘이사의 관측 특성은 블랙홀의 질량, 가스 강착 속도, 관측자에 대한 강착 원반의 방향, 제트의 유무, 그리고 주은하 내의 가스와 먼지에 의해 가려지는 정도를 포함한 많은 요인에 따라 달라집니다.

백만 개 이상의 퀘이사가 [6]발견되었으며, 가장 가까운 퀘이사는 지구로부터 약 6억 광년 떨어진 것으로 알려져 있다.가장 멀리 알려진 퀘이사의 기록은 계속해서 변화하고 있다.2017년에는 퀘이사 ULAS J1342+0928이 적색 편이 z = 7.54로 검출되었다.이 8억 태양 질량의 퀘이사로부터 관측된 빛은 우주가 [7][8][9]6억 9천만 년 밖에 되지 않았을 때 방출되었다.2020년, 퀘이사 포니우애나는 빅뱅이 일어난 지 불과 7억 년 후에 발견되었으며, 질량은 [10][11]태양의 15억 배인 것으로 추정되었다.2021년 초, 16억 질량의 블랙홀을 가진 퀘이사 J0313–1806은 빅뱅이 [12]일어난 지 6억 7천만 년 후인 z = 7.64로 보고되었다.

퀘이사 발견 조사는 퀘이사 활동이 먼 과거에 더 일반적이었다는 것을 증명했다; 최고 시점은 약 100억 년 [13]전이었다.중력적으로 끌어당기는 여러 개의 퀘이사의 농도는 큰 퀘이사 그룹으로 알려져 있으며 우주에서 가장 큰 것으로 알려진 구조 중 일부를 구성합니다.

명명

"쿼사"라는 용어는 1964년 5월 천체물리학자인 홍이 추(Hong-Yee Chiu)가 천문학적으로 곤혹스러운 특정 [14]물체를 설명하기 위해 쓴 글에서 처음 사용되었습니다.

지금까지, 이러한 천체들을 묘사하기 위해 "준성 전파원"이라는 어설프게 긴 이름이 사용되었습니다.이러한 물체의 성질은 전혀 알려져 있지 않기 때문에, 그들의 이름에서 본질적인 성질을 알 수 있도록 짧고 적절한 명명법을 마련하는 것은 어렵다.편의를 위해 본 문서에서는 약어 "quasar"를 사용합니다.

관찰 및 해석 이력

퀘이사 3C 273의 Sloan Digital Sky Survey 이미지, 이 물체의 별과 같은 외관을 보여줍니다.퀘이사의 제트는 퀘이사에서 아래로 그리고 오른쪽으로 뻗어나가는 것을 볼 수 있다.
퀘이사 3C 273의 허블 이미지.오른쪽에는 코로나그래프가 퀘이사의 빛을 차단하는 데 사용되어 주변 숙주 은하를 쉽게 탐지할 수 있다.

배경

주요 기사 : 은하 dist 다른 성운과의 차이점

1917년에서 1922년 사이, 헤버 커티스, 에른스트 외픽과 다른 사람들의 연구에서 천문학자들이 본 몇몇 물체("nebulae")는 사실 우리 은하와 같은 먼 은하라는 것이 분명해졌다.그러나 1950년대에 전파천문학이 시작되었을 때 천문학자들은 은하들 중에서 설명이 불가능한 특성을 가진 소수의 변칙적인 물체들을 발견했습니다.

이 물체는 많은 주파수의 방사선을 방출했지만 광학적 위치를 찾을 수 없었고, 어떤 경우에는 먼 별처럼 희미하고 점 같은 물체만 있었다.물체가 구성되는 화학 원소를 식별하는 이러한 물체의 스펙트럼 라인도 매우 이상했고 설명이 불가능했다.그들 중 일부는 광학 범위 내에서 매우 빠르게 그리고 심지어 X-선 범위에서도 더 빠르게 밝기를 변화시켰는데, 이는 아마도 우리 태양계보다 [15]크지 않을 수 있다는 것을 암시한다.이는 매우 높은 전력 [16]밀도를 의미합니다.이 물건들이 무엇일지에 대해 상당한 논의가 이루어졌다.이들은 "준성(準星) 전파원" 또는 "준성(準星) 물체"로 표현되어 알려지지 않은 성질을 반영하여 "준성(QSO)"으로 줄여서 "준성(quasar)"으로 표현되었다.

초기 관측(1960년대 이전)

최초의 퀘이사 (3C 48 및 3C 273)는 1950년대 후반에 전천후 전파 [17][18][19][20]조사에서 무선 소스로서 발견되었다.이들은 처음에는 대응하는 가시적인 물체가 없는 무선 소스로 기록되었습니다.간섭계로서 작은 망원경과 러벨 망원경을 사용하여, 그것들은 매우 작은 각도 [21]크기를 가지고 있는 것으로 나타났다.1960년까지, 천문학자들이 그들의 광학적인 상대물체를 찾기 위해 하늘을 스캔하는 동안, 이 물체들 중 수백 개가 제3 캠브리지 카탈로그에 기록되고 출판되었다.1963년 앨런 샌디지와 토마스 A는 무선 소스 3C 48과 광학 물체의 확실한 식별을 발표했다. 매튜스.천문학자들은 전파원의 위치에서 희미한 푸른 별처럼 보이는 것을 발견했고 그 스펙트럼을 얻었는데, 여기에는 알려지지 않은 많은 광범위한 방출선이 포함되어 있었다.그 변칙적인 스펙트럼은 해석을 무시했다.

