활동은하핵
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1. 개요
활동은하핵(AGN)은 은하의 중심부에서 발생하는 강력한 에너지 방출 현상으로, 퀘이사, 세이퍼트 은하, 블레이저 등 다양한 유형으로 분류된다. 20세기 초부터 연구가 시작되어, 초대질량 블랙홀로의 물질 강착을 주요 에너지원으로 하는 모형이 정립되었다. AGN은 블랙홀 주위의 강착원반, 상대론적 제트, 그리고 다양한 관측적 특징을 가지며, 전파의 밝기에 따라 전파가 밝은 AGN과 전파가 어두운 AGN으로 나뉜다. 통합 모형을 통해 다양한 AGN 유형을 설명하려는 시도가 이루어지고 있지만, 모든 관측 결과를 완벽하게 설명하지는 못한다. AGN은 초기 우주 연구에 중요한 역할을 하며, 우주론적 진화 연구에도 기여한다.
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2. 역사
20세기 초, 에드워드 패스는 NGC 1068과 메시에 81의 핵에서 나오는 방출선을 분광 검출하였고,[1] 허버 커티스는 메시에 87에서 제트를 발견했다.[2] 이후 베스토 슬라이퍼, 밀턴 휴메이슨, 니콜라스 메이얼 등은 일부 은하 핵에 비정상적인 방출선이 존재함을 알아냈다.[3][4][5][6] 1943년 칼 자이퍼트는 밝은 핵과 넓은 방출선을 가진 은하들(NGC 1068, NGC 4151, NGC 3516, NGC 7469 등)을 발표했고, 이들은 이후 자이퍼트 은하로 명명되었다.[7]
활동은하핵(AGN) 모형은 초대질량 블랙홀(106 ~ 1010 M⊙)에 물질이 강착되면서 막대한 에너지를 방출한다는 이론에 기반한다.[68][69] AGN은 매우 작은 크기에도 불구하고 지속적으로 높은 광도를 유지한다. 이는 물질이 블랙홀로 강착될 때 위치 에너지와 운동 에너지가 방사선 복사로 전환되기 때문이다. 질량이 큰 블랙홀은 에딩턴 광도가 높아 지속적으로 많은 양의 복사 에너지를 방출할 수 있다.
전파 천문학의 발전은 활동은하핵 연구의 중요한 촉매제가 되었다. 메시에 87, 센타우루스자리 A[8], 시그너스 A[9] 등 강한 전파원은 초기 활동은하핵 연구 대상이었다. 3C 전파 조사를 통해 준항성 전파원(퀘이사)이 발견되기도 했다.
1950년대 빅토르 암바르추미안은 은하핵의 폭발적 현상과 미지의 천체 존재를 주장하며 활동은하핵 개념을 제안했으나,[10][11] 초기에는 회의적인 반응이 많았다.[12][13]
1963년 마르텐 슈미트는 퀘이사 3C 273의 큰 적색편이(0.158)를 통해 퀘이사가 매우 멀리 떨어진 강력한 천체임을 밝혀냈다.[14] 이후 3C 48을 포함한 많은 퀘이사의 적색편이가 측정되었다.[15]
1964년 에드윈 살피터와 야코프 젤도비치는 초대질량 블랙홀로의 가스 강착을 퀘이사의 에너지원으로 제안했다.[16] 1969년 도널드 린덴벨은 가까운 은하 중심의 초대질량 블랙홀이 "죽은" 퀘이사의 잔재이며, 세이퍼트 은하의 에너지원이라고 제안했다.[17] X선 천문학 관측은 세이퍼트 은하와 퀘이사가 블랙홀 강착 원반에서 강력한 X선을 방출함을 보여주었다.
한국에서는 1990년대 이후 본격적인 활동은하핵 연구가 시작되었으며, 특히 전파 천문학 분야에서 큰 발전을 이루었다. 한국우주전파관측망(KVN) 등 첨단 관측 시설을 통해 활동은하핵의 제트와 고에너지 현상 연구가 활발히 진행되고 있다.
