대 마젤란 성운 내의 LH 95 별 형성 지역의 허블 망원경 사진 별 Star 대 마젤란 성운 내의 LH 95 별 형성 지역의 허블 망원경 사진 By ESA/Hubble, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=8788068

“창조의 기둥”으로 알려진 매 성운 내 별 생성 지역의 허블 망원경 사진 Hubble telescope image known as Pillars of Creation, where stars are forming in the Eagle Nebula. “창조의 기둥”으로 알려진 매 성운 내 별 생성 지역의 허블 망원경 사진 By Credit: NASA, Jeff Hester, and Paul Scowen (Arizona State University) - http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2003/34/image/a, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=129538

극 자외선 영역을 사용하여 촬영한 태양의 사진. By NASA/SDO (AIA) - http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/browse/2010/08/19/20100819_003221_4096_0304.jpg, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=11348381

별은 자체 중력에 의해 결합되어 있는 빛나는 플라즈마 구체이다. 지구에 가장 가까운 별은 태양이다. 다른 많은 별들이 지구에서 밤 동안에 육안으로 관찰 가능하다. 이들은 지구에서 엄청난 거리만큼 떨어져 있기 때문에 하늘에 고정된 밝은 점처럼 보인다. 일생 중 적어도 한 시절에, 별은 그 중심부에서 수소를 헬륨으로 열핵융합 하면서 그 에너지가 별의 내부를 통과하여 외부 공간으로 방출되도록 하면서 빛을 낸다. 자연에 존재하는 헬륨보다 무거운 거의 모든 원소는 항성 핵 합성에 의해 생성되고, 일부 별에서는 그들이 폭발할 때 초신성 핵 합성에 의해 생성된다. 종말이 가까워지면 별은 축퇴된 물질을 포함할 수 있다. 천문학자들은 공간에서 별의 운동, 광도 및 스펙트럼을 관찰함으로써 별의 질량, 나이, 금속성 (화학 조성) 및 기타 여러 속성을 결정할 수 있다. 별의 질량은 그 진화와 궁극적 운명을 결정 짓는 주된 요인이다. 별의 온도를 밝기에 대하여 그래프로 그린 것을 Hertzsprung–Russell diagram (H–R diagram)이라 한다.

별의 생애는 수소와 헬륨 그리고 약간의 무거운 원소들로 이루어진 기체 상태의 성운이 중력 붕괴하면서 시작된다. 별의 중심부가 충분히 밀도가 높아지면, 수소가 핵융합에 의해 지속적으로 헬륨으로 변환되며, 이 과정에서 에너지를 방출한다. 별의 내부는 이 에너지를 복사와 대류가 조합된 열 전달 과정을 통해 별의 중심부로부터 운반한다. 이 때 별의 내부 압력이 중력 붕괴의 진행을 막는다. 중심부의 수소를 다 소모한 태양 질량의 0.4 배 이상 되는 별들은 팽창하여 적색 거성이 된다. 어떤 경우에는, 중심부의 무거운 원소들을 융합한다. 별들이 팽창하면서, 무거운 원소를 포함하고 있는 자신의 질량 일부를 성간 공간에 분출하게 된다. 이들은 나중에 새로운 별을 형성하는 과정에 재사용된다. 그 동안, 별의 중심부는 백색 왜성이나 중성자 별 등의 잔해가 된다. 만일 별이 충분히 무거웠다면, 블랙홀이 된다.

주계열성의 크기에 따른 내부 구조의 차이. 검은 화살표는 대류를 표시하고, 빨간 지그재그 화살표는 복사를 표시한다 주계열성의 크기에 따른 내부 구조의 차이. 검은 화살표는 대류를 표시하고, 빨간 지그재그 화살표는 복사를 표시한다. 작은 별에서는 대류가 효율적으로 일어나 중심부와 구각(껍질, sphericall shell)으로 나뉘어지지 않는다. 대류가 홀로 에너지 전달을 담당할 수 없을 만큼 큰 별에서는 복사가 구각에서 주도적인 역할을 하게 된다. 중간 크기의 별에서는 중심부에 복사 구역이 생기고, 구각에 대류 구역이 생긴다. Internal structures of main-sequence stars, convection zones with arrowed cycles and radiative zones with red flashes. To the left a low-mass red dwarf, in the center a mid-sized yellow dwarf and at the right a massive blue-white main-sequence star. By Estrellatipos.png: The original uploader was Xenoforme at Spanish Wikipediaderivative work: Begoon - This file was derived from  Estrellatipos.png:, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=29185299

