퀘이사

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1. 개요

퀘이사는 1960년대에 처음 발견된, 매우 밝고 에너지가 넘치는 천체로, 활동 은하의 중심에 위치하며 초대질량 블랙홀에 의해 구동된다. 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나로, 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선 등 전자기 스펙트럼 전반에 걸쳐 빛을 방출하며, 초기 우주의 연구와 우주 좌표계 설정에 중요한 역할을 한다. 퀘이사의 광도는 수개월에서 수시간까지 다양한 시간 척도로 변하며, 퀘이사의 종류는 전파 밝기, 흡수선, 광학적 특성 등에 따라 다양하게 분류된다. 또한 퀘이사는 우주의 재이온화 시기를 밝히는 데 중요한 단서를 제공하며, 다중 이미지 퀘이사 현상을 통해 우주의 구조를 연구하는 데 활용되기도 한다.

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퀘이사
기본 정보
다양한 적색편이에서 퀘이사의 스펙트럼 비교
천체 유형	활동 은하핵
위치	은하 중심
별자리	다양함
적색편이 범위	0.056 ~ 7.642
발견	1960년대 초
최초 발견자	마르턴 슈미트
특성
절대 등급	-30 ~ -23 등급
복사 광도	태양의 10^38 ~ 10^41 와트 (10^12 ~ 10^15 L☉)
복사 메커니즘	블랙홀 강착원반
추가 정보
관련 천체	세이퍼트 은하 전파 은하 블레이자
참고 자료	활동 은하
식별
기타 명칭	준항성체, 준항성 전파원

2. 퀘이사의 발견과 명칭

퀘이사는 1950년대 후반 전파망원경을 통해 처음 발견되었다. 당시에는 어떤 천체가 강한 전파를 내는지 가시광선으로는 확인할 수 없었다. 그러나 영국의 로벨 망원경을 간섭계로 활용한 실험을 통해, 이 전파원들이 매우 작은 각크기를 가진다는 사실이 밝혀졌다.^[100]

1960년까지 천문학자들은 광학 망원경으로 전파원에 대응되는 천체를 찾으려는 노력을 기울여 백여 개의 전파원을 발견했고, 이들은 "3번째 캠브리지 목록"(3C 목록)으로 출판되었다.^[101]

1960년, 3C 목록의 3C 48이라는 전파원에 해당하는 가시광 천체가 발견되었다.^[102] 천문학자들은 이 전파원의 위치에서 어둡고 푸른 별처럼 보이는 천체를 발견하고 스펙트럼을 얻었으나, 당시에는 이상하고 넓은 발머선을 많이 포함한 이 스펙트럼을 이해하기 어려웠다. 이 천체가 매우 큰 적색편이를 가진다는 주장이 제기되기도 했지만, 널리 받아들여지지는 않았다.

1962년, 3C 목록의 다른 천체인 3C 273이 달에 의해 가려지는 엄폐 현상이 일어나는 동안, 시릴 해저드와 존 볼턴은 호주의 파크스 망원경을 이용해서 퀘이사를 관측했다. 이를 이용하여 1963년 마르턴 스밋이 팔로마 헤일 망원경으로 대응되는 가시광 천체를 찾아내고 그 스펙트럼을 얻을 수 있었다.^[103] 이 스펙트럼 역시 이상한 방출선들을 가지고 있었으나, 스밋은 이러한 방출선들이 수소선이 약 15.8% 정도 적색편이가 된 것이라는 사실을 발견했다. 이 발견은 3C 273이 약 47,000km/s의 속도로 멀어져가고 있음을 의미한다. 3C 48의 경우 적색편이가 무려 37%로, 광속의 1/3에 달하는 속도로 멀어지고 있었다.

'퀘이사'라는 용어는 1964년에 미국의 천체물리학자인 홍이치우가 ''피직스 투데이''라는 잡지에서 처음 사용하였다.

이후 강한 전파를 내지 않지만 다른 특성들은 비슷한 천체들이 가시광선에서 다수 발견되면서, "준성"(quasi-stellar object, QSO)이라는 용어가 사용되었다. 현재는 퀘이사(준항성 전파원)와 QSO(준성)라는 용어가 혼용되고 있으며, 강한 전파를 내는가에 따라 'radio-loud'와 'radio-quiet'로 분류한다.

2. 1. 명칭의 유래

퀘이사라는 용어는 1964년 미국의 천체물리학자인 홍이치우가 ''피직스 투데이''라는 잡지에서 처음 사용하였다.^[12] 그는 논문에서 "지금까지 이러한 천체들을 설명하기 위해 '준항성 전파원(quasi-stellar radio sources)'이라는 다소 어색하고 긴 이름이 사용되었습니다. 이러한 천체의 특성이 전혀 알려지지 않았기 때문에, 이름만으로 그 본질적인 특징을 알 수 있도록 짧고 적절한 명칭을 만들기가 어렵습니다. 편의상 본 논문에서는 약칭인 '퀘이사(quasar)'를 사용하겠습니다."라고 밝혔다.

이후 강한 전파를 내지 않지만 다른 특성들은 비슷한 천체들이 가시광선에서 다수 발견되면서, "준성"(quasi-stellar object, QSO)이라는 용어가 사용되었다. 현재는 퀘이사(준항성 전파원)와 QSO(준성)라는 용어가 혼용되고 있으며, 강한 전파를 내는가에 따라 'radio-loud'와 'radio-quiet'로 분류한다.

2. 2. 발견 초기 역사

퀘이사는 1950년대 후반 전파망원경을 통해 처음 발견되었다. 당시에는 어떤 천체가 강한 전파를 내는지 가시광선으로는 확인할 수 없었다. 그러나 영국의 로벨 망원경을 간섭계로 활용한 실험을 통해, 이 전파원들이 매우 작은 각크기를 가진다는 사실이 밝혀졌다.^[100]

1960년까지 천문학자들은 광학 망원경으로 전파원에 대응되는 천체를 찾으려는 노력을 기울여 백여 개의 전파원을 발견했고, 이들은 "3번째 캠브리지 목록"(3C 목록)으로 출판되었다.^[101]

1960년, 3C 목록의 3C 48이라는 전파원에 해당하는 가시광 천체가 발견되었다.^[102] 천문학자들은 이 전파원의 위치에서 어둡고 푸른 별처럼 보이는 천체를 발견하고 스펙트럼을 얻었으나, 당시에는 이상하고 넓은 발머선을 많이 포함한 이 스펙트럼을 이해하기 어려웠다. 이 천체가 매우 큰 적색편이를 가진다는 주장이 제기되었지만, 널리 받아들여지지는 않았다.