영국-호주 천문학자 존 볼튼은 1962년 획기적인 발견을 포함하여 퀘이사에 대한 많은 초기 관측을 했다.또 다른 전파원인 3C 273은 달에 의해 5차례 가려질 것으로 예측되었다.파크스 전파 망원경을 사용한 엄폐 중 하나에서 Cyril Hazard와 John Bolton이 수행한 측정은 Maarten Schmidt가 전파원에 대한 가시적인 상대물을 찾고 Palomar 산의 200인치(5.1m) Hale 망원경을 사용하여 광학 스펙트럼을 얻을 수 있게 했다.이 스펙트럼은 같은 이상한 방출선을 드러냈습니다.슈미트는 이것이 15.8%까지 적색편이된 수소의 일반적인 스펙트럼 라인일 가능성이 높다는 것을 입증할 수 있었습니다(적색편이 더 높은 것으로 알려진 아주 희미한 은하들 중 일부만 있음).만약 이것이 "별"의 물리적 움직임 때문이라면, 3C 273은 알려진 별의 속도를 훨씬 뛰어넘는 초속 47000km의 엄청난 속도로 후퇴하고 있었다.[22]또한 극단적인 속도는 3C 273의 엄청난 무선 방출을 설명하는데 도움이 되지 않을 것이다.만약 적색편이 우주론적인 것이라면(지금은 정확한 것으로 알려짐) 그 거리는 3C 273이 어떤 은하보다 훨씬 밝지만 훨씬 더 작다는 것을 암시합니다.또한, 3C 273은 1900년대로 거슬러 올라가는 기록 사진을 탐지할 수 있을 만큼 밝았다; 그것은 연간 시계에 따라 가변적인 것으로 밝혀졌는데, 이는 은하에 비해 크기가 작은 1광년 미만의 영역에서 빛의 상당 부분이 방출되었음을 암시한다.

그것은 많은 의문을 제기했지만, 슈미트의 발견은 퀘이사 관측에 혁명을 일으켰다.3C 48의 이상한 스펙트럼은 슈미트, 그린스타인, Oke에 의해 수소와 마그네슘이 37% 적분변화되었음을 금방 확인했다.곧이어 1964년에 두 개의 퀘이사 스펙트럼과 1965년에 다섯 개의 퀘이사 스펙트럼이 극단적으로 [23]적색 편이된 일반 빛으로 확인되었다.관측과 적색편이 자체는 의심받지 않았지만, 그들의 정확한 해석은 심각하게 논의되었고, 퀘이사에서 검출된 방사선이 극단적인 속도의 멀리 있는 적색편이 선원으로부터의 일반적인 스펙트럼 선이라는 볼튼의 제안은 당시에는 널리 받아들여지지 않았다.

물리적 이해의 발달(1960년대)

주요 기사:적색 이동, 우주 및 우주의 팽창

극단적인 적색 편이는 엄청난 거리와 속도를 의미할 수 있지만, 극단적인 질량이나 아마도 다른 알려지지 않은 자연의 법칙 때문일 수도 있습니다.극단적인 속도와 거리는 설명이 부족한 엄청난 출력을 의미하기도 한다.작은 크기는 간섭계와 퀘이사 전체의 출력 변화 속도, 그리고 가장 강력한 가시광선 망원경에서도 희미한 별 모양의 빛의 점 이상으로 보이지 않음으로써 확인되었습니다.하지만 만약 그들이 작고 우주에서 멀리 떨어진다면, 그들의 전력 생산량은 어마어마하고 설명하기 어려울 것이다.마찬가지로, 만약 그들이 매우 작고 우리 은하에 훨씬 더 가까이 있다면, 그들의 겉보기 출력은 쉽게 설명할 수 있을 것입니다. 그러나 우주의 배경에 대한 그들의 적색편이와 감지 가능한 움직임의 부족은 설명하기가 쉽지 않습니다.

슈미트는 적색편이 또한 허블의 법칙에 명시된 우주의 팽창과 관련이 있다고 언급했다.측정된 적색 편이가 팽창에 의한 것이라면, 이것은 지금까지 관측된 어떤 물체보다 훨씬 높은 광도와 출력으로 매우 멀리 있는 물체를 해석하는 데 도움이 될 것이다.이 극단적인 광도는 또한 큰 무선 신호를 설명할 수 있습니다.슈미트는 3C 273이 우리 은하 안에 있는 약 10km 너비의 개별 별이거나 멀리 있는 활동 은하핵일 수 있다고 결론지었다.그는 멀고 매우 강력한 물체가 [24]더 정확해 보인다고 말했다.

