우주에서 가장 강력하고 밝은 천체 준성전파원(준성, 퀘이사)

 

ULAS J1120+0641의 상상도. 이 퀘이사는 태양의 20억 배 질량의 블랙홀에 의해 그 에너지를 얻고 있다. 

 

준성전파원(準星電波源, Quasi-stellar Radio Source), 약자 퀘이사(Quasar), 준성(準星, Quasi-stellar)은 매우 활동적이고 매우 멀리 떨어져 있는 활동은하핵이다. 준성은 극단적으로 밝으며, 전파와 가시광선을 포함한 전자기 에너지를 발산하는 에너지원으로, 매우 큰 적색편이를 나타낸다. 즉, 매우 멀리 떨어져 있다.

발견 당시에는 은하와 같은 면적원이 아니라, 항성과 같은 점광원으로 생각되었으며, 이 때문에 ‘항성과 비슷하다’는 뜻에서 ‘준성’이라는 이름이 붙었다.

이 천체의 정체는 비교적 최근인 1980년대 초반까지 논란에 싸여 있었으나, 현재는 은하 중심의 초대질량블랙홀을 둘러싼 거대한 은하의 조밀한 중심 지역이라는 과학적 총의가 이루어져 있다.

준성전파원의 크기는 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름의 10 ~ 10,000배 정도이며, 블랙홀 주위에 형성된 강착 원반에 의해 그 에너지를 공급받는다.

1. 개관

준성전파원은 매우 큰 적색편이 값을 보이는데, 이것은 준성전파원과 지구 사이의 우주가 팽창하기 때문이다.

 준성전파원은 지금까지 우주에서 발견된 천체들 중 가장 밝고, 강력하며, 활동적인 천체이다. 보통 준성전파원은 활동적인 젊은 은하의 내부에 존재하며, 우리 은하가 발산하는 에너지의 천여 배에 달하는 에너지를 내뿜을 수 있다. 허블의 법칙에 따르면, 매우 큰 적색편이 값은 준성전파원이 매우 멀리 떨어져 있고, 그렇기 때문에 우주 역사의 매우 초기에 존재한 천체라는 것을 의미한다.

가장 밝은 퀘이사의 밝기는 일반적인 은하의 그것을 초월하며, 태양의 2천 조배에 맞먹는다.

퀘이사는 엑스선에서부터 원적외선에 이르기까지 거의 모든 스펙트럼에서 빛을 방출하고, 자외선-가시광선에서 방출이 절정에 달하는데, 개중에는 강력한 전파나 감마선을 방출하는 것도 있다.

옛날에 찍힌 사진에 나타난 준성전파원은 마치 점광원처럼 보여서 그 특유의 스펙트럼 외에는 일반 항성과 구분할 수 없었다. 대부분의 준성전파원은 소형 망원경으로는 관측이 불가능하지만 평균 실시 등급이 12.9등급인 3C 273는 예외이다. 24억 4천만 광년 떨어져 있는 이 퀘이사는 아마추어 장비로 관측 가능한 가장 먼 천체 중 하나이다.

일부 준성전파원은 가시광선 영역과 엑스선 영역에서 급속한 광도 변화를 나타낸다. 이 변화가 매우 빠르게 일어나기 때문에, 퀘이사의 부피에 상한선을 설정할 수 있다. 퀘이사는 태양계와 비교해 그리 크지 않다.

이 사실은 퀘이사의 에너지 밀도가 매우 크다는 것을 시사하고 있다. 밝기 변화의 기작은 아마 지구 방향을 가리키고 있는 제트의 상대론적 분사출(relativistic beaming)과 관계있는 것으로 추측된다. 2011년 6월 현재 적색편이값이 가장 큰 퀘이사는 ULAS J1120+0641로, 그 값은 7.085이며 이에 따른 지구에서의 동행거리는 약 290억 광년이다.

준성전파원의 에너지원은 멀리 떨어져 있는 은하핵의 초대질량블랙홀로 빠져들어가는 물질의 강착 현상으로 추측되고 있다.

이런 기작으로 인해 밝게 빛나는 천체를 활동은하(active galaxies)라고 한다. 빛은 퀘이사 중심의 초대질량블랙홀을 탈출할 수 없으므로, 퀘이사에서 빠져나오는 에너지는 사실 사상의 지평선 바깥쪽의 중력적 압박과 블랙홀을 향해 흘러들어오는 물질들의 어마어마한 마찰로 인해 발생하는 것이다.

반향 측량법(reverberation mapping)을 이용한 관측 결과, 퀘이사의 중심 질량은 태양 질량의 100만~10억 배 정도로 매우 큰 것으로 나타났다. 비교적 가까이 있는 큰 은하 십수개를 관측한 결과, 퀘이사 핵은 존재하지 않았으나 퀘이사와 비슷한 은하핵 블랙홀이 발견되었다. 모든 대형 은하는 중심핵에 블랙홀을 가지고 있는 것으로 보이며, 퀘이사처럼 무지막지하게 강렬한 방사·방출 현상을 나타내는 천체는 극소수 일부로 생각된다.

블랙홀 주위로 강착되는 물질은 블랙홀을 향해 곧바로 떨어지지 않고, 그 각운동량 때문에 블랙홀 주위로 물질이 모여들어 강착 원반을 형성한다. 또한 물질이 소진된 일반 은하가 새로이 물질을 공급받음으로써 다시 불붙어 퀘이사가 만들어질 수 있다. 30 ~ 50억 년 뒤, 안드로메다 은하와 우리 은하가 충돌해서 퀘이사가 만들어질 수 있다는 가설도 형성되어 있다. 적외선 망원경과 허블 우주 망원경의 관측 결과 퀘이사 주위에 존재하는 ‘숙주 은하’("host galaxies")를 발견했다. 퀘이사의 블랙홀이 모든 물질을 소진했다가, 다른 은하의 물질을 통해 다시 타오르는 것이다. 보통 경우 이 은하들은 퀘이사의 광채가 너무 밝아서 보이지 않지만, 특수한 방법을 통해 관측에 성공했다.

