 들어가는 이야기  퀘이사의 발견  퀘이사의 정체  퀘이사가 갖는 의미  맺음말

 퀘이사 – 전파를 내는 사이 비 별  전파 천문학의 탄생과 함께 발견된 천체  은하핵으로서 거대 블랙홀  은하간 공간의 성질에 영향  은하의 진화에 영향  상대성 이론의 시험장

 Bell Lab 에 근무하고 있었 던 미국의 전파공학자인 Jansky 가 1930 년대에 은 하수에서 오는 전파를 우 연히 검출  Grote Reber 가 태양에서 오는 전파를 포착하는 데 에 성공함  제 2 차 세계대전 이후 전파 천문학에 대한 관심 고조

 케임브리지 대학 연구팀에서 전파 방출 천체를 탐사 관측함  1 번 목록과 2 반 목록에는 전파 방출 천체를 잘못 등재함.

 3 rd Cambridge Catalogue 의 완성  전파를 방출하는 천체들의 정체를 밝히기 위한 연구 활동이 이어짐  초신성 잔해 ( 게성운, 케플러 초신성 1604)  외부 은하 ( 주로 타원 은하 ) Cen A

 여전히 가시광 영상을 알 수 없는 전파 방출 천체들에 대한 수수께 끼가 해결되지 않고 있었다.  Mathews 와 Sandage 가 Owens Valley 의 전파 간섭계 시설을 써서 정밀한 전파방출 천 체의 위치 파악  전파 방출 천체들이 있는 위치에 별처럼 보이는 천체들이 존재함.  3C 48, 3C 196, 3C 286 이 이러 한 천체들임.  이들은 별과 같이 점광원으로 보 였지만 별이라고 믿기 어려움.

 태양을 비롯하여 별은 대부분의 에너지를 가시 광에서 방출한다.  지구에서는 태양이 매우 가깝기 때문에 태양이 방출하는 전파를 가까스로 검출할 수 있다. 그러 나, 태양이 내는 가시광은 맨눈으로 보면 위험할 정도의 양이다.  태양을 현재 거리의 수십만배 멀리 보내야 태양 계에서 가장 가까운 별에 도달한다. 이 곳에서 태 양이 내는 가시광은 한밤에 가까스로 볼 수 있을 정도의 양이다.  그렇다면, 이 거리에서 태양이 내는 전파를 포착 할 수 있을까 ?

 Cyril Hazard 가 3C 273 이 달 공전 궤도 위에 있다는 사실에 착안하여, 이 천체의 정밀한 위치를 알아 냄.  3C 273 역시 별과 같 이 점광원으로 나타 나는 천체임이 밝혀 짐

 Caltech 의 천문학자 Schmidt 가 3C 273 의 스펙트럼을 해석함.  적색이동이 z=0.158 인 천체라는 사실을 규명.  이 천체는 지구로부터 빛의 속도의 16 퍼센트 의 빠르기로 후퇴하는 천체임.  지구로부터 수십억 광 년 떨어진 곳에 있는 지극히 먼 천체.

 1940 년대에 Seyfert 는 핵심부가 유난히 밝은 나선 은하를 연 구함.  은하핵을 구성하는 천 체의 특징을 파악하기 위하여 분광 관측을 시도함.  방출선을 발견함.

 별의 스펙트럼은 온도가 규정되는 열 적 복사  항성 대기에서 일어나는 흡수 때문에 어두운 흡수선이 발생  항성 스펙트럼 : 열적 복사 + 프라운호 퍼 흡수  퀘이사 스펙트럼 : 비열적 스펙트럼 + 방출선  퀘이사는 결코 별이 아니다.

 온도를 파악할 수 없는 스펙트 럼. ( 비열적 스펙트럼, nonthermal spectrum)  흡수선이 아닌 방출선이 나타 난다.  방출선은 매우 뜨겁고 희박한 기체 지역에서 형성된다.  방출선 지역이 대단히 빠른 속 도로 운동한다는 사실이 밝혀 짐.  은하핵에는 단순히 별들이 밀 집된 곳이 아니다.  Seyfert 의 연구 업적은 당시 천 문학자의 큰 관심을 얻지 못함.

 1960 년대에 획득된 퀘이사 의 스펙트럼과 Seyfert 은하 핵의 스펙트럼에서 천문학 자들은 큰 유사성을 간파하 였다.  만약 시퍼트 은하핵이 더욱 더 밝다면, 짧은 노출 영상 에서는 은하핵만이 영상에 담길 것이며, 이 경우 점광 원의 영상을 얻을 것이다. 이것이 점광원으로 나타나 는 퀘이사로 인식할 수 있다.  퀘이사는 굉장히 밝은 은하 핵이다.

