감마선 천문학
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1. 개요
감마선 천문학은 우주에서 방출되는 감마선을 연구하는 천문학의 한 분야이다. 1960년대 이전에 이론적인 연구를 통해 감마선의 존재가 예측되었고, 이후 인공위성과 기구를 활용한 관측을 통해 발전했다. 감마선 천문학은 태양 플레어, 감마선 폭발, 펄서, 활동 은하핵 등 다양한 감마선원을 연구하며, 고에너지 천문학, 전파 천문학, X선 천문학과 연관되어 있다. 주요 관측 장비로는 우주 기반 관측소(콤프턴 감마선 관측 위성, 스자쿠 등)와 지상 기반 관측소(HAWC, MAGIC, HESS, VERITAS 등)가 있으며, 감마선 폭발, 고에너지 감마선원, 은하수 중심의 감마선 버블 등 다양한 현상에 대한 연구가 이루어지고 있다.
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| 감마선 천문학 | |
|---|---|
| 감마선 천문학 | |
| 유형 | 천문학의 하위 분야 |
| 문제 | 대기권의 불투명도 |
| 해결책 | 우주 기반 망원경 체렌코프 방사 검출기 |
| 역사 | |
| 초기 관측 | 인공위성 고고도 기구 |
| 중요한 발전 | 1960년대 후반 |
| 지상 기반 | 체렌코프 망원경 대기 체렌코프 영상 기법 |
| 관측 방법 | |
| 주요 방법 | 위성 기반 감마선 망원경 지상 기반 체렌코프 망원경 |
| 위성 기반 | 대기권 밖에서 직접 감마선 관측 높은 에너지 감마선 관측에 적합 |
| 지상 기반 | 감마선이 대기와 상호작용하여 생성되는 체렌코프 방사 관측 매우 높은 에너지 감마선 관측에 적합 |
| 주요 관측 대상 | |
| 태양 | 태양 플레어와 관련된 감마선 방출 |
| 달 | 우주선과의 상호작용으로 인한 감마선 방출 |
| 기타 천체 | 초신성 잔해 활동 은하 핵 퀘이사 블레이자 원자 가스와의 상호 작용 영역 |
| 응용 | |
| 천체 연구 | 블랙홀 및 중성자별 연구 우주선 기원 연구 극단적인 환경에서의 물리 현상 연구 |
| 태양 연구 | 태양 자기장 및 태양 플레어 메커니즘 연구 |
2. 역사
감마선 천문학의 역사는 20세기 중반 이론적 예측에서 시작되었다. 과학자들은 우주선 상호작용이나 초신성 폭발 등 다양한 천체 현상에서 감마선이 방출될 것으로 예상했지만[7], 지구 대기에 흡수되는 특성 때문에 실제 관측은 우주 시대가 열린 1960년대 이후에야 가능해졌다.[8]
초기 관측은 익스플로러 11과 같은 위성을 통해 이루어졌으며, 우주 전체에서 오는 희미한 감마선 배경 복사와 태양 플레어에서 방출되는 특정 에너지의 감마선을 확인했다.[9] OSO 3 위성은 우리 은하에서 오는 감마선을 처음으로 의미 있게 감지했으며[10], 군사 위성인 벨라(Vela) 시리즈는 예상치 못하게 우주 깊은 곳에서 발생하는 짧고 강력한 감마선 폭발(GRB)을 발견하여 새로운 연구 분야를 열었다.
1970년대와 1980년대에는 소형 천문 위성 2(SAS-2)와 코스-B(Cos-B) 위성이 감마선 하늘 지도를 만들고 여러 감마선원을 발견하며 분야를 발전시켰다. 1991년 발사된 콤프턴 감마선 관측소(CGRO)는 이전보다 훨씬 향상된 성능으로 감마선 우주에 대한 이해를 크게 높였고, BeppoSAX 위성은 감마선 폭발의 위치를 특정하는 데 기여했다.
2000년대 이후 현대 감마선 천문학은 INTEGRAL, 스위프트, 페르미 등 더욱 발전된 우주 망원경과 HAWC, MAGIC, HESS, VERITAS와 같은 지상 관측소들을 통해 활발히 진행되고 있다. 페르미 망원경은 은하수 중심의 거대 감마선 버블 구조를 발견하고[18] 수많은 새로운 감마선원을 목록화하는[16] 등 중요한 성과를 거두고 있다. 이러한 관측들은 블랙홀, 중성자별, 초신성, 활동 은하핵 등 우주의 가장 격렬한 현상들을 연구하는 데 핵심적인 역할을 하고 있다.
2. 1. 초기 역사 (1960년대 이전)
우주에서 오는 감마선을 실제로 관측하기 훨씬 이전부터 과학자들은 우주가 감마선을 만들어낼 것이라고 예측했다. 1948년 유진 페엔버그(Eugene Feenberg)와 헨리 프리마코프(Henry Primakoff), 1952년 하야카와 사치오(Sachio Hayakawa)와 I.B. 허친슨, 그리고 특히 1958년 필립 모리슨(Philip Morrison)의 연구[7] 등을 통해, 우주선(cosmic ray)이 성간 가스와 부딪히거나, 초신성이 폭발하거나, 높은 에너지를 가진 전자가 자기장 속에서 움직이는 등의 다양한 우주 현상들이 감마선을 방출할 것이라는 믿음이 형성되었다.하지만 실제로 이러한 감마선을 관측하는 것은 1960년대에 들어서야 가능해졌다.[8] 우주에서 오는 감마선의 대부분은 지구 대기에 흡수되기 때문에, 감마선 천문학은 기구나 우주선을 이용해 감지기를 대기권 위로 올려보낼 수 있게 되면서 비로소 발전하기 시작했다. 1961년 익스플로러 11(Explorer 11) 위성에 실려 우주 궤도에 오른 최초의 감마선 망원경은 100개 미만의 우주 감마선 광자를 감지하는 데 그쳤다. 이 광자들은 특정 천체에서 오는 것이 아니라, 우주의 모든 방향에서 오는 것처럼 보였는데, 이는 우주 공간에 균일하게 퍼져 있는 '감마선 배경'의 존재를 암시했다. 이러한 배경 복사는 우주선이 성간 가스와 상호작용하면서 생길 것으로 예상되었던 현상이다.
