전파은하
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1. 개요
전파은하는 강력한 전파 방출을 보이는 은하로, 싱크로트론 복사 및 역콤프턴 산란과 같은 과정을 통해 전파를 방출한다. 전파은하는 로브, 제트, 핫스팟, 플룸 등 다양한 전파 구조를 보이며, 이러한 구조는 에너지 수송 방식과 숙주 은하의 환경에 따라 다르게 나타난다. 패너로프-라일리 분류는 전파은하를 형태와 광도에 따라 FRI와 FRII 두 가지 유형으로 구분한다. 전파은하는 먼 은하 탐색, 우주론 연구, 주변 환경 연구 등 다양한 분야에서 활용되며, 퀘이사와 통합 모형을 통해 다양한 유형의 활동 은하를 연결하는 데 중요한 역할을 한다.
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| 전파은하 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 유형 | 활동 은하 |
| 전파 방출 | 매우 밝음 |
| 상세 정보 | |
| 설명 | 전파 파장에서 매우 밝게 빛나는 활동 은하의 한 유형 |
| 특징 | 중심의 초대질량 블랙홀 상대론적 제트 방출 강력한 전파 방출 |
| 전파 방출 원리 | 싱크로트론 복사 |
| 분류 | 파나로프-라일리 1형 (FR-I) 파나로프-라일리 2형 (FR-II) |
| 예시 | 센타우루스자리 A 메시에 87 허큘리스자리 A |
| 연구 | |
| 주요 연구 내용 | 거대 전파 은하에서 방출되는 블랙홀 제트 시스템 발견 |
| 관련 논문 | Nature에 게재된 논문 |
2. 방출 과정
전파 은하의 전파 방출은 싱크로트론 복사와 역 콤프턴 산란 과정으로 설명된다. 관측되는 방사광에서 직접 입자의 종류를 결정하는 방법은 없으며, 또한 관측에서 입자나 자기장의 에너지 밀도를 측정하는 방법도 없다. 주어진 방사율을 제공하기 위한 최소 에너지 조건은 결정할 수 있지만[35], 실제 에너지가 최소 에너지 근처에 있다고 믿을 만한 증거는 오랫동안 없었다. 그러나 역 콤프턴 산란의 검출을 통해 입자와 자기장의 에너지 밀도를 추정할 수 있게 되면서, 많은 강력한 전파원은 실제로 최소 에너지 상태와 매우 가깝다는 것을 알 수 있게 되었다.
2. 1. 싱크로트론 복사
전파 은하에서 방출되는 전파는 매우 매끄럽고 대역폭이 넓으며 편광도 강하기 때문에 싱크로트론 복사로 추정된다.[35] 이는 전파를 방출하는 플라스마에 적어도 상대론적 속도의 전자와 자기장이 존재한다는 것을 시사한다. 플라스마는 중성이므로 양성자나 양전자도 포함된다.[6]싱크로트론 복사와 유사한 과정으로 역 콤프턴 산란이 있다. 이는 상대론적 전자가 주변의 광자와 상호 작용하여 톰슨 산란을 일으켜 고에너지를 방출하는 과정이다. 역 콤프턴 복사를 일으키는 전파원은 X선 영역에서도 특히 중요하며,[36] 전자의 밀도에만 의존하므로 역 콤프턴 산란을 검출하여 입자와 자기장의 에너지 밀도를 추정할 수 있다.
싱크로트론 복사는 전파 파장에 국한되지 않는다. 전파원이 입자에 충분히 큰 에너지를 부여할 수 있다면, 적외선, 가시광선, 자외선, 심지어 X선으로도 검출된다. 싱크로트론 복사와 다른 방사 과정을 구별하기 위해 편광이나 연속 스펙트럼이 사용된다. 제트와 핫스팟은 높은 진동수의 싱크로트론 복사의 원천이 되는 경우가 많다. 싱크로트론 복사와 역 콤프턴 복사를 관측에서 구별하는 것은 어려우며, 특히 X선에 대해서는 천체마다 어떤 과정이 일어나는지에 대한 논란이 있다.
전파 은하에서 입자 가속에는 페르미 가속이 가능한 과정 중 하나로 생각된다.
