활동하는 은하로의 여행

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활동하는 은하로의 여행

우주로의 여행

충북대학교 천문우주학과 김 용 기 교수

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1. 허블 우주 망원경과 떠나는 활동은하 여행

• 김용기교수

• 충북대학교 천문우주학과

• 2016년 11월 29일

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Comparison of 7 AGN Observed with

Chandra, Hubble, VLT and Spitzer

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우주공간으로 가스를 분출하는 나침반자리 은하 Circinus Galaxy

• BH에 의해 에너지가 공급되고 있는 가까 이에 있는 외부은하 핵

• 1300만광년 거리, Seyfert Type 2로 분 류

• AGN은 물질을 은하핵으로부터 빼앗아 우주공간으로 내보낼 수 있다

• 1300광년 직경의 큰 가스원반 (지상관측 에서도 관측가능)

• 260광년 직경의 작은 가스원반 (이전에 는 관측되지 못함, 초록색 원반 내)

• 중심에는 초거대질량 블랙홀이 존재할 것으로 여겨짐

• 엄청난 가스가 원반에서 방출되어 헤일 로로 분출되고 있음 (윗쪽의 자홍색 구조)

• 별탄생영역 고리와 중심: 가스가 V구조 (백색 핑크)-

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HST Reveals the Central Region of an Active Galaxy (NGC 1068)

http://hubblesite.org/image/138/category/4-galaxies

NGC 1068

• 6000만광년 거리에 놓 인 외부은하의 모델

• Seyfert Type 2로 분 류

• 활동핵은 태양광도의 수십조 배, 수일간격으 로 광도의 요동 – 수광 일 정도의 작은 영역에 서 에너지가 분출되고 있음을 의미

• 왼쪽: 이전 HST관측 –콘 형태로 에너지가 분출되고 있음을 밝힘

• 오른쪽:

FOC/COSTAR장착후 관측사진 – 활동하는 핵으로 부터 나오는 더 강한 복사가 자세히 보 여짐, 물질 구름을 지 닌 AGN의 성질이 자 세히 규명되기 시작함

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NGC 1068 Nucleus and Ionizing Cone (1990)

• 지상관측에서 보지 못했던 세부사항이 밝혀짐(HST WF/PC)

• 핵에 있는 이온가스구름들을 모습이 나타남: 150광년 정 도의 중심영역에서 10광년 크기의 작은모습을 보임

• 강한 에너지를 지닌 은하 핵으로부터 방출되는 서치라이 트 불빛 안에서 점점 밝아지고 있다

왼쪽: Kitt Peak 0.9m – 오른쪽: HST Wide File/Planetary Camera

• 은하 아주 중심에 있는 이온가스구름들이

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AGN중심에 있는 블랙홀에 대한 시뮬레이션 결과

• 중심BH: 태양질량의 수백만~수십조 배

• 모임원반: BH주위로 끌려들여지는 물질

• Superheat된 물질이 블랙홀의 자전축을 따 라 방출된다

• 강한 자기장이 물질들 을 제트안으로 가두어 둔다

• HST관측: 물질들이 어 떻게 은하간 공간으로 퍼지는지 밝혀주었다

http://hubblesite.org/video/623/news

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활동은하들로 떠나요!

• 김용기교수

• 충북대학교 천문우주학과

• 2016년 11월 29일

• 2009년에 WFC3로 관측한 자료와 2004 년에 ACS로 관측한 자료의 모자이크 합 성 영상

• 맨눈으로 볼 수 있는 별보다 2억 5000만 배 어두운 천체들

• 아주 작은 영역에 7500개의 은하들이 풍부하게 발견되어 다양한 은하연구를 가능하게 함

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20세기 후반:

가장 평화로운 장소로 여겨지던 은하의 개념이 바뀌기 시작 격렬한 사건들에 의해 모양이 달라지고 있는 은하

퀘이사의 발견

2. 퀘이사 (Quasar)

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태양에서는 전파영역의 전자기파가 많이 나오지 않으므로 다른 별들도 전파영역은 조용할 것이라고 기대해왔다

1960년:

희미한 별에서 2개의 전파 원을 발견

5m 헤일 망원경으로 찍은 준성 전파 원의 사진

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큰 적색 편이

1960년대까지 별의 스펙트럼에서 원소나 화합물을 동정하는데 백 년의 경험으로 다양한 연구성과들이 발표되었다

보통 광학 스펙트럼에서 정체가 밝혀지지 않는 선들을 보이는 별들은 백 년의 발전을 모독하는 일!