천체물리학적인 현상으로 확인된 최초의 감마선원은 태양 플레어였다. 필립 모리슨이 예측했던 대로, 태양 플레어에서는 중수소(중성자 1개와 양성자 1개가 결합한 수소)가 만들어질 때 나오는 강력한 2.223 MeV 에너지의 감마선이 관측되었다. 태양 플레어가 발생할 때 높은 에너지로 가속된 이온들이 서로 부딪히면서 중성자가 생성되고, 이 중성자가 양성자와 결합하여 중수소가 되면서 감마선이 방출되는 것이다. 이러한 초기 감마선 스펙트럼 관측은 OSO 3 위성 등에서 이루어졌다. 태양 관측은 르우벤 라마티(Reuven Ramaty) 등의 이론적 연구에 영감을 주었다.[9]
우리 은하 자체에서 방출되는 감마선이 의미 있는 수준으로 처음 감지된 것은 1967년 OSO 3 위성에 탑재된 감지기를 통해서였다.[10] 이 위성은 우주에서 온 것으로 보이는 621개의 감마선 신호를 기록했다.
감마선 천문학의 또 다른 중요한 발견은 1960년대 후반과 1970년대 초에 군사 방위 위성들의 연쇄적인 관측에서 나왔다. 본래 핵폭탄 폭발을 감시할 목적으로 발사된 미국의 벨라(Vela) 위성 시리즈에 탑재된 감지기는 지구 주변이 아닌 심우주에서 발생하는 감마선 폭발을 기록하기 시작했다. 이후의 감지기는 이러한 감마선 폭발이 수 초에서 수 분 동안 지속되며, 예상치 못한 방향에서 갑자기 나타나고, 깜박이며 사라지는 것을 확인했다. 이 수수께끼 같은 고에너지 섬광의 원인은 이후 오랫동안 미스터리로 남았다.
2. 2. 발전과 탐사 (1960년대 - 1990년대)
우주에서 방출되는 감마선을 감지하는 실험이 이루어지기 훨씬 전부터, 과학자들은 우주가 감마선을 생성할 것이라고 예측했다. 유진 페엔버그, 헨리 프리마코프, 하야카와 사치오, I.B. 허친슨, 그리고 특히 1958년 필립 모리슨의 연구[7] 등을 통해, 우주선과 성간 가스의 상호 작용, 초신성 폭발, 고에너지 전자와 자기장의 상호 작용 등 다양한 과정에서 감마선이 발생할 것으로 예상되었다. 그러나 실제로 이러한 감마선을 감지할 수 있게 된 것은 1960년대에 들어서면서부터였다.[8]우주에서 오는 대부분의 감마선은 지구 대기에 흡수되기 때문에, 감마선 천문학은 기구나 우주선을 이용해 대기권 너머로 감지기를 보낼 수 있게 되면서 발전하기 시작했다. 1961년 익스플로러 11 위성에 실려 궤도에 오른 최초의 감마선 망원경은 100개 미만의 우주 감마선 광자를 감지했다. 이 광자들은 특정 방향 없이 우주 전역에서 오는 것처럼 보여, 우주선과 성간 가스의 상호 작용으로 예상되었던 균일한 '감마선 배경'의 존재를 시사했다.
최초로 확인된 천체물리학적 감마선원은 태양 플레어였다. 태양 플레어 관측에서는 모리슨이 예측했던 강력한 2.223 MeV 감마선이 확인되었는데, 이는 중성자와 양자가 결합하여 중수소를 형성할 때 방출된다. 태양 플레어에서 중성자는 플레어 과정 중 가속된 고에너지 이온들의 상호 작용으로 생성되는 2차 입자이다. 이러한 감마선 스펙트럼 관측은 OSO 3, OSO 7, 그리고 1980년에 발사된 태양 최대 임무 위성 등을 통해 이루어졌으며, 르우벤 라마티 등의 이론 연구에 영감을 주었다.[9]
우리 은하에서 의미 있는 수준의 감마선 방출은 1967년 OSO 3 위성에 탑재된 감지기를 통해 처음 확인되었다.[10] 이 위성은 총 621개의 우주 감마선으로 추정되는 신호를 감지했다. 감마선 천문학 분야는 이후 소형 천문 위성 2(SAS-2, 1972년 발사)와 코스-B(Cos-B, 1975–1982년 운영) 위성 덕분에 크게 발전했다. 이 두 위성은 고에너지 우주(감마선을 생성하는 격렬한 충돌 현상 때문에 '격렬한 우주'라고도 불림)에 대한 중요한 정보를 제공했다. 이들은 감마선 배경의 존재를 재확인하고, 감마선 파장에서 하늘의 첫 상세 지도를 만들었으며, 여러 점 광원을 발견했다. 하지만 당시 기기의 해상도로는 이 점 광원 대부분을 특정 별이나 항성계와 연결 짓기 어려웠다.
1960년대 후반과 1970년대 초, 군사 방위 위성인 벨라 위성 시리즈의 관측을 통해 감마선 천문학의 중요한 발견이 이루어졌다. 원래 핵폭발 감지를 위해 설계된 벨라 위성의 감지기는 지구 주변이 아닌 깊은 우주에서 오는 강력한 감마선 폭발을 기록하기 시작했다. 이후 다른 감지기들을 통해 이러한 감마선 폭발(GRB)이 수 초에서 수 분간 지속되며, 예측 불가능한 방향에서 갑자기 나타나 짧은 시간 동안 감마선 하늘을 지배한 뒤 사라진다는 것이 확인되었다. 1980년대 중반까지 소련의 베네라 우주선과 파이어니어 비너스 궤도선 등 다양한 탐사선으로 연구되었지만, 이 강력한 섬광의 정체는 오랫동안 미스터리로 남았다. 현재는 이 폭발들이 우주 멀리서 발생하며, 적어도 일부는 중성자별 대신 블랙홀을 형성하는 거대 초신성 폭발, 즉 '하이퍼노바'와 관련이 있다는 이론이 유력하다.
핵 감마선은 1972년 8월 4일과 7일, 1977년 11월 22일에 발생한 태양 플레어에서도 관측되었다.[11] 태양 플레어는 태양 대기에서 일어나는 폭발 현상으로, 전파에서 고에너지 감마선에 이르는 넓은 범위의 전자기파를 방출한다. 플레어 동안 발생하는 고에너지 전자와 감마선의 상관관계는 주로 고에너지 양성자 및 무거운 이온들의 핵 반응에 기인한다. 이러한 감마선 관측은 다른 파장에서는 얻기 힘든, 방출된 에너지에 대한 중요한 정보를 제공한다.[12]
1979년에는 마그네타와 관련된 연성 감마 반복기(SGR)가 감지되었다.
