퀘이사란 무엇인가요?

퀘이사

1960년대에 발견된 새로운 유형의 천체로, 사진 필름에 별과 같은 이미지가 나타나며, 그 스펙트럼은 거대한 적색 편이를 가지며 강력한 전파를 방출합니다. 파도. 퀘이사의 특징은 매우 빠른 속도로 우리로부터 멀어지고 있기 때문에 큰 적색 편이를 갖는다는 것입니다. 그러한 천체는 우리로부터 멀리, 약 수십억 광년, 또는 그보다 더 멀리 떨어져 있지만, 그 광학적 밝기는 약해 보이지 않습니다. 가시광선 영역의 복사 출력은 일반 은하계의 수십 배에서 수천 배에 달하며, 실제로 무선 출력은 일반 은하계의 복사 출력보다 100만 배 더 큽니다. 퀘이사의 발견은 1960년대 천문학의 4대 발견 중 하나였습니다. 처음에 사람들은 전파를 수신했지만 그것이 어디서 방출되는지는 알지 못했습니다. 1960년에 매튜스와 샌디지는 별처럼 보이는 전파원 3C48의 광학적 대응물을 발견했습니다. 분광학적 관찰에 따르면 빛의 스펙트럼에는 넓고 강한 방출선이 많이 포함되어 있었지만 당시에는 이러한 스펙트럼선을 식별할 수 없었습니다. 1963년에 전파원 3C273이 13등급의 별과 유사한 물체로 확인되었습니다. M. Schmidt는 그 스펙트럼이 3C48의 스펙트럼과 매우 유사하다는 것을 발견하고 3C273의 스펙트럼 선을 성공적으로 식별했습니다. 결과는 지구상에 잘 알려진 일부 원소에서 생성된 방출선이지만 적색편이가 매우 커서 0.158에 도달한다는 것을 보여줍니다. 3C48의 스펙트럼선도 확인되었으며 적색편이는 훨씬 더 커서 0.367에 이릅니다. 그 후, 3C48, 3C273과 유사한 특성을 지닌 전파원이 잇달아 발견되었습니다. 그들은 모두 사진 필름에서 별처럼 나타나기 때문에 퀘이사 전파원이라고 불립니다. 광학적 관찰에 따르면 퀘이사 전파원의 자외선 복사는 매우 강합니다. 나중에 3C48 및 3C273과 유사한 광학 특성을 가진 일부 물체가 발견되었지만 전파를 방출하지 않았습니다. 이러한 물체를 청색별이라고 합니다. 퀘이사 전파원과 청색별을 총칭하여 퀘이사라고 부릅니다. 1979년까지 300개 이상의 퀘이사 전파원을 포함하여 1,000개 이상의 퀘이사가 발견되었습니다.

주요 관찰 특징 ① 퀘이사는 사진 필름에서 별과 같은 이미지를 갖고 있는데, 이는 퀘이사의 각지름이 1초 미만이라는 것을 의미한다. 3C48처럼 희미한 성운 껍질을 갖고 있는 퀘이사는 거의 없습니다. 제트와 같은 구조를 가진 퀘이사도 있습니다. ② 퀘이사 스펙트럼에는 허용 스펙트럼 선과 금지 선을 포함하여 강력하고 넓은 방출 선이 많이 있습니다. 가장 일반적인 것은 수소, 산소, 탄소, 마그네슘 및 기타 원소의 스펙트럼 선입니다. 헬륨 선은 매우 약하거나 나타나지 않습니다. 이는 헬륨의 양이 적기 때문에 설명할 수 없습니다. 현재 일반적으로 퀘이사의 방출선은 가스 껍질에서 생성되며 생성 과정은 일반적인 가스 성운의 과정과 유사하다고 믿어집니다. 퀘이사의 방출선은 매우 넓으며 이는 가스 봉투에 격렬한 난류 운동이 있음을 나타냅니다. 일부 퀘이사의 스펙트럼에는 매우 날카로운 흡수선이 있는데, 이는 흡수선이 생성되는 영역의 난류 운동 속도가 매우 작음을 나타냅니다. ③ 퀘이사는 강한 자외선을 방출하므로 색깔이 매우 파랗게 보입니다. 광학 복사는 편광되어 있으며 비열 복사 특성을 갖습니다. 게다가 퀘이사의 적외선 복사도 매우 강합니다. ④ 퀘이사 전파원은 강력한 비열 전파 방사선을 방출합니다. ⑤ 퀘이사는 일반적으로 몇 년의 시간 규모로 가벼운 변화를 보입니다. 몇몇 퀘이사의 빛 변화는 몇 달 또는 며칠에 걸쳐 매우 극적입니다. 퀘이사가 광학 방사선을 방출하는 영역의 크기는 빛의 변화 시간 척도(수 광일에서 수 광년)를 통해 추정할 수 있습니다. 퀘이사 무선 소스의 무선 방출도 자주 다릅니다. 관찰 결과에 따르면 극도로 빠른 속도로 바깥쪽으로 분리되는 두 개의 하위 소스를 가진 여러 개의 이중 소스 퀘이사 전파 소스가 있다는 사실도 발견되었습니다. 광학 복사와 무선 복사의 변화에는 주기성이 없습니다. ⑥퀘이사의 방출선은 큰 적색 편이를 가지고 있습니다. ⑦ 최근 몇 년간의 관찰에 따르면 일부 퀘이사도 X선 복사를 방출한다는 것이 밝혀졌습니다.