수소 원자들이 중력에 의해 뭉쳐진다. 중심부의 압력과 온도가 증가한다. 중심부에서 융합이 일어나 헬륨이 생성된 다. 수소보다 헬륨은 밀도가 높으므로 중심부 의 크기가 줄어들게 된다. 작은 크기의 중 심부는 헬륨이 되어 수소 핵융합은 일어나 지 않지만, 중심부 바깥 부분에서 수소 핵 융합이 일어난다. 중심부는 더욱 밀도가 높아져서 중력을 강 하게 작용하고 중심부 바깥의 온도와 압력 을 높인다. 따라서 수소 핵융합의 속도도 증가한다. 중심부 바깥에서 핵융합이 활발히 일어나 면서 물질을 별의 바깥쪽으로 밀어낸다. 따 라서 별의 크기가 증가한다. 태양의 경우, 적색 거성 단계에 진입한다. 핵융합 에너지 양은 증가하였지만 큰 면적 을 통하여 에너지를 방출하므로 온도는 낮 아진다. 따라서 원래의 색보다 적색을 띤다. 태양의 경우

항성 핵융합의 필요 조건 핵융합 종류 부산물 중심부 최소 온도 중심부 최소 밀도 항성의 최소 질량( M ) H He 1300 만 K 100 g/cc 0.08 C, O 1 억 K 100 kg/cc 0.5 C O, Ne, Mg, Na 5 억 K 200 kg/cc 4 Ne O, Mg 12 억 K 4000 kg/cc 8 O Mg, Si, S, P 15 억 K 10000 kg/cc Si Si,S,Ar,Ca, Ti,Cr,Fe,Ni 30 억 K 30000 kg/cc

중심부의 밀도와 온도가 높아지면서 더 높은 온도에서 일어나는 핵융합 반응이 일어난다. 태양의 경우, 헬륨 중심부가 생성되 고 그 외각에서 수소 핵융합이 진행 된다. 수소가 다 떨어지면 헬륨이 핵 융합하여 탄소 중심부를 형성한다 (Helium flash). 태양은 계속 헬륨 핵 융합을 진행하게 된다. 연료 소진 후, 성운이 되어 백색 왜성에 가까와진다. 태양보다 훨씬 더 질량이 큰 별의 경 우, 이와 같은 방식으로 마치 양파와 도 같은 껍질 구조를 형성하면서 Fe 까지 중심부에 생성할 수 있다. 압력이 매우 크면, 전자가 양성자와 결합하여 중성자가 되면서 중심부에 중성자별을 형성할 수 있다. 질량이 더 큰 별의 경우 블랙홀을 형성할 수 있다. 이 때 방출되는 에너지로 별은 휘황찬란한 폭발을 하는데 이것을 초 신성이라 한다.

보통의 수소 핵융합 왜성(예를 들어, 태양)은 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 주계열에 위치한다. Hertzsprung-Russell diagram. 별의 광도(절대 등급)을 별의 온도에 대하여 표시한 산포도(scatter diagram). 보통의 수소 핵융합 왜성(예를 들어, 태양)은 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 주계열에 위치한다. 거성들은 오른쪽 위에서 급에 따라 무리를 이룬다. 왼쪽 아래에는 백색 왜성들이 있는데, 이들은 더 이상 에너지원을 갖고 있지 않은 오래된 별들의 중심부이다. 이들은 수십 억 년의 세월에 걸쳐 천천히 식으면서 오른쪽 아래로 진행한다. By Richard Powellminor adjustments by:penubag (original image) - The Hertzsprung Russell Diagram, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2069082