슈미트의 높은 적색 이동에 대한 설명은 당시에는 널리 받아들여지지 않았다.가장 큰 우려는 이 물체들이 멀리 떨어져 있다면 엄청난 양의 에너지를 방출해야 한다는 것이었다.1960년대에는 일반적으로 인정되는 메커니즘이 이를 설명할 수 없었다.이것은 1960에서, 블랙 홀의 존재 아직도 넓고 너무 이국적인, 이론적으로 보였다 현재 받아들여진 설명이 문제에 대한 부착 디스크는 초거대 블랙 홀에서 떨어지는에 도착할 예정이다만 1964년에 에드윈 살피터와 야코프 Zel'dovich,[25]에 의해었고 심지어 많은 천문학자들에 의해 거절 당했고 제안되었다.db왜냐하면 많은 은하(우리 은하 포함)의 중심에 초질량 블랙홀이 있다는 것이 아직 확인되지 않았기 때문이다.그들의 방사선의 이상한 스펙트럼 선과 일부 퀘이사에서 보이는 변화의 속도는 또한 많은 천문학자들과 우주론자들에게 그 물체들이 상대적으로 작아서 아마도 밝고, 질량이 크고, 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 암시했다. 따라서 그들의 적색 편이는 거리나 속도에 의한 것이 아니며, 다른 어떤 반응 때문임에 틀림없다.n 또는 알려지지 않은 과정. 즉, 퀘이사는 적색 편이 빛이 암시하는 바와 같이 매우 강력한 물체이거나 극단적인 거리에 있지 않다는 것을 의미합니다.일반적인 대체 설명은 적색편이(일반상대성이론에 의해 설명됨)가 아니라 극단적인 질량(중력 적색편이)에 의해 발생했다는 것이다.

1960년대와 1970년대에 다양한 설명이 제안되었고, 각각은 그들만의 문제를 가지고 있었다.퀘이사는 근처에 있는 물체이며, 그 적색편이는 우주의 팽창 때문이 아니라 깊은 중력 유정을 빠져나가는 빛 때문이라고 제안되었다.이것은 거대한 물체를 필요로 할 것이고, 이것은 또한 높은 광도를 설명할 것입니다.그러나 측정된 적색편이를 생성하기에 충분한 질량의 별은 불안정하고 하야시 한계를 [26]초과할 것이다.퀘이사는 또한 이전에는 저밀도의 고온 가스 성운에서만 볼 수 있었던 금지된 스펙트럼 방출선을 보여주는데, 이는 관측된 힘을 생성하기에는 너무 분산되어 있고 깊은 중력 [27]우물 안에 들어갈 수 있다.또한 우주론적으로 멀리 떨어진 퀘이사의 개념에 대한 심각한 우려도 있었다.핵융합 등 알려진 에너지 전환 과정을 훨씬 초과하는 에너지를 내포하고 있다는 주장이 유력했다.퀘이사가 지금까지 알려지지 않은 안정적인 형태의 반물질로 만들어졌으며, 이것이 퀘이사의 [28]밝기를 설명할 수 있다는 주장이 있었다.다른 사람들은 퀘이사가 웜홀의 화이트홀 [29][30]끝 또는 수많은 [31]초신성의 연쇄 반응이라고 추측했다.

결국, 1970년대부터 많은 증거들이 (최초의 X선 우주 관측소, 블랙홀에 대한 지식 및 우주론의 현대 모델을 포함) 점차 퀘이사의 적색편이 진짜이며 우주의 팽창으로 인해 퀘이사가 슈미트와 다른 우주만큼 강력하고 멀리 떨어져 있다는 것을 보여주었다.과학자들은 그들의 에너지원이 [32]초질량 블랙홀에 떨어지는 강착 원반에서 나온 물질이라고 주장했다.이 중력 렌즈, 피터슨과 퀘이사가 들어 있는 galaxies 건의 1971년 finding[표창 필요한]에서 관찰 및 Kristia은 퀘이사와 같은별을 보여 주quasar 호스트 은하계의 X- 선 광학 시야에서 결정적인 증거를 다양한 스펙트럼 이상 설명했다"간섭"흡수 선의 발견을 포함했다.n의 1973년 finding[표창 필요한]많은 퀘이사를 둘러싼 "거친"이 덜 밝은 숙주 은하와 일치한다는 것이다.

이 모형은 또한 많은 또는 대부분의 은하가 거대한 중심 블랙홀을 가지고 있다는 것을 암시하는 다른 관측과도 잘 맞아떨어집니다.그것은 또한 왜 퀘이사가 초기 우주에서 더 흔한지 설명해 줄 것이다: 퀘이사가 강착 원반으로부터 물질을 끌어당기면서, 퀘이사가 더 평범한 은하가 되면서 근처에 물질이 더 적고, 에너지 생산량이 떨어지거나 멈추는 시점이 온다.

강착-원반 에너지 생성 메커니즘은 1970년대에 마침내 모형화되었고, 또한 블랙홀이 직접적으로 검출되었습니다 (초거대 블랙홀이 우리 자신의 은하와 많은 다른 은하들의 중심에서 발견될 수 있다는 증거 포함), 이것은 퀘이사가 매우 멀리 있는 물체의 결과이기에는 너무 밝다는 우려를 해결했습니다.적절한 메커니즘이 자연에 존재하는지 확인할 수 없었다.1987년까지 이것이 퀘이사에 [33]대한 올바른 설명이라는 것이 "잘 받아들여졌다" 그리고 퀘이사의 우주학적 거리와 에너지 출력은 거의 모든 연구자들에 의해 받아들여졌다.