1987년 2월 23일 발견된 대마젤란은하(LMC)의 초신성 SN 1987A에 대한 연구도 진행되었다. 이 초신성의 모체인 Sanduleak -69 202는 2-5×1038 erg/s의 광도를 가진 청색 초거성이었다.[15] 1988년 6월 19일, 브라질 비리구이 (서경 50° 20', 남위 21° 20')에서 발사된 기구에 탑재된 NaI(Tl) 검출기(총 면적 600cm2)는 5.5 mb 고도에서 6시간 동안 관측을 수행하여[15] 56Co의 방사성 붕괴에서 나오는 847 keV 및 1238 keV 감마선을 감지했다.[15]
미국 항공 우주국(NASA)은 1977년 고에너지 천문대 프로그램을 진행하며 감마선 천문학을 위한 '거대 관측소' 건설 계획을 발표했다. 1980년대 검출기 기술의 발전을 반영하여 설계된 콤프턴 감마선 관측소(CGRO)는 1991년에 발사되었다. CGRO는 4개의 주요 관측 장비를 탑재하여 감마선 관측의 공간 및 시간 해상도를 크게 향상시켰고, 우주의 고에너지 과정에 대한 방대한 데이터를 제공했다. CGRO는 안정화 자이로스코프 고장으로 인해 2000년 6월 임무를 종료하고 궤도에서 제거되었다.
BeppoSAX 위성은 1996년에 발사되어 2003년까지 운영되었다. 주로 X선을 연구했지만 감마선 폭발 관측에도 기여했다. 특히 감마선 폭발 발생 후 처음으로 다른 파장(비 감마선)의 대응체를 식별함으로써, 폭발의 정확한 위치를 파악하고 멀리 떨어진 은하에서 발생하는 잔해를 광학적으로 관측하는 길을 열었다.
고에너지 과도 현상 탐사선 2(HETE-2)는 2000년 10월에 발사되었다.
2. 3. 현대 감마선 천문학 (2000년대 이후)
2004년 발사된 NASA의 스위프트(Swift) 우주선은 감마선 폭발 관측 장비인 BAT(Burst Alert Telescope)를 탑재했다. 스위프트는 베포삭스(BeppoSAX)와 HETE-2의 뒤를 이어, 감마선 폭발 후 발생하는 여러 X선 및 광학적 대응물을 관측하여 거리를 측정하고 상세한 후속 관측을 가능하게 했다. 이러한 관측을 통해 대부분의 감마선 폭발이 멀리 떨어진 은하에서 초신성이나 하이퍼노바와 같은 거대한 별의 폭발로부터 발생한다는 사실이 밝혀졌다. 스위프트는 2021년 현재에도 운영 중이다.[17]
현재 주요 우주 기반 감마선 관측소는 다음과 같다.
| 관측소 | 운영 주체 | 발사일 | 주요 특징 |
|---|---|---|---|
| INTEGRAL | ESA (체코, 폴란드, 미국, 러시아 참여) | 2002년 10월 17일 | 우주 감마선 관측 |
| AGILE | ASI, INAF, INFN | 2007년 4월 23일 | 이탈리아 소규모 임무, 인도 ISRO의 PSLV-C8 로켓으로 발사 |
| 페르미 | NASA | 2008년 6월 11일 | 대형 면적 망원경(LAT)과 감마선 폭발 감시 장치(GBM) 탑재 |
감마선은 X선보다 파장이 짧은 빛(전자기파)으로, 에너지가 매우 높아 관측이 까다롭다. 감마선은 에너지에 따라 발생 원인과 물질과의 상호작용 방식이 달라지므로, 관측 목적과 에너지 영역에 맞는 다양한 장비와 기술이 사용된다.
2010년 11월, 페르미 관측 데이터를 통해 은하수 중심부에서 약 25,000 광년에 걸쳐 뻗어 있는 두 개의 거대한 감마선 방출 버블 구조가 발견되었다. 이 고에너지 방사선 버블은 은하 중심의 거대 블랙홀에서 분출되었거나, 수백만 년 전 활발했던 별 형성 활동의 증거일 것으로 추정된다. 이 발견은 과학자들이 "하늘을 뒤덮는 배경 감마선 안개"를 정밀하게 제거하는 과정에서 이루어졌으며, 은하수 중심에 기존에 알려지지 않았던 거대한 구조가 존재한다는 이전의 단서들을 확인시켜 주었다.[18]
2011년, 페르미 연구팀은 위성의 대형 면적 망원경(LAT)으로 감지한 감마선원 목록의 두 번째 버전을 발표했다. 이 목록에는 가장 높은 에너지의 빛을 내는 천체 1,873개가 기록되었다. 이 중 57%는 블레이자이며, 감마선원 중 절반 이상은 중심 블랙홀이 감마선을 방출하는 활동 은하이다. 감마선원 중 약 3분의 1은 다른 파장에서는 관측되지 않은 새로운 천체였다.[16]
지상 기반 감마선 관측소로는 HAWC, MAGIC, HESS, VERITAS 등이 있다. 이들 지상 관측소는 우주 기반 관측소보다 더 높은 에너지 영역의 감마선을 탐사하며, 위성보다 수천 배 더 큰 유효 면적을 가질 수 있다는 장점이 있다.
3. 주요 관측 장비 및 기술
관측 천문학에서는 감마선을 에너지 크기에 따라 대략적으로 다음과 같이 나눈다.
특히 고에너지 및 초고에너지 감마선은 은하 핵 내의 초신성 폭발이나 빅뱅 등 우주 규모의 거대하고 격렬한 현상에서 발생하는 것으로 알려져 있다.
감마선을 관측하는 주요 방법은 크게 두 가지로 나눌 수 있다.
각 에너지 영역과 관측 방법에 따른 구체적인 검출기 기술과 주요 관측소에 대한 내용은 하위 문단에서 더 자세히 다룬다.