별의 진화. 왼쪽 원은 작은 질량의 별, 오른쪽 원은 큰 질량의 별에 해당한다. 별은 밀도가 높은 지역에서 응집한다. 그러나 그 지역의 밀도는 진공 체임버 내의 밀도 보다도 낮다. 이러한 지역은 분자 구름이라고 알려져 있는데, 주로 수소로 이루어져 있고, 헬륨이 23 ~ 28 %, 그리고 약간의 무거운 원소들이 존재한다. 이러한 별 형성 지역의 한 예가 오리온 성운이다. 대부분의 별들은 수 십 개에서 수 천 개의  무리를 지어 형성된다. 그들 중 질량이 큰 별들은 분자 구름을 강력하게 비추어서 수소를 이온화하고  H II 지역을 형성한다. 이러한 피드백 효과는 궁극적으로 분자 구름을 뒤흔들어놓게 되어 더 이상의 별 형성을 방지하게 된다. By cmglee, NASA Goddard Space Flight Center - File:star_life_cycles_red_dwarf.jpg, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=39174476

모든 별들은 생애의 대부분을 주계열성(main sequence star)으로서, 그 중심부에서 수소 를 핵융합하여 헬륨으로 변환하면서 보낸다. 그러나 별의 질량이 다르면 발전 단계에서 완전히 다른 방향으로 나아가게 된다. 질량에 따라 광도와 주변에 끼치는 영향력 그리고 최종적인 운명이 달라진다. 따라서 천문학자들은 별을 질량에 따라 구분한다. 0.5 M☉ 이하의 아주 작은 질량을 가진 별들은 주계열에 머무는 동안 대류가 잘 일어나 서 헬륨이 별 전체에 고르게 분포한다. 따라서, 그들은 구각 연소가 일어나지 않고 적색 거성이 되지 않으며, 수소가 떨어지면 핵융합을 멈추고 천천히 식어서 헬륨 백색 왜성이 된다. 그러나 0.5 M☉ 별들의 수명은 우주의 수명보다 길기 때문에 아직 백색 왜성 단계 에 진입한 별은 없다. 0.5 M☉ 에서 1.8–2.5 M☉ 사이의 작은 질량을 가진 별(태양 포함) 은 성분에 따라 적색 거성으로 진화한다. 중심부의 수소가 소진된 다음, 중심부에서 헬륨이 연소되기 시작하 는데 이를 헬륨 섬광(helium flash)라 한다. 헬륨은 이 때 삼중알파과정을 통하여 탄소로 변환된다. 이는 나중에 축퇴된 탄소-산소 중심부를 이루어 점근거성가지에 속하게 되며, 마지막으로 바깥 껍질이 폭발하여 행성상 성운이 되고, 중심부는 남아서 백색 왜성이 된 다. 1.8–2.5 M☉ 에서 5–10 M☉ 사이의 중간 정도 질량의 별들은 작은 질량의 별들과 비슷한 진화 단계를 지난다. 그러나 잠시 동안 적색 거성 단계에 머문 다음, 섬광 없이 헬륨을 다시 연소하기 시작한다. 그 후 긴 시간을 붉은 덩어리 단계에서 보낸 다음, 축퇴된 탄소 -산소 중심부를 형성한다. 최소 7–10 M☉ (또는 5–6 M☉) 이상의 큰 질량을 가진 별들은 일반적으로 중심부의 수소 를 소진한 다음 초거성이 되며, 계속하여 헬륨 보다 큰 원소들을 핵융합한다. 그들은 중 심부가 붕괴하면서 초신성으로 폭발하면서 생애를 끝낸다.

작은 질량의 별 중심부에서 일어나는 헬륨 핵융합 By RicHard-59 - Own work, based on this., CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=30534795

Sakurai's Object is a white dwarf undergoing a helium flash. “사쿠라이의 물체＂는 헬륨 섬광을 내뿜고 있는 백색 왜성이다. By ESO - http://www.eso.org/public/images/potw1531a/, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=42044027