근대적 관찰(1970년대 이후)

아인슈타인 십자가로 알려진 우주의 신기루.네 개의 외관상 이미지는 실제로 같은 퀘이사로부터 온 것입니다.
MUSE가 촬영한[34] 먼 퀘이사 SDSS J102009.99+104002.7 주변의 가스 구름

나중에 모든 퀘이사가 강한 전파를 방출하는 것은 아니라는 것이 밝혀졌습니다. 사실 약 10%만이 "무선 소음"입니다.따라서 "QSO"(준성계 천체)라는 이름은 ("준성계 천체" 외에) 이러한 천체를 지칭하는 데 사용되며, "라디오-라우드"와 "라디오-조용한" 등급으로 더욱 분류된다.퀘이사의 발견은 물리학과 천문학을 [35]더 가까이 끌어당기는 것을 포함하여 1960년대 천문학 분야에 큰 영향을 끼쳤다.

1979년 알버트 아인슈타인의 일반 상대성이론에 의해 예측된 중력렌즈 효과는 이중 퀘이사 0957+[36]561의 이미지로 관측적으로 처음으로 확인되었다.

2021년 2월에 발표된 연구는 반대 방향보다 한 방향(히드라 방향)에 더 많은 퀘이사가 있다는 것을 보여주었는데, 이는 우리가 그 방향으로 움직이고 있다는 것을 보여주는 것으로 보인다.하지만 이 쌍극자의 방향은 우주 마이크로파 배경 [37]복사와 비교했을 때 운동 방향에서 약 28° 떨어져 있습니다.

3월 2021년에서, 과학자들의 협력을, 이벤트 호라이즌 망원경과 관련된, 처음으로, 블랙 홀, 메시에 87의 중심에 특히 블랙 홀입니다. 약 55만이 처녀 자리에, 힘의 퀘이사를 불러일으키고 노출 큰 차이 타원 은하에 대한polarized-based 이미지.[38]

현재의 이해

퀘이사는 멀리 있지만 매우 밝은 물체이기 때문에 지구에 도달하는 모든 빛은 공간의 [39]미터법 팽창으로 인해 적색편이 된다.

퀘이사는 활동 은하의 중심에 살고 우주에서 가장 밝고 강력하며 에너지가 넘치는 물체 중 하나이며, 2천억에서 4천억 개의 별을 포함하는 은하수의 에너지 출력의 천 배까지 방출합니다.이 방사선은 X선에서 원적외선까지 거의 균일하게 전자파 스펙트럼에 걸쳐 방출되며, 일부 퀘이사는 강력한 전파 방출원이기도 하다.지상 망원경과 허블 우주 망원경을 통한 고해상도 영상 촬영으로 퀘이사를 둘러싼 "숙주 은하"가 일부 경우에 [40]탐지되었습니다.이러한 은하는 보통 너무 어두워서 특별한 기술을 사용하지 않는 한 퀘이사의 눈부신 빛에 반사되어 보이지 않습니다.평균 겉보기 등급이 12.9인 3C 273을 제외한 대부분의 퀘이사는 소형 망원경으로는 볼 수 없다.

퀘이사는 1964년 에드윈 살페터와 야코프 젤도비치가 [17]제안한 것처럼 먼 은하핵의 초대질량 블랙홀에 물질이 강착되어 움직이는 것으로 믿어지고 있으며, 많은 경우 확인되고 있습니다.빛과 다른 방사선은 블랙홀의 사건 지평선 안에서 빠져나갈 수 없습니다.퀘이사에 의해 생성된 에너지는 블랙홀이 궤도를 돌고 [33]안쪽으로 떨어질 때 중력 응력과 블랙홀에 가장 가까운 물질 내부의 엄청난 마찰에 의해 블랙홀 밖에서 생성됩니다.퀘이사의 거대한 광도는 중심 초대질량 블랙홀의 강착 원반에서 비롯되며, 중심 초대질량 블랙홀은 질량의 6 ~ 32%를 [41]에너지로 변환할 수 있습니다. 반면 태양과 비슷한 별에서 에너지 생성을 지배하는 p-p 연쇄 핵융합 과정은 0.7%에 불과합니다.10에서 109 태양 질량의 중심5 질량은 반향 매핑을 사용하여 퀘이사에서 측정되었습니다.우리 은하를 포함하여 퀘이사와 유사한 활동을 보이지 않는 수십 개의 큰 은하가 핵(은하 중심)에 유사한 초질량 블랙홀을 포함하고 있는 것으로 확인되었습니다.따라서 현재 모든 큰 은하들은 이런 종류의 블랙홀을 가지고 있다고 생각되지만, 극소수만이 퀘이사처럼 [42]보이는 방식으로 활동하게 되고 동력 방사선을 방출하기에 충분한 물질을 중심에 가지고 있다.

