퀘이사 질량. 우주에서 가장 파괴적인 물체

퀘이사는 개발 초기 단계의 은하계로, 그 중심에는 태양 질량보다 질량이 수십억 배 더 큰 거대한 초거대 블랙홀이 있습니다. 퀘이사는 너무 많은 방사선을 방출하여 우주의 다른 모든 물체보다 빛납니다. 이러한 이유로 퀘이사는 연구하기가 매우 어렵습니다. 방출된 방사선으로 인해 이러한 물체를 자세히 볼 수 없습니다.

평균적으로 퀘이사는 우리 태양보다 초당 약 10조 배 더 많은 에너지를 생산합니다. 퀘이사 내부의 블랙홀은 손이 닿는 곳에 있는 모든 것을 빨아들입니다. 우주 먼지, 소행성, 혜성, 행성, 심지어 거대한 별까지 이 모든 것이 이 거인의 연료가 됩니다.

오늘날 발견된 퀘이사의 정확한 수를 결정하는 것은 매우 어렵습니다. 한편으로는 새로운 퀘이사의 끊임없는 발견과 다른 한편으로는 퀘이사와 다른 유형의 퀘이사 사이에 명확한 경계가 부족하기 때문입니다. 활동적인 은하. 1987년에는 3,594개의 퀘이사가 알려졌습니다. 2005년까지 이 수치는 195,000개로 증가했으며, 일반 은하의 광도보다 수백 배 더 높은 놀라운 광도로 인해 가장 먼 퀘이사는 120억 광년 이상 떨어진 거리에서 전파 망원경을 사용하여 기록됩니다. 최근 관측에 따르면 대부분의 퀘이사는 거대한 타원은하의 중심 근처에 위치해 있습니다.

퀘이사는 우주의 등대에 비유됩니다. 그들은 먼 거리에서도 볼 수 있으며 우주의 구조와 진화를 탐구합니다. 퀘이사의 방사선 스펙트럼은 전파부터 수 테라전자볼트의 양자 에너지를 갖는 경감마 방사선까지 현대 탐지기로 측정된 모든 파장을 나타냅니다. 퀘이사는 일반적으로 우주 먼지 고리로 둘러싸여 있으며, 위치에 따라 두 가지 유형의 퀘이사가 있습니다. 첫 번째 유형은 관찰자가 퀘이사를 가리지 않도록 고리를 배치하는 경우입니다. 두 번째 유형의 퀘이사는 링의 "벽"에 의해 망원경 렌즈로부터 보호됩니다.

얼마 전 칠레의 거대한 망원경을 사용하여 과학자들은 두 번째 유형에 속하는 퀘이사 중 하나를 연구할 수 있었습니다. 그들은 이 퀘이사가 은하수 직경의 약 6배인 590,000광년 이상 확장된 이온화된 가스 성운으로 둘러싸여 있다는 것을 발견했습니다. 성운은 퀘이사와 이웃 은하계를 연결하는 다리 역할을 하며, 이 사실은 퀘이사가 인근 성단을 '연료'로 사용한다는 가설을 뒷받침하는 것으로 간주될 수 있습니다.

과학자들은 퀘이사 활동이 은하 충돌로 인해 발생한다고 제안했습니다. 첫째, 은하계가 충돌하고 블랙홀이 우주로 합쳐집니다. 이 경우 블랙홀은 충돌로 형성된 먼지 고치의 중심에서 자신을 발견하고 물질을 집중적으로 흡수하기 시작한다. 약 1억년이 지나면 구멍 주변의 빛이 너무 강해져서 방사선 방출이 고치를 뚫고 나오기 시작합니다. 결과적으로 퀘이사가 나타납니다. 1억년이 더 지나면 이 과정은 멈추고 중앙 블랙홀은 다시 조용하게 행동하기 시작합니다.
최근에 과학자들은 처음으로 충돌하는 퀘이사의 사진을 촬영할 수 있었습니다. 작업의 일환으로 과학자들은 처녀자리 별자리에서 지구로부터 46억 광년 떨어진 곳에 위치한 이중 퀘이사에 관심이 있었습니다.

세이퍼톱 은하들은 상대적으로 우리와 가깝지만 대부분의 전파은하는 중간 거리에 있습니다. 우주에는 가장 강력한 에너지 원인 퀘이사가 있습니다. 퀘이사의 발견에는 신중하고 거의 탐정적인 연구가 필요했습니다.

이 이야기는 1960년에 시작됩니다. 전파 천문학자들은 전파원의 위치를 ​​정확히 찾아내는 방법을 개선하고 있었습니다. 전파원 3S48은 다른 별과 달리 하나의 별과 일치하는 것처럼 보였습니다. 모든 스펙트럼에는 알려진 원자와 상관 관계가 없는 밝은 선이 포함되어 있었습니다. 그러다가 1962년에 또 다른 신비한 별이 또 다른 전파원인 3S 273과 분명히 일치했습니다.

"퀘이사"라는 단어는 "준성 전파원"의 약어로 만들어졌습니다. "Quasi-stellar"는 "별과 비슷하지만 별은 아니다"를 의미합니다. 천문학자들은 이제 퀘이사가 가장 밝은 유형의 활동 은하 핵이라고 믿고 있습니다. 이미 수천 개의 퀘이사가 발견되었습니다.

그 중 첫 번째는 전파 천문학자들에 의해 발견되었지만 현재 알려진 퀘이사의 10분의 1만이 전파를 방출합니다. 사진에서는 별처럼 보이지만(은하에 비해 작다는 의미) 모두 높은 적색편이를 보입니다. 가장 큰 적색편이는 거의 5이다. 이 경우 퀘이사가 보내는 빛의 파장은 약 6배로 늘어난다. 이 왜곡은 대부분의 은하보다 훨씬 더 강하지만, 현재 가장 큰 망원경을 사용하여 예외적으로 희미한 고적색편이 은하 몇 개가 발견되었습니다.

먼 퀘이사의 빛은 수십억 마일 떨어진 곳에 도달하므로 퀘이사는 오래 전에 우주에 존재했던 상태에 대해 알려줍니다.

퀘이사는 어디에 위치해 있나요?

대부분의 퀘이사는 매우 높은 적색편이를 가지고 있습니다. Edwin Hubble은 은하의 적색편이를 사용하여 거리를 결정하는 방법을 보여주었습니다. 퀘이사에도 같은 방법을 적용할 수 있나요? 즉, 퀘이사의 적색편이가 우리로부터의 거리를 나타내는가? 많은 천문학자들에 따르면 이것은 사실입니다. 그들은 퀘이사가 허블의 법칙을 따른다고 믿습니다.

퀘이사의 큰 적색편이는 퀘이사가 매우 멀리, 수십억 광년 떨어진 곳에 있다는 것을 의미합니다. 퀘이사는 두 가지 이유로 천문학에 중요합니다. 첫째, 그렇게 먼 거리에서 망원경과 망원경을 보려면 엄청나게 많은 양의 에너지를 방출해야 합니다. 둘째, 퀘이사는 빛이 우리에게 도달하는 데 수십억 년이 걸리기 때문에 오래 전에 우주 전체에 존재했던 상태에 대해 알려줄 수 있습니다. 천문학자들은 무엇이 퀘이사를 그토록 밝게 빛나게 하는지 알고 싶어 하며, 가장 멀리 있는 퀘이사를 관찰함으로써 태양이 탄생하기 오래 전에 우주가 어떤 모습이었는지 알 수 있습니다.

활성 센터 관찰

활동성 은하와 퀘이사는 일반 은하보다 훨씬 더 많은 에너지를 생산합니다. 이것이 바로 우리가 그렇게 먼 거리에서 그들을 볼 수 있는 이유입니다. 일반 은하에서는 거의 모든 빛이 일반 별에서 방출됩니다. 고에너지 은하에서 방출되는 에너지의 총량은 별의 생성량을 훨씬 초과합니다. 전파 천문학자들이 편집한 매우 상세한 지도는 과잉 에너지의 대부분이 은하의 중심 지역에서 나온다는 것을 보여줍니다.