사진 한 가운데 있는 밝은 별은 이 사진의 주인공이 아니다 사진 한 가운데 있는 밝은 별은 이 사진의 주인공이 아니다. 아래쪽 가운데에 있는 대단치 않아 보이는 붉은 색의 얼룩이 사실은 매우 희귀한 물체이다. 일본의 아마추어 천문학자 유키오 사쿠라이가 1996 년에 발견하였는데, 그는 이것이 초신성일 것으로 짐작했지만 실제로는 그보다도 훨씬 더 흥미로운 물체였던 것이다. 이 물체는 헬륨 섬광을 내뿜고 있는 백색왜성이며, 몇 개 되지 않는 사례이다. 보통, 백색 왜성 단계는 작은 별의 생애의 마지막 단계이다. 그러나 어떤 경우에는 헬륨 섬광을 재점화하면서 적색 거성 단계로 다시 팽창한다. 이 때 엄청난 양의 기체와 먼지를 내뿜게 된다. 그리고 다시 한번 수축하여 백색왜성이 된다. 이것은 극적이고 짧은 시간 내에 벌어지는 사건이며, 사쿠라이의 물체는 천문학자들에게 이런 사건을 실시간으로 연구할 수 있는 매우 드문 기회를 제공하였다. 이 백색왜성은 자신이 분출한 기체를 밝게 비춰줄 수 있을 만큼의 충분한 자외선을 복사하기 때문에, 그것이 이 사진에서 붉은 반지 모양으로 나타난다. This image was taken using the FORS instrument, mounted on ESO’s Very Large Telescope.

별들은 생애의 90% 동안 수소를 핵융합하여 헬륨으로 변환하면서 보낸다. 이 핵융합은 고온 고압 상태인 별의 중심부에서 일어난다.  Hertzsprung–Russell diagrams의 띠에 속 한 별들은 주계열성(main sequence star) 또는 왜성(dwarf star)라고 한다. 태양도 여기 속 한다. 주 계열에 머물면서 별 중심부의 헬륨 비율은 계속 증가한다. 중심부의 핵융합도 증가하 며, 별의 온도와 광도도 증가한다. 태양의 경우, 46 억 년 전에 주 계열에 도달하면서부터 광도가 약 40 % 증가한 것으로 추산된다. 모든 별들은 항성풍(stellar wind)을 일으킨다. 이는 기체 분자를 지속적으로 공간으로 내보내는 것이다. 대부분의 별들에서, 이로 인한 질량의 손실은 미미하다. 태양의 경우 전 생애를 걸쳐 0.01 %의 질량을 이렇게 잃는다. 그러나 매우 큰 별은 손실량도 커서, 그 들의 진화에 영향을 미치게 된다. 50 M☉ 이 넘는 별들은 주 계열에 머무는 동안 자신의 질량의 반 이상을 잃을 수도 있다. 주계열에 머무는 시간은 연료의 양과 연료 소모율에 달려있다. 태양은 100 억 년 동안 활동할 것으로 예측된다. 질량이 큰 별들은 연료를 매우 빠르게 소모하기 때문에 짧은 생애를 갖게 된다. 질량이 작은 별들은 연료를 매우 느리게 소모한다. 0.25 M☉보다 작은 적색왜성들은 연 료를 거의 다 핵융합에 사용할 수 있지만, 1 M☉ 정도의 별들은 질량의 10 % 밖에 사용 할 수 없다. 따라서, 작은 별들은 1 조 년까지 활동할 수도 있다. 극단적인 경우에는 12 조 년이 될 수도 있다. 이들은 헬륨을 축적하면서 더 뜨거워지고 밝아진다. 수소가 다 떨 어지면 백색왜성으로 수축하면서 식기 시작한다. 이들의 수명은 현재 우주의 나이보다 훨씬 길기 때문에 0.85 M☉보다 작은 별들은 아직 주계열에서 벗어나지 못할 것으로 예 측된다.

Elvis Presley 의 Pink Cadillac 배기량 5.4 리터 연비 4.3 km/liter 질량이 큰 별 질량이 작은 별 핵융합 연료의 소모가 빠르다 핵융합 연료의 소모가 느리다 Elvis Presley 의 Pink Cadillac 배기량 5.4 리터 연비 4.3 km/liter Chevrolet Spark 배기량 1 리터 연비 15 km/liter By M 93, CC BY-SA 3.0 de, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=30474016 By Corkythehornetfan - Own work, CC BY-SA 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=48026076

질량 외에도 헬륨보다 무거운 원소들이 별의 진화에 중요한 역할을 담당한다 질량 외에도 헬륨보다 무거운 원소들이 별의 진화에 중요한 역할을 담당한다. 천문학자들은 헬륨보다 무거운 원소들을 “금속(metal)＂이라고 부르고, 그들의 화학적 농도를 중원소함량(metallicity)이라고 부른다. 별의 중원소함량은 별이 연료를 소진하는데 걸리는 시간에 영향을 끼치고, 자기장 형성을 좌우하며, 따라서 항성풍의 강도를 결정한다. 오래된 항성종족 II 에 속하는 별들은 젊은 별들 보다 훨씬 낮은 중원소함량을 갖는다. 이는 그들이 형성된 분자 구름의 조성에 따른 것이다. 시간이 흐르면, 오래된 별들이 생애를 마치고 물질을 공간에 되돌려주게 되어 분자 구름 내에 중원소들이 풍부해지게 된다.