2. 2. 역 콤프턴 산란
상대론적 전자가 주변의 저에너지 광자와 상호작용하여 톰슨 산란을 통해 광자를 높은 에너지로 산란시키는 과정이다.[36] 강전파 방출원으로부터의 역콤프턴 방출은 X선에서 특히 중요하게 발생한다.[36] 역콤프턴 산란은 방출이 전자의 밀도에만 의존하기 때문에, 관측을 통해 어느 정도 모형에 의존하여 입자와 자기장의 에너지 밀도를 추정할 수 있게 해준다. 이를 통해 다양한 강력한 방출원이 실제로 최소 에너지 조건에 꽤 가까이 있다는 것을 알 수 있다.[36]2. 3. 입자 가속
싱크로트론 방출과 역콤프턴 산란을 일으키는 상대론적 입자 가속 과정은 페르미 가속이 대표적이다. 페르미 가속은 강전파 활동은하에서 일어나는 주요 입자 가속 메커니즘 중 하나로 여겨진다.[35]3. 전파 구조
전파은하와 퀘이사는 전파 지도에서 다양한 구조를 보인다. 가장 흔한 거대 구조는 로브(lobe) 로, 활동은하핵 양쪽에 대칭적인 타원체 모양이다. 극소수의 낮은 광도를 가진 전파원에서는 로브보다 훨씬 길게 늘어난 플룸(plume) 이 나타난다. 일부 전파은하는 은하핵에서 로브로 뻗은 좁고 긴 제트(jet) 를 보이기도 한다. (M87이 대표적인 예)[37][38]
1970년대부터 가장 널리 받아들여지는 모형은 로브나 플룸이 활동은하핵 근처에서 나오는 고에너지 입자와 자기장의 방출 기둥에 의해 에너지를 공급받는다는 것이다. 제트는 이 방출 기둥이 눈에 보이는 모습이며, '제트'라는 단어는 관측 가능한 모습과 실제 흐름 모두를 지칭한다.
1974년, 패너로프와 라일리는 전파원의 형태와 광도에 따라 FRI과 FRII 두 유형으로 분류했다.[39] FRI는 중심부가 가장 밝고 광도가 낮으며, 중심부에 밝은 제트를 가진다. FRII는 가장자리가 가장 밝고 광도가 높으며, 제트는 희미하지만 로브 끝에 밝은 열점을 가진다. FRI 제트는 성간물질과의 상호작용으로 속도가 느려지는 반면, FRII 제트는 상대론적 속도(최소 0.5c)를 유지하며 로브 끝까지 에너지를 효율적으로 전달한다.[42] 이러한 FRI/FRII 분류는 숙주은하의 환경에 영향을 받는데, 더 무거운 은하일수록 높은 광도에서 FRI/FRII 전이가 나타난다.[40]
전파 구조에 기반하여 몇몇 특별한 전파원의 유형은 다음과 같다.
- 고전적인 이중 전파원(classical double): 명확한 열점을 가진 FRII 전파원
- 광각 꼬리 전파원(wide-angle tail): FRI와 FRII 중간형. 효율적인 제트와 열점을 가지기도 하지만, 로브 대신 플룸을 가진다. 주로 은하단 중심이나 근처에서 발견된다.
- 협각 꼬리 전파원(narrow-angle tail) 또는 헤드테일 전파원(head-tail): 은하단을 이동하는 숙주은하가 램압력에 의해 휘어져 보이는 FRI 전파원
- 비대 이중 전파원(fat-double): 희미한 로브를 가지지만 제트나 열점이 없는 전파원. 에너지 공급이 중단된 흔적일 수 있다.
3. 1. 로브 (Lobe)
로브는 전파은하와 퀘이사에서 흔히 발견되는 구조로, 활동은하핵 양쪽에 대칭적으로 위치한 타원체 모양이다. 로브는 전파 방출이 매우 강하며, 전파 은하에서 가장 뚜렷하게 나타나는 구조 중 하나이다.[37][38]
로브는 활동은하핵에서 방출되는 고에너지 입자와 자기장으로 이루어진 제트에 의해 에너지를 공급받는 것으로 알려져 있다.[37][38] 제트는 활동은하핵에서 매우 빠른 속도로 분출되는 물질의 흐름으로, 로브와 상호작용하여 전파를 방출하게 만든다.
