퀘이사(Quasar)

퀘이사(Quasar) 또는 Quasi-Stellar Object, QSO라고 불리는 천체는 은하핵이 은하 내 전체 별빛보다 밝아서 가시광에서 별처럼 보이는 AGN이다. 우리말로 준항성체라고 불린다.

때로는 전파에서 강한 에너지는 내는 밝은 AGN을 지칭하기도 한다.

퀘이사의 특징

• 밝기가 다양한 시간 규모(수분~수년)에서, 수에서 수십 퍼센트 정도 변한다.
• 표면적으로는 세이퍼트 은하와 퀘이사의 특징이 구별되어 보이지만, 물리적으로는 초대질량블랙홀(SMBH)이 얼마나 활발히 성장하고 있는지 혹은 얼마나 높은 효율로 빛을 내고 있는지에 따라 다르게 나타날 뿐이며, 본질적인 차이는 없다.
• 높은 적색편이(Redshift)를 가져서 초기 우주 상태를 보여주는 천체이다.

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퀘이사에 대한 도전 과제

• 태양 질량의 10억배 이상의 블랙홀이 z ~ 6(빅뱅 후 9억 4천만년)에서 많이 발견되는데, 연속적인 에딩턴 한계(Eddington limit)의 부착을 가정하더라도 SMBH 씨앗에서 10억 태양질량으로 키우려면 거의 10억년이 필요하다. 즉, 빅뱅 후 시간보다 블랙홀이 성장하는데 걸리는 시간이 더 길게 되는데 어떻게 초기 우주에서 이렇게 많은 퀘이사 발견되는지 의문이다.
  • 또한, 이렇게 꾸준한 성장을 유지하는 것은 블랙홀 피드백(Blackhole feedback) 및 초신성 폭발로 인한 중단 등 여러 가지 이유로 어렵다.

현재 제시된 해결 방안

• 일시적으로 진행되는, 일부 단계가 은폐된 물질 부착: SMBH이 지속적인 성장을 하지않고 짧고 강력한 활동기와 조용한 비활동기를 번갈아가며 성장한다. 이때, 일부 부착 단계에서는 가시광에서 볼 수 없을 정도로 가려져 있어서 우리가 관측하지 못했을 수 있다.
• 초에딩턴 부착(Super-Eddington accretion): 에딩턴 한계를 초과하는 속도로 물질을 집어삼킬 경우, 이론적으로 SMBH는 훨씬 빠르게 성장할 수 있다.
  • 이 시나리오는 두꺼운 원반(thick disk) 또는 복사압을 일부 회피할 수 있는 기하학적 구조가 있을 경우 가능성이 있다.
• 병합 주도 성장: 원시 은하의 병합 시, 그 중심에 있던 작은 질량의 블랙홀들이 병합(coalescence)하여 질량이 급격히 증가할 수 있다.
  • 중력파를 방출하며 두 블랙홀이 하나로 합쳐지면 부착이 없어도 순식간에 질량이 2배 가까이 될 수 있다.
  • 이 시나리오가 가능한 이유는 초기 우주에서는 은하 병합 빈도가 높았기 때문에 짧은 시간 안에 많은 질량을 얻을 수 있다.
• 제트의 도움으로 인한 성장: 일부 SMBH는 상대론적 제트(Relativistic jets)를 통해 중심부에서 에너지를 방출함으로써, 피드백 억제를 완화하거나 주변 물질을 다시 중심으로 유도할 수 있다. 이 제트가 가스 냉각을 촉진하거나 외부 물질을 효과적으로 유입 시켜주는 역할을 한다면, 더 많은 가스가 중심부로 떨어져 SMBH의 빠른 성장을 도울 수 있다.

심화 학습

• 퀘이사 수명 측정(Quasar liftetime measurements)