3. 활동은하핵 모형
대부분의 거대 은하는 중심부에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 이는 블랙홀 질량과 은하 팽대부의 속도분산 사이의 상관관계(M-시그마 관계)를 통해 확인된다.[70] 1960년대 후반부터 AGN이 초대질량 블랙홀로의 강착에 의해 구동된다는 주장이 제기되었다.[18][19] 블랙홀의 영향권 내에 물질이 공급되면 AGN과 같은 특성이 나타날 것으로 예상된다.
3. 1. 초대질량 블랙홀
오랫동안 활동은하핵(AGN)의 동력은 초대질량 블랙홀(태양 질량의 106 ~ 1010 배)에 물질이 강착되면서 발생한다는 견해가 논의되어 왔다.[68][69] AGN은 크기가 매우 작지만, 지속적으로 매우 높은 광도의 에너지를 방출한다. 물질이 강착되면 위치 에너지와 운동 에너지가 방사선 복사로 전환되는데, 질량이 매우 거대한 블랙홀은 에딩턴 광도가 높아 지속적으로 큰 광도로 복사선을 방출할 수 있다. 현재 질량이 큰 은하들은 모두 또는 대부분 중심에 초대질량 블랙홀을 품고 있는 것으로 생각된다. 그 증거는 블랙홀의 질량과 은하 팽대부의 속도분산 사이의 상관관계(M-시그마 관계)이다.[70]
1964년 에드윈 살피터와 야코프 젤도비치는 퀘이사의 에너지원으로 초대질량 블랙홀에 대한 가스 강착을 제안했다.[16] 1969년 도널드 린덴벨은 가까운 은하가 "죽은" 퀘이사의 유물로서 중심에 초대질량 블랙홀을 포함하고 있으며, 블랙홀 강착이 가까운 자이퍼트 은하의 비항성 방출의 에너지원이라고 제안했다.[17]
활동은하핵의 표준 모형에 따르면, 블랙홀 근처의 차가운 물질들은 강착원반을 형성한다. 강착원반에서 물질은 안으로, 각운동량은 밖으로 향하며 에너지가 흩어지는 과정에서 강착원반이 뜨거워진다. 강착원반의 스펙트럼은 가시광-자외선 대역에서 최고값을 갖는다. 강착원반 위로는 뜨거운 물질들이 코로나를 형성하는데, 이 코로나는 역 콤프턴 산란을 일으켜 광자의 에너지를 엑스선 대역까지 높일 수 있다. 강착 원반에서 방출되는 복사선은 블랙홀 근처의 차가운 원자 물질을 들뜨게 만들고, 물질이 원래 상태로 돌아오면서 특징적인 방출선이 생성된다. AGN이 방출하는 복사선의 대부분은 강착원반 바로 근처의 성간 가스 및 성간진에 흡수되지만, 시간이 지나면 다른 대역, 주로 적외선으로 재방출된다.
전파 천문학의 발전은 AGN을 이해하는 데 중요한 촉매제였다. 가장 먼저 발견된 전파원 중 일부는 메시에 87과 센타우루스자리 A와 같은 가까운 활동적인 타원 은하이다.[8]
아스카의 X선 관측에 의해, 전천에서 관측되는 은하의 1/3에 달하는 저전리선은하의 저전리중심핵선영역(라이너핵)의 일부도 어둡지만 블랙홀에 기인하는 활동은하핵임이 밝혀졌다. 이것은 주위의 물질을 “먹어 치운” 결과라고 생각하면 활동은하핵이 어두운 것을 잘 설명할 수 있다.
현재 관측되는 근처 활동은하의 상세한 해명에 의해, 먼 곳의 퀘이사에 대해서도 동일한 구조에 의한 동종의 활동은하라는 인식이 생기게 되었다. 퀘이사가 초기 우주에만 많이 존재하는 이유는, 초기 우주는 현재보다 많은 “연료”가 있었기 때문에 은하의 활동성이 높았다고 생각하면 잘 설명이 된다.