이것은 또한 초대질량 블랙홀이 근처의 모든 가스와 먼지를 소비할 때 이러한 에너지 생산이 끝나기 때문에 퀘이사가 초기 우주에서 더 흔했던 이유를 설명해준다.이는 우리 은하를 포함한 대부분의 은하가 블랙홀 질량과 강착률에 의존한 퀘이사 또는 다른 종류의 활동은하로 나타나며 방사능을 생성하기 위해 중심 블랙홀로 공급될 물질의 공급이 부족하기 때문에 현재 정지하고 있을 가능성이 있다는 것을 의미합니다.n.[42]

상호작용하는[43] 은하의 퀘이사

블랙홀에 달라붙는 물질은 직접 떨어질 가능성은 낮지만 블랙홀 주위에 각운동량이 있어 물질이 강착 원반으로 모이게 됩니다.퀘이사는 또한 정상 은하가 합쳐지고 블랙홀에 새로운 물질의 원천이 주입될 때 점화되거나 재점화할 수 있습니다.사실, 퀘이사는 안드로메다 은하가 우리 은하와 약 35억 년에서 50억 [33][44][45]년 후에 충돌할 때 형성될 수 있다고 제안되었습니다.

1980년대에 퀘이사가 특정 종류의 활동은하로 분류되는 통합 모델이 개발되었고, 많은 경우에 퀘이사가 블레이저나 [46]전파은하와 같은 다른 활동은하와 구별되는 것은 단순히 시야각이라는 공감대가 형성되었다.

그highest-redshift 퀘이사.(12월 2017[업데이트]의)잘 알려 져 있ULAS J1342+0928, 7.54,[47] 지구에서 약 29.36 억광년의comoving 거리에 해당하는별(이 거리에선요보다 훨씬 왜냐하면 우주 그 자체 연 거리 빛이 우주의13.8-billion-year 역사상 여행하는 것 보다 클 수 있다.그렇게 expanding)

특성.

멀리 있는 퀘이사[48] 18개 주위의 밝은 할로겐
찬드라 X선 이미지는 지구에서 약 100억 광년 떨어진 X선과 가시광선의 고휘도 소스인 퀘이사 PKS 1127-145입니다.거대한 X선 제트가 퀘이사로부터 적어도 100만 광년 이상 뻗어 있다.이미지는 한 변에서 60초입니다.RA 11h 30m 7.10s 12월 -14° 49' 27" 크레이터.관찰 날짜:2000년 5월 28일기기: ACIS

(2020년 8월 현재) 750,[49]414개 이상의 퀘이사가 발견되었으며, 대부분은 Sloan Digital Sky Survey에서 나왔다.관측된 모든 퀘이사 스펙트럼은 0.056과 7.64 사이의 적색 편이를 가진다(2021년 기준).이 적색편이에 허블의 법칙을 적용하면 6억에서[50] 293억 6천만 광년(공동 거리) 떨어져 있음을 알 수 있습니다.가장 먼 퀘이사에 대한 엄청난 거리와 빛의 유한한 속도 때문에 퀘이사와 퀘이사의 주변 공간은 매우 초기 우주에 존재했던 것처럼 보입니다.

퀘이사의 힘은 대부분의 은하 중심부에 존재하는 것으로 추정되는 초대질량 블랙홀에서 비롯됩니다.은하 중심부 근처의 별들의 도플러 이동은 그들이 블랙홀을 암시하는 매우 가파른 중력 구배를 가진 엄청난 질량을 회전하고 있다는 것을 나타냅니다.

퀘이사는 지구에서 볼 때 희미해 보이지만, 우주에서 가장 밝은 물체인 먼 거리에서도 볼 수 있습니다.하늘에서 가장 밝은 퀘이사는 처녀자리의 3C 273입니다.평균 겉보기 등급은 12.8(중형 아마추어 망원경으로 볼 수 있을 만큼 밝음)이지만 절대 등급은 -26.[51]7이다.약 33광년의 거리에서 이 물체는 우리 태양만큼 밝게 하늘에서 빛날 것이다.따라서 이 퀘이사의 밝기는 태양의 약 4조 배(4×1012) 또는 우리 [51]은하와 같은 거대 은하의 총 빛의 약 100배입니다.이것은 퀘이사가 모든 방향으로 에너지를 방사하고 있지만 활동 은하핵은 제트 방향으로 우선적으로 방사하는 것으로 추정됩니다.수천억 개의 은하를 포함하고 있는 우주에서는, 수천 개의 에너지 제트가 다른 은하들보다 더 직접적으로 지구를 향해야 한다는 것이 통계적으로 확실합니다.많은 경우 퀘이사가 밝을수록, 퀘이사의 제트는 더 직접적으로 지구를 겨냥할 가능성이 있다.그러한 퀘이사는 블레이저라고 불린다.

1998년 발견된 초광도 퀘이사 APM 08279+5255의 절대 등급은 -32.2였다.허블 우주망원경과 10m 멕 망원경을 사용한 고해상도 영상은 이 시스템이 중력렌즈라는 것을 밝혀냈다.이 시스템의 중력 렌즈에 대한 연구는 방출된 빛이 10배까지 확대되었음을 시사한다.이것은 여전히 3C 273과 같은 근처 퀘이사들보다 훨씬 더 밝습니다.