Schmidt (1963):

3C273의 방출선 사이의 간격이 발머선들과 같다는 사실을 알아냄

45,000km/s속도로 멀어지고 있다 (0.15c) 더 큰 속도로 멀어져 가고 있는 전파원들을 관측

3C273의 CFHT 영상:

밝은 점주위로 host galaxy

길이 15만LY의 파동치는 제트가 보인다:

4개의 가는 줄은 반사경지지대 의해 생김

큰 속도로 후퇴하는 천체는

은하계의 중력을 극복하여 영구히 이탈가능 ^{11 / 29}

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준성체

전파원은 높은 밀도로 물질이 간결하게 뭉쳐있고 거리가 아주 멀기 때문에 별과 같이 보일 뿐이다

표면상으로는 별을 닮았지만 성질은 별과 다르다 준성전파원 (Quasi-Stellar Radio Source)

준성체 (QSO:Qusi-Stellar Objects), Quasar)

별과 같이 보이면서 큰 적색편이를 보이지만 전파를 방출하지 않는 천체 퀘이사의 90%자 전파원이 아니다 수 천개의 QSO들이 발견됨 모든 스펙트럼은 매우 큰 적색편이를 보인다

1996년 3월 현재 가장 큰 적색편이는Δλ/λ= 4.9

상대론적 적색편이를 적용해야 ! 후퇴속도: 0.94c

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적색편이의 설명

퀘이사는 무엇일까?

큰 적색편이가 운동 이외의 다른 원인에 의해 생겨날 수 있을까? 강한 중력?

퀘이사는 어떤 미지의 과정에 의해

은하에서 튕겨져 나간 고속의 투사체일까?

빠른 속도는 설명할 수 있지만 청색편이는 관측되지 않았다 적절한 설명에 도달:

퀘이사가 은하와 같아서 우주팽창에 참여한다면 적색편이가 설명된다 허블법칙에 의하면 퀘이사의 높은 적색편이는

단순히 그들이 우리에게 먼곳에 있음을 의미한다

QSO는 먼 은하일 수 있을까? 은하라 해도 그 성질은 정상적인 은하와 다르다 보통은하는 별을 포함하고 있어서 별 스펙트럼같은 흡수선을 보이지만

퀘이사의 스펙트럼은 방출선이 지배적으로 많다.

흡수선이 관측되어도 그 적색편이는 방출선의 적색편이보다 작다

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광도의 수수께끼

퀘이사들이 적색편이가 의미하는 것만큼 멀리 있다면

그들이 우리에게 점으로 작게 보이려면 정상은하보다 더 밝아야 한다 가시광선에서만도 가장 밝은 타원은하보다 더 밝아야 한다

X-선, 자외선도 방출하고 어떤 퀘이사는 전파원이기도 하다

10¹⁴L_⊙ 밝은 타원은하는 10-100배 이 엄청난 에너지의 근원은?

많은 퀘이사 들을 모니터링하기 시작했을때 한자기 문제가 더 대두!

광도변화도 관측되었다 (월, 주 어떤 경우는 일의 주기로 수십% 변화) 이렇게 밝기가 증가하는 것은 우리의 상상을 초월할 정도의 비율로 새로운 에너지가 방출된다는 의미!