3. 1. 검출기 기술
감마선 관측은 1960년대에 처음 시작되었으나, X선이나 가시광선 관측보다 훨씬 어렵다. 감마선은 상대적으로 드물게 관측되며, 밝은 광원조차도 탐지하는 데 수 분 이상의 관측 시간이 필요하다. 또한 감마선은 초점을 맞추기 어려워 해상도가 매우 낮다는 단점이 있다. 2000년대 최신 감마선 망원경의 경우, GeV(기가전자볼트) 영역에서 약 6각분(arcminute) 정도의 해상도를 가지는데, 이는 게 성운을 단일 화소로 보는 수준이다. 이는 저에너지 X선(1 keV) 영역에서 0.5각초(arcsecond) 해상도를 가진 찬드라 X선 관측소(1999년 발사)나 고에너지 X선(100 keV) 영역에서 약 1.5각분 해상도를 가진 고에너지 집광 망원경에 비해 낮은 성능이다.
에너지가 매우 높은 감마선(약 30 GeV 이상)은 지상에서도 검출할 수 있다. 이 에너지 대역에서는 광자 수가 극히 적기 때문에, 현재의 우주 기반 장비로는 실용적이지 않은 매우 넓은 유효 검출 면적이 필요하다. 이러한 고에너지 감마선은 지구 대기와 충돌하여 광범위한 2차 입자 샤워(shower)를 생성한다. 이 샤워는 지상에서 직접 방사선 계수기로 관측하거나, 샤워 내의 초고속 입자들이 방출하는 체렌코프 복사를 광학 망원경으로 관측하는 방식으로 탐지한다. 특히 영상 대기 체렌코프 망원경(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope, IACT) 기술은 현재 가장 높은 감도를 제공한다.
TeV(테라전자볼트) 영역의 감마선은 1989년 미국 애리조나주 홉킨스 산에 위치한 프레드 로렌스 휘플 천문대에서 게 성운으로부터 처음 검출되었다. H.E.S.S., VERITAS, MAGIC, CANGAROO III와 같은 현대적인 체렌코프 망원경 실험들은 게 성운을 단 몇 분 만에 감지할 수 있다. 현재까지 외부 은하 천체에서 관측된 가장 높은 에너지의 감마선(최대 16 TeV)은 블레이자의 일종인 마르카리안 501(Mrk 501)에서 나왔으며, 이는 HEGRA 대기 체렌코프 망원경으로 측정되었다.
감마선 천문학 관측은 여전히 낮은 에너지 영역에서는 감마선이 아닌 배경 잡음에 의해, 높은 에너지 영역에서는 검출 가능한 광자의 수에 의해 제약을 받는다. 따라서 더 넓은 면적의 검출기와 더 나은 배경 잡음 억제 기술 개발이 이 분야의 발전에 필수적이다.[13] 2012년에는 700 keV 이상의 에너지에서 물질의 굴절률이 다시 증가하는 현상을 이용해 감마선 망원경의 초점을 맞출 수 있을 가능성이 발견되기도 했다.[14]
관측 천문학에서는 감마선을 에너지에 따라 다음과 같이 분류하며, 각 영역마다 관측 장비가 다르다.
이 중 고에너지 및 초고에너지 감마선은 은하 핵, 초신성 폭발, 빅뱅과 같은 우주적 규모의 격렬한 현상에서 주로 생성된다.
감마선 관측에는 다양한 기술이 사용된다.3. 2. 우주 기반 관측소
감마선 관측은 초기에는 기구를 이용하기도 했다. 1988년 6월 19일 브라질 비리구이에서 10시 15분(UTC)에 발사된 기구에는 총 면적 600cm2의 NaI(Tl) 검출기 두 개가 탑재되었다. 이 기구는 5.5 mb의 대기압 고도에서 6시간 동안 관측을 수행했다.[15] 이 관측을 통해 대마젤란은하(LMC)에 위치한 초신성 SN 1987A에서 방출되는 감마선을 탐지하는 데 성공했다. SN 1987A는 1987년 2월 23일에 발견되었으며, 모체 별인 Sanduleak -69 202는 광도 2~5×1038 erg/s의 청색 초거성이었다.[15] 이 초신성에서 56Co가 붕괴하며 방출하는 847 keV 및 1238 keV 에너지의 감마선이 검출되었다.[15]
본격적인 우주 기반 감마선 천문학 시대를 연 것은 미국 항공 우주국(NASA)이다. NASA는 1977년 고에너지 천문대 프로그램을 진행하면서 감마선 천문학을 위한 "거대 관측소" 건설 계획을 발표했다. 이 계획의 결과물인 콤프턴 감마선 관측소(CGRO)는 1980년대 검출기 기술의 발전을 반영하여 설계되었고, 1991년에 발사되었다. CGRO는 4개의 주요 관측 장비를 탑재하여 감마선 관측의 공간 및 시간 해상도를 크게 향상시켰으며, 우주의 고에너지 과정에 대한 이해를 높이는 방대한 양의 데이터를 제공했다. CGRO는 안정화 자이로스코프 중 하나의 고장으로 인해 2000년 6월에 궤도에서 제거되었다.
BeppoSAX 위성은 1996년에 발사되어 2003년에 궤도에서 제거되었다. 주로 X선을 연구했지만, 감마선 폭발(GRB) 관측에도 중요한 역할을 했다. 감마선 폭발의 첫 번째 비 감마선 대응체를 식별함으로써, 감마선 폭발의 정확한 위치 결정과 멀리 떨어진 은하에서 잔해의 광학적 관측의 길을 열었다.
고에너지 과도 현상 탐사선 2(HETE-2)는 2000년 10월에 발사되어 명목상 2년 임무를 수행했으며, 2008년 3월에 임무가 종료되었다.
스위프트(Swift)는 2004년에 발사된 NASA 우주선으로, 감마선 폭발 관측을 위한 BAT(Burst Alert Telescope) 장비를 탑재하고 있다. 스위프트는 BeppoSAX와 HETE-2의 뒤를 이어 여러 감마선 폭발의 X선 및 광학 대응체를 관측하고 거리 측정 및 상세한 광학적 후속 관측을 수행했다. 이를 통해 대부분의 폭발이 멀리 떨어진 은하에서 거대 질량 별(초신성과 하이퍼노바)의 폭발에서 비롯된다는 것이 밝혀졌다. 2021년 현재, 스위프트는 여전히 작동 중이다.[17]
현재 주요 우주 기반 감마선 관측소는 INTEGRAL, 페르미, AGILE(Astro-rivelatore Gamma a Immagini Leggero)이다.