퀘이사는 오늘날보다 초기 우주에서 훨씬 더 흔했다.1967년 마텐 슈미트가 발견한 것은 정상 우주론에 대한 초기의 강력한 증거였고 빅뱅 우주론에 찬성했다.퀘이사는 초거대 블랙홀이 (강착에 의해) 빠르게 성장하는 위치를 보여줍니다.2021년에 보고된 상세한 시뮬레이션은 나선팔과 같은 은하 구조가 은하 중심을 영원히 공전하는 가스에 중력을 사용한다는 것을 보여주었습니다; 대신 제동 메커니즘은 가스가 거대한 [52][53]복사 에너지를 방출하면서 초대질량 블랙홀로 떨어질 수 있게 했습니다.이 블랙홀들은 현재 완전히 이해되지 않는 방식으로 모은하의 별 질량과 함께 진화합니다.한 가지 생각은 퀘이사가 만들어내는 제트, 방사선, 바람은 "피드백"이라고 불리는 과정인 모은하의 새로운 별의 형성을 차단한다는 것이다.은하단의 중심에 있는 일부 퀘이사에서 강한 전파를 방출하는 제트는 은하단의 뜨거운 가스가 냉각되어 중앙은하로 떨어지는 것을 막을 수 있는 충분한 힘을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다.

퀘이사의 광도는 가변적이며, 시간 척도는 몇 개월에서 몇 시간까지 다양합니다.이것은 퀘이사의 각 부분이 광도 변화를 조정할 수 있도록 시간 척도의 다른 부분과 접촉해야 하기 때문에 퀘이사가 매우 작은 영역에서 에너지를 생성하고 방출한다는 것을 의미합니다.즉, 몇 주간의 시간 척도로 변화하는 퀘이사는 지름 몇 광주보다 클 수 없습니다.작은 지역에서 대량의 전력을 방출하려면 별에 전력을 공급하는 핵융합보다 훨씬 더 효율적인 동력원이 필요하다.블랙홀로 유입되어 중력 위치 에너지를 방사선으로 변환하는 것은 질량의 6~32%를 에너지로 변환하는 데 비해 태양과 같은 [41]별에서는 질량의 0.7%를 에너지로 변환한다.이것은 매우 장기적으로 그렇게 높은 힘을 낼 수 있는 것으로 알려진 유일한 과정이다. (초신성, 감마선 폭발, 직접 물질-반물질 소멸과 같은 별 폭발은 매우 높은 출력을 낼 수 있지만 초신성은 며칠 동안만 지속되며, 우주가 관련될 때 많은 양의 반물질을 가지고 있었던 것으로 보이지 않는다.좋은 시기입니다.)

중력렌즈 퀘이사 HE 1104-1805[54]
애니메이션은 퀘이사의 스핀 축과 퀘이사가 거주하는 대규모 구조물 사이의 정렬을 보여줍니다.

퀘이사는 세이퍼트 은하와 같은 다른 활동 은하에 공통적인 모든 특성을 보이기 때문에, 퀘이사의 방출은 더 작은 초질량 블랙홀에 의해 구동되는 더 작은 활동 은하와 쉽게 비교될 수 있습니다.10와트의40 밝기(준성의 전형적인 밝기)를 만들기 위해, 초대질량 블랙홀은 매년 10 태양 질량의 물질을 소비해야 합니다.가장 밝은 것으로 알려진 퀘이사는 매년 1000개의 태양 질량의 물질을 먹어 치웁니다.가장 큰 것으로 알려진 것은 초당 10개의 지구에 해당하는 물질을 소비하는 것으로 추정된다.퀘이사의 광도는 주변 환경에 따라 시간이 지남에 따라 상당히 달라질 수 있습니다.퀘이사에 연료를 공급하는 것은 수십억 년 동안 어렵기 때문에 퀘이사가 주변의 가스와 먼지를 다 쌓고 나면 평범한 은하가 된다.

퀘이사의 방사선은 부분적으로 "비열적"(즉, 흑체 방사선이 아님)이며, 약 10%가 상대론적 속도로 움직이는 입자의 형태로 상당한 양의 에너지를 전달하는 전파은하와 같은 제트 및 엽을 가지고 있는 것으로 관측된다.매우 높은 에너지는 여러 메커니즘으로 설명될 수 있습니다(페르미 가속 및 원심 가속 메커니즘 참조).퀘이사는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 심지어 감마선을 포함한 관측 가능한 전자파 스펙트럼 전체에 걸쳐 탐지될 수 있다.대부분의 퀘이사는 수소 121.6nm의 정지 프레임 자외선 파장에서 가장 밝지만, 이러한 광원의 엄청난 적색 편이로 인해 근적외선에서는 최대 900.0nm까지 적색까지 광도가 관측되었습니다.소수의 퀘이사는 강한 전파 방출을 보여주는데, 이것은 빛의 속도에 가깝게 움직이는 물질의 분출에 의해 생성됩니다.아래로 볼 때, 이것들은 블레이저처럼 보이고 종종 빛의 속도보다 더 빠르게 중심에서 멀어지는 것처럼 보이는 영역(초광속 팽창)을 가지고 있습니다.이것은 특수 상대성 이론의 특성으로 인한 착시 현상이다.

