활동은하와 퀘이사란 무엇인가

 

 

 

활동은하

어떤 은하들은 정상을 넘어서는 활동을 보이는데, 이러한 활동은 은하핵에서 만들어지기 때문에 이러한 핵을 활동은하핵이라고 부른다.
활동은하핵의 광도는 대단히 큰 경우도 있는데 어떤 경우엔 은하의 핵을 제외한 나머지 부분에서 나오는 광도보다 크기도 하다. 은하가 이렇게 큰 에너지 출력을 오랜 기간 유지할 수 있을 것으로 보이지는 않는다. 이 때문에 활동은하는 은하의 한 종류로 구분되는 것이 아니고, 단지 보통 은하의 진화 중 한 단계일 뿐이라고 생각된다.

어떤 은하들은 거대한 이온화된 수소 영역과 비슷한 모습을 가지는 예외적으로 밝은 핵을 가지고 있다. 이 은하들은 아마도 중심부에서 별들이 형성되어 초신성으로 진화해 가고 있는 젊은 은하들일 것이다. 다른 은하들의 핵에서는 가장 높은 에너지원이 초거대 질량 블랙홀의 중력에너지이다. 

활동 은하들의 종류를 분류하는 것은 덜 체계적으로 발전됬는데, 이는 많은 활동은하가 최근에야 발견되어 충분한 연구가 이루어지지 않았기 때문이다. 활동은하를 자연스럽게 두 가지 기본적인 종류로 분류하면 세이퍼트 은하와 전파은하이다. 전자는 나선형이고 후자는 타원형이다. 어떤 천문학자들은 세이퍼트 은하들이 활동 단계에 있는 타원은하를 대표한다고 생각한다.

세이퍼트 은하
세이퍼트 은하들은 1943년 이 은하들을 발견한 세이퍼트의 이름을 딴 것이다. 이들의 가장 중요한 특성은 밝고 점 같은 중심핵과 폭이 넓은 방출선들을 보이는 스펙트럼이다. 이들의 연속 스펙트럼은 비열적 성분을 가지고 있는데, 이는 자외선에서 가장 뚜렷하다. 방출선들은 큰 속도를 가지고 핵으로 접근하는 가스구름에서 방출되는 것으로 생각된다.

스펙트럼을 토대로 세이퍼트 은하는 1형과 2형으로 구분된다. 1형의 스펙트럼에서는 허용된 선들의 폭이 금지된 선들보다 훨씬 더 넓다. 2형에서는 모든 선들이 비슷하고 폭이 더 좁다.  2형 세이퍼트 은하에는 밀도가 높은 구름이 없거나 다른 물질에 의해 우리에게 가려져 있다.

허블형이 알려진 세이퍼트 은하들은 대부분 나선형인데 2형 세이퍼트의 경우에는 꼭 그렇지 않다. 세이퍼트 은하들은 강력한 적외선원이며, 1형 은하들은 종종 강한 엑스선을 방출한다.
순수한 세이퍼트 은하들은 비교적 약한 전파원이다. 그러나 세이퍼트 은하와 사실상 같은 가시광 스펙트럼을 가지는 밀집 전파은하들도 있다. 일반적으로 2형 스펙트럼은 더 강한 전파 방출을 동반하는 것 같다.


전파은하
전파은하는 강한 전파원인 은하로 정의된다. 전파은하의 전파 방출은 비열적 싱크로트론 복사이다. 전파 방출을 설명하는 데 있어 주요 문제는 상대론적 전자와 자기장이 어떻게 만들어졌으며, 결국 전자들이 어디에서 에너지를 얻었느냐를 알아내는 일이다.

전파은하 내 전파 방출 영역의 형태와 크기에 대한 연구는 1950년대에 전파간섭계가 광학망원경의 분해능에 도달할 수 있게 된 때부터 시작되었다. 강한 전파은하의 특징은 이중구조인데, 은하의 반대가 되는 양쪽으로 2개의 거대한 전파 방출 영역이 존재한다. 어떤 전파은하의 두 전파 방출 영역들 사이의 거리는 우리은하와 안드로메다 은하 사이 거리의 약 10배이다.