1963년, 3C 목록의 3C 273이라는 전파원에서도 위치 관계가 일치하는 천체의 광학 관측이 이루어졌다. 이때도 스펙트럼에 비슷하고 기묘한 발머선이 포함되어 있었지만, 네덜란드의 마르텐 슈미트는 이것이 수소의 스펙트럼선이 16%나 적색편이된 것임을 발견했다. 이 큰 적색편이는 3C 273이 초속 44,000km의 속도로 우리에게서 멀어지고 있다고 해석되었다. 3C 48의 경우 적색편이가 무려 37%로, 광속의 1/3에 달하는 속도로 멀어지고 있음을 나타냈다. 미국의 홍예취는 이러한 천체를 준항성상 전파원(quasi-stellar radio source)이라고 명명했고, 퀘이사로 새롭게 분류되는 천체 연구가 시작되었다.

이 발견 직후부터 퀘이사의 큰 적색편이 원인은 천문학자들 사이에서 큰 논쟁거리였다. 허블의 법칙을 따르는 매우 먼 천체임을 시사했지만, 정상우주론을 지지하는 학자들은 만약 그렇게 멀리 있다면 퀘이사가 방출하는 에너지가 엄청난 양이 되어 핵융합 등 (당시) 알려진 어떤 에너지 변환 과정으로도 설명할 수 없다고 반론했다. 엄청난 에너지원을 미지의 안정된 반물질이나 블랙홀 이론에서 논의된 화이트홀에 기대는 설도 있었다.

퀘이사가 가까운 천체인지, 아니면 적색편이가 시사하는 바와 같이 먼 천체인지도 논쟁되었다. 퀘이사의 적색편이가 허블의 법칙에 따른 것이 아니라, 중력 포텐셜이 깊은 "우물" 속에서 빛이 방출되기 때문(중력 적색편이)이라는 설도 있었다.

하지만 1970년대에 들어서면서, '''강착원반'''과 우주 제트 발생 메커니즘이 제안되었고, 일부 퀘이사의 엄청난 에너지원은 이러한 활동 은하핵에 의한 것이라는 이해가 진전되었다. 이는 퀘이사의 위치 관계를 설명하는 동시에 우주 팽창을 지지하여 프레드 호일의 정상우주론을 거의 부정하게 되었다. 극소수지만 퀘이사가 가까운 거리에 있다는 증거를 제시하는 연구자도 있었다. 할턴 아프는 가까운 거리에 있는 일반 은하와 상호 작용하는 것처럼 보이는 퀘이사를 많이 촬영하여 목록을 작성했으며, 정상우주론을 지지하는 대표적인 연구자였지만, 그의 주장은 1960년대의 것이며 현재는 주류가 아니다.

1980년대에는 퀘이사가 단순히 활동 은하의 일종이라는 '''통일 모형'''이 제안되었다. 이에 따라 퀘이사가 블레이저나 전파 은하 등 다른 활동 은하와 다르게 보이는 것은 단순히 지구에서 본 각도의 차이라는 견해가 널리 인식되게 되었다.

2. 3. 퀘이사 연구의 발전

퀘이사들은 1950년대 후반 전파망원경을 이용해 처음 발견되었는데, 당시에는 어떤 천체가 강한 전파를 내는지 가시광에서 확인할 수 없었다. 그러나 영국의 로벨 망원경을 간섭계로 이용한 실험을 통해서, 이러한 전파원이 매우 작은 각크기를 가지고 있다는 사실이 밝혀졌다.^[100]

천문학자들이 전파원에 대응되는 천체를 광학 망원경으로 찾는 노력을 기울이는 동안, 1960년까지 이러한 전파원 백 여 개가 발견되었고, 이들은 "3번째 캠브리지 목록" (Third Cambridge Catalogue)으로 출판되었다.^[101]

1960년, 이 목록의 3C 48이라는 전파원에 해당하는 가시광 천체가 발견되었다.^[102] 천문학자들은 이 전파원의 위치에서 어두운 푸른 별처럼 보이는 천체를 발견하고, 그 스펙트럼을 얻었다. 그런데, 당시에는 이상한 넓은 방출선을 많이 포함하고 있었던 이 스펙트럼을 이해하기가 힘들었다. 이 천체가 아주 큰 적색편이를 갖는다는 주장이 제기되기도 했지만, 널리 받아들여지지는 않았다.

1962년에 획기적인 발견이 이루어졌다. 3C 목록의 다른 천체, 3C 273이 달에 의해 가려지는 엄폐현상(occultation^영어)이 일어나는 동안 해저드((Cyril Hazard^영어))와 볼턴((John Bolton^영어))은 호주의 파크스 망원경을 이용해서 퀘이사를 관측했고, 이를 이용하여 마르턴 스밋이 팔로마 헤일 망원경(Hale telescope)으로 대응되는 가시광 천체를 찾아내고 그 스펙트럼을 얻을 수 있었다.^[103] 이 스펙트럼 역시 이상한 방출선들을 가지고 있었으나, 슈밋은 이러한 방출선들이 수소선이 약 15.8% 정도 적색편이가 된 것이라는 사실을 발견했다. 이 발견은 3C 273이 약 47,000km/s의 속도로 멀어져가고 있음을 의미한다.^[103]

이 발견은 퀘이사 연구를 근본적으로 바꾸어 놓았고, 다른 전파원들의 적색편이도 점점 밝혀지게 되었다. 3C 48은 빛의 속도의 약 37%로 멀어지고 있다는 사실이 밝혀졌다.

'퀘이사'라는 용어는 1964년에 미국의 천체물리학자 홍이추(Hong-Yee Chiu)에 의해 ''Physics Today''라는 잡지에서 처음 사용되었다.

이후에는 강한 전파만 내지 않을 뿐, 다른 특성들은 비슷한 천체들이 가시광선에서 다수 발견되었는데, 따라서 준항성 전파원 외에 "준성"(quasi-stellar object, QSO)이라는 용어가 사용되었다. 현재는 퀘이사(준항성 전파원)와 QSO(준성)이란 용어가 섞여서 쓰이고 있으며, 다만 강한 전파를 내는가에 따라 'radio-loud'와 'radio-quiet'로 분류한다.

