* 퀘이사
퀘이사(Quasar) ; Quasi-Stellar Object(QSD) 우리말로 하면 준항성천체라고 불리는, 우주의 끝에 있는 최근에 발견된 새로운 천체로서 밝기가 보통 은하의 100배나 되며 그리고 적색 이동값 즉 거리가 같다고 한다면, 보통 은하와는 밝기가 5등급의 차이가 있으며, 여기서 나오는 빛은 별이 아닌 곳에서 나오고, 아주 먼 거리에 있는 천체이다. 한때는 빛보다 더 빠르게 움직인다고 발표가 되어 많은 과학자들을 흥분시켰던 것이다.
1) 퀘이사의 발견
1950년대 말에 간섭계를 이용하여 약 200개의 전파원 구조가 관측되었는데 그 결과 전파원이 평균 30″ 정도의 각도로
퍼져있으며 대부분이 두 눈알 구조를 가지고 있다는 것이 알려졌다. 그 중에서 10개 정도는 여전히 분해할 수 없으며, 1″이하에 상당하는 작은
전파원도 있다. 퀘이사 는 1960년에 Thomas Mathews와 Allan Sandage가 전파와 광학원의 조합을 추적하면서 전파원 3C
48에 16등급의 어두운 별과 같은 천체가 있음을 발견하였다. 그 후 1963년에 13등급의 전파원 3C 273을 발견하였는데 이 천체는 엷은
제트 모양의 성운을 수반하고 있고, 별과 제트가 각각 2개의 전파구조와 대응하고 있었다.
2) 퀘이사의 특징
대부분의 퀘이사는 약한 전파원이거나 그렇지 않으면 전파를 전혀 내지 않는다. 이러한 천체는 보통의 비슷한 실시등급을
가진 별과 비교하여 강한 자외선복사(UV)를 나타낸다는 특징에 착안하여 발견하였다. 여기서 전파원이 전파를 내기 위해서는 안테나가 필요하다.
천체에서 안테나에 해당하는 것은 전리된 가스, 즉 성운에 해당하는 것인데 이 전파원의 위치를 정확하게 맞추어 보니 별의 위치와 일치함을 알게
되었다. 이것은 별이라면 안쪽의 온도가 바깥쪽의 온도보다 높기 때문에 낮은 가스에 의해서 흡수 스펙트럼이 보여야 하는데 스펙트럼 선은 모두
방출선이었다. 이것은 별 주위를 온도가 높은 가스가 둘러싸고 있다는 것으로 별이 이런 모습을 가지는 것은 특이한 일이다. 퀘이사의 광학적
외관은 별과 비슷한데 각지름은 1″ 미만이고 몇몇은 어두운 성운을 가지고 있다. 또한 어떤 퀘이사는 광학적인 변화를 하는데 이것은 퀘이사의
크기가 한계를 결정하는데 매우 중요하다. 천체가 주기 t로 변화한다면, 그 천체의 반지름은 t×광속(c)보다 작거나 같다 ( R ≤ ct ).
만일 이러한 제한이 없다면 동일 근원내의 다른 곳에서의 폭발은 약간의 전체적인 변화로 평균화되어 버릴 것이다.
이 변화의 주기는 과거 수십년
사이에 1등급 정도의 밝기가 10년 정도를 보이고 있었다. 은하의 100배가 넘는 밝기가 10년정도의 짧은 시간 단위로 변화하려면 그 천체는
10광년 정도의 좁은 장소로부터 나온다는 사실이다. 예를 들어 그러한 천체가 있는데 갑자기 밝기를 2배로 늘렸을 때 지구로부터 보면 처음에는 그
천체의 앞쪽 방향에 있는 빛이 가가오게 된다. 그리고 이보다 조금 늦어져서, 조금 더 뒤쪽 방향으로부터 빛이 오게 된다. 이렇게 하여 가장
안쪽으로부터의 빛이 다가오는 것은 수 천년에서 수만년 늦어지게 된다. 즉, 수천광년 크기의 변광성이 있다고 한다면 빛의 세기가 변화하기 위해서는
적어도 수천년이 걸려야 한다. 그리고 이 3C273의 전자기파쪽은 빛의 밝기와는 달리 2,3년 사이에 거의 절반에 가까운 변화를 주게 되는데
이것은 전파가 나오는 부분이 아까 보다도 훨씬 좁은 영역이라는 얘기가 된다.