3. 2. 강착 원반
초대질량 블랙홀 주변에 형성된 강착원반은 활동은하핵의 주요 에너지 생성원이다. 강착원반 내 물질은 마찰로 인해 가열되어 가시광선, 자외선, X선 등 다양한 파장의 전자기파를 방출한다.[68][69] 강착원반 위에는 뜨거운 코로나가 형성되어 역 콤프턴 산란을 통해 광자 에너지를 X선 대역까지 높인다.[16][17]
활동은하핵의 표준 모형에 따르면, 블랙홀 근처의 차가운 물질은 강착원반을 형성한다. 강착원반 내의 소산 과정에서 물질은 안쪽으로 이동하고 각운동량은 바깥쪽으로 이동하며, 이 과정에서 강착원반은 가열된다. 강착원반의 예상 스펙트럼은 광학-자외선 파장대에서 최고조에 달한다. 또한, 강착원반 위에는 뜨거운 물질의 코로나가 형성되어 X선 에너지까지 광자를 역컴프턴 산란시킬 수 있다. 강착원반에서 나오는 복사는 블랙홀 근처의 차가운 원자 물질을 여기시키고, 이는 특정 방출선에서 다시 복사된다. 활동은하핵 복사의 상당 부분은 강착원반 근처의 성간 가스와 먼지에 의해 가려질 수 있지만, 시간이 지나면 다른 파장대(주로 적외선)에서 재방출된다.
은하 중심에 있는 106 - 109 태양 질량의 거대 블랙홀로 물질이 낙하하면 에너지가 방출된다. 물질은 블랙홀 주위를 공전하는 각운동량을 가지기 때문에 블랙홀 근처에서 강착원반이라고 불리는 납작한 원반을 형성한다. 강착원반 내부 기체의 마찰열에 의해 낙하하는 기체는 전리되어 플라스마가 된다. 전리된 기체가 회전함으로써 강력한 자기장이 만들어진다. 강착원반에서는 제트 방출이 자주 관측되지만, 우주 제트 형성 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다. 강착원반은 질량을 매우 효율적으로 에너지로 변환하는 “엔진”이며, 물질이 가진 총 질량의 약 50%를 에너지로 변환할 수 있다. 이것은 핵융합이 수 %인 것에 비해 매우 효율적이다.
블랙홀이 주위의 기체와 먼지를 모두 “먹어 치우면”, 활동은하핵은 막대한 에너지 방출을 멈추고 일반적인 은하가 될 것이라고 생각된다. 이 가설은 우리 은하계와 다른 근처 은하의 중심에서 “평온한” 거대 블랙홀이 발견되고 있다는 사실에서도 타당하다.
아스카의 X선 관측에 의해, 전천에서 관측되는 은하의 1/3에 달하는 저전리선은하의 저전리중심핵선영역(라이너핵)의 일부도 어둡지만 블랙홀에 기인하는 활동은하핵임이 밝혀졌다. 이는 주위 물질을 “먹어 치운” 결과라고 생각하면 활동은하핵이 어두운 것을 잘 설명할 수 있다.
현재 관측되는 근처 활동은하의 상세한 해명에 의해, 먼 곳의 퀘이사에 대해서도 동일한 구조에 의한 동종의 활동은하라는 인식이 생기게 되었다. 초기 우주에 퀘이사가 많이 존재하는 이유는 초기 우주에 현재보다 많은 “연료”가 있었기 때문에 은하 활동성이 높았다고 생각하면 잘 설명된다.