1050 AD에 처음 관측되었던 초신성의 잔해인 게 성운(Crab Nebula) By NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University) - HubbleSite: gallery, release., Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=516106

초신성 SN1054 의 중국 사서 기록 By Pankenier, David W. 2006. Notes on Translations of the East Asian Records Relating to the Supernova of AD 1054. *Journal of Astronomical History and Heritage* 9(1): 77-82., Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=37897396

앞의 사진은 허블 망원경으로 얻은 게 성운(Crab Nebula)의 가장 큰 사진 중의 하나 이다 오렌지 색의 필라멘트들은 너덜너덜해진 별의 잔해이며 주로 수소이다. 성운의 중 심에 있는 중성자별은 빠르게 자전하고 있으며, 성운의 푸르스름한 빛을 내는 동력 원 노릇을 한다. 이 푸른 광선은 전자들이 중성자별의 자기력선 주위를 거의 빛의 속 도로 회전할 때 나오게 된다. 이 중성자별은 마치 등대처럼 양쪽으로 빛을 발하는데, 중성자별의 자전으로 인해 초당 30 번 맥동한다. 중성자별은 폭발한 별의 초고밀도 중심부이다. 게 성운이라는 이름은 1844 년 아일 랜드의 로스(Rosse)가 36 인치 망원경으로 관측하면서 붙여진 이름이다. 허블 망원 경이나 European Southern Observatory의 Very Large Telescope으로 보면, 게 성 운의 자세한 모습과 함께 6500 광년 떨어진 별의 휘황찬란한 종말을 보여주는 단서 들을 찾을 수 있다. 여기 나타나는 색은 폭발에서 분출된 다른 원소를 의미한다. 푸 른 색은 중성 산소, 녹색은 황의 + 이온, 그리고 빨간 색은 산소의 ++ 이온이다. 게 성운의 허블 망원경의 가시광선 사진(빨간 색)과 Chandra X-ray Observatory 의 X-선 사진(푸른 색)의 합성 이미지. By Optical: NASA/HST/ASU/J. Hester et al. X-Ray: NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. - http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/24/image/a, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=238064

Central neutron star at the heart of the Crab Nebula.[48] 게 성운의 중심에 있는 중성자별. Central neutron star at the heart of the Crab Nebula.[48] By ESA/Hubble, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=50096996

중성자별은 태양의 10 ~ 30 배 되는 질량을 갖는 큰 별이 붕괴한 후 남는 중심부이다 중성자별은 태양의 10 ~ 30 배 되는 질량을 갖는 큰 별이 붕괴한 후 남는 중심부이다. 중성자별은 모든 별 중에서 가장 작으면서 가장 밀도가 높은 별이다. 중성자별의 반지름은 10 km 정도이지만, 질량은 태양의 2 배 정도이다. 중성자별은 무거운 별이 초신성 폭발하면서 일어나는 중력 붕괴로 중심부가 백색왜성 밀도를 넘어 원자핵의 밀도 수준으로 압축하면서 생겨난다. 중성자별은 거의 온전히 중성자로만 이루어져 있다고 생각된다. 중성자는 전하가 없고, 양성자보다 약간 질량이 큰 입자이다. 이 때 중성자 축퇴 압력이 더 이상의 붕괴를 막는다. 이는 파울리 배타 원리에 의한 것이다. 만일 잔해의 밀도가 너무 높다면, 즉, 중성자별의 질량이 한계치인 태양 질량의 2 ~ 3 배를 넘는다면, 붕괴가 지속되어 블랙홀을 형성하게 된다. 관측되는 중성자별의 표면은 6×105 K 정도이며, 밀도가 매우 높아서 성냥 곽 크기 가 30억 톤에 해당한다. 자기장의 크기는 지구 자기장의108 ~ 1015 배이다. 표면에서 중력장의 크기는 지구의 중력장의 2×1011 배 정도이다. 별의 중심부가 붕괴하면서, 각운동량 보존 법칙에 의해 자전 속도가 빨라진다. 새 중성자별은 초당 수백 번까지 자전한다. 어떤 중성자별은 전자기파를 방출하여 펄서처럼 감지된다.