위의 얘기들을 다시 해보면 단파장대의 전자기파가
나오는 영역은 좀더 좁은 중심 영역이고, 장파장대(빛의 영역)의 전자기파가 나오는 영역은 그것보다는 넓은 영역이라는 말이 된다. 그리고 이것들의
연속 스펙트럼을 보면 전파의 세기와 파장의 그래프를 그려보면 울퉁불퉁한 것을 알 수가 있는데 이것은 단파장대에 세기가 강한 부분은 퀘이사의
중심이 블랙홀이라고 할 때에 그 블랙홀로 전자들이 빨려 들어갈 때 싸이클로트론처럼 나선모양으로 강하게 들어가면서 나오는 전자기파로 설명할 수가
있고, 이런 것들이 여러 개의 구름으로 되어 있다가 팽창하고 분출되어가는 과정에서 이런 모습이 만들어 지는 것으로 보고 있다. 퀘이사는 방출선과
흡수선을 가지며 스펙트럼선은 나타낸다. 또한 대부분의 적외선 영역에서 복사하는 정상 나선 은하의 1000배에 가까운 에너지가 빛과 X-선,
전파등의 형태로 방출한다.
퀘이사의 중심 에너지원은 해마다 최소한 1043J 이상의 에너지를 가진 고속 전자 구름을 밖으로 폭발 시켜야 하는데,
현재까지 가장 발달된 퀘이사의 모델은 107~109 M◎의 질량을 가진 블랙홀을 포함하고 있다. 이 모델은 쌍 X-선원에서부터 시작되었는데
여기에서는 정상별에서부터 나온 물질들이 블랙홀로 떨어지기 전에 부착원반을 그 주위에 만든다. 퀘이사 모델에서 고밀도 은하핵의
초질량(supermassive) 블랙홀이 지나가는 별을 붕괴시킴으로써 연료를 태우며 이 별의 물질들이 부착 원반을 만들고, 블랙홀로 나선을
그리면서 복사를 내놓고, 퀘이사도 이러한 방식으로 에너지를 내놓는다.
별이라면 플랑크 복사선에 의한 그래프로서 어떤
파장의 빛은 어느 세기라고 정해져 있어서 별이라면 대략 플랑크의 식을 따르는데 이 천체는 플랑크의 식에서 완전히 벗어나 있었다. 이것은 팔로마산
천문대의 슈미트가 이것이 광속의 약 16%의 적색이동을 가진 스펙트럼임을 알아내었다. 여기서 적색이동이란 도플러 효과에 의해서 거리가 멀어질 때
빛이 실제의 빛보다 붉은 빛을 내는 것을 말하는데 이렇게 적색 편이가 크다는 것은 우리에게서 아주 빠르게 멀어지고 있다는 사실이다. 그런데
놀랍게도 OH471 이라고 붙은 퀘이사는 광속도의 90%로 후퇴하고 있었다. 그러니까 거의 빛의 속도에 가깝게 멀어지고 있는 것이다. 이것은
허블이 이야기한 우주 팽창 법칙과 정확하게 일치하는 속도였다.
물리학자들이 추측하는 우주의 나이는 약 150억년이다. 그렇다면
퀘이사라는 천체의 나이는 거의 우주가 처음 탄생한 무렵에 가까운 셈이다. 그래서 퀘이사를 우주 끝에 있는 천체라고 부르기도 한다. 그러니까
퀘이사는 약 140 억년 전의 우주의 모습을 보여주고 있는 것이다. 현재까지 발견된 퀘이사의 숫자는 약 4000개 정도 된다.