3. 3. 상대론적 제트
일부 강착 원반은 강착 원반 근처에서 서로 반대 방향으로 나오는 두 개의 매우 직선화된 빠른 유출 제트를 생성한다. 제트 분출 방향은 강착 원반의 각운동량 축 또는 블랙홀의 회전축에 의해 결정된다.[64] 현재로서는 천문학적 기기의 분해능이 너무 낮아 제트 생성 메커니즘과 매우 작은 규모의 제트 구성에 대해서는 아직 알려지지 않았다. 제트는 전파 대역에서 가장 명확한 관측 효과를 나타내는데, 이때 초장기선 간섭계를 사용하여 파섹보다 작은 규모의 해상도로 방출되는 싱크로트론 복사를 연구할 수 있다. 그러나 제트는 전파에서 감마선까지 모든 파장 대역에서 싱크로트론 및 역 컴프턴 산란 과정을 통해 복사하므로, 활동은하핵(AGN) 제트는 관측된 연속 복사의 두 번째 잠재적 원천이다.[64]
활동은하핵은 고에너지 및 초고에너지 우주선의 후보 원천이기도 하다(''원심가속 메커니즘 참조'').[64]
강착 원반에서 제트의 방출이 자주 관측되지만, 우주 제트의 형성 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다.[64]
3. 4. 비효율 복사 AGN
에딩턴 한계보다 훨씬 낮은 강착률을 가진 활동은하핵은 강착 에너지를 효율적으로 복사하지 못한다. 부유 지배형 강착류(ADAF) 등 복사 효율이 낮은 강착 모형은 은하단 중심 타원 은하에서 관측되는 약한 활동은하핵 현상을 설명하는 데 사용된다.[20] 복사 효율이 낮은 강착은 강착 물질이 얇은 원반을 형성하지 않고, 따라서 블랙홀에 가까워지면서 얻은 에너지를 효율적으로 방출하지 않기 때문에 발생한다. 그렇지 않으면 높은 강착률과 그에 상응하는 높은 광도가 예상될 수 있다.[21] 복사 효율이 낮은 AGN은 강착 원반이 있는 표준 AGN의 많은 특징적인 특징이 없을 것으로 예상된다.
4. 관측적 특징
활동은하핵(AGN)은 단일한 관측적 특징으로 규정하기 어렵다. 현재까지 AGN으로 밝혀진 천체들의 주요 특징은 다음과 같다.
- 핵 광학 연속 복사 방출: 강착원반을 직접 볼 수 있는 각도에서 관측 가능하다. 제트 또한 이 방출에 기여할 수 있으며, 광 방출은 파장과 대략적인 거듭제곱 관계를 보인다.
- 핵 적외선 방출: 강착원반의 방향과 관계없이 항상 관측된다. 은하핵 주위의 기체와 먼지가 빛을 흡수했다가 재방출하는 열복사 현상으로, 제트나 원반과 관련된 방출과는 구별된다.
- 넓은 광 방출선: 중심 블랙홀에 가까운 차가운 물질에서 방출된다. 이 물질들이 블랙홀 주위를 빠르게 공전하면서 도플러 효과로 인해 선이 넓게 나타난다.
- 좁은 광 방출선: 블랙홀에서 멀리 떨어진 차가운 물질에서 방출된다. 블랙홀과의 거리 때문에 회전 속도가 느려져 선이 좁게 나타난다.
- 전파 연속 복사 방출: 제트에서 비롯되는 현상으로, 싱크로트론 복사의 특징적인 스펙트럼을 보인다.
- X선 연속 복사 방출: 제트와 강착원반의 뜨거운 코로나에서 모두 발생할 수 있으며, 거듭제곱 스펙트럼을 나타낸다. 전파가 어두운 AGN에서는 일반적인 거듭제곱 X선 외에 연X선 방출도 관측되는데, 이 연X선의 발생 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.
- X선 선 방출: 차가운 중원소들이 X선 연속 복사에 의해 형광을 방출하는 현상이다. 6.4 keV 부근의 철(鐵)선이 대표적이며, 이 선은 좁거나 넓게 나타날 수 있다.[22]
활동은하핵(AGN)의 주요 특징은 다음과 같다.