2010년 11월, 페르미 감마선 우주 망원경을 사용하여 약 25,000 광년에 걸쳐 있는 두 개의 거대한 감마선 버블이 은하수 중심부에서 감지되었다. 이러한 고에너지 방사선 버블은 거대한 블랙홀에서 분출되거나 수백만 년 전의 별 형성 폭발의 증거로 추정된다. 과학자들이 "하늘을 뒤덮는 배경 감마선의 안개"를 걸러낸 후에 발견되었다. 이 발견은 은하수 중심에 크고 알려지지 않은 "구조"가 있다는 이전 단서를 확인했다.[18]
2011년에 페르미 팀은 위성의 대형 면적 망원경(LAT)에서 감지한 감마선원 목록의 두 번째 버전을 발표했는데, 이는 가장 높은 에너지 형태의 빛을 내는 1,873개의 물체를 기록한 것이다. 이 감마선원 중 57%는 블레이자이다. 감마선원의 절반 이상은 활동 은하이며, 중심의 블랙홀은 LAT에 의해 감지된 감마선 방출을 생성한다. 감마선원의 3분의 1은 다른 파장에서 감지되지 않았다.[16]
3. 3. 지상 기반 관측소
에너지가 매우 높은 감마선(광자 에너지 약 30 GeV 이상)은 지상 실험을 통해서도 감지할 수 있다. 이러한 고에너지 영역에서는 광자 수가 극히 적기 때문에, 현재의 우주 기반 장비로는 실용적이지 않은 매우 넓은 검출기 유효 면적이 필요하다. 이러한 고에너지 광자는 지구 대기권과 상호작용하여 2차 입자의 광범위한 샤워(shower)를 생성하는데, 이 현상을 이용하는 것이 지상 기반 관측의 핵심 원리이다. 생성된 입자 샤워는 지상에 설치된 방사선 계수기를 통해 직접 관측하거나, 샤워를 구성하는 초고속 입자들이 방출하는 희미한 체렌코프 복사를 특수한 광학 망원경으로 포착하여 간접적으로 관측할 수 있다. 특히 영상 대기 체렌코프 망원경(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope, IACT) 기술은 현재 가장 높은 감도를 달성하고 있는 방법이다.
TeV 영역의 감마선이 지상에서 처음 감지된 것은 1989년으로, 미국 애리조나 주 Mt. Hopkins에 위치한 프레드 로렌스 휘플 천문대에서 게 성운을 관측하여 성공했다. 현대의 주요 지상 기반 감마선 관측소로는 H.E.S.S., VERITAS, MAGIC, HAWC 등이 있으며, 초기 실험 중 하나로는 CANGAROO III도 있었다. 이들 현대적인 체렌코프 망원경 실험들은 게 성운과 같은 비교적 밝은 감마선원을 불과 몇 분 안에 감지할 수 있을 정도로 성능이 향상되었다.
지상 기반 관측소는 우주 기반 관측소보다 훨씬 더 높은 에너지 영역(수십 TeV 이상)을 탐구할 수 있으며, 유효 면적이 위성보다 수천 배 더 크다는 장점을 가진다. 외부 은하 천체에서 관측된 가장 에너지가 높은 광자(최대 16 TeV)는 블레이자의 일종인 마르카리안 501(Mrk 501)에서 나왔는데, 이는 HEGRA(High-Energy-Gamma-Ray Astronomy) 대기 체렌코프 복사 망원경 배열을 통해 측정되었다.
하지만 감마선 천문학 관측은 여전히 저에너지 영역에서는 감마선이 아닌 배경 잡음에 의해 제한되고, 고에너지 영역에서는 검출할 수 있는 광자의 수가 너무 적다는 한계를 가지고 있다. 따라서 더 넓은 면적의 검출기와 더 효과적인 배경 잡음 억제 기술의 개발이 이 분야의 발전에 필수적이다.[13] 2012년에는 700 keV 이상의 광자 에너지에서 물질의 굴절률이 다시 증가하기 시작한다는 발견이 있었는데, 이는 미래에 감마선 망원경의 초점을 맞추는 기술 개발의 가능성을 시사한다.[14]
4. 주요 연구 대상 및 과제
감마선 천문학은 우주에서 가장 에너지가 높은 현상들을 탐구하는 분야로, 강력한 감마선을 방출하는 다양한 천체와 현상들을 주요 연구 대상으로 삼는다. 여기에는 태양 플레어에서 발생하는 핵 반응[11][12], 빠르게 회전하는 중성자별인 펄서, 별의 폭발 이후 남은 초신성 잔해, 은하 중심의 초대질량 블랙홀이 활발하게 활동하는 활동 은하핵(특히 블레이자), 그리고 우주에서 가장 강력한 폭발 현상으로 알려진 감마선 폭발(GRB) 등이 포함된다.[16] 또한, 은하 원반 전체에 퍼져 있는 우주선과 성간 물질의 상호작용으로 발생하는 확산 감마선이나 대마젤란운과 같은 외부 은하에서 오는 감마선도 중요한 연구 대상이다.
이러한 극한 환경을 연구하는 데 있어 감마선 천문학은 여러 과제를 안고 있다. 감마선은 지구 대기에 쉽게 흡수되기 때문에 우주 망원경이나 고고도 기구를 이용한 관측이 필수적이며[8], 관측 가능한 감마선 광자의 수가 적고 망원경의 해상도를 높이기 어렵다는 기술적 한계가 존재한다.[13][14] 특히, 수수께끼에 싸인 감마선 폭발(GRB)의 정확한 발생 원리와 메커니즘을 밝히는 것은 여전히 중요한 미해결 문제로 남아 있다.[10] 더불어 수십 GeV 이상의 초고에너지 감마선을 관측하고 그 기원을 이해하기 위한 지상 관측 기술의 발전과 이론 연구도 지속적으로 이루어지고 있는 주요 과제이다.
4. 1. 감마선원
우주에서 감마선이 방출될 것이라는 예측은 실제 감지가 이루어지기 훨씬 전부터 있었다. 1948년 유진 페엔버그(Eugene Feenberg)와 헨리 프리마코프(Henry Primakoff), 1952년 하야카와 사치오(Sachio Hayakawa)와 I.B. 허친슨, 그리고 특히 1958년 필립 모리슨(Philip Morrison)의 연구[7]는 우주선과 성간 가스의 상호작용, 초신성 폭발, 고에너지 전자와 자기장의 상호작용 등 다양한 우주 현상이 감마선을 생성할 것이라는 믿음을 과학자들에게 심어주었다. 그러나 이러한 감마선을 실제로 감지하는 기술은 1960년대에 들어서야 개발되었다.[8]우주 감마선은 대부분 지구 대기에 흡수되므로, 감마선 천문학은 기구나 우주선을 이용해 대기권 밖이나 상층부에서 관측할 수 있게 되면서 발전했다. 최초의 감마선 망원경은 1961년 익스플로러 11(Explorer 11) 위성에 실려 발사되었으나, 100개 미만의 우주 감마선 광자만을 감지했다. 이 광자들은 특정 방향 없이 우주 전역에서 오는 것처럼 보여, 우주선과 성간 가스의 상호 작용으로 예상되었던 균일한 "감마선 배경"의 존재를 시사했다.