1960년대에는 퀘이사가 적색편이대로 정말 멀리 있는 천체인가 아니면 가까이 있는 천체인지 하는 것이 큰 논쟁 거리였었다. 예를 들어, 퀘이사가 우주 팽창 때문에 적색편이를 보이는 것이 아니라, 퀘이사의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하기 위해 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 의견도 제시되었다.^[104] 그러나 별이 그 정도의 중력장을 만들 정도로 무겁다면 소위 하야시 한계를 초과해 불안정해지므로 퀘이사가 존재할 수 없다는 모순이 발생한다.^[105] 또한 퀘이사의 스펙트럼에서 소위 금지선(forbidden lines)이 발견되었는데, 이는 밀도가 낮은 뜨거운 성운에서만 관측되는 것으로, 퀘이사의 가스가 이렇게 낮은 밀도를 가지는 동시에, 중력장에 안정적으로 존재하기는 불가능하기 때문이다.^[106]

또한 당시에는 많은 천문학자들이 엄청나게 먼 퀘이사까지의 거리에 대해 의문을 품었었다. 만약 퀘이사까지의 거리가 정말 멀다면, 이는 지구에서도 밝게 보일 정도로 퀘이사가 엄청난 에너지를 낸다는 뜻이다. 그러나 당시에 알려져 있던 물리현상(예를 들어 핵융합)으로는 이렇게 큰 에너지를 만들 수 없었기 때문이다. 따라서 당시에는 그 엄청난 밝기를 설명하기 위해 퀘이사가 반물질로 만들어져 있다거나, 퀘이사가 웜홀의 반대편에 있는 화이트홀일지도 모른다는 가능성이 고려되기도 했었다. 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 확립되었다.

1979년에는 아인슈타인의 일반 상대성이론에 의해 예측된 중력 렌즈 효과 때문에 멀리 있는 퀘이사가 여러 개로 보이는 현상이 이중 퀘이사인 0957+561^[107]에서 처음으로 발견되었다.^[108]

1980년대에는 여러 가지 활동은하핵들의 다양한 특성들을 설명하기 위한 활동은하핵의 통합이론 (unified models AGN)이 제시되었다. 이 이론에 따르면, 모든 활동은하핵들은 비슷한 구조를 가지고 있지만, 이를 관측자가 어떤 방향에서 보느냐에 따라 블레이자나 전파 은하 같은 여러 종류의 활동은하들로 분류된다.^[109]

3. 퀘이사의 물리적 특성

퀘이사는 활동 은하의 중심에 위치하며, 우주에서 알려진 가장 밝고 강력하며 에너지가 넘치는 천체 중 하나이다. 퀘이사는 은하수 에너지 출력의 최대 1,000배에 달하는 에너지를 방출하며, X선에서 원적외선까지 전자기 스펙트럼 전반에 걸쳐 거의 균일하게 방출된다. 일부 퀘이사는 강력한 전파 방출과 감마선의 원천이기도 하다.

최초의 퀘이사는 1950년대 후반 전파 탐사에서 발견되었다.^[15]^[16]^[17]^[18] 1963년, 앨런 샌디지와 토마스 A. 매슈스는 전파원 3C 48을 가시광선 천체와 동일시했다. 천문학자들은 전파원 위치에서 희미한 청색 별처럼 보이는 것을 감지하고 그 스펙트럼을 얻었는데, 여기에는 많은 알 수 없는 넓은 방출선이 포함되어 있었다.

존 볼턴은 1962년 퀘이사 3C 273이 달에 의해 다섯 번 엄폐 현상을 겪을 것으로 예측했다. 사이릴 해저드와 존 볼턴은 파크스 전파 망원경을 사용하여 엄폐 현상 중 하나를 측정했고, 마르텐 슈미트는 전파원의 가시광선 대응 천체를 찾고 광학 스펙트럼을 얻었다. 이 스펙트럼은 3C 48과 같은 이상한 방출선을 보여주었다. 슈미트는 이것이 고도로 적색편이된 수소의 스펙트럼선일 가능성이 높다는 것을 보여주었다.

슈미트의 발견은 퀘이사 관측에 혁신을 가져왔다. 3C 48의 스펙트럼은 슈미트 등에 의해 37% 적색편이된 수소와 마그네슘으로 확인되었다. 그 직후, 여러 퀘이사 스펙트럼이 극단적으로 적색편이된 일반적인 빛으로 확인되었다.^[20]

극단적인 적색편이는 엄청난 거리와 속도, 또는 극단적인 질량이나 알려지지 않은 자연 법칙 때문일 수 있다. 작은 크기는 간섭계와 퀘이사 출력 변화 속도 관측, 그리고 가장 강력한 가시광선 망원경으로도 희미한 별처럼 보인다는 사실로 확인되었다.

슈미트는 적색편이가 허블의 법칙에 명시된 우주의 팽창과 관련이 있다고 보았다. 그는 3C 273이 멀고 매우 강력한 천체일 가능성이 더 크다고 결론지었다.^[21]

1960년대와 1970년대에는 퀘이사가 근처 천체이며 적색편이가 중력 적색편이 때문이라는 주장 등 다양한 설명이 제시되었다. 그러나 블랙홀에 대한 지식, 현대 우주론 모델, 퀘이사 숙주 은하의 관측 등 많은 증거들이 퀘이사 적색편이가 우주 팽창 때문이며, 에너지원은 초대질량 블랙홀로의 물질 강착이라는 것을 보여주었다.^[29]

1979년, 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 예측한 중력 렌즈 효과가 이중 퀘이사 0957+561에서 처음 확인되었다.^[34]

2021년 3월, 사건 지평선 망원경 관련 과학자들은 메시에 87 중심 블랙홀의 편광 기반 이미지를 제시하여 퀘이사를 발생시키는 힘을 밝혀냈다.^[36]

퀘이사의 에너지원은 대부분의 은하 중심에 존재하는 초대질량 블랙홀이다. 은하 중심 근처 별들의 도플러 편이는 이 별들이 매우 가파른 중력 기울기를 가진 엄청난 질량 주위를 공전하고 있음을 나타내며, 이는 블랙홀의 존재를 시사한다.

퀘이사의 엄청난 광도는 중심 초대질량 블랙홀의 강착 원반에서 발생하는데, 이는 물체의 질량의 5.7%에서 32%까지를 에너지로 변환할 수 있다.^[40] 반향 매핑을 사용하여 퀘이사에서 10⁵에서 10⁹ 태양 질량의 중심 질량이 측정되었다.

블랙홀로 강착되는 물질은 강착 원반으로 모이게 된다. 정상적인 은하가 합쳐지고 블랙홀에 새로운 물질 공급이 주입되면 퀘이사가 점화되거나 다시 점화될 수 있다.^[43]

1980년대에는 퀘이사가 특정 종류의 활동 은하로 분류되는 통합 모델이 개발되었으며, 시야각이 다른 활동 은하(예: 블레이저, 전파 은하)와 구별된다는 공감대가 형성되었다.^[47]

퀘이사에서 나오는 방사선은 부분적으로 "비열적"이며, 약 10%는 전파 은하와 같은 제트와 로브를 가지고 있다. 극도로 높은 에너지는 여러 가지 메커니즘에 의해 설명될 수 있다. 퀘이사는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선을 포함한 전체 전자기 스펙트럼에서 감지될 수 있다.