블랙홀은 강한 중력 효과로 인해 입자 뿐 아니라 빛도 탈출할 수 없는 시공간 지역이다 블랙홀은 강한 중력 효과로 인해 입자 뿐 아니라 빛도 탈출할 수 없는 시공간 지역이다. 일반 상대성 이론은 질량이 충분히 압축되면 시공간을 변형시켜서 블랙홀을 만들 수 있다고 예측한다. 이 때 아무것도 탈출할 수 없는 지역의 경계선을 사건 지평선이라고 한다. 사건 지평선을 지나는 물체의 운명은 극적으로 달라지지만, 국지적으로 관측 가능한 특징은 관찰되지 않았다. 매우 큰 질량을 가진 별이 생애 마지막에 붕괴하면서 블랙홀이 생기게 된다. 블랙홀은 근처의 질량을 흡수하면서 더 커질 수 있다. 다른 별을 흡수하거나, 다른 블랙홀과 합쳐지면서 태양 질량의 수 백 만 배에 이르는 초대질량 블랙홀이 형성될 수 있다. 이런 초대질량 블랙홀은 대부분의 은하계 중심에 있다.(초대 질량 블랙홀의 기원에 대해서는 빅뱅 바로 후에 불확정성 원리에 의한 밀도의 요동이 원인이라는 설도 존재한다.) 블랙홀의 내부는 보이지 않지만, 블랙홀의 존재는 블랙홀과 다른 물질이나 가시광선 과의 상호작용으로부터 감지할 수 있다. 다른 별이 블랙홀의 주위를 운동하고 있다면 그 궤도로부터 블랙홀의 질량과 위치를 결정할 수 있다. 이런 방법은 중성자별 등의 다른 가능성을 제외하는데 사용된다. 이렇게 하여, 천문학자들은 많은 블랙홀을 찾아내었다. 예를 들어, 우리 은하계의 중심에 있는 Sagittarius A*는 태양 질량의 약 430 만 배 되는 초대질량 블랙홀이다. 2016 년에 LIGO 는 중력파를 검출하였다고 발표하였다. 이 중력파는 블랙홀이 합쳐지면서 만들어진 것으로, 최초로 쌍성계 블랙홀의 병합을 직접 관찰한 것이다.

대 마젤란 성운 앞 블랙홀의 시뮬레이션. 중력 렌즈 효과로 인해 성운의 모습이 두 개로 갈라져서 왜곡되었다 대 마젤란 성운 앞 블랙홀의 시뮬레이션. 중력 렌즈 효과로 인해 성운의 모습이 두 개로 갈라져서 왜곡되었다. 위쪽에는 우리 은하계의 모습이 원호 모양으로 휘어져 보인다. By User:Alain r - Own work, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1150148

퀘이사 quasar 퀘이사(quasar, quasi-stellar object, QSO)는 매우 높은 광도를 가진 활성 은하계의 핵이다. 퀘이사는 초대 질량 블랙홀(supermassive black hole)과 그 주위를 궤도 운동하는 기체의 유입 원반(강착 원반, accretion disc)으로 이루어져 있다. 유입 원반의 기체가 블랙홀로 떨어지면, 에너지가 전자기 복사선의 형태로 방출된다. 퀘이사는 전자기 스펙트럼 전반에 걸쳐 에너지를 방출하며, 라디오, 적외선, 가시 광선, 자외선 및 X-선 파장에서 관찰 할 수 있다. 가장 강력한 퀘이사는 1041 W를 초과하는 광도를 가지고 있는데, 이는 은하수와 같은 큰 은하계의 광도보다 수천 배 더 크다. Artist's rendering of the accretion disk in ULAS J1120+0641, a very distant quasar powered by a black hole with a mass two billion times that of the Sun.[1] Credit: ESO/M. Kornmesser By ESO/M. Kornmesser - http://www.eso.org/public/images/eso1122a/, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15700804