천체물리학적 감마선원으로 처음 확인된 것은 태양 플레어였다. 모리슨이 예측했던 대로, 태양 플레어에서는 중성자와 양자가 결합하여 중수소를 형성할 때 발생하는 강력한 2.223 MeV 감마선이 관측되었다. 플레어 과정에서 가속된 고에너지 이온들의 상호작용으로 생성된 중성자가 이 반응에 참여한다. 이러한 초기 감마선 스펙트럼 관측은 OSO 3, OSO 7, 그리고 1980년에 발사된 태양 최대 임무(Solar Maximum Mission) 위성을 통해 이루어졌으며, 르우벤 라마티(Reuven Ramaty) 등의 이론 연구에 영감을 주었다.[9] 핵 감마선은 1972년 8월 4일과 7일, 1977년 11월 22일에 발생한 태양 플레어에서도 관측되었다.[11] 태양 플레어는 태양 대기에서 발생하는 폭발 현상으로, 전파에서 고에너지 감마선에 이르는 전체 전자기 스펙트럼에 걸쳐 막대한 방사선을 방출한다. 감마선은 주로 고에너지 양성자 및 중이온들의 핵 결합을 통해 발생하며, 이를 관측함으로써 다른 파장에서는 알 수 없는 에너지 방출의 중요한 정보를 얻을 수 있다.[12]
우리 은하에서 의미 있는 수준의 감마선 방출은 1967년 OSO 3 위성에 탑재된 감지기에 의해 처음 포착되었다.[10] 이 위성은 621개의 우주 감마선으로 추정되는 신호를 감지했다. 감마선 천문학은 이후 소형 천문 위성 2(SAS-2)(1972)와 코스-B(Cos-B)(1975–1982) 위성을 통해 크게 발전했다. 이 위성들은 고에너지 우주(감마선을 생성하는 격렬한 충돌 과정 때문에 '격렬한 우주'라고도 불림)에 대한 중요한 정보를 제공했다. 이들은 감마선 배경을 재확인하고, 최초의 상세한 감마선 하늘 지도를 작성했으며, 여러 점 광원을 발견했다. 하지만 당시 기기의 해상도로는 이 점 광원들을 특정 별이나 항성계와 연결 짓기 어려웠다.
1960년대 후반과 1970년대 초, 핵실험 감시를 위해 발사된 미국의 군사 위성 벨라(Vela) 시리즈는 예상치 못한 발견을 했다. 이 위성들은 지구 주변이 아닌 깊은 우주에서 오는 짧고 강력한 감마선 폭발, 즉 감마선 폭발(GRB)을 감지하기 시작했다. 이후의 관측을 통해 GRB는 수 초에서 수 분간 지속되며, 예측 불가능한 방향에서 갑자기 나타나 잠시 감마선 하늘을 지배했다가 사라지는 현상임이 밝혀졌다. 소련의 베네라(Venera) 우주선과 파이어니어 비너스 궤도선(Pioneer Venus Orbiter) 등 다양한 탐사선들이 1980년대 중반부터 GRB를 연구했지만, 그 기원은 오랫동안 미스터리였다. GRB는 우주론적으로 먼 거리에서 발생하는 것으로 보이며, 현재 유력한 가설 중 하나는 중성자별 대신 블랙홀을 형성하는 거대 항성의 폭발, 즉 하이퍼노바와 관련이 있다는 것이다.
마그네타는 1979년 연성 감마 반복기(soft gamma repeater)로 처음 감지되었다. 1988년 6월 19일에는 브라질 비리구이(남위 21° 20′, 서경 50° 20′)에서 발사된 기구가 대마젤란은하(LMC)에 있는 초신성 SN 1987A에서 방출된 감마선을 관측했다. 이 초신성은 1987년 2월 23일에 발견되었으며, 모체 별인 Sanduleak -69 202는 광도 2-5 x 1038 erg/s의 청색 초거성이었다.[15] 기구는 총 면적 600cm2의 NaI(Tl) 검출기 두 개를 탑재하고 5.5 mb의 대기압 고도에서 6시간 동안 관측을 수행하여, 56Co의 방사성 붕괴 과정에서 나오는 847 keV 및 1238 keV 감마선을 성공적으로 감지했다.[15]
미국 항공 우주국(NASA)은 1977년 고에너지 천문대 프로그램의 일환으로 감마선 천문학을 위한 "거대 관측소" 건설 계획을 발표했다. 1980년대 검출기 기술의 발전을 반영하여 설계된 콤프턴 감마선 관측소(CGRO)는 1991년에 발사되었다. CGRO는 4개의 주요 장비를 탑재하여 감마선 관측의 공간 및 시간 해상도를 크게 향상시켰고, 우주의 고에너지 과정에 대한 방대한 데이터를 제공했다. CGRO는 자이로스코프 고장으로 2000년 6월 임무를 종료하고 궤도에서 제거되었다.
BeppoSAX 위성(1996년 발사, 2003년 임무 종료)은 주로 X선을 연구했지만, GRB 관측에도 중요한 기여를 했다. 특히 GRB 발생 후 다른 파장(비 감마선)의 대응 천체를 처음으로 식별하여, GRB의 정확한 위치 파악과 멀리 떨어진 은하에서의 잔광 관측을 가능하게 했다.
고에너지 과도 현상 탐사선 2(HETE-2)는 2000년 10월에 발사되어 2008년 3월까지 GRB를 관측했다.
스위프트(Swift)는 2004년에 발사된 NASA 우주선으로, GRB 관측 장비 BAT를 탑재하고 있다. 스위프트는 BeppoSAX와 HETE-2의 뒤를 이어 다수의 GRB에 대한 X선 및 광학 대응 천체를 관측하고 거리 측정을 수행하여, 대부분의 GRB가 멀리 떨어진 은하에서 발생하는 거대 별의 폭발(초신성, 하이퍼노바)과 관련 있음을 밝히는 데 기여했다. 스위프트는 2021년 현재에도 운영 중이다.[17]
현재 활동 중인 주요 우주 기반 감마선 관측소는 INTEGRAL, 페르미, AGILE이다.