 가시광 영역에서 퀘이사 탐사 작업 을 하면 어떨까 ?  가시광 영역은 망원경을 통해 관측 이 수월하다.  어떤 특징을 이용하여 별과 퀘이사 를 구별할까 ?  퀘이사는 방출선을 갖고, 색지수가 보통 별보다 매우 작다.- Objective prism survey!!!  가시광 망원경으로 퀘이사를 탐사 하고 이들을 다시 전파망원경으로 확인한 결과 전파를 내지 않는 천체 들이 다수 발견되었다.  QSO (Quasi-stellar Object) 가 Quasar 보다 약 10 배 더 많이 발견 됨.

 시퍼트 은하는 대부분 전파 은하가 아니다.  전파 은하의 중심부는 어떨까 ?  전파 은하의 중심핵 스펙트럼 역시 시퍼트 은하의 중심핵 스펙트럼과 거의 비슷하다.  Quasar –QSO : 전파 은하 – 시퍼트 은하  모두 다 비슷한 성질을 갖는 매우 밝은 은하핵이다. – Active Galactic Nuclei (AGN)  무엇이 이들을 밝게 빛나도록 할까 ?

 방출선 지역의 빠른 운동  굉장 히 큰 중력의 존재 증거  태양계에서 수성은 지구보다 매우 빠르게 태양을 공전한다. 그 이유 는 태양의 중력이 지구보다 더 크 게 작용하기 때문이다.  얼마나 무거운 천체가 있어야 퀘 이사 방출선 지역의 빠른 운동이 설명 가능할까 ?  태양 질량의 약 10 억배 질량이 필 요하다.  중력은 인력만 있기 때문에 큰 질 량이 좁은 지역에 있으려면 필연 적으로 블랙홀이 형성되어야 한다.  은하 중심에는 거대 질량의 블랙 홀이 자리잡고 있다면 ?

 아인슈타인의 일반상대성 이 론은중력을 설명하는 물리학 이론으로 1915 년에 발표되었 다.  물체가 서로 끌어 당기는 이유 는 물체가 시공간을 휘게 하기 때문.  시간의 간격이나 공간의 간격 이 중력 세기에 따라 달라짐.  중력이 없는 곳은 편평한 시공 간 – 물체와 빛은 직선 위를 움직임  중력이 있어서 휘어진 시공간 – 물체나 빛은 휘어진 경로를 따라 움직임

 Karl Schwarzschild 는 1916 년에 아 인슈타인의 장방정식의 정확한 해를 하나 발견하였다.  그가 찾은 해에는 블랙홀 해를 포함하 였다.  블랙홀에 대한 활발한 연구가 이어지 고, 현재에는 블랙홀이 우주에 흔하게 있다는 사실이 밝혀졌다.

 블랙홀은 모든 것을 잡아 먹기만 한다 ?  사상의 지평선 외곽 지역에서 물질들의 운동은 맹렬하다.  물질들 사이의 마찰 에 의하여 엄청난 양 의 빛을 방출할 수 있 다.  자기장에 의하여 물 질들의 운동은 더욱 복잡해 질 것이다.

 매년 태양 질량 이상의 물질을 흡입하면 보통 은하의 전체 광량보다 더 많은 빛을 방출할 수 있다.  거대 블랙홀 주변에 넉넉하게 물질들이 있을 때에만 빛을 낼 수 있다.  은하 형성 초기, 혹은 은하끼리 충돌과 병합에 의하여 퀘이사 활동이 가 능하다.

 별을 폭발적으로 생성하는 은하로부터 뿜어져 나온 자외선 과 퀘이사의 자외선 복사 때문에 은하간 공간이 이온화됨.  은하간 공간의 물리적 성질을 이해하는 데에 매우 중요한 역할을 함.

 거대블랙홀 자체의 존재는 우주의 큰 신비로운 현상이다. 거대블랙홀의 존재를 규명하기 위하 여 지난 60 년간의 연구 활동이 있어왔다.  거대블랙홀이 성장한 과정과 은하 진화 사이에 많은 수수께끼가 있으며 현재 천문학의 큰 관심 사이다.  거대블랙홀은 은하간 공간을 비추며 이온화하여 물리적 성질에 큰 영향을 주었다.  아인슈타인의 상대성 이론은 여전히 자연과학에 서 가장 찬란한 지성사적 기념비이며, 상대론을 적용하고 시험하는 중요한 천체이다.

지름 2,000km 급 전파망원경 한 · 일 손잡고 우주와 대화한다