은하계의 블랙홀

이제 많은 사람들은 에너지적으로 활동적인 은하의 핵에 거대한 블랙홀이 있다고 확신하고 있습니다. 아마도 그들의 질량은 수천에서 수십억 태양 질량에 이릅니다. 허블 우주망원경이 블랙홀 주위를 돌고 있는 물질의 소용돌이를 감지했습니다. 퍼내는 구멍은 일단 형성되면 주변 지역의 물질을 끌어들여 계속해서 커집니다. M87과 같은 거대 은하에서 중앙 블랙홀은 하루에 여러 별에 해당하는 양을 소비할 수 있습니다.

블랙홀과 주변 디스크는 물질의 새로운 부분으로 끊임없이 채워져 있습니다. 은하의 중심 지역은 별들로 빽빽하게 채워져 있습니다. 밀도가 매우 높은 성단은 연료 매장량을 보충할 수 있습니다. 이것은 일반 별이 진화하는 동안 표면에서 날아간 가스일 수도 있고, 수많은 초신성 폭발로 인한 잔해일 수도 있습니다. 블랙홀의 질량이 커질수록 중력장의 강도가 증가하여 별을 더 쉽게 포착하고 산산조각으로 찢을 수 있습니다.

일반적인 별에서는 수소가 핵융합을 통해 헬륨으로 변환될 때 에너지가 방출됩니다. 이 과정을 통해 에너지는 질량의 1% 미만으로 변환됩니다. 회전하는 블랙홀은 훨씬 더 효율적입니다. 우주에 있는 대부분의 고에너지 은하의 경우, 주요 에너지원은 분명히 일반 별 내부의 핵 연소가 아니라 회전하는 블랙홀의 작용입니다.

퀘이사

퀘이사는 망원경으로 볼 수 있는 가장 먼 물체이다. 일부 퀘이사는 우리로부터 150억 광년 떨어져 있습니다. 아주 먼 퀘이사에서 나온 빛이 은하단을 통과할 때 빛의 경로가 구부러집니다.

현재 수천, 수천 개의 퀘이사가 알려져 있으며, 거의 모두가 우리 은하에서 수십억 광년 떨어져 있습니다. 가장 멀리 떨어진 퀘이사는 추정 속도의 9/10에 달하는 속도로 우리에게서 멀어집니다. 매우 멀리 있는 물체를 탐지하기 위해 천문학자들은 수많은 희미한 물체를 조사합니다. 대형 광학 망원경을 사용하면 밤마다 수백 개의 그러한 물체의 스펙트럼을 얻을 수 있으며, 이로 인해 높은 적색편이가 있는 퀘이사를 찾는 속도가 빨라집니다.

매우 먼 물체는 천문학자들에게 시간을 여행할 수 있는 기회를 제공합니다. 우리로부터 100억 광년 떨어진 별이나 은하를 볼 때, 우리는 관측 당시 우리 은하보다 100억 년 더 어린 것을 관찰하고 있는 것입니다. 이는 빛이 우리에게 도달하는 데 100억년이 걸리기 때문에 발생합니다. 의심할 바 없이, 수십억 년에 걸쳐 먼 은하계는 많이 변했습니다.

먼 은하를 관찰함으로써 천문학자들은 역사가들이 할 수 없는 일을 합니다. 천문학자들은 실제로 우주의 과거를 되돌아보고 이전에 어떤 조건이 존재했는지 직접 볼 수 있는 반면, 역사가들은 과거의 완전한 증거보다 덜 사용합니다.

점점 더 크고 효율적인 망원경이 필요한 이유 중 하나는 우주의 가장 먼 부분을 관찰함으로써 과거의 우주가 어땠는지 알 수 있기 때문입니다. 우리는 은하가 막 형성되기 시작할 때 이러한 물체를 봅니다.

중력이 렌즈를 만든다

아인슈타인의 중력 이론은 강한 중력장을 통과하는 빛이 그 궤적을 구부린다고 말합니다. 이 이론에 대한 유명한 테스트는 1919년 일식 동안 수행되었습니다. 태양 원반 근처에서 관찰된 별의 위치는 태양에 매우 가까이 지나가는 빛의 광선이 직선에서 다소 벗어났다는 사실로 인해 약간 변경되었습니다. .

퀘이사 역시 이러한 효과를 나타내지만 훨씬 더 극적인 방식으로 나타납니다. 퀘이사는 하늘에 나란히 나타나는 경우가 거의 없습니다. 그러나 1979년에 천문학자들은 서로 매우 가까이 위치한 한 쌍의 동일한 퀘이사를 발견했습니다. 사실, 이것은 중력 렌즈에 의해 빛이 왜곡된 동일한 물체의 두 이미지로 밝혀졌습니다. 이 퀘이사에서 나오는 광선의 경로 어딘가에 매우 조밀하고 거대한 무언가가 있습니다. 이 물체의 중력은 빛을 이중 이미지로 분할합니다.

현재 많은 중력 렌즈가 알려져 있습니다. 그들 중 일부는 멀리 떨어져 있는 퀘이사의 여러 이미지를 생성합니다. 어떤 때에는 멀리 있는 퀘이사가 흐려져 아름다운 빛의 초원으로 변하기도 합니다. 시각적 환상은 멀리 있는 퀘이사에서 나온 빛이 지구로 가는 길에 은하단을 통과하기 때문에 발생합니다. 그러한 성단에 거대 블랙홀이나 거대한 타원 은하와 같이 밀도가 높은 질량이 집중되어 있으면 왜곡된 이미지가 나타납니다.

우리 집에는 우주 전체에서 가장 강력하고 치명적인 물체가 있습니다. 퀘이사는 수십억 킬로미터에 걸쳐 있는 눈부신 에너지 광선입니다. 과학자들은 이 물체를 완전히 연구할 수 없습니다.

퀘이사란 무엇인가

오늘날 전 세계의 천문학자들은 퀘이사와 그 기원, 작동 원리를 연구하려고 노력하고 있습니다. 수많은 연구에 따르면 퀘이사는 거대하고 끝없이 움직이는 치명적인 가스 가마솥이라는 것이 입증되었습니다. 물체의 가장 강력한 에너지원은 퀘이사의 중심부인 내부에 있습니다. 이것은 거대한 블랙홀이다. 퀘이사의 무게는 태양의 수십억 배에 달합니다.

퀘이사는 자신을 방해하는 모든 것을 흡수합니다. 별과 은하 전체를 부수고 완전히 지워지고 용해될 때까지 스스로 빨아들입니다. 오늘날 퀘이사는 우주에 존재할 수 있는 최악의 존재입니다.

깊은 우주 물체

퀘이사는 인류가 연구한 우주에서 가장 멀리 떨어져 있고 가장 밝은 물체이다. 지난 세기 60년대 과학자들은 가장 강력한 전파원을 사용하여 발견했기 때문에 이를 라디오 스타로 간주했습니다. "퀘이사"라는 용어는 "준성 전파원"이라는 문구에서 유래되었습니다. 우주에 관한 수많은 과학자들의 작품에서도 QSO라는 이름을 찾을 수 있습니다. 광학 전파 망원경의 위력이 훨씬 커지면서 천문학자들은 퀘이사가 별이 아니라 과학에 알려지지 않은 별 모양의 물체라는 것을 발견했습니다.

전파 방출은 퀘이사 자체에서 나오는 것이 아니라 퀘이사를 둘러싸고 있는 광선에서 나오는 것으로 가정됩니다. 퀘이사는 여전히 은하계 경계 너머에 위치한 가장 신비한 물체 중 하나입니다. 오늘날 퀘이사에 관해 이야기할 수 있는 사람은 거의 없습니다. 그것이 무엇인지, 어떻게 작동하는지에 대해서는 가장 경험이 풍부한 천문학자와 과학자만이 답할 수 있습니다. 확실하게 입증된 유일한 것은 퀘이사가 엄청난 양의 에너지를 방출한다는 것입니다. 이는 300만 개의 태양이 방출하는 것과 동일합니다! 일부 퀘이사는 우리 은하계의 모든 별을 합친 것보다 100배 더 많은 에너지를 방출합니다. 흥미롭게도 퀘이사는 대략 태양계 크기와 비슷한 면적에 걸쳐 위의 모든 것을 생성합니다.