가장 극적인 변화: 태양광도의 100조배에 해당하는 광도 변화

매분 지구 10개의 질량을 전부 에너지로 변환시키는 것 14 / 29

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15 / 29 QSO의 광도변화가 지구에서 관측되는 원리

변화는 아주 짧은 시간에 일어난다 (대게 수 개월) QSO의 변하는 부분의 크기가

이 변화가 일어나는 시간 동안 움직인 빛의 거리보다 작아야 한다

지름 10LY인 성단에서 오는 별빛 지구에서는 별 A가 B보다

5년 전에 밝아지고, 별 B는 별 C보다 5년 먼저 밝아진다 성단 내의 별이 동시에 밝아졌음에도 불구하고

성단의 폭이 10LY이기 때문에 모든 부분에서 빛이 지구에 도달하려면 10년이 걸린다

QSO의 밝기 변화에 적용해서 지름 추정가능

QSO는 수개월의 기간에 밝기가 밝아졌다 흐려짐 에너지 방출영역은 수 광월 보다 클 수 없다

(cf:태양-명왕성 3.5.광시, 태양-혜성 10광월, 별4LY) 우리 태양계보다

크지 않은 영역에서 은하전체광도가 나옴

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퀘이사의 역설 해결

1960년대의 퀘이사에 대한 딜레마

•퀘이사가 허블법칙이 예견하는데로 멀리 있다면 그 큰 에너지의 근원은?

•적색편이가 거리의 척도가 되지 않는다면?

점검: 퀘이사의 거리를 결정하는 독립적인 방법을 찾아본다

퀘이사가 은하가 물리적으로는 연결되어 있으나 다른 적색편이를 지니고 있다 어떤 경우에도 이런 연결은 확인되지 않았다 퀘이사가 은하와 같은 행동을 한다면 먼 은하단에서 퀘이사가 발견되어야 한다

성단의 은하와 퀘이사가 같은 적색편이를 보여야 한다 퀘이사가 너무 멀리 있어서

검증하기 매우 어렵다 은하가 퀘이사와 같은 거리에 있으면 너무 어두워서 관측이 힘들다 16 / 29

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은하와 같은 적색편이를 가진 퀘이사를 포함한 은하단 퀘이사와 은하단의 구성원들이 같은 적색편이

은하단의 거리는 70억 LY

은하단의 중심에 있는퀘이사 3C275

은하단의 모든 구성천체와 같은 적색편이를 지닌 퀘이사를 포함한 은하단이 계속 발견됨

퀘이사의 적색편이가

팽창우주에 의한 것임이 확증됨

QSO 1229+204의 HST관측 퀘이사의 적색편이가 거리에 관계된다는

또 다른 증거

실제는 점광원이 아니고 더 흐리고 뿌옇게 보이는 빛의 반점 속에 박혀있는 QSO

뿌연 반점의 빛은 별에서 나온 것으로서

퀘이사가 은하 내에 위치함을 보여주고 있다 어떻게 이런 작은 영역에서 그렇게 많은 에너지를 낼 수 있는지에 대해서는 아직 규명 안됨

충돌

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3, 활동은하

퀘이사가 처음 발견되었을 때 어느 정상 은하보다 더 밝게 보였다:

현재는 밝기 격차를 메워주는 은하들이 많이 발견 활동은하

세이퍼트(Seyfert) 은

강하고 넓은 방출선 하

중심핵 부근에 뜨거운 가스구름의 존재 수천 km/s의 속도로 움직임

한 달도 안되는 주기로 밝기 변화

사이퍼트 은하 NGC1566: 밝은 중심핵

엄청난 양의 에너지가 생산되는 활동은하의 중심:활동은하 핵 (미니 퀘이사)

활동영역이 심하게 응축되어 있다

질량이 큰 거대 블랙홀 주위를 궤도운동하는 물질들

(태양 질량의 3200만배)

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19 / 29 은하중심에 10LY의 작고 뜨거운 가스구름

(지름이 150LY)

전파 또는 X-선을 방출하거나 두 가지를 다 방출하기도 하고 모두가 강한 적외선을 방출

수개월의 주기로 밝기 변화

가시광선 밝기는 나선은하와 비슷하나

적외선방출까지 고려하면 총 광도가 100배

NGC 1068의 HST관측 정상은하보다는 더 밝지만

퀘이사보다는 더 어둡다 세이퍼트 은하의 에너지는

개개의 별에서 나오는 것이 아니라 다른 곳에서 나온다

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활동 타원은하

나선은하 뿐 만 아니라 타원은하도 중심에 강한 에너지원을 지니고 있다

그 단서는 전파관측에서 나왔다 전파은하:

가시광선에서는 정상으로 보이는 거대타원은하들이 강한 전파방출

M87의 가시광선 영상

가시광선 영역:

보통 정상은하와 같이 평온 전파영역:

중심에 강한 전파방출원이 있고

물질의 복잡한 제트가 6000광년이상 방출

M87의 전파 영상

제트의 매듭에 있는 물질들은

2/3c의 속도로 방출되고 있다 ^{20 / 29}

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이중 제트 구조

전파은하의 ¾정M8도가 이중제트구조

반대쪽으로 뻗쳐진 영역으로 대부분의 복사 방출

타원전파은하3C219

푸른색:가시광선, 붉은색:전파

전파 로브(lobe):

은하 그 자체보다 훨씬 크고

중심은 은하에서 수십만 LY떨어져 있다

종종 2개의 좁은 폭의 전파복사 제트가 은하에서 멀어지는 방향으로 향하는 것이 관측된다 (양쪽의 크게 퍼진 전파원을 향해)

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22 / 29 비정상적으로 긴 NGC6251:

길이가 30만LY

퀘이사 1007+417의VLA영상 중심 핵에 있는

아주 강한 에너지원에 의해 제트를 따라

뜨겁고 이온화된 가스가 방출되고 있다

중심에서 어떤 메커니즘에 의해 좁게 초점 맞춰진

빔으로 에너지 흐름이 시작 에너지 흐름이

은하의 경계를 벗어나면서 차가운 중성가스와

상호작용을 일으킨다

퀘이사의 절반이상이 이런 제트모습을 지님

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활동 은하 중심 핵의 종류

활동은하들은 서로 다양한 형태를 지닌다 처음에는 천문학자들을 당혹하게 했으나 지금은 그들이 차이가

제트나 로브를 보는 각도에 기인한다는 것을 알게 됨 물리적으로 같은 기본 성질:

어떤 강한 에너지원이 이들의 활동을 야기시켰다 우리 은하도 중심에 밀집 에너지원을 지니고 있다

퀘이사가 내는 에너지에 비하면 작다

우리 은하 중심은 밀집 은하 중심핵 들 중에서

극한적으로 낮은 에너지를 내는 활동영역

^{23 / 29}

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4. 퀘이사 뒤에 있는 힘

활동적인 천체가 중심에 엄청난 에너지를 내는 밀집방출원을 지니고 있음이 밝혀진 후 이 에너지원을 설명하는 모형을 만들기 시작

별의 밀도가 큰 은하의 중심핵에서 일어나는 별들의 충돌, 아주 강한 초신성, 최첨단 연구에 속하는 지식들을 포함 최근에는

퀘이사 및 다른 형태의 활동은하는 중심에 있는 거대 블랙홀로부터 에너지를 공급받는 다는 아이디어가 지지되고 있다

블랙홀이 에너지를 생산하는 능력은

가까이 접근하는 물질의 질량에 따라 달라진다 매년 10M

_⊙

의 작은양이 빨려들어가도

천개의 정상은하에 해당하는 에너지를 생산해 낸다

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관측적 증거

HST: 거대타원은하 M87의 관측 중심에 있는 별들이 심하게 밀집되어있고

밝고 경계가 뚜렷한 중심핵이 형성됨을 보여줌

25억 M

_⊙

의 거대 블랙홀

중심밀도가 정상 타원은하보다 300배 더 크고,

태양근처의 별 분포의 1000배

_{M87의 HST관측}

중심 주위를 소용돌이치는

뜨거운(10

⁴

K)가스의 내부원반의 존재

•스펙트럼의 도플러 편이 측정으로 회전속도 측정

•케플러 제 3법칙으로 원반내의 질량 추정

작은체적에 많은 질량이 들어있으려면

블랙홀이 있어야 한다

^{25 / 29}

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26 / 29 거대 블랙홀의 형성과정은 아직 모른다!

