퀘이사에 관한 이야기 (세 번째 이야기)

▶퀘이사에 관한 이야기 (세 번째 이야기)

 

6. 퀘이사 관측의 역사

퀘이사들은 1950년대 후반에 전파망원경을 이용해 처음 발견을 당시에는 어떤 천체가 강한 전파를 발생시키는지 가시광에서 확인할 수가 없었다고 합니다. 그러나 영국의 로벨 망원경을 간섭계로 이용한 실험을 통해서 이러한 전파원이 매우 작은 각 크기를 가지고 있다는 사실이 밝혀졌습니다.

 

천문학자들이 전파원에 대응되는 천체를 광학 망원경으로 찾는 노력을 기울이는 동안, 1960년까지 이러한 전파원 백여개가 발견되었고, 이들은 "3번째 캠브리지 목록" 또는 "3C 목록"으로 출판되었습니다. 마침내 1960년에 이 목록의 3C 48이라는 전파원에 해당하는 가시광 천체가 발견되었습니다. 천문학자들은 이 전파원의 위치에서 어두운 푸른 별 같이 보이는 천체를 발견하고 그 스펙트럼을 얻었습니다. 그런데, 당시에는 이상한 넓은 방출선을 많이 포함하고 있었던 이 스펙트럼을 이해하기가 힘들었다고 합니다. 이 천체가 아주 큰 적색편이를 갖는다는 주장이 제기되기도 했지만, 널리 받아들여지지는 않았다고 합니다.

 

1962년 드디어 획기적인 발견이 이루어졌습니다. 3C 목록의 다른 천체, 3C 273이 달에 의해 가려지는 엄폐현상이 일어나는 동안 헤저드와 볼턴은 호주의 파크스 망원경을 이용해서 퀘이사를 관측했고, 이를 이용하여 마침내 마르틴 슈미트가 팔로마 헤일 망원경으로 대응되는 가시광 천체를 찾아내고 그 스펙트럼을 얻을 수 있었다고 합니다. 이 스펙트럼 역시 이상한 방출선들을 가지고 있었으나, 슈미트는 이러한 방출선들이 수소선이 약 15.8퍼센트 정도 적색편이가 된 것이라는 사실을 발견했습니다. 이 발견은 3C 273이 약 47,000 Km/s의 속도로 멀어져 가고 있음을 의미합니다. 이 발견은 퀘이사 연구를 근본적으로 바꾸어 놓았고, 다른 전파원들의 적색편이도 점점 밝혀지게 되었습니다. 3C 48은 무려 빛의 속도의 약 37%로 멀어지고 있다는 사실이 밝혀졌습니다.

 

"퀘이사"라는 용어는 1964년에 미국의 천체물리학자에 의해 Physics Today라는 잡지에서 다음과 같이 처음 사용되었다고 합니다.

 

지금까지 준항성 전파원이라는 길고 어설픈 이름이 이 천체들을 지칭하는데 쓰여왔다. 이는 우리가 이 천체들의 본질을 알지 못하므로, 쉽고 적절한 이름을 붙이기가 불가능하기 때문이다. 따라서 이 논문에서 편의상 이러한 이름을 간단히 줄인 "퀘이사"라는 용어를 사용하기로 한다.

- Hong-Yee Chiu, Physics Today, 1964년 5월

 

한편, 이후에는 강한 전파만 내지 않을 뿐, 다른 특성들은 비슷한 천체들이 가시광선에서 다수 발견되었는데, 따라서 준향성 전파원외에 "준성"이라는 용어가 사용되었습니다. 현재는 퀘이사와 QSO이란 용어가 섞여서 쓰이고 있으며, 다만 강한 전파를 내는가에 따라 "radio-loud"와 "radio-quiet"로 분류를 합니다.

 

1960년대에는 퀘이사가 적색편이대로 정말 멀리 있는 천체인가 아니면 가까이 있는 천체인지 하는 것이 큰 논쟁 거리였었습니다. 예를 들어 퀘이사가 우주팽창 때문에 적색편이를 보이는 것이 아니라, 퀘이사의 빛이 강력한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장들 탈출하기 위해 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 의견도 제시되었습니다. 그러나 별이 그 정도의 중력장을 만들 정도로 무겁다면 소위 하야시 한계를 초과해 불안정해지므로 퀘이사가 존재할 수 없다는 모순이 발생합니다. 또한 퀘이사의 스펙트럼에서 소위 금지선이 발견되었는데, 이는 밀도가 낮은 뜨거운 성운에서만 관측되는 것으로 퀘이사의 가스가 이렇게 낮은 밀도를 가지는 동시에 중력장에 안정적으로 존재하기는 불가능하기 때문입니다. 또한 당시에는 많은 천문학자들이 엄청나게 먼 퀘이사까지의 거리에 대해 의문을 품었었습니다. 만약 퀘이사까지의 거리가 정말 멀다면 이는 지구에서도 밝게 보일 정도로 퀘이사가 엄청난 에너지를 낸다는 뜻입니다.

 

그러나 당시에 알려져 있던 물리현상으로 이렇게 큰 에너지를 만들 수 없었기 때문입니다. 따라서 당시에는 그 엄청난 밝리를 설명하기 위해 퀘이사가 반물질로 만들어져 있다거나, 퀘이사가 웜홀의 반대편에 있는 화이트홀 일지도 모른다는 가능성이 고려되기도 했었습니다. 그러나 1970년대에 들어 블랙홀 주위의 강착원반에 의해 에너지가 생성될 수 있다는 사실이 밝혀지면서, 퀘이사의 밝기와 거리에 관한 문제들이 모두 해결되었고, 현재는 퀘이사가 적색편이 대로 아주 멀리 있는 천체라는 것이 확립되었습니다.

 

1979년에는 아인슈타인의 일반 상대론에 의해 예측된 중력 렌즈 효과 때문에 멀리 있는 퀘이사가 여러 개로 보이는 현상이 이중 퀘이사인 0957+561에서 처음으로 발견되었습니다. 1980년대에는 여러 가지 활동은하핵들의 다양한 특성들을 설명하기 위한 활동은하핵의 통합이론이 제시되었습니다. 이 이론에 따르면 모든 활동은하핵들은 비슷한 구조를 가지고 있지만, 이를 관측자가 어떤 방향에서 보느냐에 따라 블레이져나 전파은하 같은 여러 종류의 활동은하들도 분류됩니다.

 

 

 

오늘의 포스팅은 여기까지입니다. 오늘도 장문의 글 정독해주셔서 정말 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에서 뵙겠습니다. 행복한 하루 보내세요.