이렇게 먼 곳에서부터 우리 태양계가지 기나긴 여행을 하는 동안 퀘이사에서 나온 빛은 수많은 은하와 은하단을 지나온다. 따라서
천문학자들에게 이 빛은 우주을 연구하는데 귀중한 자료가 된다. 빛은 자기가 지나온 자리의 여러 가지 이야기를 흔적으로 가지고 있기 때문이다.
태양빛도 지구에 도달하기까지 먼지와 구름을 통과하면서 산란되거나 흡수된다. 마찬가지로 퀘이사의 빛도 자기가 지나온 은하의 가스층이나 성간 물질에
따라 갖가지 변화를 일으킨다.
퀘이사의 빛 스펙트럼을 분석해보면 지구에서 100억 광년정도 떨어진 곳에 있는 젊은 은하들이 아주
활발한 활동을 하고 있다는 사실을 알 수 있다. 퀘이사의 빛에 흡수된 흡수선에 따르면 이 은하들이 높은 온도의 가스층을 15억 광년에 걸쳐가지고 있기 때문이다. 우리 은하계의 가스층은 3만 광년 정도에 불과 하니까 멀리 떨어진 은하들이 훨씬 활발한 활동을 했었던 셈이다 또 퀘이사의
스펙트럼 중에는 은하가 되지 못한 가스 덩어리에서 나온 것으로 보이는 흡수선도 있다. 천문학자들은 그런 가스 구름은 질량이 너무 작아 은하로
뭉쳐지지 못한 채 그대로 사라졌을 것으로 추측 한다.
또 한 가지 퀘이사를 통해 알 수 있는 중요한 사실은 아직도 수수께끼로
남아있는 암흑 물질의 크기나 분포를 짐작할 수 있다. 빛은 강한 중력의 영향으로 굽는다. 아주 먼 곳에서 날아오는 빛의 강력한 중력을 가진
천체나 암흑물질의 영향으로 여러 가지 신비한 현상을 나타낸다. 그 중에서 가장 많이 알려진 것이 중력렌즈 현상이다. 어떤 퀘이사는 중간에 있는
은하 때문에 그 모습으로 4중으로 나타나 마치 십자 모양을 하기도 한다. 이것을 아인슈타인의 십자성이라 부른다. 중력렌즈 현상을 거꾸로 뒤집어
생각하면 빛을 휘게 만든 숨어있는 물질의 질량과 위치를 알아낼 수 있는 것이다.
지구에서 100억 광년 이상 떨어진 먼 곳에 있는
퀘이사가 항성과 비슷한 정도로 관찰될 수 있는 것은 엄청난 에너지 덕분이다. 현재 관측기는 퀘이사의 밝기와 크기를 통해 계산해 보면 퀘이사
하나가 우리 은하계만한 은하 100 개 내기 1000개의 밝기를 가지고 잇다는 결론이 나온다. 퀘이사의 수수께끼 중 하나가 그것이다. 수백,
수천 개의 은하를 합친 밝기를 가진 퀘이사의 에너지는 과학자들은 여러 가지 이야기를 하고 있는데 그중의 한가지는 퀘이사의 중심에 블랙홀이 있다는
것이고 다른 한가지는 두 개의 은하가 충돌해 퀘이사가 만들어 졌고, 그렇게 충돌하는 과정에서 블랙홀이 만들어 졌다는 이야기도 있다 보통의 별은
핵융합 반응으로 에너지를 만드는데 퀘이사는 한가운데 1광년 정도의 좁은 중심에서 에너지를 집중적으로 내보내고 있으므로 핵융합반응은 아니라는
증거다.
그리고 퀘이사에는 폭발이 있다. 이것은 3C273의 경우는 이것이 1년 정도 나타났다가 사라졌다. 주기적인
변광과 다른점은 단파장대에서 먼저 나타나고 나중에 장파장쪽에서 나타난다는 점이다. 그냥 변광의 경우는 우리에게 가까운 데서 일어나는 장파장이
먼저 도달하고 나중에 중심의 단파장이 와야 하는데 이것은 급격하게 폭발을 했음을 보여준다.