패너로프-라일리 분류에 따르면, 전파은하는 로브의 형태와 밝기에 따라 FRI형과 FRII형, 두 가지 유형으로 분류된다. FRI형 전파은하는 중심부가 밝고 희미한 제트를 가지는 반면, FRII형 전파은하는 가장자리가 밝고 강한 제트와 함께 로브 끝에 밝은 열점을 가진다.[39]
3. 2. 제트 (Jet)
전파은하의 제트는 은하핵에서 뻗어 나와 로브로 이어지는 가늘고 긴 구조이다. M87에서 관측되는 것이 대표적인 예시이다.[37][38] 제트는 상대론적 속도로 움직이는 입자의 흐름으로, 전파, X선 등 다양한 파장에서 관측된다. 제트는 활동은하핵에서 방출되는 고에너지 입자와 자기장의 방출 기둥이 가시화된 것으로, '제트'라는 단어는 관측 가능한 현상과 그 근본적인 흐름 모두를 지칭한다.[37][38]패너로프와 라일리가 제시한 패너로프-라일리 분류에 따르면, FRI 천체는 중심부에 밝은 제트를 가지는 반면, FRII 천체는 제트가 희미하다.[39] FRII 천체의 제트는 전파엽 끝부분까지 상대론적 속도(최소 0.5c)를 유지하는 것으로 알려져 있다.[42]
3. 3. 핫스팟 (Hotspot)
FRII 전파원은 제트가 희미하지만 전파엽의 양 끝에 밝은 열점(핫스팟)을 가지고 있다.[39] 열점은 매우 빨라 초음속(소리의 속도는 c/√3에 이를 수 없다)의 제트가 갑자기 전파원의 끝부분에서 멈추면서 발생하는 충격의 가시적 징후로 받아들여진다.[42] 이들의 분광 에너지 분포는 이 설명과 일치한다. 종종 다중 열점이 보이는데, 이는 충격 이후 계속되는 흐름이거나 제트 종점의 이동 둘 중 하나를 반영한다. 전반적인 열점 영역은 때때로 복합 열점(핫스팟 복합체)이라 불리기도 한다.3. 4. 플룸 (Plume)
저광도 전파 은하에서 흔히 볼 수 있는 길게 늘어진 형태의 구조이다. 패너로프-라일리 분류 I형(FRI) 전파 은하에서 주로 관측되며, 로브보다 희미하고 넓게 퍼져 있다. 3C31은 FRI 전파은하의 예시로, 제트와 함께 플룸이 관측된다.
3. 5. 패너로프-라일리 분류 (Fanaroff-Riley Classification)
패너로프와 라일리는 1974년에 전파은하를 그 형태와 광도에 따라 패너로프-라일리 분류라 불리는 두 가지 유형으로 분류했다.[39]| 유형 | 특징 | 광도 | 제트 | 에너지 전달 효율 |
|---|---|---|---|---|
| FRI | 중심부가 가장 밝음 | 낮음 | 중심핵에서 뻗어 나오는 밝은 제트가 뚜렷하게 관측됨 | 낮음 (성간물질과 상호작용하며 상대론적 속도에서 감속) |
| FRII | 가장자리 부분이 가장 밝음 | 높음 | 제트는 희미하지만 전파엽 양 끝에 밝은 열점이 존재 | 높음 (제트가 전파엽 끝부분까지 상대론적 속도(최소 0.5c)를 유지)[42] |
이러한 FRI/FRII 분류는 숙주은하의 환경에 영향을 받는데, 더 무거운 은하일수록 높은 광도에서 FRI/FRII 전이가 나타난다.[40]
전파 구조에 따라 다음과 같은 특별한 유형의 전파원도 존재한다.
- 고전적인 이중 전파원 (classical double): 명확한 열점을 가진 FRII 전파원
- 광각 꼬리 전파원 (wide-angle tail): FRI와 FRII 중간형 전파원. 효율적인 제트와 때때로 열점을 가지지만, 전파엽 대신 전파플룸을 가진다. 은하단 중심이나 근처에서 발견된다.