적색 편이는 은하계 외 물체의 독특한 특성입니다. 따라서 대부분의 천문학자들은 퀘이사가 은하계 밖의 별이라고 믿습니다. 적색편이-겉보기등급 관계의 통계적 결과는 허블의 법칙이 은하외 은하에도 적용 가능함을 보여줍니다. 즉, 이들의 적색편이는 우주적 적색편이이고, 이들의 거리는 우주론적 거리이며, 이들의 적색편이와 겉보기 등급은 통계적으로 관련되어 있다. 그러나 퀘이사의 경우 적색편이와 겉보기 등급 사이의 통계적 상관관계는 매우 낮기 때문에 두 가지 상호 관련된 질문이 제기됩니다. 즉, 퀘이사의 적색편이가 우주적 적색편이인지, 그리고 퀘이사의 거리가 우주론적 거리인지 여부입니다. 대부분의 천문학자들은 퀘이사의 적색편이가 우주론적 적색편이라고 믿습니다. 따라서 적색 편이는 퀘이사의 회귀를 반영하며 허블의 법칙과 일치합니다. 이 견해에 따르면, 퀘이사는 천체의 일종으로서 인간이 관측한 천체 중 가장 멀리 떨어져 있는 천체이다. 이 견해를 지지하는 사람들은 퀘이사 적색편이와 겉보기 등급 사이의 통계적 상관관계가 좋지 않은 이유는 퀘이사의 절대 등급 분산이 너무 크기 때문이라고 믿습니다.

퀘이사를 특정 기준에 따라 분류하고 특정 유형의 퀘이사에 대해 적색편이-시각적 크기 통계를 수행하면 상관 관계가 크게 향상됩니다. 우주론적 적색편이를 뒷받침하는 관측 사실은 다음과 같습니다: 3개의 퀘이사가 3개의 은하단에 위치하는 것으로 발견되었으며, 이들 퀘이사의 적색편이는 은하단의 적색편이와 유사하며 일부 방해하는 은하단 BL형 천체와 매우 유사합니다. 이전에는 은하계 내 변광성으로 여겨졌으나, 현재는 멀리 떨어져 있는 은하계 외 천체로 밝혀졌습니다.