5. 활동은하의 종류
활동은하핵(AGN)은 크게 전파 대역에서 어두운(radio-quiet) AGN과 밝은(radio-loud) AGN의 두 종류로 나뉜다. 전파 대역에서 밝은 AGN은 제트가 광도의 대부분을 차지한다. 반면 전파 대역에서 어두운 AGN은 제트를 무시할 수 있어 더 단순하다. AGN의 하위 유형들은 물리적 차이보다는 발견 및 분류의 역사적 맥락에 따라 정해졌기 때문에 다소 혼란스러울 수 있다.[58]
AGN은 다음과 같이 분류할 수 있다.[63]
- 전파의 강약
- 중심핵에서 방출되는 에너지의 세기(광도)
- 고속으로 운동하는 플라스마의 유무 (예: 세이퍼트 은하 1형과 2형)
AGN의 주요 종류로는 세이퍼트 은하, 퀘이사, 블레이저가 있으며, 이들은 동일한 기작을 가진 활동은하를 겉모습으로 분류한 것이다.[58] 퀘이사는 오랫동안 에너지원에 대한 논쟁이 있었지만, 현재는 활동은하핵의 일종으로 여겨진다.[58]
5. 1. 전파가 어두운 AGN
저전리 핵방출선 영역(LINER)은 약하게 전리된 원자들의 방출선만 보이고, 다른 활동은하핵(AGN)의 특징은 보이지 않는 천체이다. 모든 LINER가 초대질량 블랙홀의 강착으로 에너지를 얻는지는 논란의 여지가 있다.[23] 만약 초대질량 블랙홀에 의한 것이 맞다면, LINER은 전파가 어두운 AGN 중에서 가장 광도가 낮은 부류에 속한다.세이퍼트 은하는 가시광에서 핵연속복사방출을 보이고, 좁은선과 때때로 넓은선을 보이며, 강한 엑스선 방출과 약한 전파 제트를 나타내는 AGN이다. 세이퍼트 은하는 넓은 방출선이 강하게 나타나는 1형과 그렇지 않은 2형으로 나뉜다. 1형은 저에너지 엑스선 방출이 더 강하게 나타나는 경향이 있다. 세이퍼트 AGN을 품은 은하는 대부분 나선 은하 또는 불규칙 은하이다.
전파가 어두운 퀘이사(QSO)는 세이퍼트 은하 1형보다 더 밝은 버전이다. 이 둘 사이의 구분은 임의적이며, 보통 가시광 대역의 등급으로 구분한다. 퀘이사는 매우 강한 가시광 연속복사방출, 엑스선 연속복사방출, 그리고 넓고 좁은 방출선을 보인다. 퀘이사를 품은 은하는 나선 은하, 불규칙 은하, 또는 타원 은하일 수 있다. 가장 밝은 퀘이사는 대부분 질량이 큰 은하(타원 은하)에 존재한다.
2형 퀘이사는 2형 세이퍼트 은하와 유사하게 퀘이사와 비슷한 광도를 가지지만, 강한 핵연속복사방출이나 넓은 선 방출이 없는 희귀한 천체이다.
5. 2. 전파가 밝은 AGN
- 전파가 밝은 퀘이사: 퀘이사와 동일하지만, 제트 방출선이 추가되어 가시광 대역의 연속복사방출, 좁고 넓은 방출선, 강한 X선 방출, 전파 방출이 나타난다.[71]
- 블레이자(Blazar): 밝기가 빠르게 변하고, 가시광, 전파, X선 방출이 편광되어 있는 천체이다. 도마뱀자리 BL 천체(BL Lac)와 가시광격변 퀘이사(OVV 퀘이사)의 두 종류가 있다. BL Lac 천체는 가시광 방출선이 보이지 않아 모(母)은하의 스펙트럼을 통해 적색편이를 측정해야 한다. 방출선은 본질적으로 없거나 변광 요소에 의해 가려져 보이지 않을 수 있다.[24] OVV 퀘이사는 일반적인 전파가 밝은 퀘이사와 비슷하지만, 빛이 빠르게 변한다. BL Lac와 OVV 모두 관측자의 시선 방향으로 상대론적 제트가 발생하여 변광이 발생하는 것으로 보인다.
- 전파은하(Radio galaxies): 핵과 확장된 전파 방출을 보인다. 크게 저여기 및 고여기 종류로 나눌 수 있다.[25][26] 저여기 천체는 강한 좁거나 넓은 방출선을 보이지 않으며, 광학 및 X선 핵 방출은 제트에서 기원하는 것과 일치한다.[28][29] 고여기 천체(좁은 선 전파은하)는 세이퍼트 2형과 유사한 방출선 스펙트럼을 가진다.
6. 활동은하핵 통합 모형
통합 모형은 다양한 종류의 활동은하핵(AGN)이 실제로는 동일한 천체이지만, 관측 각도, 상대론적 빔 효과, 주변 흡수 물질 등에 따라 다르게 보인다는 이론이다.