2. 성질

현재까지 준성전파원은 200,000개 이상 발견되었는데, 대부분 슬로언 디지털 전천탐사(SDSS)에 의해 발견된 것이다. 발견된 퀘이사의 스펙트럼은 0.056 ~ 7.085의 적색편이를 보인다. 이 적색편이값에 허블의 법칙을 적용시키면, 퀘이사들의 동행거리는 대략 6억 광년에서 288억 5천만 광년에 달한다. 퀘이사가 이렇게 엄청나게 멀리 떨어져 있으며 광속은 일정하기 때문에, 우리가 보는 퀘이사와 그 주변 환경의 모습은 우주가 탄생한 초기의 모습이다.

준성전파원은 지구에서 보기에는 매우 희미하지만, 그렇게 멀리 떨어져 있음에도 보인다는 사실은 퀘이사가 현재까지 우주에서 발견된 천체 중 가장 밝은 천체라는 것을 의미한다. 전천에사 가장 밝은 퀘이사는 처녀자리에 있는 3C 273이다. 평균 실시등급은 12.8 등급으로, 중간 크기 아마추어 망원경으로 관측이 가능할 정도의 밝기다. 그러나 그 절대등급은 -26.7 등급에 달한다. 33 광년 거리에 두고 보면 이 천체는 우리 태양과 같은 밝기로 보일 것이다. 즉, 이 퀘이사의 광도는 태양의 2조배(2 × 10¹² L_☉)에 달하고, 우리 은하 같은 평균적인 대형 은하가 발하는 빛 전체의 약 1백 배에 달한다.

3. 방출 발생

준성전파원의 성질이 대부분의 활동 은하와 유사하기 때문에, 준성전파원의 방출 현상 역시 보다 작은 활동 은하의 그것과 비교해서 생각해 볼 수 있다. 10⁴⁰ W(가장 전형적인 퀘이사 밝기)의 광도를 발생시키기 위해 초대질량블랙홀은 매년 항성 10개의 질량에 상당하는 물질을 먹어치워야 한다. 현재까지 발견된 퀘이사 중 가장 밝은 것들은 매년 태양 질량의 1000배를 먹어치운다. 가장 큰 것의 경우는 매 분마다 지구 600개 상당의 물질을 먹어치우는 것으로 추산되었다. 퀘이사의 ‘작동 여부’('turn on and off')는 주위 환경에 달려 있으며, 가스와 먼지의 강착이 끝나고 나면 퀘이사는 보통 은하가 된다.

4. 연구의 역사

3C라는 이름의 천체표에 있는 전파원의 위치에 대응하는 천체를 광학 망원경으로 찾아내는 프로그램이 시작되던 1960년, 3C 48의 위치에서 16등의 밝기를 가진 항성상 천체가 발견되었다. 같은 종류의 제2호는 1963년에 발견된 3C 273으로, 이것은 13등의 밝기를 가진다. 그해 이들의 스펙트럼선이 크게 빨간 쪽으로 편이되어 있음이 인정되어, 우리은하 외부의 천체 같다고 하여 주목을 끌었다. 스펙트럼에 폭이 넓은 휘선(輝線)이 보이는 점, 단파장의 빛이나 자외선 영역의 방사가 강한 점, 전파원인 점 등 특이은하와 공통되는 특징들을 지니고 있는 점도 주목할 만하다. 1967년까지에는 약 150개가 발견되고, 그 중 약 100개는 적색편이가 측정되어 있다. 또한 이들 천체의 다른 특징으로서 수주간 내지 수개월의 주기로 변광 또는 전파강도의 변화를 보이는 것도 적지 않다. 1965년에는 다른 특징은 모두 같으나 다만 전파를 내지 않는다는 점만이 다른 종류의 것이 몇 개 발견되었다. 이들은 아직 발견 수가 적지만, 전파를 내는 것보다 훨씬 많지 않을까 생각되고 있다.

준성의 커다란 적색편이(10%∼220%)의 원인에 대해서는 몇 가지 해석이 있다. 첫 번째 해석은, 보통의 은하계와 마찬가지로 우주팽창에 의한 후퇴운동 때문에 생긴 도플러 효과라는 생각이다. 공식에 의해서 Z＝0.10∼2.20이라는 값에 대한 후퇴속도를 계산하면 (상대론적 도플러효과 공식), V＝0.10C∼0.82C＝30,000∼250,000km／sec가 되며, 허블의 법칙을 그대로 적용하면 이들 천체의 거리는 약 10억 광년 내지 100억 광년이 된다. 두 번째 해석은, 준성의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하는 데에 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 생각이다. 두번째 해석이 맞을 경우, 준성이 반드시 수십억 광년의 원거리에 있다고 할 수는 없다. 두 해석에 대한 판정은 현재 내려지지 않고 있다. 거리의 추정이 틀리면 그 실광도의 값도 달라진다. 3C 273의 경우, 허블의 법칙으로 계산한 거리 20억 광년을 채용하면 실광도는 태양의 몇 조배나 되고, 초거은하(M87) 등의 1만배나 밝다. 그러나 근거리설에서는 더 어두워진다. 또 지름은, 항성상으로 보이는 점으로나 변광주기가 몇 개월 정도인 점으로 보아 보통의 외은하계보다 훨씬 작은 것으로 생각되고 있다.