퀘이사의 적색편이는 가시광선 및 자외선 방출 스펙트럼을 지배하는 강력한 스펙트럼선에서 측정된다. 수소, 헬륨, 탄소, 마그네슘, 철, 산소의 방출선이 가장 밝은 선이다. 이러한 선을 방출하는 원자는 중성에서 고도로 이온화된 상태까지 다양하며, 이는 기체가 퀘이사에 의해 고도로 조사되고 있음을 보여준다.

모든 퀘이사는 강력한 X선 광원이 될 수 있다. 전파가 강한 퀘이사는 제트 내 전자에 의한 저에너지 광자의 역 컴프턴 산란에 의해 X선과 감마선을 생성할 수 있다.^[54]

''철 퀘이사''는 저이온화 철(Fe)로 인한 강한 방출선을 보인다.

퀘이사는 우주 탄생 후 10억 년도 지나지 않아 생성되기 시작했으며, 우주가 20억~30억 살일 때 가장 많이 형성된 천체이다.

3. 1. 거리와 적색편이

퀘이사는 우주의 팽창으로 인해 매우 큰 적색편이 값을 갖는다.^[91] 현재까지 20만 개 이상의 퀘이사가 발견되었으며, 대부분 슬론 디지털 전천탐사(SDSS)에 의해 발견되었다. 알려진 퀘이사들의 스펙트럼은 0.05에서 7 사이의 적색편이를 보인다. 표준 우주 모형에 따르면, 이러한 적색편이 값은 퀘이사까지의 거리가 대략 6억 광년에서 280억 광년에 달함을 의미한다.^[92]^[93]

2011년 6월 기준으로 적색편이 값이 가장 큰 (즉, 가장 멀리 있는) 퀘이사는 ULAS J1120+0641이며, 그 값은 7.085이고 지구에서부터의 거리는 약 290억 광년이다.^[94] 퀘이사가 이렇게 멀리 떨어져 있고 광속은 일정하기 때문에, 우리가 보는 퀘이사와 그 주변 환경의 모습은 우주가 탄생한 초기의 모습이다.

2024년 8월 기준, 알려진 가장 높은 적색편이 퀘이사는 UHZ1이며, 적색편이는 약 10.1이다.^[48] 이는 지구에서 약 317억 광년의 동거리에 해당한다(이러한 거리는 우주의 138억 년 역사에서 빛이 이동할 수 있는 거리보다 훨씬 크지만, 우주가 팽창하고 있기 때문이다).

2023년 7월 기준으로 90만개가 넘는 퀘이사가 발견되었으며,^[6] 대부분은 슬론 디지털 스카이 서베이에서 발견되었다. 2024년 기준으로 관측된 모든 퀘이사 스펙트럼의 적색편이 값은 0.056에서 10.1 사이이며, 이는 지구로부터 6억 광년에서 300억 광년까지의 거리에 해당한다. 가장 먼 퀘이사까지의 엄청난 거리와 빛의 유한한 속도 때문에, 퀘이사와 그 주변 공간은 매우 초기 우주에 존재했던 모습으로 보인다.

퀘이사 스펙트럼은 큰 적색편이를 가진다. 이 큰 적색편이는 도플러 효과에 의해 광원이 지구로부터 매우 고속으로 멀어지고 있음을 의미하므로, 허블의 법칙으로부터 퀘이사는 매우 먼 곳에 존재한다는 것을 알 수 있다.

지금까지 관측된 수백 개의 퀘이사는 모두 큰 적색편이를 가지고 있으며, 그 값은 0.16에서 7.5 부근까지 이른다. 거리로 환산하면 600Mpc에서 4000Mpc^[80]라는 먼 거리에 존재하는 것이 되며, 많은 퀘이사는 1000Mpc 이상의 거리에 있다.

3. 2. 밝기 (광도)

퀘이사는 현재까지 우주에서 발견된 천체 중 가장 밝은 천체이다. 온 하늘에서 가장 밝게 보이는 퀘이사는 처녀자리에 있는 3C 273이다. 평균 겉보기 등급은 12.8 등급으로, 아마추어 망원경으로 관측이 가능할 정도로 밝다. 그러나 24억 4천만 광년 떨어져 있는 이 퀘이사의 절대등급은 -26.7 등급에 달한다.^[95] 즉, 이 퀘이사의 밝기는 태양의 약 2조 배(2 × 10¹² L_☉)에 달하고, 우리 은하 같은 평균적인 대형 은하가 발하는 빛 전체의 약 100배에 달한다.^[95]

퀘이사는 활동 은하(예: 세이퍼트 은하)의 공통적인 특성을 모두 보이기 때문에, 퀘이사에서 나오는 방출은 더 작은 초대질량 블랙홀에 의해 구동되는 더 작은 활동 은하의 방출과 쉽게 비교할 수 있다. 10⁴⁰ 와트(퀘이사의 전형적인 밝기)의 광도를 생성하기 위해 초대질량 블랙홀은 매년 10 태양 질량에 해당하는 물질을 소비해야 한다. 가장 밝은 것으로 알려진 퀘이사들은 매년 1000 태양 질량의 물질을 소비하며, 가장 큰 것으로 알려진 퀘이사는 매초 지구 10개에 해당하는 물질을 소비하는 것으로 추정된다. 퀘이사의 광도는 주변 환경에 따라 시간이 지남에 따라 상당히 변할 수 있다. 수십억 년 동안 퀘이사에 연료를 공급하기 어렵기 때문에, 퀘이사가 주변의 가스와 먼지를 모두 강착한 후에는 보통 은하가 된다.

일반적으로 퀘이사의 밝기는 10³⁸ W(가장 밝은 전파은하의 광도)에서 10⁴² W에 달하며, 평균적으로는 10⁴⁰ W 규모이다. 이것은 은하계 밝기의 1,000배, 태양의 10조 배이다.

퀘이사의 광도는 수개월에서 수 시간까지 다양한 시간 척도로 변한다. 이것은 퀘이사가 매우 작은 영역에서 에너지를 생성하고 방출한다는 것을 의미한다. 왜냐하면 퀘이사의 각 부분은 광도 변화의 조정을 허용하기 위해 그러한 시간 척도에서 다른 부분과 접촉해야 하기 때문이다. 이는 몇 주의 시간 척도로 변하는 퀘이사는 몇 광주일보다 클 수 없다는 것을 의미한다.