퀘이사의 방사선과 크기

이전 은하의 흔적이 퀘이사 주변에서 발견되었습니다. 그들은 전파 및 보이지 않는 빛과 함께 전자기 방사선을 방출하고 매우 작은 각도 치수를 갖는 적색편이 개체로 인식되었습니다. 퀘이사가 발견되기 전에는 이러한 요소로 인해 별, 즉 점 광원을 구별할 수 없었습니다. 반대로, 확장된 광원은 은하의 모양과 일치할 가능성이 더 높습니다. 비교를 위해 가장 밝은 퀘이사의 평균 등급 비율은 12.6이고, 가장 밝은 별의 평균 등급 비율은 1.45입니다.

신비한 천체는 어디에 있습니까?

블랙홀, 펄서, 퀘이사는 우리와 꽤 멀리 떨어져 있습니다. 그들은 우주에서 가장 먼 천체이다. 퀘이사는 가장 큰 적외선을 가지고 있습니다. 천문학자들은 다양한 물체의 이동 속도, 물체 사이 및 지구로부터의 거리를 결정할 수 있는 기회를 갖습니다.

퀘이사의 방사선이 빨간색으로 변하면 지구에서 멀어지고 있다는 뜻입니다. 붉은색이 클수록 퀘이사는 우리로부터 멀어지고 속도는 빨라집니다. 모든 유형의 퀘이사는 매우 빠른 속도로 움직이며, 이는 끝없이 변화합니다. 퀘이사의 속도는 24만km/초에 달해 거의 80%에 달하는 것으로 입증됐다.

우리는 현대 퀘이사를 볼 수 없습니다

이것들은 우리로부터 가장 먼 물체이기 때문에 오늘날 우리는 수십억 년 전에 일어난 움직임을 관찰합니다. 빛이 지구에만 도달했기 때문입니다. 아마도 가장 먼, 따라서 가장 오래된 것은 퀘이사일 것입니다. 우주를 통해 우리는 그것들이 약 100억년 전에 나타났던 모습을 볼 수 있습니다. 그들 중 일부는 오늘날 더 이상 존재하지 않는다고 가정할 수 있습니다.

퀘이사란 무엇인가

이 현상은 충분히 연구되지 않았지만 예비 데이터에 따르면 퀘이사는 거대한 블랙홀이다. 구멍의 소용돌이가 물질을 빨아들이면서 물질이 가속되어 이러한 입자가 가열되고 서로 마찰되며 물질의 전체 질량이 끝없이 움직이게 됩니다. 퀘이사 분자의 속도는 매초 빨라지고 온도는 높아집니다. 입자의 강한 마찰로 인해 엄청난 양의 빛과 엑스레이와 같은 다른 빛이 방출됩니다. 매년 블랙홀은 우리 태양 중 하나의 질량을 흡수할 수 있습니다. 죽음의 깔때기로 유입된 질량이 흡수되자마자 방출된 에너지는 두 방향, 즉 퀘이사의 남극과 북극을 따라 방사선으로 퍼집니다. 천문학자들은 이 특이한 현상을 “우주비행기”라고 부릅니다.

천문학자들의 최근 관찰에 따르면 이러한 천체 물체는 주로 타원 은하의 중심에 위치합니다. 퀘이사의 기원에 관한 한 이론에 따르면, 퀘이사는 거대한 블랙홀이 주변 물질을 흡수하는 젊은 은하를 나타냅니다. 이론의 창시자들은 방사선의 근원이 이 구멍의 강착 원반이라고 말합니다. 그것은 은하의 중심에 위치하고 있으며, 이로 인해 퀘이사의 스펙트럼 적색 편이는 정확히 중력 이동량만큼 우주적 편이보다 크다는 것이 밝혀졌습니다. 이는 아인슈타인이 일반상대성이론에서 이미 예측한 바 있다.

퀘이사는 종종 우주의 표지와 비교됩니다. 진화와 구조가 연구되었기 때문에 가장 먼 거리에서도 볼 수 있습니다. "천상의 비콘"을 사용하여 시선을 따라 물질의 분포를 연구합니다. 즉, 수소의 가장 강한 스펙트럼 흡수선은 흡수 적색편이를 따라 선으로 변환됩니다.

퀘이사에 관한 과학자들의 버전

또 다른 계획이 있습니다. 일부 과학자들에 따르면 퀘이사는 아직 만들어지고 있는 젊은 은하라고 합니다. 은하계의 진화는 인류가 은하계보다 훨씬 젊기 때문에 거의 연구되지 않았습니다. 아마도 퀘이사는 은하 형성의 초기 상태일 것입니다. 그들의 에너지 방출은 활동적인 새로운 은하의 가장 어린 핵에서 나온다고 가정할 수 있습니다.

다른 천문학자들은 퀘이사를 우주의 새로운 물질이 탄생하는 공간의 지점으로 간주하기도 합니다. 그들의 가설은 블랙홀과 완전히 반대되는 것으로 입증되었습니다. 인류가 퀘이사의 성흔을 연구하려면 많은 시간이 필요할 것이다.

유명한 퀘이사

최초로 발견된 퀘이사는 1960년 매튜스와 산디지에 의해 발견되었습니다. 그것은 처녀자리 별자리에 위치해 있었습니다. 아마도 이 별자리의 16개 별과 연관되어 있을 것입니다. 3년 후, 매튜스는 그 물체에 거대한 스펙트럼 적색편이가 있다는 것을 알아냈습니다. 별이 아님을 증명하는 유일한 요인은 상대적으로 작은 공간에서 많은 양의 에너지를 방출했다는 점이다.

인류의 관찰

퀘이사의 역사는 특수 프로그램을 사용하여 방사성 소스의 가시적인 각도 크기를 연구하고 측정하면서 시작되었습니다.

1963년에는 이미 약 5개의 퀘이사가 있었고 같은 해 네덜란드 천문학자들은 선의 스펙트럼이 적색 스펙트럼으로 이동한다는 것을 증명했습니다. 그들은 이것이 제거로 인한 우주 변위 때문이라는 것을 증명했으며, 따라서 허블의 법칙을 사용하여 거리를 계산할 수 있습니다. 거의 즉시 두 명의 과학자 Yu. Efremov가 발견된 퀘이사의 밝기가 다양하다는 사실을 발견했습니다. 광도 이미지 덕분에 그들은 변동성이 단 며칠의 주기성을 갖는다는 것을 확인했습니다.

우리에게 가장 가까운 퀘이사 중 하나(3C 273)는 적색편이와 밝기가 약 30억 거리에 해당합니다. 광년. 가장 먼 천체는 일반 은하보다 수백 배 더 밝습니다. 현대 전파 망원경을 사용하면 120억 광년 이상의 거리에서 쉽게 탐지할 수 있습니다. 최근 지구로부터 135억 광년 떨어진 곳에서 새로운 퀘이사가 발견됐다.

현재까지 얼마나 많은 퀘이사가 발견되었는지 정확히 계산하는 것은 어렵습니다. 이는 새로운 물체가 끊임없이 발견되고 활동하는 은하와 퀘이사 사이의 명확한 경계가 부족하기 때문입니다. 1987년에 등록된 퀘이사 목록이 3594개로 발표되었고, 2005년에는 195,000개 이상이었으며 오늘날 그 수는 200,000개를 초과했습니다.

처음에 "퀘이사"라는 용어는 가시광선(광학) 범위에서 별과 매우 유사한 특정 종류의 물체를 나타냅니다. 그러나 그들은 매우 강한 무선 방출과 작은 각도 치수(< 10 0).