- INTEGRAL(International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory)은 2002년 10월 17일에 발사된 ESA의 임무로, 체코, 폴란드, 미국, 러시아 등이 참여했다.
- AGILE(Astro-rivelatore Gamma a Immagini Leggero)은 ASI, INAF, INFN의 협력으로 개발된 이탈리아의 소형 임무 위성으로, 2007년 4월 23일 인도 스리하리코타 ISRO 기지에서 PSLV-C8 로켓으로 발사되었다.
- 페르미(Fermi Gamma-ray Space Telescope)는 2008년 6월 11일 NASA가 발사했다. 대형 면적 망원경(LAT)과 감마선 폭발 감시 장치(GBM)를 탑재하여 넓은 에너지 영역의 감마선과 GRB를 연구한다.
2010년 11월, 페르미 망원경 데이터를 분석하여 은하수 중심부에서 약 25,000 광년 크기의 거대한 감마선 방출 구조, 이른바 "페르미 버블"이 발견되었다. 이 버블은 은하 중심의 초대질량 블랙홀 활동이나 과거의 격렬한 별 형성 활동의 증거로 추정되며, 배경 감마선 안개를 제거한 후에야 그 존재가 드러났다. 이 발견은 은하 중심에 거대하고 알려지지 않은 구조가 있다는 이전의 단서들을 확인시켜 주었다.[18]
2011년 페르미 팀은 LAT로 감지한 1,873개의 고에너지 감마선원 목록(두 번째 버전)을 발표했다. 이 중 57%는 블레이자였으며, 절반 이상이 중심 블랙홀에서 감마선을 방출하는 활동 은하였다. 목록의 약 3분의 1은 다른 파장에서는 관측되지 않은 새로운 천체였다.[16]
지상 기반 감마선 관측소로는 HAWC, MAGIC, HESS, VERITAS 등이 있다. 이들은 대기 중에 감마선이 충돌할 때 발생하는 체렌코프 복사나 공기 샤워 입자를 감지하는 방식으로 간접적으로 감마선을 관측한다. 지상 관측소는 우주 기반 관측소보다 훨씬 높은 에너지 영역(수십 GeV 이상)을 탐사할 수 있으며, 유효 관측 면적이 위성보다 수천 배 더 클 수 있다. 2018년 4월에는 당시까지 가장 많은 수의 고에너지 감마선원을 포함한 목록이 발표되었다.[19]
2021년 5월, 중국의 대형 고고도 공기 샤워 관측소(LHAASO)는 1 PeV (1015 eV)를 넘는 초고에너지 감마선 12개를 감지했다고 발표했다. 여기에는 관측 사상 최고 에너지인 1.4 PeV 감마선도 포함되었다. 연구진은 이러한 초고에너지 감마선의 발생원을 "페바트론(PeVatron)"이라고 명명했다. 2024년에는 LHAASO가 백조자리 X 영역에서 2.5 PeV 감마선을 감지했다고 발표했다.
2022년 10월 14일, 칠레의 제미니 남천문대는 GRB 221009A로 명명된 감마선 폭발의 잔광을 관측했다. NASA는 이 폭발이 지구로부터 24억 광년 떨어진 곳에서 발생했으며, 거대 별이 블랙홀로 붕괴하면서 일어난 것으로 추정했다. 이 폭발은 최대 18 TeV의 에너지를 방출했으며, 일부 측정에서는 251 TeV에 달했을 가능성도 제기되었다. GRB 221009A는 초신성 폭발과 관련된 긴 감마선 폭발로 분류되었다.
감마선은 X선보다 짧은 파장의 빛(전자기파)으로, 발생 메커니즘과 물질과의 상호작용은 에너지에 따라 달라진다. 따라서 관측 장치도 에너지 영역별로 다르다. 관측 천문학에서는 감마선을 에너지에 따라 다음과 같이 구분한다.
- 100 keV 영역: 경X선으로 분류되기도 한다.
- MeV 영역: 전자-양전자 쌍소멸이나 원자핵 전이 등에서 발생하는 선 스펙트럼이 특징적이다.
- 고에너지 감마선 (100 MeV ~ 100 GeV): 은하 핵, 초신성 폭발 등 우주적 규모의 현상에서 주로 발생한다.
- 초고에너지 감마선 (100 GeV 이상): 극도로 높은 에너지를 가진 현상과 관련된다.
감마선 폭발 (GRB) 은 10초 정도의 짧은 시간 동안 막대한 양의 감마선을 방출하는 현상이다. 1997년경부터 X선, 전파, 가시광선 등으로 대응 천체를 관측하면서 적색편이가 1 정도인 먼 은하에서 발생한다는 사실이 밝혀졌다. 방출되는 총 에너지는 태양 질량 전체가 에너지로 변환되는 것에 해당하며, 광속에 가까운 속도로 분출되는 "불덩이" 모델로 설명되지만, 정확한 발생 원인 등은 여전히 연구 중이다.
알려진 주요 감마선원은 다음과 같다.
4. 2. 연구 과제
감마선 천문학은 우주의 고에너지 현상을 탐구하는 중요한 분야이지만, 관측 기술의 한계로 인해 여러 연구 과제를 안고 있다. 감마선은 지구 대기에 쉽게 흡수되기 때문에 관측을 위해서는 우주 망원경이나 고고도 기구가 필수적이다.[8] 또한 감마선 광자는 다른 파장의 빛에 비해 매우 드물고, 효과적으로 초점을 맞추기 어려워 망원경의 해상도가 낮다는 근본적인 어려움이 있다. 예를 들어, 2000년대 최신 감마선 망원경의 GeV 에너지 영역 해상도는 약 6분(arcminute) 정도로, 이는 같은 시기 X선 망원경에 비해 크게 낮은 수준이다.중요한 미해결 문제 중 하나는 감마선 폭발(GRB)의 정체이다. 1960년대 후반 군사 위성 벨라(Vela)에 의해 우연히 발견된 이 현상은[10], 수 초에서 수 분이라는 짧은 시간 동안 우주 전체에서 가장 밝게 빛나는 막대한 양의 감마선을 방출한다. 이 폭발은 예측 불가능한 방향에서 갑자기 발생하며, 그 기원은 오랫동안 수수께끼였다. 1997년 이후 후속 관측을 통해 GRB가 우주론적으로 매우 먼 거리의 은하에서 발생하며, 태양과 같은 별 전체 질량이 순식간에 에너지로 변환되는 것과 맞먹는 엄청난 사건임이 밝혀졌다. 현재는 초신성 폭발 중에서도 특히 거대하여 중성자별 대신 블랙홀을 형성하는 하이퍼노바가 GRB의 한 원인일 것이라는 이론이 유력하게 받아들여지고 있지만, 여전히 상세한 발생 과정과 모든 GRB를 설명할 수 있는 통일된 모델은 확립되지 않아 활발한 연구가 진행 중이다.