3. 3. 크기와 질량

일부 퀘이사는 가시광선과 엑스선 영역에서 빠른 밝기 변화를 보인다. 이러한 밝기 변화는 수 시간에서 몇 주, 또는 몇 달에 걸쳐 일어나는데, 이 변화 시간을 측정함으로써 퀘이사에서 빛이 나오는 영역의 크기를 짐작할 수 있다.^[96] 이는 퀘이사의 밝기가 관측 가능할 정도로 충분히 변하려면 퀘이사의 모든 부분이 함께 변해야 하기 때문이다. 정보를 퀘이사 전체에 전달하는 데 필요한 시간은 빛이 퀘이사를 가로지르는 데 걸리는 시간과 같다. 예를 들어, 어떤 퀘이사가 가시광선에서 하루 만에 밝기가 변한다면, 가시광선을 내는 부분의 크기는 대략 1광일(light-day)보다 작다고 추측할 수 있다. 이렇게 관측된 퀘이사는 태양계 전체 크기 정도밖에 되지 않는다.^[96]

밝기 변화가 일어나는 이유는 지구 방향을 가리키는 제트의 상대론적 분사출(relativistic beaming)과 관련이 있는 것으로 보인다. 천문학자들은 반향 측량법(reverberation mapping^영어)이라는 관측 기술을 이용하여 퀘이사의 질량을 측정했는데, 퀘이사의 질량은 10⁶ ~ 10⁹ M_☉ 정도로 매우 큰 것으로 밝혀졌다.

퀘이사에서 빛이 나오는 영역의 크기는 작지만 엄청난 에너지를 낸다는 것은 퀘이사의 에너지 밀도가 매우 크고, 그 에너지를 내는 기작이 매우 효율적임을 의미한다.

3. 4. 에너지원

퀘이사의 주요 에너지원은 퀘이사 중심에 있는 무거운 블랙홀로 빨려 들어가는 물질의 중력 에너지이다. 이러한 방식으로 밝게 빛나는 은하들을 활동은하(active galaxies)라고 부른다. 빛은 퀘이사 중심의 블랙홀에서 탈출할 수 없기 때문에, 퀘이사에서 나오는 에너지는 블랙홀의 사건 지평선 바깥쪽에 위치한 강착 원반(accretion disc)에서 발생한다. 강착 원반의 물질은 회전하면서 블랙홀로 떨어지는데, 이때 물질의 중력 에너지가 강력한 마찰에 의해 빛 에너지로 전환된다.^[99]

퀘이사의 방출 현상은 대부분의 활동 은하와 유사하기 때문에, 더 작은 활동 은하의 방출 현상과 비교하여 생각할 수 있다. 10⁴⁰ W(가장 일반적인 퀘이사 밝기)의 광도를 생성하기 위해, 초대질량블랙홀은 매년 태양 10개 질량에 해당하는 물질을 흡수해야 한다. 현재까지 발견된 가장 밝은 퀘이사들은 매년 1000 M_☉의 질량을 빨아들이는 것으로 추정된다.

우리 은하를 포함하여 현재 관측된 대다수의 대형 은하 중심에는 태양 질량의 400억 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 존재한다. 이들은 우주 탄생 후 30억 년 후 시기인 100억 년 전에는 우주의 크기가 현재의 30%에 불과하여 물질들이 더 조밀하게 모여 있었고, 은하 내부 가스와 성간 매질 공급이 풍부하여 활발하게 활동했다. 그러나 80억 년 전 시기에 은하 내부 가스가 고갈되고(퀘이사 활동으로 뜨거워져 은하 밖으로 탈출) 우주가 빠르게 팽창하면서 성간 매질 밀도가 줄어들어, 대다수는 활동을 정지하거나 축소하여 거의 활동하지 않는 초대질량 블랙홀로 존재하게 되었다. 현대에는 가스가 풍부한 은하 간 합병이 일어날 때만 제한적으로 퀘이사 활동이 발생하고, 그 외에는 퀘이사의 열화판인 활동 은하핵을 가진 세이퍼트 은하로 존재한다.

퀘이사의 광도는 수개월에서 수시간까지 다양한 시간 척도로 변한다. 이는 퀘이사가 매우 작은 영역에서 에너지를 생성하고 방출한다는 것을 의미한다. 왜냐하면 퀘이사의 각 부분은 광도 변화의 조정을 허용하기 위해 그러한 시간 척도에서 다른 부분과 접촉해야 하기 때문이다. 이는 몇 주의 시간 척도로 변하는 퀘이사는 몇 광주보다 클 수 없다는 것을 의미한다. 작은 영역에서 많은 양의 에너지를 방출하려면 별을 움직이는 핵융합보다 훨씬 효율적인 에너지원이 필요하다. 블랙홀로 낙하하는 과정에서 중력 위치 에너지를 방사선으로 변환하면 질량의 6%에서 32%가 에너지로 변환되는데, 이는 태양과 같은 별에서 질량을 에너지로 변환하는 0.7%와 비교된다.^[40] 이것은 매우 오랜 기간 동안 그러한 높은 출력을 생성할 수 있는 것으로 알려진 유일한 과정이다.

3. 5. 퀘이사의 주변 환경과 모은하

퀘이사는 주로 폭발적으로 별을 만들어 내는 은하들에서 주로 발견된다. 따라서 은하의 별 생성과 중심의 블랙홀 성장은 함께 이루어지는 것으로 보이지만, 이 두 가지의 과정이 어떻게 상호작용을 하는지는 아직 정확히 알려져 있지 않으며, 외부은하 천문학의 활발한 연구 주제 중 하나이다. 예를 들어, 퀘이사로부터의 물질 방출이 은하의 별 생성을 멈추기도 하고, 퀘이사의 강한 제트가 은하단의 뜨거운 가스들이 식어서 별을 만드는 것을 방해한다고 알려져 있다.^[29]

일반적으로 퀘이사는 자신이 속한 ‘모 은하’(host galaxies^영어)보다 훨씬 밝은 빛을 내기 때문에, 모 은하 자체는 이 빛에 가려서 관측하기가 쉽지 않다. 그러나 코로나 그래프(coronagraph)라는 기기를 이용하여 퀘이사의 빛을 가리고 사진을 찍으면 퀘이사의 모은하를 관측할 수 있다.

허블 우주 망원경(Hubble Space Telescope)이 촬영한 퀘이사 3C 273의 이미지이다. 오른쪽 이미지에서는 코로나그래프(coronagraph)를 사용하여 퀘이사의 빛을 차단함으로써 주변의 숙주 은하를 더 쉽게 감지할 수 있다.

4. 퀘이사의 종류

퀘이사는 그 특징에 따라 여러 종류로 분류된다.