이 시체에 대한 초기 아이디어는 발견 당시 개발되었습니다. 그리고 그것은 여전히 ​​사실이지만, 여전히 과학자들은 전파가 없는 퀘이사를 인식해 왔습니다. 그들은 많은 방사선을 생성하지 않습니다. 2015년 기준으로 알려진 모든 개체의 약 90%가 등록되었습니다.

오늘날 퀘이사의 성흔은 스펙트럼의 적색 편이에 의해 결정됩니다. 변위가 비슷하고 강력한 에너지 흐름을 방출하는 물체가 우주에서 발견되면 "퀘이사"라고 불릴 가능성이 높습니다.

결론

오늘날 천문학자들은 그러한 천체의 수를 약 2000개로 계산합니다. 퀘이사를 연구하는 주요 장비는 허블 우주 망원경입니다. 인류의 기술적 진보는 그 성공으로 우리를 기쁘게 할 수밖에 없기 때문에 미래에는 퀘이사와 블랙홀이 무엇인지에 대한 수수께끼를 풀 것이라고 가정할 수 있습니다. 아마도 그들은 불필요한 물체를 모두 흡수하는 일종의 "쓰레기통"일 수도 있고, 어쩌면 우주의 중심이자 에너지일 수도 있습니다.

1963년에 매우 중요한 발견이 이루어졌습니다. 퀘이사가 발견되었습니다. 빛(및 전파)이 우리에게 도달하는 데 무려 150억년이 걸린 물체입니다. 이는 이제 우리가 우주의 역사가 시작된 빅뱅 직후의 모습을 볼 수 있음을 의미합니다.

퀘이사는 무엇입니까? 우선, 이들은 전파의 원천입니다. 따라서 그들의 이름은 준(즉, 거의) 항성 라디오 소스입니다. 퀘이사는 무엇보다도 엄청난 힘으로 모든 사람을 놀라게 했습니다. 우주의 "가장자리"에 있기 때문에 퀘이사는 100억 년 이상 이동 중이었지만 우리에게 도달할 정도로 강렬한 방사선을 방출했을 뿐만 아니라 매우 강렬하게 도달했습니다. 결국 퀘이사는 가장 간단한 20cm 망원경으로 관찰할 수 있지만, 수천 배 더 가까운 물체를 관찰하려면 5m 망원경이 필요합니다! 퀘이사는 엄청난 양의 에너지를 방출하므로 그것이 어디서 나오는지에 대한 정당한 질문이 제기됩니다. 30분 동안 방출되는 에너지는 초신성 폭발 중에 방출되는 모든 에너지와 같습니다! 각 퀘이사의 광도는 수십억 개의 별을 포함하는 큰 은하의 광도보다 천 배 더 높습니다! 퀘이사의 또 다른 놀라운 점은 이 에너지 공장의 소형화입니다. 퀘이사는 크기 면에서 은하계보다는 별과 더 비슷합니다. (그래서 이를 "준" 항성 소스라고 불렀습니다. 당연히 주요 질문은 퀘이사가 어떻게 작동하는지, 에너지 공장이 어떻게 작동하는지 또는 물리학자들이 말하는 것처럼 퀘이사의 물리적 특성이 무엇인지입니다. 에너지 공장은 불규칙하게 작동합니다. 퀘이사에서 방출되는 에너지(가시광선, 자외선, 적외선, 엑스레이, 전파를 방출함)는 몇 년에 걸쳐 변할 뿐만 아니라 몇 달 또는 몇 주에 걸쳐 변합니다. 이는 평균 연령과 같습니다. 1,000만 년! 그런 다음 퀘이사 에너지 엔지니어의 작업에 이러한 중대한 혼란을 설명하십시오. 예를 들어 3주 만에 퀘이사 345의 광도가 절반으로 바뀌었고 동일한 세 번째 캠브리지 카탈로그(CS)에 있는 퀘이사 번호 466의 광도가 변경되었습니다. 며칠 만에 반으로 줄었습니다(몇 달에 걸쳐 광도가 20배나 변했습니다!). 이러한 변화는 가시광선의 특징일 뿐만 아니라 퀘이사의 전파 방출 강도의 특징이기도 합니다.

우리는 현재 약 100억년 전에 존재했던 퀘이사에 대한 정보를 받고 있다는 점에 유의하십시오. 단지 천만년 동안만 존재했기 때문에 그들은 더 이상 퀘이사가 아니었습니다. 따라서 우리는 지구가 형성되기 전에 우주에 존재했던 물체에 대해 이야기하고 있습니다. 이러한 시간 이동(과거로 여행할 수 있는 능력과 먼 곳에서 현재 일어나고 있는 일을 볼 수 없는 능력)은 우주에서 빛을 사용하여 정보를 전송하는 데 수십억 년이 걸릴 수 있기 때문에 발생합니다! 따라서 현재 방출되는 퀘이사는 100억 년 후에 방사선이 우리에게 도달하는 것을 관찰할 수 있습니다.

측정 결과에 따르면 퀘이사는 빛 속도의 87%에 해당하는 속도로 움직이는 것으로 나타났습니다. 퀘이사의 속도는 우리에게서 멀어지는 방향으로 향합니다. 즉, 퀘이사는 엄청난 속도로 모든 방향으로 날아갑니다. 측정된 것은 속도가 아니라 도플러 효과로 인한 퀘이사 방사선의 주파수 이동이었습니다. 수소 원자의 방출선 이동은 스펙트럼의 빨간색 끝을 향해 발생하는 것으로 나타났습니다. 즉, 소스가 멀어짐에 따라 방출 주파수가 증가하는 것으로 나타났습니다. 퀘이사는 250,000km/s가 넘는 속도로 움직입니다! 이러한 속도는 다른 물체에서는 금지됩니다. 따라서 별의 속도가 1000km/s 이상이면 은하계를 떠날 것입니다. 게다가 별들은 우리에게서 멀어지기도 하고 우리를 향해 움직이기도 합니다. 퀘이사는 전적으로 우리에게서 멀어집니다.

퀘이사는 어떻게 작동하나요9

천체물리학자들은 이 문제를 오랫동안 연구해왔습니다. 가장 어려운 점은 퀘이사가 그토록 많은 양의 에너지를 어디서 얻는지 이해하는 것이었습니다. 이 기간 동안 퀘이사의 구조를 설명하기 위해 많은 가설이 제안되었습니다. 그러나 그들은 견딜 수 없는 것으로 판명되었습니다. 그러므로 그것들을 고려할 필요가 없습니다.

퀘이사의 문제는 활동은하핵의 문제와 관련이 있는 것으로 밝혀졌습니다. 그들은 미국 천문학자 K. Seyfert에 의해 1943년에 발견되었습니다. 우주 물체에서 나오는 방사선 스펙트럼에서 넓고(“흐릿한”) 수소, 질소, 산소 및 기타 화학 원소의 매우 강렬한 선이 발견되었습니다. 특정 주파수(따라서 파장)에 해당하는 방사선의 위치는 방출 입자의 속도와 이 속도의 방향에 따라 달라집니다. 이미 터의 속도가 우리를 향하면 선은 한 방향으로 이동하고, 우리에게서 멀어지면 반대 방향으로 이동합니다. 시선을 가로지르는 이미터의 움직임은 방출 스펙트럼의 선 이동으로 이어지지 않습니다. 입자로부터의 방사선이 동시에 측정되고 그 중 일부는 우리를 향해 움직이고 다른 부분은 우리에게서 멀어지면 방사선 선이 양방향으로 확장됩니다. 입자 속도가 높을수록 방출선이 넓어집니다. 이 확장 크기에 따라 입자 이동 속도를 계산할 수 있습니다. 이것은 K. Seifert에 의해 수행되었습니다. 그는 은하의 활성 핵에서 가스 입자가 초당 수만 킬로미터에 달하는 엄청난 속도로 움직이는 것을 발견했습니다. 일반 은하의 가스 속도는 300km/s를 넘지 않습니다. 활성 은하 핵에서 가스 입자의 이동 속도는 초신성 폭발 중 입자 팽창 속도와 크기가 비슷합니다. 세이퍼트는 이러한 특이한 은하 중 12개의 활성 핵을 조사했습니다. 이 은하들은 이후 세이퍼트 은하라고 불렸습니다.