에너지와 입자 가속 퀘이사의 전파 복사는 의심할 여지 없이 싱크로트론 복사이고, 광학 복사도 싱크로트론 복사일 가능성이 높습니다. 퀘이사의 적외선 복사에 관해서는 추가 연구가 필요하지만 적어도 그 중 일부는 여전히 싱크로트론 복사일 수 있습니다. 퀘이사의 적색편이가 우주적 적색편이라면, 퀘이사의 광도(전파, 적외선, 가시광선, X선 포함)는 지금까지 관측된 복사력 중 가장 높은 복사력을 지닌 천체입니다. 퀘이사의 수명은 약 106년으로 추정된다. 따라서 고에너지 전자와 자기장의 총 에너지는 1062에르그에 달합니다. 이제 일반적으로 고에너지 전자는 퀘이사의 중심 영역에서 발생한다고 믿어집니다. 그러나 빛의 변화 데이터로부터 추정된 퀘이사의 광학 방사 영역의 크기는 불과 수광일~수광년, 즉 1015~1017cm에 불과하다. 고에너지 전자의 소스는 더 작아야 합니다. 그러므로 여기에는 두 가지 예리한 질문이 있습니다. ① 왜 그렇게 작은 면적이 그렇게 엄청난 양의 에너지를 방출할 수 있습니까? ②고에너지 전자를 생성하는 메커니즘은 무엇인가? 이러한 문제를 설명하기 위해 많은 이론적 모델이 제안되었다. 하나의 모델은 항성 충돌인데, 이는 퀘이사의 중심에서 별의 공간 밀도가 극도로 높고 종종 충돌하여 에너지를 방출한다고 믿습니다. 그러나 충돌로 인해 방출된 에너지가 어떻게 고에너지 전자의 에너지로 변환되는지는 명확하지 않습니다. 초신성이 폭발할 때 많은 양의 고에너지 전자가 방출되기 때문에 별들은 충돌 후 서로 달라붙어 점점 더 큰 질량의 별을 형성할 것이라는 견해가 있습니다. 거대한 별은 빠르게 초신성으로 진화한 후 폭발하여 고에너지 전자를 방출합니다. 항성 충돌 모델에는 많은 수의 별 밀도가 필요하므로 이는 심각한 어려움입니다. 또 다른 모델은 질량이 태양 질량의 약 108배에 달하는 거대한 별입니다. 그러한 별의 광도는 매우 강할 수 있지만 에너지 스펙트럼은 열복사이므로 관측된 상황을 다시 설명할 수 없습니다. 게다가 이런 종류의 별도 매우 불안정하다. 나중에 자기장과 회전을 갖는 거대한 별의 모델인 자기 회전자(Magnetic Rotor)가 제안되었습니다. 자기 로터는 안정적이고 광도가 높습니다. 동시에 회전으로 인해 자기장 선이 꼬여 결국 중성선이나 중성 패치가 생성되고 폭발이 발생합니다. 이것은 퀘이사의 빛의 변화를 설명하는 데 사용될 수 있습니다. 그러나 빛의 변화는 주기적이어야 하며 이는 관찰 결과와 모순됩니다. 그 밖에도 블랙홀 강착, 화이트홀, 물질-반물질 소멸 등의 모델이 있다. 현재까지 만족스러운 모델은 없습니다.

퀘이사와 활동은하 활동은하(교란은하라고도 함)는 모두 강렬한 활동 상태에 있는 핵을 가지고 있습니다. 활동성 은하핵은 여러 측면에서 퀘이사와 유사합니다. 크기가 작고, 스펙트럼에 강한 방출선이 있으며, 전파 대역에서 X선 ​​대역으로 비열 복사를 방출하는 경우가 많습니다. , 등. 따라서 퀘이사는 본질적으로 일종의 활성 은하일 수 있으며, 관찰된 퀘이사 현상은 은하 중심의 활동입니다. 물론 퀘이사가 우주적으로 멀리 떨어져 있다면 그 활동은 일반적인 활동 은하보다 더 강렬하고 강력할 것입니다. 퀘이사 전파원의 전파 특성은 전파은하 및 N은하와 유사합니다. 후자의 두 개는 일반적으로 거대 타원 은하에 속합니다. 따라서 일부 천문학자들은 퀘이사가 멀리 떨어져 있는 거대한 타원 은하라고 추측합니다. 광학적 특성 측면에서 퀘이사는 I형 세이퍼트 은하와 유사합니다. 따라서 이제 퀘이사는 멀리 떨어진 세이퍼트 은하일 가능성이 더 높습니다. 퀘이사의 흡수선에는 두 가지 이유가 있을 수 있습니다. 하나는 퀘이사 근처의 가스 구름에 의해 흡수 선이 생성된다는 것입니다. 두 번째는 흡수선이 퀘이사와 관찰자 사이의 은하계 외 물체에 의해 생성된다는 것입니다. 이 은하외 사촌들은 서로 아무 관련이 없을 수도 있습니다.

초광속 현상, 3C345와 같은 여러 준성성 전파원의 밀도가 높은 두 하위 광원이 매우 빠른 속도로 분리되는 현상이 발견되었습니다. 퀘이사가 우주적으로 멀리 떨어져 있으면 두 소스의 외부 팽창 속도는 빛의 속도를 초과하여 빛의 속도의 최대 10배에 이릅니다. 어떤 사람들은 퀘이사가 우주론적으로 멀리 떨어져 있지 않기 때문에 초광량 현상이 전혀 없을 것이라고 믿습니다. 그러나 관측에 따르면 전파은하에도 비슷한 초광현상이 존재하며, 전파은하는 의심할 여지 없이 우주론적으로 멀리 떨어져 있는 것으로 나타났다. 이 견해에 대한 증거가 충분하지 않음을 알 수 있습니다.

또 다른 견해는 초광속 현상이 존재한다는 것입니다. 그러나 상대성 이론과 모순되지 않기 위해 이 현상은 입자의 실제 움직임을 반영하는 것이 아니라 일종의 "환상"이므로 "명백한" 초광속 팽창이라고 믿어집니다. 현재 겉보기 초광속 현상을 설명하기 위해 여러 가지 모델이 제안되었지만 그 어느 것도 문제를 완전히 해결하지는 못했습니다.