한가지 가능성: M87이 젊은 은하였을때 질량이 큰 별의 폭발로 만들어진 작은 블랙홀들이 합쳐서 형성

타원은하 NGC 4261의다 파장관측 이렇게 출발한 후 가까이 지나가는 가스와 별들을 끌어들이며 성장

NGC3115의 HST관측:

은하중심에 20억 M_⊙의 거대 블랙홀 존재 확인 가시광선 영상

전파 영상

가시광선 영상 12억 M_⊙인 초거대 블랙홀을

둘러싸고있는 지름이 약 400LY의 티끌과 가스

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블랙홀 주위에서의 에너지 생산

블랙홀 자체는 에너지를 방출하지 못한다 에너지는 사건 지평선 내에서 나오지 않고 블랙홀에 아주 가까이 있는 물질에서 나온다

블랙홀은 은하의 밀도가 큰 영역에서 궤도 운동을 하는 물질들 (별, 티끌, 가스)을 끌어 들인다

회전하는 블랙홀을 향해 나선형으로 끌려들어가면서 모임원반 형성

블랙홀에 가까워지면서 나선운동을 하면서 가속되고 압축되어 가열 (수백만 도)

뜨거운 물질이 블랙홀로 끌려들어가면서 막대한 양의 에너지 방출

에너지 원으로서

중력 27 / 29

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모형과 관측의 연결 질량이 큰 거대 블랙홀로 떨어지는 물질의 적절한 양이

퀘이사와 활동은하 중심핵에서 방출되는 방대한 양의 에너지를 설명할 수 있다 블랙홀로 떨어지는 물질 질량의 10%가 에너지로 전환될 수 있다

태양같은 별 진화에서는 전 과정에서 1%보다 작은 양이 핵융합에 의해 에너지로 변환된다

블랙홀의 사건 지평선은 매우 작다

물질모임에 의한 방출은 블랙홀을 가깝게 둘러싼 작은 영역에서 나온다 10억 M_⊙인 초거대 블랙홀의 반지름은 태양-천왕성거리 크기(30억km)

강한 방출선이 관측된다

블랙홀 주변에 뜨겁게 작열하는 가스가 존재

넓은 방출선은 블랙홀에서 약 0.5LY떨어진 밀도가 큰 구름에서 형성 28 / 29

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전파제트

전파, 가시광선 그리고 X-선 영역에서 보이는 긴 제트도 설명되어져야 한다 퀘이사와 은하 중심핵에서 3-30LY내까지 퍼져있는 제트가 관측됨

블랙홀과 모임원반이 1LY보다 작으므로 제트가 이정도 가까이에서

관측된다면 제트는 아마 블랙홀 근처에서 생겨난 것으로 여겨질 수 있다 왜 물질들이 제트를 따라 방출되고, 제트는 두 개의 반대방향으로 뻗어있는가?

제트가 어떻게 형성되는가에 대해서는 논란이 있으나 블랙홀 근처에서 방출되는 물질은

원반에 수직방향으로 쉽게 이탈할 수 있음은 분명하다

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얇은 모임원반 – 두꺼운 모임원반 AGN중심의 밝은 점:

최대복사영역 모임원반은

중심에서 두꺼웠다가 서서히 얇아진다

두 개의 제트 방출

블랙홀 주위의 모임원반과 제트의 개략도

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미국 뉴멕시코 주에 있는 VLBA로 관측한 Cyg A에서 방출되는 전파

• 더 밝은 영역일 수록 강한 전파방출을 의미

• 강한 전파방출은 가시광선 영역(삽입된 사진)에서 보이는 은하의 별들보다 더 넓게 퍼져 있는 두 전파 로브에 서 야기

• 이 두 로브는 입자들로 이루어진 기다란 제트에의해중심에위치한활동성은하핵과연결되어있음

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팽대부의 질량 과

중심블랙홀 질 량

사이의 관계

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퀘이사의 진화

블랙홀 모형이 설명할 수 있는 퀘이사에 대한 중요한 사실 하나가 있다 퀘이사는 일반적으로 먼 거리에 위치한다

아주 먼 거리에 있는 천체를 볼 때

우리는 그들의 오래 전 모습을 보고 있다

80억 광년 거리의 퀘이사에서 나오는 복사는 그 퀘이사가 80억년 전, 즉 은하가 형성되었을 때 훨씬 가까운 때의 정보를 알려준다

우주의 초기로 가면서 퀘이사의 수가 증가한다

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퀘이사의 수는

우주가 현재 나이의 20%였을 때 가장 많았다

퀘이사가 젊었던 오랜 옛날에는 블랙홀이 풍부한 연료를 쉽게 발견할 수 있었기 때문에

왜?