'''전파 밝은 퀘이사(Radio-loud quasars)'''는 매우 강력한 제트를 가지고 있어 전파 파장에서 많은 에너지를 방출한다. 전체 퀘이사 중 약 10%를 차지한다.^[62]
'''전파 조용한 퀘이사(Radio-quiet quasars)'''는 제트가 약하거나 없어 전파 방출이 상대적으로 약하다. 대부분의 퀘이사(약 90%)가 이 유형에 속한다.^[62]
'''폭넓은 흡수선 퀘이사(Broad Absorption Line quasars, BAL quasars)'''는 스펙트럼에서 퀘이사의 정지계에 비해 청색편이된 넓은 흡수선을 보인다. 이는 퀘이사에서 관측자 방향으로 흘러나오는 기체 때문에 나타난다. 주로 이온화된 탄소, 마그네슘, 규소, 질소 등의 흡수선이 나타나며, 약 10%의 퀘이사에서 발견된다. BAL 퀘이사는 대부분 전파 조용하다.^[62]
'''2형 퀘이사(Type II quasars)'''는 중심부의 강착 원반과 넓은 방출선 영역이 밀도 높은 기체와 먼지에 가려져 잘 보이지 않는다. 2형 세이퍼트 은하와 유사하지만 더 밝다.^[63]
'''적색 퀘이사(Red quasars)'''는 일반적인 퀘이사보다 붉은색을 띠는데, 이는 퀘이사가 속한 은하 내의 먼지에 의해 빛이 소광되기 때문이다. 적외선 관측 결과, 적색 퀘이사가 상당수를 차지하는 것으로 나타났다.^[64]
'''광학적으로 격렬하게 변광하는 퀘이사(Optically violent variable quasars, OVV quasars)'''는 제트가 관측자 방향을 향하고 있는 전파 밝은 퀘이사이다. 제트에서 나오는 상대론적 입자들의 영향으로 밝기가 빠르고 크게 변한다. 블레이저의 일종으로 분류된다.
'''약한 방출선 퀘이사(Weak emission line quasars)'''는 자외선/가시광선 영역에서 방출선이 매우 약하게 나타난다.^[65]
'''철 퀘이사(Iron Quasar)'''는 IRAS^영어 18508-7815와 같이 저이온화 철(Fe II)로 인한 강한 방출선을 보인다.

5. 퀘이사와 우주 진화

퀘이사는 우주 진화 과정에서 중요한 역할을 담당했다. 퀘이사의 큰 적색편이는 도플러 효과에 의해 퀘이사가 매우 빠른 속도로 멀어지고 있음을 의미하며, 허블의 법칙에 따라 퀘이사가 매우 멀리 떨어져 있다는 것을 알 수 있다.

1960년대 퀘이사 발견 초기에는 그 정체와 엄청난 에너지원에 대한 다양한 가설들이 제기되었다. 정상우주론을 지지하는 학자들은 퀘이사의 에너지원이 핵융합 등 당시 알려진 어떤 과정으로도 설명할 수 없다는 점을 들어 퀘이사가 멀리 있다는 것에 반론을 제기했다. 반물질, 화이트홀 등 다양한 가설이 제시되었지만, 1970년대 강착 원반과 우주 제트 발생 메커니즘이 제안되면서 퀘이사의 에너지원이 활동 은하핵이라는 이해가 확립되었다.

1980년대에는 퀘이사가 활동 은하의 일종이며, 블레이저나 전파 은하와 달리 보이는 것은 지구에서 바라보는 각도의 차이일 뿐이라는 '''통일 모형'''이 널리 받아들여졌다.

현재는 퀘이사가 매우 멀리 떨어진 활동은하핵의 일종으로 여겨진다. 퀘이사는 은하의 중심에 위치하며, 은하수보다 최대 1,000배나 많은 에너지를 방출한다. 이 에너지는 초대질량 블랙홀로 물질이 강착되면서 발생하는 것으로, 강착 원반에서 발생하는 중력 응력과 마찰이 주요 원인이다.^[39] 퀘이사의 중심 질량은 반향 매핑을 통해 측정되었으며, 10⁵에서 10⁹ 태양 질량에 이르는 것으로 나타났다.^[41]

모든 퀘이사가 강한 전파를 방출하는 것은 아니며, 대부분은 전파가 약한 퀘이사(radio-quiet quasar^영어)이다. 전파가 강한 퀘이사(radio-loud quasar^영어)는 전체의 약 10% 정도이다.^[33] 퀘이사는 우주 탄생 후 10억 년도 지나지 않아 생성되기 시작했으며, 우주 나이가 20억~30억 년일 때 가장 많이 형성되었다.

2021년 3월, 사건 지평선 망원경 연구팀은 메시에 87 중심 블랙홀의 편광 기반 이미지를 최초로 제시하여 퀘이사를 발생시키는 힘을 밝혀냈다.^[36]

5. 1. 초기 우주와 퀘이사

빅뱅 이후 약 26억 년이 경과한 초기 우주(z=2.5)에서 퀘이사들이 활발하게 형성되었는데, 당시 우주의 크기는 현재의 약 30%에 불과해 물질들이 조밀하게 모여있었고 성간 매질도 쉽게 공급되었다. 여기에 은하 간의 병합도 활발해 퀘이사의 활동이 격렬했다.^[15]^[16]^[17]^[18] 그러나 얼마 되지 않는 시간(약 수백만 년)만에 은하 내부의 가스가 전부 소진되고, 성간 매질도 퀘이사들의 활동으로 뜨겁게 가열되어 중심 블랙홀에 유입되는 가스의 양도 감소하여 대부분의 퀘이사들은 활동을 정지하거나 축소하여 현재 관측되는 은하 중심의 초대질량 블랙홀로 남았다.

최초의 퀘이사(3C 48 및 3C 273)는 1950년대 후반에 전천 전파 탐사에서 전파원으로 발견되었다. 처음에는 해당하는 가시광선 천체가 없는 전파원으로 주목받았다. 소형 망원경과 러벨 망원경을 간섭계로 사용하여 매우 작은 각 크기를 가진다는 것을 알게 되었다.^[19] 1960년까지 수백 개의 이러한 천체가 기록되어 제3 케임브리지 목록에 발표되었으며, 천문학자들은 가시광선으로 대응하는 천체를 찾기 위해 하늘을 조사했다.

1963년, 앨런 샌디지와 토마스 A. 매슈스는 전파원 3C 48을 가시광선 천체와 명확하게 동일시한 것을 발표했다. 천문학자들은 전파원 위치에서 희미한 청색 별처럼 보이는 것을 감지하고 그 스펙트럼을 얻었는데, 이는 많은 알 수 없는 넓은 방출선을 포함하고 있었다. 이러한 변칙적인 스펙트럼은 해석이 불가능했다.