세이퍼트 은하의 핵은 방사능 면에서 퀘이사와 유사하지만 방사능은 더 낮습니다. 미니퀘이사라고도 불린다. 세이퍼트 은하의 활성 핵에서 나오는 복사는 퀘이사에서 나오는 복사처럼 다양합니다. 퀘이사는 은하계의 중심 물체(핵)라는 결론이 내려졌습니다. 퀘이사에 대한 추가 연구에 따르면 에너지 방출을 담당하는 과정은 은하 핵에만 국한되지 않고 은하와 이 핵의 상호 작용의 결과입니다.

준항성 라디오 소스

전파 천문학이 아직 첫 단계를 밟고 있을 때 '라디오 스타'라는 용어가 널리 퍼졌습니다. 이것이 바로 우주 전파 방출의 일부 "점" 소스라고 불리는 것입니다. 점차적으로 그들 중 다수는 천문학자들이 이미 발견한 성운과 은하로 확인되었습니다. 거의 모든 것이지만 여전히 전부는 아닙니다.

1963년까지 5개의 별 모양 물체가 미스터리로 남아 있었는데, 나중에 이를 준성 전파원 또는 퀘이사라고 불렀습니다.

전파 방출의 힘으로 판단할 때, 퀘이사는 일반적으로 받아들여지는 단어의 의미에서 별이 될 수 없습니다. 1963년 별 목록(우주 전파원의 제3차 케임브리지 목록(3C)에 포함됨)에 기호 3C48(삼각형 별자리의 16등성으로 식별됨), 3C147, 3C196, 3C273(별으로 식별됨) 아래 나열된 5개 천체 처녀자리 13등급)과 3C286.

퀘이사는 우리에게 알려진 가장 먼 물체이자 가장 강력한 방사선원이거나 상당히 일반적인 은하의 위성일 수 있으며, 이들의 방사선은 알려진 메커니즘을 사용하여 설명할 수 없습니다.

모든 퀘이사가 전파원인 것은 아니다

퀘이사의 발견은 전파 천문학 덕분에 이루어졌지만, 퀘이사 모두가 전파원은 아니라는 것이 곧 분명해졌습니다. 많은 수의 비방사성 물체가 발견되었는데, 이는 다른 모든 측면에서 최초의 퀘이사 3C273 및 3C48과 유사했습니다. 알려진 1,300개 이상의 퀘이사 중에서 전파원은 단 몇 퍼센트에 불과합니다. 따라서 대부분의 퀘이사는 전파 범위에서 "조용하다".

퀘이사 – 천체물리학의 가장 놀라운 미스터리

"퀘이사"라는 이름은 "준성 전파원"이라는 용어의 약어입니다. 그러나 많은 퀘이사는 눈에 띄는 전파 방출이 없는 것으로 밝혀졌기 때문에 '준항성 물체'라고 불리기 시작했습니다. 그러나 현재는 "퀘이사"라는 짧은 이름이 널리 사용되고 있습니다.

처음에는 이 천체들이 다른 어떤 것과도 다르고 서로 양립할 수 없는 속성을 결합한 것처럼 보였습니다. 퀘이사가 핵에서 강력한 에너지 방출 과정이 일어나는 전파은하 및 기타 은하와 관련이 있다는 사실이 밝혀지기까지는 많은 노력이 필요했습니다. 퀘이사에서는 이러한 과정이 최대 규모와 강도에 도달합니다. 퀘이사의 방사능은 은하계의 방사능보다 수백 배 더 크며, 이 방사능은 태양계의 부피와 비슷한 크기로 생성됩니다. 퀘이사는 매우 작은 물체입니다.

퀘이사의 발견과 연구의 첫 20년은 분명히 장기 연구의 시작일 뿐이며, 그 목적은 은하 핵과 퀘이사 활동의 물리적 메커니즘을 설명하는 것입니다. 그것들은 아직도 현대 천체물리학의 가장 놀라운 미스터리로 남아있습니다.

퀘이사까지의 거리

관측 데이터가 축적됨에 따라 대부분의 천문학자들은 퀘이사가 다른 관측 가능한 물체보다 우리에게서 더 멀리 떨어져 있다는 결론에 도달했습니다. 그러나 소수의 천문학자들은 가장 설득력 있는 관측 증거는 퀘이사의 공간적 근접성과 그리 멀지 않은 은하의 공간적 근접성을 암시한다고 주장했습니다.

레드시프트

대부분의 퀘이사는 전파를 강렬하게 방출합니다. 천문학자들은 가시광선 사진에서 이러한 전파원의 위치를 ​​정확히 찾아냈을 때 별 모양의 물체를 발견했습니다.

이상한 천체의 특성을 확인하기 위해 스펙트럼을 촬영했습니다. 그리고 우리는 전혀 예상치 못한 것을 보았습니다! 이 "별들"은 다른 모든 별들과는 확연히 다른 스펙트럼을 가지고 있었습니다. 스펙트럼은 전혀 낯설었습니다. 대부분의 퀘이사는 일반적인 별의 특징인 잘 알려진 수소선을 포함하지 않았을 뿐만 아니라, 언뜻 보기에 그 안에 있는 다른 화학 원소의 단 한 줄도 감지하는 것이 불가능했습니다. 미국에서 일했던 네덜란드의 젊은 천체물리학자 M. Schmidt는 이상한 광원의 스펙트럼 선이 스펙트럼의 빨간색 영역으로 강하게 이동하기 때문에 인식할 수 없다는 사실을 발견했습니다. 알려진 화학 원소(주로 수소).

퀘이사의 스펙트럼 선이 이동하는 이유는 큰 과학적 논쟁의 주제였으며, 그 결과 대다수의 천체 물리학자들은 스펙트럼 선의 적색 이동이 메타은하의 일반적인 팽창과 관련이 있다는 결론에 도달했습니다. .

3C273과 3C48 물체의 스펙트럼에서 적색편이는 전례 없는 값에 도달합니다. 스펙트럼의 빨간색 끝을 향한 선의 이동은 광원이 관찰자로부터 멀어지고 있다는 신호일 수 있습니다. 광원이 더 빨리 멀어질수록 스펙트럼의 적색 편이가 더 커집니다.

거의 모든 은하의 스펙트럼에서(그리고 먼 은하의 경우 이 규칙은 단 하나의 예외도 없음) 스펙트럼의 선이 항상 빨간색 끝 쪽으로 이동하는 것이 특징입니다. 대략적으로 말하면, 적색편이는 은하까지의 거리에 비례합니다. 이것이 바로 적색편이의 법칙을 표현하는 것인데, 이는 이제 관측 가능한 전체 은하계의 급속한 팽창의 결과로 설명됩니다.

제거 속도

지금까지 알려진 가장 먼 은하들은 매우 큰 적색편이를 가지고 있습니다. 해당 제거 속도는 초당 수만 킬로미터로 측정됩니다. 그러나 물체 3C48의 적색편이는 모든 기록을 뛰어넘었습니다. 그것은 빛의 속도의 약 절반에 불과한 속도로 지구에서 운반되는 것으로 밝혀졌습니다! 이 물체가 적색편이의 일반 법칙을 따른다고 가정하면 지구에서 물체 3C48까지의 거리가 37억 8천만 광년이라는 것을 쉽게 계산할 수 있습니다! 예를 들어, 빛의 광선은 8분 30초 안에 태양에 도달하고, 4년 안에 가장 가까운 별에 도달합니다. 그리고 여기에는 거의 40억년에 달하는 지속적인 초고속 비행이 있습니다. 이는 우리 행성의 수명과 비슷한 시간입니다.

물체 3C196의 경우에도 적색편이를 통해 알아낸 거리는 120억 광년에 해당하는 것으로 밝혀졌습니다. 지구도 태양도 존재하지 않는 시대에도 우리에게 보내진 한줄기의 빛을 포착했습니다! Object 3S196은 매우 빠릅니다. 시선을 따라 후퇴하는 속도는 초당 200,000km에 이릅니다.