퀘이사 적색편이는 가시 및 자외선 방출 스펙트럼을 지배하는 강한 스펙트럼 라인에서 측정된다.이러한 선은 연속 스펙트럼보다 밝습니다.그것들은 빛의 속도의 몇 퍼센트의 평균 속도에 대응하는 도플러 폭 확대를 보여준다.빠른 동작은 큰 덩어리를 강하게 나타냅니다.수소(주로 Lyman 시리즈와 Balmer 시리즈), 헬륨, 탄소, 마그네슘, 철 및 산소의 방출선이 가장 밝습니다.이러한 선을 방출하는 원자는 중성에서 고이온화까지 다양하며, 높은 전하를 유지합니다.이 광범위한 이온화는 가스가 단지 뜨겁거나 별이 아닌 퀘이사에 의해 고도로 조사된다는 것을 보여줍니다. 퀘이사는 그렇게 광범위한 이온화를 생성할 수 없습니다.

모든 (불확실) 활동 은하와 마찬가지로 퀘이사는 강력한 X선 선원이 될 수 있습니다.또한 전파 시끄러운 퀘이사는 제트 [55]내 전파 방출 전자에 의한 저에너지 광자의 역콤프턴 산란을 통해 X선과 감마선을 생성할 수 있다.

철 퀘이사는 IRAS 18508-7815와 같은 저이온화 철(Fe)로 인해 강한 방출선을 보입니다.

스펙트럼 라인, 재이온화 및 초기 우주

주요 기사:우주의 재이온화와 연대기
적외선으로 촬영된 이 광경은 이러한 조합에서 지금까지 볼 수 있는 가장 밝은 별 폭발과 함께 있는 퀘이사-별 폭발의 거짓 색 이미지입니다.
퀘이사 HE 0940-1050이 은하간 매질을 통과한 후의 스펙트럼

퀘이사는 또한 빅뱅의 재이온화의 종말에 대한 몇 가지 단서를 제공한다.가장 오래된 퀘이사(z = 6)[needs update]는 건-피터슨 트로프를 나타내며, 그 앞에 흡수 영역이 있어 당시 은하간 매체가 중성 가스였음을 나타낸다.보다 최근의 퀘이사는 흡수 영역을 나타내지 않고 오히려 스펙트럼이 라이만-알파 포레스트로 알려진 뾰족한 영역을 포함하고 있다. 이는 은하간 매질이 플라즈마로 재이온화되었으며 중성 가스가 작은 구름에만 존재함을 나타낸다.

이온화 자외선의 강한 생성은 은하가 형성되면서 재이온화가 일어나는 메커니즘을 제공하기 때문에 또한 중요하다.그럼에도 불구하고, 현재의 이론들은 퀘이사가 재이온화의 주요 원천이 아니었음을 시사한다; 재이온화의 주된 원인은 아마도 모집단 III 별(아마 70%), 그리고 왜소은하(아마도 30%)[56][57][58][59][60][61]로 알려진 가장 이른 세대였을 것이다.

퀘이사는 헬륨보다 무거운 원소의 증거를 보여주며, 이는 은하가 대폭적인 항성 형성의 단계를 거쳤으며 빅뱅 시점과 최초의 관측된 퀘이사 사이에 모집단 III 별을 생성했음을 나타냅니다.이 별들의 빛은 2005년 나사의 스피처 우주 [62]망원경을 사용하여 관측되었을지도 모르지만, 이 관측은 아직 확인되지 않았다.

퀘이사 서브타입

퀘이사의 분류법은 서로 다른 특성을 가진 퀘이사 집단의 하위 집합을 나타내는 다양한 하위 유형을 포함합니다.

  • 전파 큰 퀘이사는 강력한 제트를 가진 퀘이사로 강한 전파 파장 방출원이다.이들은 전체 퀘이사 [63]모집단의 약 10%를 차지합니다.
  • 전파 저소음 퀘이사는 강력한 제트가 없는 퀘이사로 전파 소음 인구보다 전파 방출이 상대적으로 약합니다.대부분의 퀘이사(약 90%)는 전파 [63]저소음입니다.
  • 넓은 흡수선(BAL) 퀘이사는 스펙트럼이 퀘이사의 휴지 프레임에 대해 블루시프트된 넓은 흡수선을 보이는 퀘이사로, 활성 핵에서 관찰자 방향으로 바깥쪽으로 흐르는 기체에 의해 발생한다.광범위한 흡수선은 퀘이사의 약 10%에서 발견되며, BAL 퀘이사는 일반적으로 전파 소음이 적다.[63]BAL 퀘이사의 레스트 프레임 자외선 스펙트럼에서 이온화탄소, 마그네슘, 실리콘, 질소 및 기타 원소로부터 광범한 흡수선을 검출할 수 있다.
  • 타입 2(또는 타입 II) 퀘이사는 고밀도 가스와 먼지에 의해 강착 원반과 넓은 방출선이 매우 가려진 퀘이사이다.이들은 2형 세이퍼트 [64]은하의 고휘도 은하입니다.
  • 적색 퀘이사는 일반 퀘이사보다 더 붉은 빛깔을 가진 퀘이사로 퀘이사 숙주 은하 내에서 적당한 수준의 먼지 소멸의 결과로 생각됩니다.적외선 조사는 붉은 퀘이사가 전체 퀘이사 [65]집단의 상당 부분을 차지한다는 것을 보여주었다.
  • 광학 폭력 변수(OVV) 퀘이사는 제트가 관측자를 향해 있는 전파 요란한 퀘이사입니다.제트 방출의 상대론적 빛은 퀘이사의 밝기를 강하고 빠르게 변화시킨다.OVV 퀘이사는 또한 블라자르의 한 종류로 여겨진다.
  • 약한 방출선 퀘이사는 자외선/[66]가시 스펙트럼에서 비정상적으로 약한 방출선을 가진 퀘이사를 말합니다.