적색편이(redshift)는 광원으로부터 발생한 전자기파가 관찰자에 도달할 때, 그 주파수가 원래 주파수보다 낮은 쪽으로 이동하여 관측되는 것을 가리킨다. 스펙트럼에서 붉은 색이 주파수가 낮은 쪽에 위치하므로, 적색편이라고 한다. 실제로는 스펙트럼의 어느 부분에 위치하든지 주파수가 낮은 쪽, 즉, 파장이 긴 쪽으로 이동하는 것을 일컫는다. 적색편이는 광원과 관찰자 사이의 거리가 멀어지고 있는 상황에서 발생한다. 적색 편이의 값 z 는 광원에서의 원 주파수 f 와 관측자 O가 관측하는 주파수 fO 에 대하여 로 주어진다. 퀘이사가 존재하는 영역은 대단히 넓은 영역의 거리에 걸쳐 있다. 허블의 법칙에 대하여 퀘이사는 거리에 비례하여 빠른 속도로 멀어지게 되는데, 그 적색편이 값이 0.1 ~ 7 에 걸쳐 있다. 이러한 먼 거리를 빛이 여행하여 우리에게 관측된다면, 이 퀘이사의 활동은 그 여행시간 만큼 과거에 벌어진 일이라는 것을 기억해야 한다. 우리에게 가까운 곳에서는 퀘이사가 관측되지 않는다는 사실은 퀘이사가 먼 과거에 빈번하게 일어났을 것을 의미한다. 퀘이사가 가장 많이 관측되는 시점은 적색편이 값 2 에 해당되는데, 이는 100 억년 전이다. 2011 년 현재, 가장 먼 퀘이사는 z=7.085 에 해당된다. 이 퀘이사에서 나온 빛은 우주가 겨우 7 억 7 천 년 밖에 되지 않았을 때 방출된 것이다.

Hubble images of quasar 3C 273 Hubble images of quasar 3C 273. At right, a coronagraph is used to block the quasar's light, making it easier to detect the surrounding host galaxy. By Credit for WFPC2 image: NASA and J. Bahcall (IAS)Credit for ACS image: NASA, A. Martel (JHU), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), the ACS Science Team and ESA - http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/03/image/b/, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=620697

퀘이사 PKS 1127-145의 Chandra X-선 사진 퀘이사 PKS 1127-145의 Chandra X-선 사진. 지구에서 약 100억 광년 떨어져 있으며, X-선과 가시광선을 굉장히 밝게 방출한다. 거대한 X-선 분출이 퀘이사로부터 적어도 100 만 광년의 거리에 걸쳐 보인다. 이 사진의 한 변은 60 arcsec에 해당한다. By NASA/CXC/A.Siemiginowska(CfA)/J.Bechtold(U.Arizona) - CHANDRA X-ray Observatory CXC Operated for NASA by SAO, url=http://chandra.harvard.edu/photo/2002/1127/index.html, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=8570320

퀘이사 HE 1104-1805의 중력 렌즈 효과 사진. 중력 렌즈 효과로 색의 변화가 관찰되는데, 이로부터 유입 원반의 색깔 분포와 온도 분포를 유례 없는 정확도로 알아낼 수 있게 되었다 By NASA, ESA and J.A. Muñoz (University of Valencia), CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=17235222

퀘이사 HE0109-3518 (중심) 의 강력한 빛이 어두운 은하계를 비추고 있다. 어두운 은하계는 빛을 방출하는 별이 없다 퀘이사 HE0109-3518 (중심) 의 강력한 빛이 어두운 은하계를 비추고 있다. 어두운 은하계는 빛을 방출하는 별이 없다. 따라서 퀘이사가 그들을 비춰주지 않는다면, 거의 관측이 불가능하다. This image combines observations from the Very Large Telescope, tuned to detect the fluorescent emissions produced by the quasar illuminating the dark galaxies, with colour data from the Digitized Sky Survey 2. By ESO, Digitized Sky Survey 2 and S. Cantalupo (UCSC) - http://www.eso.org/public/images/eso1228a/, CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=20246527