퀘이사의 시대

현대 추정에 따르면 퀘이사의 나이는 수십억 년 단위로 측정됩니다. 이 기간 동안 각 퀘이사는 엄청난 에너지를 방출합니다. 우리는 그러한 에너지 방출을 일으킬 수 있는 과정을 모릅니다. 수소가 "불타는" 슈퍼스타가 우리 앞에 있다고 가정한다면, 그 질량은 태양 질량보다 10억 배 더 커야 합니다. 한편, 현대 이론 천체물리학은 질량이 태양의 100배가 넘는 별은 필연적으로 안정성을 잃고 수많은 조각으로 부서진다는 것을 증명합니다.

현재 알려진 퀘이사의 총 개수는 10,000개 이상이며 가장 가까운 퀘이사는 2억 6천만 광년, 가장 먼 퀘이사는 150억 광년 떨어져 있습니다. 퀘이사는 아마도 우리가 관찰한 물체 중 가장 오래된 물체일 것입니다. 수십억 광년 떨어진 곳에 있는 일반 은하계는 어떤 망원경으로도 볼 수 없습니다. 그러나 이 "살아있는 과거"는 여전히 우리가 완전히 이해할 수 없습니다. 퀘이사의 본질은 아직 완전히 이해되지 않았습니다.

탁월한 광도

은하와 동일한 우주론적 거리 법칙에 따라 광원 3C273과 3C48은 그 자체로 우리 은하와 같은 일반 은하와 매우 다릅니다. 가장 놀라운 것은 우리 은하의 광도보다 수백 배나 더 큰 놀라운 광도입니다.

지금까지 지구에서 멀리 떨어진 물체는 가장 강력한 현대 망원경으로 무장한 관찰자만이 접근할 수 있는 것처럼 보입니다. 실제로, 예를 들어 물체 3C273은 머리털자리 별자리에서 12.6등급 별로 발견될 수 있습니다. 그러한 별은 아마추어 망원경으로도 접근할 수 있습니다.

또 다른 신비한 사실은 퀘이사의 크기가 은하보다 분명히 작다는 것입니다. 결국 퀘이사는 점광원처럼 보이지만 가장 멀리 떨어진 은하조차도 흐릿한 빛나는 얼룩처럼 보입니다.

에너지 원

수십억 광년 떨어진 곳에서 그토록 밝게 보인다면 이 광원은 복사력이 얼마나 무시무시할 것입니까!

퀘이사와 관련된 가장 어려운 질문은 거대한 에너지 방출을 설명하는 것입니다. 퀘이사가 실제로 우리로부터 우주론적으로 큰 거리에 위치한다면(즉, 적색 편이는 실제로 우주의 팽창과 관련이 있습니다), 이 가장 강한 광도가 어떻게 발생하는지 설명할 필요가 있습니다. 어떤 종류의 에너지원이 퀘이사를 빛나게 만드는지는 미스터리로 남아 있습니다. 한 가지 분명한 점은 이 소스가 무엇이든 상대적으로 작은 공간 영역, 즉 매우 컴팩트한 영역에 집중되어 있다는 것입니다. 그리고 이것은 그 자체로 이미 퀘이사의 에너지 방출 메커니즘이 매우 이례적이라는 것을 암시합니다.

많은 천체물리학자들은 퀘이사가 진화의 특정 단계에 있는 은하의 핵과 연관되어 있다고 믿습니다. 예를 들어, M87 은하의 핵심은 외부 부분보다 훨씬 밝습니다. 그러나 밝은 핵과 희미하게 빛나는 나머지 부분의 대비가 훨씬 더 뚜렷한 소위 세이퍼트 은하라고 불리는 다른 유형의 은하도 있습니다. 아마도 퀘이사는 이 순서의 다음 단계일 것입니다. 매우 멀리 떨어져 있으면 밝은 핵심만 볼 ​​수 있고 약한 껍질(있는 경우)은 전혀 보이지 않습니다.

또한 M87 은하에서처럼 퀘이사에서 에너지가 방출되는 것은 초대질량 블랙홀의 존재와 관련이 있을 수 있다는 제안도 있습니다. 1970년대 중반부터 퀘이사에서 엄청난 에너지 방출이 블랙홀에 의해 설명된다는 생각이 큰 인기를 얻었습니다.

에너지 방출 과정은 중력 작용과도 관련이 있으며 퀘이사의 무선 방출은 자기장 내 하전 입자의 싱크로트론 복사입니다.

일부 천문학자들은 퀘이사와의 거리가 크게 과장되어 있기 때문에 에너지 흐름이 훨씬 낮다고 믿습니다. 예를 들어 퀘이사가 우리가 생각하는 것보다 100배 더 가까이 있다면, 관찰된 밝기로부터 방출 전력을 계산할 때 퀘이사의 광도를 10,000배나 과대평가합니다. 이 견해를 지지하는 천문학자들은 퀘이사가 종종 특이한 은하 근처의 하늘에서 볼 수 있다는 사실에 의존합니다. 이 은하는 구조가 다소 특이하기는 하지만 빛 속도의 몇 퍼센트만큼 후퇴하는 속도에 해당하는 정상적인 적색편이를 가지고 있습니다. 그리고 그 근처 하늘에 위치한 퀘이사는 적색편이가 10~20배 더 큽니다!

퀘이사가 상당히 가까운 은하 근처에 위치한다면, 퀘이사의 거대한 적색편이를 어떻게 설명할 수 있습니까? 유일한 합리적인 설명은 도플러 효과입니다. 그런데 왜 우리는 항상 적색편이(움직이는 것)만 보고 보라색 편이(접근하는 것)는 전혀 볼 수 없는 걸까요? 그리고 어떻게 물질이 그토록 엄청난 속도로 (항상 우리에게서 멀리 떨어져) 분출되면서도 여전히 단일 물체의 모양을 유지할 수 있었습니까?

대답은: 아무도 모릅니다. 15년 동안 퀘이사까지의 거리나 퀘이사의 본질, 그리고 엄청난 에너지의 원천을 파악하는 것은 불가능했습니다. 아마도 퀘이사의 미스터리에는 천체물리학의 새로운 분야에 대한 열쇠, 우리에게 알려지지 않은 상황에서 큰 적색편이가 발생할 수 있는 새로운 가능성, 또는 퀘이사가 매우 멀리 떨어져 있는 경우 거대한 에너지를 생성하는 새로운 방법이 포함되어 있을 것입니다. 앞으로 몇 년 안에 준성체 물체가 위치한 우주의 먼 지역의 특성을 설명하는 데 있어 이러한 어려움을 극복할 수 있기를 바랍니다. 그리고 이제 우리는 다음과 같이 말할 수 있습니다. 문명이 어떻게 퀘이사를 "만들" 수 있는지 아직 명확하지 않기 때문에 이것은 인공적인 천체가 아닌 자연적인 천체입니다.

가변성과 크기

퀘이사의 또 다른 미스터리는 퀘이사의 일부가 며칠, 몇 주 또는 몇 년에 걸쳐 밝기를 바꾸는 반면, 일반 은하에서는 그러한 변화를 보이지 않는다는 것입니다.

모스크바 천문학자 A.S. Sharov와 Yu.N. Efremov는 과거에 "이상한 별"이 어떻게 행동했는지 알아보기로 결정했습니다. 그들은 1896년부터 1963년까지 물체 3C273을 보여주는 73개의 네거티브를 주의 깊게 살펴보았습니다. 소련 과학자들이 도달한 결론은 상당히 신뢰할 만한 것으로 간주될 수 있습니다. 그리고 그는 놀랍습니다. 3C273의 밝기가 변경된 것으로 나타났습니다! 그리고 약간이 아니라 매우 눈에 띄게 – 12.0에서 12.7 규모, 즉 거의 두 번. 단기간 동안 3C273의 복사속이 3~4배 증가한 경우가 있었습니다(예: 1927년부터 1929년까지)! 때때로 며칠 안에 물체의 크기가 0.2~0.3만큼 변했습니다. 동시에 외부 적으로, 광학적으로 다른 중요한 변화는 발생하지 않았습니다. "이상한 별"은 가변적이지만 변함없이 별인 것처럼 보였습니다. 나중에 3S48 개체에서도 비슷한 현상이 발견되었습니다.