- 협각 꼬리 전파원 (narrow-angle tail) 또는 헤드테일 전파원 (head-tail): 숙주은하가 은하단을 이동하면서 발생하는 램압력에 의해 휘어져 보이는 FRI 전파원
- 비대 이중 전파원 (fat-double): 희미한 전파엽을 가지지만 제트나 열점이 없는 전파원. 에너지 공급이 영구적 또는 일시적으로 중단된 흔적일 수 있다.
4. 수명 및 활동
전파 은하의 수명은 수천만 년에서 수억 년에 이르는 것으로 추정된다. 이는 3C236과 같이 백만 파섹 규모까지 뻗어있는 거대 전파 은하의 전파엽 또는 전파플룸을 통해 짐작할 수 있다.[37] 매우 작고 어린 전파원을 제외하면, 전파원의 활동을 직접 관찰하기는 어렵기 때문에, 많은 수의 천체에 관한 이론과 추론에 의존해야 한다. 전파원은 작은 점에서 시작하여 거대하게 성장하며, 성장 속도는 외부 물질의 밀도와 압력에 영향을 받는다.[8]
전파엽을 가진 전파원의 경우, 제트는 전파원에 물질과 에너지를 공급하고, 전파엽의 압력을 증가시켜 팽창시킨다. 외부 물질의 압력이 가장 높은 시점은 희미하고 뜨거운 가스 X-선 방출 시점이다. 오랜 시간 동안 강력한 전파원은 초음속으로 외부 물질에 충격을 가하며 팽창하는 것으로 추정되었다.[43] 그러나 X선 관측 결과, 강력한 FRII 전파원의 전파엽 내부 압력은 종종 외부 열압력과 비슷하거나, 초음속 팽창에 필요한 만큼 크지 않은 경우가 많다.[15]
현재까지 알려진, 명확하게 초음속으로 팽창하는 유일한 경우는 저출력 전파 은하인 센타우루스자리 A의 전파엽 내부인데, 이는 비교적 최근에 발생한 활동 은하핵의 폭발 결과로 추정된다.[16]
5. 숙주 은하와 환경
전파 은하는 NGC 4151[17]과 같이 예외적인 경우도 있지만, 대부분 타원은하에서 발견된다. 세이퍼트 은하 중 일부는 약하고 작은 전파 제트를 보이지만, 전파 은하로 분류될 만큼 강하지는 않다.[45] 강전파 퀘이사 및 블레이자의 숙주 은하 또한 타원 은하이다.
타원 은하에서 전파 은하가 주로 발견되는 이유는 다음과 같다.
- 초대질량 블랙홀을 포함하고 있어 에딩턴 광도에 의해 매우 밝은 활동 은하를 구동할 수 있다.
- 일반적으로 전파원을 가두는 대규모의 은하간물질을 제공하는 풍부한 환경에 위치한다.
- 나선 은하에 비해 성간 물질이 적어 제트 형성에 유리하다.
하지만, 아직까지 관측 결과에 대한 명확하고 단일한 설명은 없다.
6. 통합 모형
통합 모형은 다양한 유형의 전파 방출 활동 은하들을 연결한다. 강력한 전파 은하와 강전파 퀘이사에 대한 통합 모형은 모든 퀘이사가 관측자 방향으로 분사하는 것처럼 보인다는 관측에 기반한다. 이는 은하핵에서 초광속 운동을 보이고,[46] 우리에게 가장 가까운 전파원 방향으로 밝은 제트(랭-게링턴 효과[47][48])를 보여준다는 점에서 알 수 있다.
만약 퀘이사가 우리를 향해 분사하고 있지 않다면, 전파엽은 분사출에 영향을 받지 않으므로, 퀘이사의 은하핵이 측면에서 보일 때 가려져 전파 은하로 보이게 된다. 따라서 적어도 일부 강력한 전파 은하는 '숨겨진' 퀘이사를 가지고 있는 것으로 여겨진다. 그러나 모든 전파 은하가 수직으로 보았을 때 퀘이사로 보일지는 명확하지 않다.