영국-오스트레일리아 천문학자 존 볼턴은 1962년의 획기적인 발견을 포함하여 퀘이사에 대한 많은 초기 관측을 수행했다. 또 다른 전파원인 3C 273은 달에 의해 다섯 번의 엄폐 현상을 겪을 것으로 예측되었다. 사이릴 해저드와 존 볼턴은 파크스 전파 망원경을 사용하여 엄폐 현상 중 하나 동안 측정을 수행하여 마르텐 슈미트가 전파원의 가시광선으로 대응하는 천체를 찾고 약 508.00cm 헤일 망원경을 사용하여 팔로마 산에서 광학 스펙트럼을 얻을 수 있게 했다. 이 스펙트럼은 같은 이상한 방출선을 보여주었다. 슈미트는 이것이 당시 고도의 적색편이(훨씬 더 희미한 몇 안 되는 은하만이 더 높은 적색편이를 가진 것으로 알려져 있음)를 가진 수소의 일반적인 스펙트럼선이 적색편이된 것일 가능성이 높다는 것을 보여주었다.

퀘이사 HE 0940-1050에서 방출된 후 은하간 매질을 통과한 스펙트럼

퀘이사는 빅뱅의 재이온화 종료에 대한 단서를 제공한다. 가장 오래된 것으로 알려진 퀘이사(''z'' = 6)는 건-피터슨 트로프를 보이며, 그 앞에 흡수 영역이 있어 당시 은하간 매질이 중성 기체였음을 나타낸다. 보다 최근의 퀘이사는 흡수 영역을 보이지 않고, 스펙트럼에 라이먼-알파 숲으로 알려진 스파이크 영역이 포함되어 있다. 이는 은하간 매질이 플라스마로 재이온화되었고, 중성 기체는 작은 구름 형태로만 존재함을 나타낸다.

강렬한 이온화 자외선 방출 또한 중요한데, 이는 은하가 형성됨에 따라 재이온화가 일어날 수 있는 메커니즘을 제공하기 때문이다. 그러나 현재 이론은 퀘이사가 재이온화의 주요 원인이 아니었을 것이라고 제안한다. 재이온화의 주요 원인은 아마도 항성의 가장 초기 세대인 제3종성단 항성(약 70%)과 왜소 은하(매우 초기의 에너지가 높은 작은 은하)(약 30%)였을 것이다.^[55]^[56]^[57]^[58]^[59]^[60]

적외선으로 촬영한 이 이미지는 퀘이사-성폭발 탠덤의 가색 이미지이며, 이러한 조합에서 관측된 가장 밝은 성폭발이다.

퀘이사는 헬륨보다 무거운 원소의 증거를 보여주는데, 이는 은하가 항성 생성의 대규모 단계를 거쳐 빅뱅과 최초로 관측된 퀘이사 사이에 제3종성단 항성을 생성했음을 나타낸다.

5. 2. 재이온화와 퀘이사

퀘이사는 빅뱅의 재이온화 종료에 대한 단서를 제공한다. 가장 오래된 것으로 알려진 퀘이사(''z'' = 6)는 건-피터슨 트로프를 보이며, 그 앞에 흡수 영역이 있어 당시 은하간 매질이 중성 기체였음을 나타낸다.^[55] 보다 최근의 퀘이사는 흡수 영역을 보이지 않고, 스펙트럼에 라이먼-알파 숲으로 알려진 스파이크 영역이 포함되어 있다. 이는 은하간 매질이 플라스마로 재이온화되었고, 중성 기체는 작은 구름 형태로만 존재함을 나타낸다.

강렬한 이온화 자외선 방출 또한 중요한데, 이는 은하가 형성됨에 따라 재이온화가 일어날 수 있는 메커니즘을 제공하기 때문이다. 그러나 현재 이론은 퀘이사가 재이온화의 주요 원인이 아니었을 것이라고 제안한다. 재이온화의 주요 원인은 아마도 항성의 가장 초기 세대인 제3종성단 항성(약 70%)과 왜소 은하(매우 초기의 에너지가 높은 작은 은하)(약 30%)였을 것이다.^[55]^[56]^[57]^[58]^[59]^[60]

퀘이사는 헬륨보다 무거운 원소의 증거를 보여주는데, 이는 은하가 항성 생성의 대규모 단계를 거쳐 빅뱅과 최초로 관측된 퀘이사 사이에 제3종성단 항성을 생성했음을 나타낸다.^[61]

퀘이사는 빅뱅 이후 우주의 재이온화가 시작된 시기에 대한 단서도 제공하고 있다. 우주의 재이온화란, 식어서 안정적인 중성 원소가 된 수소가 별에서 방출된 고에너지에 의해 다시 이온화된 수소가 된 것을 가리키며, 이것이 우주에 최초로 별이 나타난 시기로 생각된다. 중성 수소에 라이먼-알파 선보다 파장이 짧은 빛이 닿으면, 그 빛을 모두 흡수하여 연속적인 흡수 영역을 가진 스펙트럼으로 관측된다. 이온화된 수소에 고에너지의 빛이 닿아도 흡수되지 않는다. 먼 천체로부터의 스펙트럼 관측에서는, 천체에서 지구까지의 우주 공간에 약간 남아 있는 중성 수소에 의해 흡수되어, 곳곳에 날카로운 흡수선이 밀집한 라이먼-알파 숲이라고 불리는 스펙트럼이 관측된다. 이러한 기구는 건-피터슨 효과라고 불린다.

이러한 효과가 관측되는 퀘이사는 오랫동안 발견되지 않았지만, 21세기에 들어 z = 6 부근의 퀘이사에서 건-피터슨 효과에 의한 흡수 영역이 발견되어, 이것은 재이온화 이전의 퀘이사가 아닐까 생각되었다. 이것은 시기로는 128억 년 전에 해당한다. 이론적으로는 우주 탄생 후 1억 년 후, 관측 결과로는 늦어도 10억 년 후에는 제1세대 천체가 탄생하여 방사를 시작하고, 우주의 재이온화가 일어났다는 것을 시사하고 있다.

퀘이사의 또 다른 흥미로운 특징은 헬륨보다 무거운 원소를 포함하고 있다는 사실이다. 이것은 빅뱅 후, 최초의 퀘이사가 탄생하기까지 은하가 항성(종족 III의 별)을 대규모로 생성하는 시기가 있었음을 시사하고 있다.

6. 다중 퀘이사

퀘이사는 흔하지 않기 때문에, 현재까지 알려진 밝은 퀘이사들 사이의 각거리는 대략 1도 정도이다. 그런데 매우 드물게, 두 개 이상의 퀘이사가 가까이에 존재하는 경우가 있는데, 천문학자들은 이러한 퀘이사 쌍을 연구함으로써 우주의 구조나 퀘이사 또는 연관된 천체(은하, 블랙홀) 등의 특성을 알아내는 중요한 도구로 삼고 있다.

다중 이미지 퀘이사(multiply imaged quasar^영어)는 아주 멀리 떨어져 있는 '하나'의 퀘이사가 중간의 무거운 은하(들)에 의해 빛이 여러 갈래로 휘어져서 여러 개로 보이는 경우이다. 이러한 중력 렌즈에 의한 다중 이미지 퀘이사는 1979년에 Q0957+561에서 처음으로 발견되었다.^[111]

아인슈타인 십자가로 알려진 우주 신기루. 네 개의 명백한 이미지는 실제로 같은 퀘이사에서 나온 것이다.