저광도 AGN의 경우, 세이퍼트 1형은 핵을 직접 보는 경우이고, 세이퍼트 2형은 핵이 차폐 토러스에 가려진 경우이다. 퀘이사와 2형 퀘이사의 관계도 유사하게 설명할 수 있다. 표준적인 통합 모형은 강착 원반을 둘러싼 차폐 물질의 토러스를 가정한다. 세이퍼트 2형은 이 토러스를 통해 관측되며, 토러스 외부에는 핵 방출의 일부를 산란시켜 광대역 방출선을 볼 수 있게 하는 물질이 존재한다. 세이퍼트 2형 핵에 대한 적외선 관측은 이러한 가정을 뒷받침한다.[31][32]
고광도 전파 은하와 퀘이사는 관측 각도에 따라 통합 설명이 가능하다. 그러나 저광도 전파 은하는 별개의 종류로 분류될 수 있다. 활동은하는 상대론적 제트를 방출하기도 하며, 전파 은하나 전파를 방출하는 퀘이사처럼 구조에 퍼져 있는 경우도 있다. 퀘이사는 활동은하핵의 일종으로 생각된다.[58]
활동은하핵의 표준적인 이론적 모델은 은하 중심의 거대 블랙홀로 물질이 낙하하며 에너지를 방출한다는 것이다. 물질은 각운동량 때문에 강착원반을 형성하고, 강착원반 내부의 기체 마찰열로 인해 전리되어 플라스마가 된다. 이로 인해 강력한 자기장이 발생하며, 강착원반에서 제트 방출이 관측되기도 한다. 강착원반은 질량을 매우 효율적으로 에너지로 변환하는 "엔진" 역할을 한다.[63]
아스카의 X선 관측에 따르면, 저전리중심핵선영역(라이너핵)의 일부도 어둡지만 블랙홀에 기인하는 활동은하핵이다.
활동은하는 전파의 강약, 중심핵에서 방출되는 에너지의 세기(광도), 고속 플라스마의 유무 등에 따라 분류할 수 있다.[63] 주요 종류로는 세이퍼트 은하, 퀘이사, 블레이저가 있으며, 이들은 동일한 기작의 활동은하를 외관상 분류한 것으로 통합 모형으로 설명하려는 시도가 이루어지고 있다.[58]
전파은하는 보통 은하보다 훨씬 강한 전파를 방출하며, 대부분 대칭적인 로브와 제트를 가지고 있다.[64] 전파은하의 전파는 싱크로트론 복사로, 상대론적 속도로 가속된 전자와 자기장의 존재를 나타낸다.
통일모형은 다양한 유형의 활동은하는 실제로는 같은 천체이지만, 관측 각도, 상대론적 빔의 유무, 먼지에 의한 흡수 효과에 따라 다르게 보인다고 해석한다.[65]
6. 1. 비판 및 논쟁
통합 모형은 모든 관측 현상을 완벽하게 설명하지 못하며, 일부 관측 결과는 통합 모형의 예측과 상충되기도 한다.저광도에서 세이퍼트 2형 은하의 경우, 이온화 원인, 가림 계수의 역할, 광폭선 영역의 존재 여부 등 다양한 논쟁이 진행 중이다. 예를 들어, 세이퍼트 2형 은하에서 관측되는 광대역 방출선은 강하게 편광되어 있어, 숨겨진 세이퍼트 1형 핵이 존재함을 시사하지만, 적외선 관측에서는 이러한 핵이 명확하게 드러나지 않는 경우가 있다.
고광도에서는 퀘이사 2형을 찾기 어렵다는 문제가 있다. 세이퍼트 2형 은하와 달리, 퀘이사 2형은 산란 성분이 없어 밝은 협대역 및 경질 X선 방출 외에는 감지하기 어렵다.
전파 은하의 경우, 저광도, 저여기 천체가 주를 이루는데, 이들은 강한 핵 방출선을 보이지 않고, 광학 연속체와 X선 방출이 모두 제트에서 나오는 것으로 보인다.[28][29] 이러한 천체는 토러스가 좁은 선 영역을 가릴 수 없고, 숨겨진 핵 성분도 없다는 점에서 퀘이사와 통합될 수 없다.[37] 따라서 이들은 제트 관련 방출만이 중요한 별개의 종류를 형성하는 것으로 보인다.