다양한 이유로 변하는 수천 개의 변광성이 알려져 있습니다. 그러나 일반 은하계에서는 단일 변수가 기록되지 않았습니다. 그 중 많은 별이 수천, 수백만 개의 변광성을 포함하고 있지만 광도의 변동은 광범위하게 발생하며 은하계 전체에 비해 매우 미미하여 은하계의 전체 방사선은 항상 실질적으로 변하지 않습니다. 세상의 어떤 광학 기기도 은하계 광도의 가장 작은 변동조차 감지할 수 없습니다.

세 가지 가능성이 남아 있습니다. 첫 번째는 터무니없는 것입니다. 은하계의 별들은 마치 명령에 따라 같은 리듬으로 즉각적으로 같은 방식으로 변합니다. 물리적인 측면에서 볼 때, 그러한 설명은 너무 터무니없고 우주에 대한 우리의 모든 지식에 어긋나기 때문에 진지하게 고려할 가치가 없습니다. 두 번째 가능성은 적색편이의 특성상 은하와 유사한 이상한 물체가 은하와는 완전히 다른 물리적 특성을 가지고 있다는 것입니다. 그러나 대부분의 천문학자들은 퀘이사가 아주 먼 은하의 활동핵이라고 가정합니다.

퀘이사가 수만 광년에 걸쳐 흩어져 있는 확장된 별 시스템이 아니라 상대적으로 작은 크기와 거대한 질량(수십억 태양 질량)을 가진 매우 조밀한 몸체라는 것은 논쟁의 여지가 없습니다. 상대적으로 작은 크기는 전체 물체의 광도 변동의 급속성을 설명할 수 있으며, 거대한 질량은 예외적인 밝기, 더 정확하게는 천체의 광도에 대한 유일한 이유입니다. 별의 질량이 클수록 더 밝게 빛납니다. 이 패턴은 관찰과 이론적 고려 모두에서 따릅니다.

질량뿐만 아니라 방사능에서도 퀘이사는 알려진 모든 천체와 크게 다릅니다. 이에 비해 초신성조차도 창백합니다. 초신성은 강력한 폭발 순간에 태양보다 수십억 배 더 많은 빛을 방출합니다. 일반적인 퀘이사는 항상 수만 배 더 많은 것을 방출합니다.

퀘이사의 적외선 및 X선 방출

최근 몇 년 동안 천문학자들은 퀘이사에서 나오는 적외선과 X선 방출을 감지할 수 있었습니다. 그들은 스펙트럼의 이러한 영역에 있는 일부 물체의 방출 전력이 가시 영역 및 라디오 범위보다 훨씬 크다는 것을 발견했습니다. 스펙트럼의 모든 영역에서 복사 에너지를 합산하면 일부 퀘이사는 거대 은하보다 초당 100,000배 더 많은 에너지를 생성하는 것으로 나타났습니다. 단, 퀘이사까지의 거리에 대한 추정이 정확해야 합니다.

X선 천문학의 발전은 대부분의 퀘이사가 강력한 X선 광원이라는 사실을 입증하는 데 도움이 되었습니다. 이에 대한 일부 힌트는 퀘이사 3C273에 대한 최초의 X선 관측의 결과로 볼 수 있으며, 아인슈타인 천문대(NEAO-B)의 최신 연구에서는 강력한 X선 방출을 갖는 100개 이상의 퀘이사가 발견되었습니다. .

이러한 관찰에 따르면, 전파 방출과 달리 X선 방출은 퀘이사의 특징적인 특성이라고 믿어집니다.

은하계와 퀘이사

최근에 퀘이사는 은하계와 관련이 있고 방사선의 대부분이 나오는 곳인 핵이라는 조밀한 중앙 영역을 가진 광대한 별 시스템이라는 많은 증거가 축적되었습니다. 핵의 크기는 작고 밝기는 별의 밝기보다 훨씬 높으므로 퀘이사는 천문 사진에서 점 광원처럼 보입니다.

아마도 일반적인 천문학계 계열에서 퀘이사의 위치를 ​​찾을 수 있게 해 준 사실 중 첫 번째는 방출 영역의 화학적 구성이었을 것입니다. 퀘이사는 태양과 동일한 화학 원소 선을 방출하거나 디스크의 가스 구름을 방출합니다. 우리 은하계의. 퀘이사의 "정상적인" 화학적 구성은 "보통의" 항성계와의 관계를 직접적으로 나타냅니다.

퀘이사 연구와 병행하여 은하에 대한 심층적인 연구가 계속되는 것은 매우 중요합니다. 이는 큰 적색편이가 퀘이사만의 특권이 아니라는 사실을 입증하는 것을 가능하게 했습니다. 또한 은하 3C295에서도 발견되었으며, 이 은하 역시 전파 방출이 증가했으며 3번째 케임브리지 목록에 포함되어 있습니다. 이 적색편이는 처음 두 퀘이사인 3C273과 3C48보다 훨씬 더 크다. 은하에 대해 기록된 가장 높은 적색편이는 동일한 목록에 있는 은하 3C324에 속합니다. 퀘이사에 적용된 이러한 높은 적색편이에서 은하를 관찰하는 방법을 사용하면 가장 가까운 은하 주변의 확장된 발광 구조를 직접 감지할 수 있으며, 이는 일반 은하와 유사한 별 시스템으로 밝혀졌습니다. 1982년에는 퀘이사 3C273의 중심 주위에 있는 항성계를 관찰하는 것이 가능했습니다.

은하핵과 퀘이사 활동의 발현에도 깊은 관계가 있습니다. 전파를 방출하는 퀘이사와 전파은하 사이에는 상당한 유사점이 밝혀졌습니다. 전파 방출이 증가한 은하.

퀘이사 코어와 은하 코어

은하 핵의 활성 과정은 퀘이사 발견 직전에 I.S. Shklovsky가 처녀자리 은하의 핵에서 방출되는 현상을 설명했던 1955년 이후로 포괄적인 연구의 주제가 되었습니다. A.V.A. Ambartsumyan은 은하 핵의 활동에 대한 일반적인 개념을 제시했습니다. 그리고 이 현상은 천문학자들로부터 폭넓은 주목을 받았습니다. 핵 활동의 다양한 표현(물질의 변동성, 유출 및 방출, 무선 방출 구성 요소)은 퀘이사의 에너지 및 공간 차원에서 최대 규모에 도달합니다. 이러한 현상을 위한 저장소이자 에너지 생성기는 퀘이사 코어이며, 이는 가장 강력한 은하 핵보다 더 거대하고 훨씬 더 컴팩트해야 합니다.

60년대에 소련의 천체물리학자 B.V. Comberg는 퀘이사(활성 은하의 핵과 같은)가 초대질량 쌍성계라는 가설을 세웠습니다. 최근 몇 년 동안 많은 확인을 받은 이 가설에는 새로운 관찰이 필요합니다. 대부분의 경우 퀘이사의 핵심은 별이나 단순한 클러스터가 아니라 매우 활동적인 은하의 핵심인 작고 매우 거대한 물체로 우리로부터 수십억 광년 떨어져 있으므로 먼 거리에서는 보이지 않습니다. 예를 들어, 이는 일반적으로 이 퀘이사가 먼 은하라는 증거로 간주되는 퀘이사 3C273 주변의 빛나는 후광의 발견으로 확인됩니다.

퀘이사 3C273과 처녀자리 A 은하의 방출 유사성은 퀘이사와 은하 핵의 활동 현상의 일반적인 성격을 나타내는 중요한 지표입니다. 마찬가지로 중요한 것은 많은 거대한 타원 은하가 강렬한 전파 방출의 원천이라는 것입니다. 예를 들어, 백조자리 A 은하의 전파 방출은 1946년에 우연히 발견되었습니다. 복사력 측면에서 백조자리 A 전파 은하는 가장 강력한 퀘이사보다는 열등하지만 퀘이사 3C273 및 3C48과 비슷합니다. , 그 광도는 여전히 100~1000배 더 높습니다.