다중 이미지 퀘이사 같이 허상이 아니라, 실제 여러 퀘이사들 사이의 물리적 거리가 가까운 퀘이사 쌍(quasar pair^영어)들도 존재한다. 현재까지 이러한 퀘이사 쌍들은 수십 개 정도 알려져 있다.^[112] 반면 세 개의 퀘이사 쌍은 극히 드문데, 2013년까지 이러한 삼중 퀘이사 쌍은 단 두 개(QQQ J1432−0106, QQQ J1519+0627)만 알려져 있다.^[113]^[114]^[115]^[116]^[117]

두 퀘이사의 거리가 매우 가까워서 퀘이사들 또는 퀘이사의 모은하들이 실제로 병합되거나 상호작용을 하는 쌍 퀘이사(binary quasar^영어) 또는 쌍 블랙홀(binary black hole)도 발견되었다.

하늘에서 두 개 이상의 퀘이사가 그룹으로 나타나는 현상은 우연한 정렬(퀘이사들이 물리적으로 연관되어 있지 않은 경우), 실제 물리적 근접성, 또는 중력 렌즈 현상에 의해 단일 퀘이사의 빛이 두 개 이상의 영상으로 굴절되는 효과 때문일 수 있다.

지구에서 관측했을 때 두 개의 퀘이사가 매우 가까이 있는 것처럼 보이는 경우(몇 각초 이하로 분리됨), 이를 일반적으로 "이중 퀘이사"라고 한다. 두 퀘이사가 우주 공간에서도 가까이 있고(즉, 유사한 적색편이를 갖는 것으로 관측됨) 서로의 모천하가 물리적으로 상호 작용할 가능성이 충분히 높다면, "퀘이사 쌍" 또는 "이중 퀘이사"라고 한다.^[68]

퀘이사는 우주에서 전반적으로 드문 천체이기 때문에, 세 개 이상의 별개 퀘이사가 동일한 물리적 위치 근처에서 발견될 확률은 매우 낮으며, 시스템이 물리적으로 가까이 붙어 있는지 여부를 결정하려면 상당한 관측 노력이 필요하다. 최초의 진정한 삼중 퀘이사 시스템은 2007년 W. M. 켁 천문대(마우나케아)의 관측을 통해 발견되었다.^[69] LBQS 1429-008(또는 QQQ J1432-0106)은 1989년에 처음 관측되었고, 당시 이중 퀘이사로 밝혀졌다. 천문학자들이 세 번째 구성원을 발견했을 때, 그들은 이 광원들이 별개이며 중력 렌즈 현상의 결과가 아니라는 것을 확인했다. 이 삼중 퀘이사 시스템의 적색편이는 ''z'' = 2.076이다.^[70] 구성 요소들은 약 30~50 킬로파섹(약 97,000~160,000광년)으로 분리되어 있으며, 이는 상호 작용하는 은하의 전형적인 거리이다.^[71] 2013년에는 두 번째 진정한 삼중 퀘이사 시스템인 QQQ J1519+0627이 적색편이 ''z'' = 1.51로 발견되었으며, 전체 시스템은 25 kpc(약 80,000광년)의 물리적 분리 내에 들어 있다.^[72]^[73]

최초의 진정한 사중 퀘이사 시스템은 2015년 적색편이 ''z'' = 2.0412에서 발견되었으며, 전체 물리적 규모는 약 200 kpc(약 650,000광년)이다.^[74]

다중 영상 퀘이사 시스템은 빛이 중력 렌즈 현상을 겪어 동일한 퀘이사의 이중, 삼중 또는 사중 영상이 생성되는 퀘이사이다. 이러한 중력 렌즈 현상으로 처음 발견된 것은 1979년의 이중 영상 퀘이사 Q0957+561(또는 쌍둥이 퀘이사)이다.^[75] 삼중 렌즈 퀘이사 시스템의 예로는 PG1115+08이 있다.^[76] 아인슈타인 십자가와 클로버리프 퀘이사를 포함하여 여러 개의 사중 영상 퀘이사 시스템이 알려져 있으며, 이러한 발견은 1980년대 중반에 처음 이루어졌다.

7. 퀘이사의 활용

퀘이사는 천문학과 물리학의 발전에 큰 영향을 주었다. 1979년에는 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서 예측된 중력 렌즈 효과가 쌍둥이 퀘이사 0957+561의 관측을 통해 확인되었다.^[34]

2021년 3월, 사건 지평선 망원경 연구진은 메시에 87 중심 블랙홀의 편광 기반 이미지를 최초로 공개하며 퀘이사 발생 원리를 밝혀냈다.^[36]

7. 1. 천구 좌표계의 기준점

퀘이사들은 지구에서부터 아주 멀리 떨어져 있고 각 크기가 매우 작기 때문에, 하늘에서의 좌표계를 결정할 때 기준점으로 쓰인다.^[110]

국제 천구 좌표계(ICRS)는 우리 은하 바깥의 수백 개의 전파원들(주로 퀘이사들)의 정확한 위치를 바탕으로 만들어진 천구 좌표계이다. 지구와 태양계의 움직임 또는 별들이나 은하들의 자체 운동 때문에, 지구에서 볼 때 가까이 있는 별들이나 은하들은 수 년, 수십 년에 걸쳐 상대적으로 움직이는 것처럼 보이지만, 퀘이사는 지구에서 아주 멀리 떨어져 있기 때문에 현재 기술로는 측정이 불가능할 만큼 움직이지 않는 것처럼 보인다. 또한 퀘이사의 각 크기는 매우 작으므로 초장기선 간섭 관측법(VLBI)을 이용하면 하늘에서의 위치를 약 0.001초의 정확도로 측정할 수 있기 때문에 천구 좌표계의 기준점으로 쓰이고 있다.^[67]

7. 2. VLBI를 이용한 지구과학 연구

퀘이사는 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 평면 광원으로 취급할 수 있으며, 지구에 도달하는 전파는 평면파로 간주할 수 있다. 따라서 초장기선 전파 간섭계(VLBI)를 사용하여 두 곳에서 전파를 수신하고 도달 시간의 차이를 측정하면 두 점 사이의 거리를 구할 수 있다. 이를 통해 대륙 간의 거리, 판의 이동과 섭입, 지구의 자전 변동과 같은 큰 규모의 간격과 운동을 고정밀도로 측정할 수 있다.

참조

_[1] 뉴스 Most Distant Quasar Found http://www.eso.org/p[...] 2011-07-04
_[2] 논문 An ultraluminous quasar with a twelve-billion-solar-mass black hole at redshift 6.30 2015
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