천체 기준 시스템에서의 역할

퀘이사의 에너지 방사선은 어두운 은하를 빛나게 하고 천문학자들이 은하 [67]형성의 불분명한 초기 단계를 이해하는 데 도움을 줍니다.

퀘이사는 매우 멀고 밝으며 겉보기 크기가 작기 때문에 하늘에 [68]측정 그리드를 설정하는 데 유용한 기준점이 됩니다.국제천체기준시스템(ICRS)은 전천체에 분포된 수백 개의 은하계 외 전파원(대부분 퀘이사)에 기초하고 있다.이들은 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 현재 기술에는 정지해 있는 것 같지만 매우 긴 기준 간섭계(VLBI)를 통해 위치를 가장 정확하게 측정할 수 있습니다.대부분의 위치는 0.001초 또는 그 이상으로 알려져 있으며, 이는 최상의 광학 측정보다 훨씬 정밀합니다.

다중 퀘이사

하늘에 있는 두 개 이상의 퀘이사의 그룹화는 퀘이사가 물리적으로 연관되지 않은 우연한 정렬, 실제 물리적 근접 또는 중력 렌즈에 의해 단일 퀘이사의 빛을 둘 이상의 이미지로 구부리는 중력의 영향에서 발생할 수 있습니다.

두 개의 퀘이사가 지구에서 볼 때 서로 매우 가까이 있는 것처럼 보일 때(몇 초 이내로 구분됨), 일반적으로 두 퀘이사를 "이중 퀘이사"라고 합니다.두 은하가 우주에서 서로 가까이 있을 때(즉, 비슷한 적색 편이가 관측됨), 두 은하를 "준쌍"이라고 부르거나, 숙주 은하가 물리적으로 상호작용할 [69]수 있을 정도로 가까이 있을 경우 "쌍성 퀘이사"라고 부릅니다.

퀘이사는 우주에서 전체적으로 희귀한 물체이기 때문에, 같은 물리적 위치 근처에서 세 개 이상의 분리된 퀘이사가 발견될 확률은 매우 낮으며, 시스템이 물리적으로 밀접하게 분리되어 있는지 여부를 판단하기 위해서는 상당한 관찰 노력이 필요합니다.최초의 진정한 세 개의 퀘이사는 2007년 [70]하와이 마우나 케아에 있는 W. M. Keck 천문대에서 관측에 의해 발견되었다.LBQS 1429-008(또는 QQQ J1432-0106)은 1989년에 처음 관측되었으며, 당시 이중 퀘이사임이 밝혀졌다.천문학자들이 세 번째 구성원을 발견했을 때, 그들은 중력 렌즈에 의한 결과가 아니라 그 원천들이 분리되어 있다는 것을 확인했다.이 삼중 퀘이사의 적색 편이는 z = 2.076입니다.[71]이 구성 요소는 약 30~50킬로파섹(대략 97,000~160,000광년) 떨어져 있으며, 이는 상호작용하는 [72]은하에 일반적인 현상입니다.2013년, 두 번째 진정한 퀘이사의 세 번째 삼중항인 QQQ J1519+0627은 적색 편이 z = 1.51로 발견되었으며, 전체 시스템은 25kpc(약 80,[73][74]000광년)의 물리적 거리 내에 적합했다.

최초의 진정한 쿼드러플 퀘이사 시스템은 2015년 적색편이 z = 2.0412에서 발견되었으며, 전체 물리적 척도는 약 200kpc(약 650,000광년)[75]이다.

다중상 퀘이사는 빛이 중력렌즈를 거쳐 같은 퀘이사의 이중상, 삼중상 또는 4중상을 만드는 퀘이사를 말한다.이러한 중력 렌즈가 최초로 발견된 것은 1979년 [76]이중 이미징 퀘이사 Q0957+561(또는 쌍둥이 퀘이사)이다.3중렌즈 퀘이사의 예로는 PG1115+[77]08이 있다.아인슈타인 십자가와 클로버 리프 퀘이사를 포함한 여러 개의 4중상 퀘이사가 알려져 있으며, 이러한 발견은 1980년대 중반에 처음 이루어졌다.

갤러리

  • Illustration of Double Quasars in Merging Galaxies[78]

    병합[78] 은하에서 이중 퀘이사 그림

  • These two NASA/ESA Hubble Space Telescope images reveal two pairs of quasars that existed 10 billion years ago and reside at the hearts of merging galaxies.[79]

    이 두 개의 NASA/ESA 허블 우주 망원경 이미지는 100억 년 전에 존재했고 합쳐지는 [79]은하들의 중심에 있는 두 쌍의 퀘이사를 보여줍니다.

「 」를 참조해 주세요.

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