퀘이사와 세이퍼트 은하

40년대에 발견한 미국 천문학자 K. 세이퍼트의 이름을 딴 세이퍼트 은하도 퀘이사와 상당히 유사합니다. 그들은 나선 은하계에 속하며 전체 수의 약 100분의 1을 차지합니다. 세이퍼트 은하에는 고도로 팽창된 수소와 헬륨 선에서 복사를 방출하는 작고 밝은 핵이 있습니다. 핵은 때때로 전파와 X선의 강력한 원천이 됩니다. 이들의 방사선은 가변적이며, 이는 퀘이사의 경우처럼 은하계의 핵에서 발생하는 격렬한 과정을 나타냅니다.

퀘이사와 레이스류

소위 lacertids는 또한 퀘이사 (Lacerta - 이 유형의 첫 번째 물체가 발견 된 별자리 도마뱀의 라틴어 이름 - BL 도마뱀 은하)와 관련이 있습니다. 이는 광학, 적외선 및 무선 방사선의 강력한 소스입니다. 퀘이사 코어와 마찬가지로, 이들은 사진에서 실제로는 항성계인 때때로 희미하게 빛나는 후광으로 둘러싸인 점 광원으로 나타납니다. Lacertids는 또한 강한 가변성을 보여줍니다. 그들까지의 거리는 먼 퀘이사까지의 거리와 비슷합니다.

일반 은하부터 퀘이사까지

따라서 전파은하, 활성핵이 있는 타원은하, 세이퍼트 은하 및 도마뱀류를 거쳐 퀘이사에 이르기까지 일반 은하로부터 특성의 매우 명백한 연속성이 있습니다. 이 사실을 명확히 하는 것은 퀘이사의 본질을 이해하는 데 결정적인 단계였습니다.

퀘이사와 우리 은하

우리 은하계의 핵심은 활동적이지 않습니다. 중심 지역은 시야에 있는 가스와 먼지 구름에 의해 빛이 흡수되기 때문에 광학적 방법으로는 관찰할 수 없습니다. 이에 대한 데이터는 구름이 투명한 전자기파의 적외선 및 무선 범위 관찰을 통해 얻습니다. 은하 회전의 중심에는 상당히 밝은 전파원인 궁수자리 A가 있습니다. 그 전파 광도는 퀘이사와 활성 핵의 전파 광도보다 훨씬 낮습니다.

다중 퀘이사

천체물리학자와 물리학자들의 특별한 관심은 다중(이중, 삼중) 퀘이사에 끌렸습니다. 큰곰자리의 이중 퀘이사(1978), 사자자리의 삼중 퀘이사(1980), 물고기자리의 동일한 퀘이사(1981) . 각각의 물체는 서로 수 초각의 거리에 위치한 쌍둥이 퀘이사였으며 매우 유사한 스펙트럼과 적색편이를 가지고 있었습니다. 그러나 나열된 퀘이사는 "진정한" 다중 퀘이사가 아니라 해당 소스의 이미지일 뿐입니다. 하나의 이미지가 여러 개로 분할되는 것은 퀘이사와 우리 사이의 경로에 있는 거대한 은하계의 중력장의 영향으로 발생합니다. 퀘이사에서 나오는 광선은 중력 집중의 원천 역할을 하는 은하의 중력에 의해 구부러질 수 있습니다. 이러한 중력 렌즈는 먼 은하의 모양을 왜곡할 수 있으며, 일부 과학자에 따르면 이는 우주 물질 분포의 대규모 불균일성을 연구할 수 있는 새로운 기회를 열어줍니다.

어떤 경우에는 중력렌즈 효과가 먼 은하가 아니라 거대한 블랙홀에 의해 생성될 가능성이 있습니다. 인도의 천체물리학자 G. Padmanabhan과 S. Chitre는 퀘이사의 이중 이미지가 보이는 경우에 주목했지만 이 현상을 일으킨 은하계는 근처에서 발견되지 않았습니다. 그래서 그 효과는 태양 질량보다 백만 배 더 큰 질량을 가진 거의 점 모양의 블랙홀에 의해 생성된다는 가설이 나타났습니다. 지금까지 블랙홀은 단 하나도 발견되지 않았기 때문에 그러한 가설이 얼마나 진실에 가까운 지 말하기는 어렵습니다.

"진정한" 이중 퀘이사가 자연에 존재하는지에 대한 질문은 여전히 ​​연구와 논쟁의 주제로 남아 있습니다.

퀘이사(영어) 퀘이사)는 특히 강력하고 멀리 떨어져 있는 활동성 은하핵이다. 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 물체 중 하나입니다. 퀘이사의 복사력은 때때로 우리 은하계에 있는 모든 별의 총 복사력보다 수십 배, 수백 배 더 높습니다.

퀘이사는 처음에 적색편이가 높은 물체로 확인되었습니다. 적색편이- 화학 원소의 스펙트럼 선을 빨간색(장파) 방향으로 이동) 및 전자기 방사선은 매우 작은 각도 치수를 갖습니다. 이 때문에 오랫동안 별과 구별할 수 없었다. 확장된 소스는 은하계와 더 일치합니다. 퀘이사 주변에서 모은하의 흔적이 발견된 것은 나중에서야였습니다.

용어 퀘이사 약자 "별같은". 한 이론에 따르면 퀘이사는 초거대 블랙홀이 주변 물질을 흡수하는 초기 발달 단계의 은하입니다.

최초의 퀘이사인 3C 48이 발견되었습니다. 1950년대 후반 Alan Sandage와 Thomas Matthews가 라디오 하늘 조사 중. 1963년에는 이미 5개의 퀘이사가 알려졌습니다. 같은 해에 네덜란드 천문학자 마틴 슈미트는 퀘이사 스펙트럼의 선이 강하게 적색편이된다는 것을 증명했습니다.

최근에는 방사선의 근원이 은하 중심에 위치한 초대질량 블랙홀의 강착원반이라는 사실이 받아들여지고 있으며, 따라서 퀘이사의 적색편이는 퀘이사의 적색편이가 우주적 편이보다 더 크다고 예측된다. A. 일반 상대성 이론(GTR)의 아인슈타인. 현재까지 200,000개 이상의 퀘이사가 발견되었습니다. 그것까지의 거리는 퀘이사의 적색편이와 밝기에 의해 결정됩니다. 예를 들어, 가장 가까운 퀘이사 중 하나이자 더 밝은 퀘이사인 3C 273은 멀리 떨어져 있습니다. 약 30억 광년. 최근 관측에 따르면 대부분의 퀘이사는 거대한 타원 은하의 중심 근처에 위치하고 있으며 하루 미만의 시간 규모에서 퀘이사 밝기의 불규칙한 변동성은 다음을 나타냅니다. 방사선 발생 지역태양계 크기만큼 작은 크기를 갖고 있다.

평균적으로 퀘이사는 우리 태양보다 초당 약 10조 배 더 많은 에너지를 생산하며(알려진 가장 강력한 별보다 백만 배 더 많은 에너지) 모든 파장 범위에 걸쳐 방출 변동성을 나타냅니다.

상대적으로 작은 부피에서 이렇게 강력한 방사선을 생성하는 물리적 메커니즘은 아직 확실하게 알려져 있지 않습니다. 퀘이사에서 일어나는 과정은 집중적인 이론 연구의 주제입니다.

먼 곳에 있는 퀘이사의 스펙트럼에서 수소와 중원소 이온의 좁은 흡수선이 발견되었습니다. 좁은 흡수선의 특성은 여전히 ​​불분명합니다. 흡수 매체는 은하계의 광범위한 코로나 또는 은하계 공간의 개별 차가운 가스 구름일 수 있습니다. 그러한 구름은 은하가 형성되는 확산 매체의 잔재일 가능성이 있습니다.