초기 연료원에 대한 한가지 가능성:

은하중심 근청서 형성되는 밀도가 큰 성단

진화의 어느정도를 지나면 항성풍과 초신성 폭발로 질량의 일부를 방출 연료원에 대한 다른 가능성: 은하의 충돌

한 은하에서 나온 가스와 티끌이 다른 은하의 블랙홀 연료가 됨 이런 연료를 다 사용한 한참 후에 활동하게 됨이 알려짐

활동 수준이 낮은 퀘이사 등이 존재

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5. 중력렌즈

퀘이사의 스펙트럼은 방출선이 지배적이지만 흡수선도 관측됨 흡수선들의 적색편이는 방출선 보다 작다

흡수선들은 은하내 또는 은하 사이의 가스들에 의해 생긴다 구름들은 퀘이사 보다 더 가까이에 놓여있다

흡수선들을 연구하여 우주의 다른 시기에 우주 원료물질 분포를 알아낼 수 있다

퀘이사의 빛이 우리에게 오는 도중 영향 받을 수 있는 흥미있는 방법 우리로 향하는 도중에 중력이 큰 밀집 은하근처를 지나갈 때

일반상대성이론에 의거해 빛이 휘어져서 관측자에게 도달 중력렌즈

효과

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첫 번째 중력렌즈 Walsh, Carswell & Weymann (1979):

QS)0957+561로 알려진 2개의 퀘이사의 스펙트럼이 비슷함을 발견 적색편이도 같았다

원래는 하나였는데 중심의 천체 때문에 2개로 보인다

QS)0957+561의 전파영상 아인쉬타인의

상대성이론으로 예측된 결과

희미한 은하가 퀘이사의 영상 중 하나와 같은 방향에 놓여있다

퀘이사보다 가까운 은하단의

일원으로 판명됨 36 / 29

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중력렌즈는 두개의 영상뿐만 아니라

다중영상, 원호 또는 고리도 만들수 있다 HST가 관측한 아인쉬타인 십자가:

80억 LY의 거리

4억광년의 거리에 놓은 은하가 중력렌즈를 일으킨다

정렬이 제대로 되면 아인쉬타인의 고리:

빽빽한 은하단이 먼 퀘이사의 두 개의 점과 하나의 고리영상을 만든다

푸른 색의 원호는 전면 은하단의 중력렌즈 효과로 흐려진 먼 은하

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중력렌즈와 암흑물질 탐사

눈에 보이는 물질 뿐만 아니라 암흑물질도 중력렌즈 효과를 만들어 낸다 암흑물질의 존재가 노출될 수 있다

각각의 작은 호는 아주 먼 은하의 영상

전면의 은하단을 통과할 때 일그러짐

중력렌즈로 작용하는 은하단(노랑색) 과 그 뒤에 놓인 아주 먼 푸른 은하의 호모양으로 일그러짐

각각의 작은 호는 암흑물질을 포함해서 전면 은하단의 전체질량을 구하는데 사용

가시광선으로 실제 보이는 물질보다 10배 더 많은 질량

암흑물질이 없었다면 푸른 은하의 일그러진 영상을 훨씬 작게 보일 것38 / 29

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https://www.youtube.com/watch?v=6ZQz5HYIAYU

NASA Describes Active Galaxies

• 큰 은하들은 대부 분 중심에 거대질 량BH를 보유

• 활동은하내:

SMBH로 떨어지 는 불질들로부터 거대한 에너지의 빛이 방출되어 quasar와 blazer 라는 두종류로 나 타남

• SMBH근처에 있 는 티끌과 가스구 름 덩어리들이 UV, opt, soft X- ray를 차단

• 여러 종류의 활동 은하들이 있다