감마선 관측 기술의 발전 역시 중요한 연구 과제이다. 현재 감마선 관측은 낮은 에너지 대역에서는 감마선이 아닌 다른 입자나 전자기파에 의한 배경 잡음(background noise)에 의해, 높은 에너지 대역에서는 검출할 수 있는 광자의 수가 절대적으로 부족하다는 문제에 의해 제한받고 있다.[13] 따라서 더 넓은 유효 면적을 가진 고감도 검출기를 개발하고, 배경 잡음을 효과적으로 제거하는 기술을 향상시키는 것이 필수적이다.[13] 또한, 2012년에는 700 keV 이상의 고에너지 감마선 영역에서 물질의 굴절률이 다시 증가하는 현상이 발견되어, 이를 이용해 감마선 망원경의 초점을 맞추는 기술 개발 가능성이 제시되기도 했다. 이는 해상도 향상이라는 오랜 난제를 해결할 실마리가 될 수 있다.[14]
수십 GeV 이상의 초고에너지 감마선 영역은 지상 기반 관측 시설을 통해 연구된다. 이 에너지 대역의 감마선은 극히 드물기 때문에 우주 망원경으로는 충분한 수의 광자를 검출하기 어렵다. 대신 지상에서는 감마선이 대기권에 진입하며 만들어내는 방대한 양의 2차 입자 샤워(shower)를 직접 검출하거나, 이 입자들이 방출하는 체렌코프 복사를 망원경으로 포착하는 방식으로 관측한다. 영상 대기 체렌코프 망원경(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope, IACT) 기술은 현재 이 분야에서 가장 높은 감도를 제공하며, 게 성운이나 블레이자의 일종인 마르카리안 501(Mrk 501)과 같은 천체에서 TeV(테라전자볼트) 수준의 초고에너지 감마선을 검출하는 성과를 거두었다. 이러한 지상 관측 시설의 성능을 지속적으로 개선하고 관측 대상을 확대하는 것 역시 중요한 연구 방향이다.
감마선은 에너지에 따라 발생 기구나 물질과의 상호작용 방식이 다르기 때문에, 관측 천문학적으로 다음과 같이 구분하여 연구한다.
- 100 keV(킬로전자볼트) 영역: 경엑스선으로 분류되기도 하는 영역.
- MeV(메가전자볼트) 영역: 전자-양전자 쌍소멸이나 원자핵의 들뜬 상태에서 방출되는 선 스펙트럼이 주로 관측되는 영역.
- 100 MeV 이상 ~ 100 GeV(기가전자볼트) 이하 영역: 고에너지 감마선.
- 100 GeV 이상 영역: 초고에너지 감마선.
이 중 고에너지 및 초고에너지 감마선은 은하핵 활동, 초신성 폭발, 감마선 폭발 등 우주의 매우 격렬한 현상에서 주로 생성된다.
이처럼 태양 플레어에서 발생하는 핵 감마선 방출 메커니즘[11][12], 마그네타와 같은 특이 천체의 감마선 활동[9], 초신성 잔해나 활동은하핵 등 다양한 천체에서 감마선이 생성되는 구체적인 물리 과정을 이해하는 것이 감마선 천문학의 지속적인 연구 과제이다. 각 에너지 대역에 최적화된 관측과 이론 연구를 통해 우주의 가장 격렬하고 극한적인 환경을 탐구하고 있다.
5. 최근 관측
2018년 4월, 우주에서 가장 많은 수의 고에너지 감마선원 목록이 발표되었다.[19]
2021년 5월 18일, 중국의 대기 고고도 샤워 관측소(LHAASO)는 1 페타전자볼트(PeV)를 초과하는 에너지를 가진 12개의 초고에너지 감마선을 감지했다고 보고했다. 여기에는 당시 관측된 가장 높은 에너지인 1.4 PeV 감마선도 포함되었다. 보고서의 저자들은 이 PeV 감마선의 근원을 PeVatron이라고 명명했다.
2022년 10월 14일, 칠레에 위치한 제미니 남천문대를 사용한 천문학자들은 GRB 221009A로 확인된 감마선 폭발의 섬광을 관측했다. 감마선 폭발은 우주에서 발생하는 가장 강력한 섬광 중 하나이다. 미국 항공우주국(NASA) 과학자들은 이 폭발이 지구로부터 24억 광년 떨어진 지점에서 발생했다고 추정했다. 감마선 폭발은 거대한 별이 생을 마감하고 궁수자리 방향으로 블랙홀로 붕괴하기 전에 폭발하면서 발생한 것으로 보인다. 이 폭발은 최대 18 테라전자볼트(TeV)의 에너지를 방출했으며, 일부 추정으로는 251 TeV에 달했을 가능성도 있다. GRB 221009A는 초신성 폭발에 의해 발생했을 가능성이 있는 긴 감마선 폭발로 여겨진다.
2024년, LHAASO는 백조자리 X 영역에서 발생한 2.5 PeV 감마선을 감지했다고 발표했다.
감마선 폭발은 10초 정도의 짧은 시간 동안 감마선(γ선)이 일시에 방출되는 현상이다. 1997년경부터 X선, 전파, 가시광선 등으로 대응 천체를 관측할 수 있게 되면서, 이 현상이 적색 편이 1 정도의 매우 먼 은하에서 일어난다는 사실이 밝혀졌다. 방출되는 에너지 총량은 태양 정도 질량을 한꺼번에 에너지로 바꾸는 것에 해당할 만큼 막대하다. 광속에 가까운 속도로 분출하는 '불덩이' 모델로 대략적인 설명은 가능하지만, 폭발의 정확한 원인이나 상세한 관측 사실에 대한 설명 등은 여전히 해결해야 할 과제로 남아있다.
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