7. 우주론적 의미와 진화
활동은하핵은 높은 광도 덕분에 가시광선이나 전파 대역에서 가장 큰 적색편이를 보이는 천체들 중 상당수를 차지한다. 이는 초기 우주 연구에 중요한 역할을 하지만, 현재는 활동은하핵을 통해 얻은 초기 우주에 대한 정보가 "전형적인" 고적색편이 은하에 비해 편향되어 있다는 것이 밝혀졌다.[39]
초기 우주에는 광도가 큰 활동은하핵이 더 많았던 것으로 보인다. 이는 초대질량 블랙홀이 일찍 형성되었고, 은하 중심 근처에 차가운 기체가 풍부하여 밝은 활동은하핵이 형성되기 좋은 환경이었기 때문으로 추정된다. 또한, 한때 밝은 퀘이사였던 많은 천체들이 현재는 광도가 낮아졌거나 활동을 멈췄을 가능성도 시사한다. 광도가 작은 활동은하핵은 큰 적색편이에서 관측하기 어려워 그 진화 과정은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.[40]
최근 활동은하핵(AGN) 연구에서는 통합 모형(Unified Model)과 상충되는 관측 결과들이 나타나고 있다. 통합 모형은 모든 Seyfert 2 은하에 가려진 Seyfert 1 핵(숨겨진 광폭선 영역)이 있다고 예측하지만, 분광 편광 연구에 따르면 Seyfert 2 은하의 절반 정도만이 숨겨진 광폭선 영역을 보인다.[41] 숨겨진 광폭선 영역이 없는 Seyfert 2 은하는 일반적으로 덜 밝은데, 이는 광폭선 영역의 부재가 낮은 에딩턴 비율과 관련이 있음을 시사한다.[42]
토러스의 가림 계수, 광도 및 강착률 의존성 등을 통해 Seyfert 1과 Seyfert 2의 차이를 설명하는 모형들이 제시되고 있으며, 이는 AGN의 X선 연구에서 뒷받침된다.[43] 이러한 모형들은 광폭선 영역의 강착률 의존성을 제시하고, Seyfert 1에서 Seyfert 2로의 진화를 설명하며, 낮은 광도에서 통합 모형의 붕괴와 광폭선 영역의 진화를 설명할 수 있다.[44]
통계적 검정 결과는 모순적이지만, AGN 자체가 아닌 이웃 은하를 연구한 결과, Seyfert 2의 이웃 은하가 Seyfert 1보다 더 먼지가 많고 항성 생성이 활발하며, AGN 유형, 모은하 형태 및 충돌 역사 사이에 연관성이 있음이 밝혀졌다.[45] 또한, 각도적 군집 연구를 통해 두 AGN 유형이 서로 다른 환경에 존재하며, 서로 다른 질량의 암흑 물질 헤일로 내에 존재함이 확인되었다.[46] 이러한 연구 결과는 Seyfert 2가 합병 과정에서 Seyfert 1으로 변환된다는 진화 기반 통합 모형과 일치한다.
대부분의 밝은 활동은하핵(전파-밝고 전파-조용한)은 초기 우주에 훨씬 더 많았던 것으로 보인다. 이는 거대 블랙홀이 초기 단계에서 형성되었고, 은하 중심 근처에 차가운 가스가 더 많아 밝은 활동은하핵 형성에 유리한 조건이었기 때문이다. 또한 한때 밝은 퀘이사였던 많은 천체가 현재는 훨씬 덜 밝거나 완전히 정지 상태임을 의미한다. 저광도 AGN 개체군의 진화는 고적색편이에서 이러한 천체를 관측하는 어려움으로 인해 훨씬 덜 이해되고 있다.
도마뱀자리 BL형 천체보다 더 어두운 활동은하핵은 라이너이다. 은하수도 저광도 활동은하핵이다. 중심의 초대질량 블랙홀이 흡수하는 가스가 적어 세이퍼트 은하의 약 100분의 1 이하이다. 연료가 떨어진 활동은하핵이다. 은하의 약 3분의 1 이상이 저광도 활동은하핵을 가지고 있다.
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