전파은하의 이중구조는 핵에서 분출된 물질로 이루어진 것으로 보인다. 그러나 이 전파 로브에 있는 전자들이 은하 중심에서 나왔을 수는 없는데 그렇게 먼 거리를 이동하는 동안 전자들은 모든 에너지를 잃을 것이기 때문이다. 그러므로 전자들은 전파방출 영역 내에서 지속해서 가속되어야 한다. 



퀘이사

퀘이사를 처음 발견한 건 1963년 슈미트가 이미 알려진 전파원 3c273의 가시광 방출선들이 16% 적색 이동한 수소의 발머선인 것으로 해석하면서 발견되었다. 이렇게 큰 적색이동이 퀘이사의 가장 주목할 만한 특징이다. 정확히 말해서 퀘이사란 용어는 준성전파원의 준말이며, 어떤 천문학자들은 이 천체를 QSO라 부르는 것은 선호하는데 이는 모든 퀘이사가 전파 복사를 방출하지는 않기 때문이다.

관측 기술의 발달로 거의 정상인 은하들 내에 위치한 퀘이사의 수가 늘어나고 있기는 하지만, 가시광에서 퀘이사들은 거의 점원으로 보인다. 처음에는 퀘이사들이 전파관측에 의해서 발견되긴 했지만, 가시광에서 확인된 모든 퀘이사 중 소수만이 밝은 전파원이다. 대부분의 전파 퀘이사는 점원이지만, 어떤 것들은 전파은하와 같은 이중구조를 가지고 있다. 

퀘이사들의 밝기는 수일 이내에서 매우 빨리 변할 수 있으며, 그들의 방출 영역은 수 광일보다 클 수 없다. 퀘이사는 종종 스펙트럼에 방출선과 흡수선을 모두 가지고 있다. 방출선들은 그 폭이 매우 넓으며 퀘이사 자체에서 나오는 것으로 생각된다. 

대부분의 은하는 초거대 질량 블랙홀을 가지고 있으며, 이는 가스로 된 원반이나 고리에 둘러싸여 있다. 에너지의 근원은 기체가 블랙홀로 떨어지며 내놓는 중력에너지이다. 블랙홀 주변의 원반은 제트를 발생시킬 수 있는데, 이 제트에서 에너지의 일부가 회전축을 따라 원반에 수직인 방향으로 변환된다. 따라서 활동은하핵은 블랙홀과 가스원반의 질량이 훨씬 크다는 점을 제외하고 우리은하의 핵과 유사하다.


중력렌즈
퀘이사와 관련되어 처음 발견된 흥미로운 현상은 중력렌즈이다. 빛의 경로는 중력장에 의해서 휘어지므로, 거리가 먼 퀘이사와 관측자 사이에 놓인 질량은 퀘이사의 영상을 변형시킬 것이다. 이러한 효과의 첫 번째 예는 1979년에 발견되었는데, 하늘에서 5.7 떨어져 있는 2개의 퀘이사가 본질적으로 똑같은 스펙트럼을 가지고 있었으며, 이 쌍은 실제로 단일 퀘이사의 이중 영상이라 결론지어졌다.

중력렌즈는 은하단에서도 발견되었다. 이 경우 은하단의 중력장이 멀리 있는 은하의 영상을 호의 형태로 변형시키는데 이 호는 은하단 중심 주위에 생기게 된다. 현재 200여 개의 개별 은하들과 20여 개의 은하단이 배경의 은하와 퀘이사에 대하여 중력렌즈 이미지를 만드는 것으로 알려져 있다. 이러한 시스템을 강한 중력렌즈라 한다.

약한 중력렌즈도 있는데, 분리된 상들이나 호들을 만들어내는 대신 이미지를 조금 평평한 형태로 변형시킨다. 약한 중력렌즈를 이용하여 개별 은하의 모양을 연구할 수는 없다. 그러나 밀집한 질량 주변에서 수백~수천 개 은하들을 관측한다면 통계적 분석으로 은하 이미지가 편평해진 정도를 보일 수 있다. 2010년대에는 암흑물질의 분포를 측정하는 데 약한 중력렌즈가 흔히 사용되었다.