이와 유사하게, 저출력 전파 은하는 BL Lac 천체의 모집단으로 추정된다.
7. 전파 은하의 활용
전파 은하는 먼 은하 탐색, 우주론 연구, 주변 환경 연구 등 다양한 방면으로 활용된다. 1980년대와 1990년대에는 전파 은하와 강전파 퀘이사를 이용하여 먼 은하를 찾는데 활발히 사용되었으며, 전파 스펙트럼을 통해 높은 적색편이를 가진 천체를 발견할 수 있었다.[21] 현재 알려진 가장 먼 전파 은하는 적색편이 5.72의 TGSS J1530+1049이다.[21]
또한, 전파 은하를 표준자로 사용하여 우주론 계수를 측정하려는 연구도 진행되었으나, 전파 은하의 크기가 나이와 환경에 따라 달라지기 때문에 어려움이 있다.[49]
강력한 전파 은하의 로브에 저장된 최소 에너지는 1053 J에 달하며, 이는 외부 플라스마를 가열하고 들어 올리는 데 사용된다. 이러한 전파 은하가 은하단 중심부와 우주 구조 형성에 미치는 영향에 대한 연구도 활발히 진행되고 있다.[23][50]
7. 1. 먼 은하 탐색
전파은하와 강전파 퀘이사는 1980년대와 1990년대에 먼 은하를 찾는 데 널리 사용되었다. 전파 스펙트럼을 기반으로 대상을 선택한 다음, 모(host) 은하를 관측하여 망원경 시간을 크게 소모하지 않고도 높은 적색편이를 가진 천체를 찾을 수 있었다.[21] 그러나 이 방법은 활동 은하의 모은하가 해당 적색편이에서의 전형적인 은하가 아닐 수 있다는 문제점이 있다. 전파 은하는 과거에 먼 X선을 방출하는 은하단을 찾는 데 사용되기도 했지만, 현재는 편향되지 않은 선택 방법이 선호된다. 현재 알려진 가장 먼 전파 은하는 적색편이 5.72의 TGSS J1530+1049이다.[21]7. 2. 우주론 연구
일부 연구는 우주론 계수를 측정하기 위한 표준자로서 전파은하를 이용하는 것을 시도했었다. 이 방법은 전파은하의 크기가 나이와 환경에 달려있기 때문에 매우 어렵다.[49] 그래도 전파은하에 기반한 방법이긴 하나 전파원의 모형을 이용할 때, 다른 우주론적 관측과 함께 좋은 협의를 제공할 수 있다.[49][22]7. 3. 주변 환경 연구
전파원은 초음속으로 팽창하면서 외부 매질에 반하여 일을 하므로, 외부 플라스마를 가열하고 들어 올리는 데 에너지를 쏟게 된다. 강력한 전파원의 로브에 저장된 최소 에너지는 1053 J일 수 있다. 이러한 전파원이 외부 매질에 가한 일의 하한은 이 값의 몇 배에 달한다. 전파원에 대한 현재의 관심은 이들이 오늘날의 은하단 중심부에 미치는 영향에 집중되어 있다.[23] 마찬가지로 흥미로운 것은 이들이 우주론적 시간 척도에서 구조 형성에 미치는 영향이다. 이들은 가장 거대한 천체의 형성을 늦추는 피드백 메커니즘을 제공할 수 있다고 생각된다.[50]8. 용어
퀘이사와 전파은하가 동일한 천체로 여겨지기 때문에 널리 사용되는 용어는 불편하다. DRAGN(Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus, 은하핵과 연관된 이중 전파원)이라는 두문자어가 만들어졌지만[51][24][25][33], 널리 사용되지는 않는다. 외부은하 전파원(Extragalactic radio source)도 널리 사용되지만, 특히 폭발적 항성생성 은하와 같은 다른 많은 외부은하 천체도 전파 탐사로 관측되기 때문에 혼란을 줄 수 있다. 강전파 활동은하(Radio-loud active galaxy)는 모호성이 없으므로 자주 사용된다.
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외부은하 전파원에서의 제트
Springer-Verlag
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