눈으로 보이는 가시광선으로 우주를 관측하면 퍼져있는 천체 은하가 수없이 많습니다. 수천~수만 광년에 퍼져 분포하는 별들은 내부 핵융합 반응에 의해 에너지가 생기고 밝게 빛날 수 있습니다. 그에 비해, 은하의 중심부가 가시광선으로 매우 밝게 빛나며 격렬한 시간 변동도 나타내는, 활동은하핵(Active Galactic Nuclei; AGN)이라고 불리는 천체도 존재합니다. 그곳엔 태양의 100만 배 이상의 질량을 가진 초거대 블랙홀이 존재하며, 그곳에 물질이 떨어질 때 해방되는 중력 에너지를 복사로 변환하여 밝게 빛나고 있다고 여겨집니다.
특징
중심의 검은 블랙홀은 빛조차 방출하지 않는 암흑 천체이기 때문에 망원경으로 직접 볼 수 없습니다. 그러나 가스가 블랙홀의 중력에 의해 끌리게 되면 위치 에너지를 잃어 매우 고속 운동하게 됩니다. 그리고 가스끼리의 격렬한 충돌과 마찰의 결과, 가스는 매우 고온이 되어 자외선에서 가시광선에 걸쳐 매우 강한 방사가 방출됩니다. 가스는 각운동량을 가지기 때문에 강착 원반이라고 불리는 원반모양으로 떨어집니다. 강한 에너지 복사는 이 강착 원반으로부터 온 것입니다. 블랙홀의 크기, 즉 슈바르츠 실트 반경은 질량에 비례하여 커지며, 태양 질량의 1000만 배인 초거대 블랙홀의 경우는 약 3000만 킬로미터, 태양과 지구 거리의 약 5분의 1이 됩니다. 강착 원반은 그 몇 배 바깥쪽에서 존재하기 시작하고 블랙홀의 어느 정도 가까이까지 존재할 수 있는가는 블랙홀의 회전 정도에 따라 달라집니다. 강착 원반 근처에는 격렬하게 운동하는 전자가 많이 만들어져서, 강착 원반으로부터 자외선을 쏘아 올리는 것으로 매우 강한 X선이 방사되는 것도 활동은하핵의 특징입니다.
활동은하핵의 통일 모델
활동은하핵의 중심에 있는, 물질을 활발히 삼키는 초거대 블랙홀 및 강착 원반의 한층 더 바깥쪽에는 도넛 모양으로 먼지가 분포합니다. 이 티끌 도넛의 위쪽에서 중심의 초거대 블랙홀 및 강착 원반을 보면, 티끌에 방해받지 않고 방사를 직접 관측할 수 있습니다. 반면 가로 방향에서 보면, 초거대 블랙홀 주위의 강착 원반에서의 방사는 먼지 도넛에 방해되어 가시광선으로는 직접 볼 수 없게 됩니다. 전자를 1형 활동은하핵: 퀘이사, 후자를 2형 활동은하핵: 전파은하라고 부릅니다.
1형 활동은하핵: 퀘이사
티끌의 도넛에 의해서 방해받지 않고 중심의 초거대 블랙홀 근처로부터의 가시광선의 복사가 특히 밝게, 우리의 은하수 은하의 100배 이상 밝게 관측되는 이 활동은하핵을 퀘이사라고 부릅니다. 별 내부의 핵융합 반응에서는 질량의 약 0.5%만 복사로 변환할 수 있지만, 활동은하핵의 경우, 침체되는 물질 질량의 10% 이상을 복사 에너지로 바꿀 수 있습니다. 따라서, 별 자체가 빛나는 보통 은하에 비해, 활동은하핵은 작은 영역으로부터 매우 강한 방사를 만들어 낼 수 있어, 멀리 있어도 밝고 발견하기 쉬운 것이 특징입니다.
최초의 퀘이사는 1960년대에 발견되었지만, 1980년대에는 적색편이가 4를 넘는 것도 발견되었습니다. 당시, 빛나는 보통의 은하는 적색편이가 1보다 앞에 있는 것 밖에 발견되지 않았던 것을 생각하면, 퀘이사의 빛은 매우 강력하다는 것을 알 수 있습니다. 밝은 광도의 활동은하핵을 위해, 초거대 블랙홀이 보다 많은 물질을 삼킬 필요가 있습니다. 그러기 위해서는 질량이 더 크고 중력이 강한 초거대 블랙홀이 필요합니다. 적색편이 6을 넘는 우주 초기(우주 탄생 후 10억 년 이하)에 발견된 밝은 퀘이사 중에는, 초거대 블랙홀의 질량이 태양의 수십억 배 이상으로 추측되는 것도 있습니다.
2형 활동은하핵: 전파은하
퀘이사와 같은 1형 활동은하핵에 비해, 초거대 블랙홀 근처로부터의 방사가 먼지 도넛에 의해서 숨겨져 있는 2형 활동은하핵은 찾아내기가 어렵습니다. 그러나 어떤 종류의 활동은하핵은 매우 강한 전파 복사를 발생시켜, 멀리 있어도 찾아내는 것이 비교적 간단합니다. 그러한 2형 활동은하핵은 전파은하로 불립니다. 전파로 매우 밝은 활동은하핵은, 활동은하핵 전체의 %로 보면 적습니다만, 그 전파의 엄청난 밝기로부터 오는 발견 용이성에 의해 큰 주목을 받아 왔습니다.
퀘이사는 활동은하 중심핵으로부터의 방사가 매우 밝고, 가시광선에서는 공간적으로 구조를 분해할 수 없는 점원으로서 관측됩니다. 그러나 전파은하는 티끌의 도넛에 의해서 활동은하핵 복사가 차단되고 있기 때문에, 은하로부터 희미하게 퍼진 방사가 발견됩니다. 1990년대 초에는 적색편이가 3을 넘는 것도 발견되었습니다. 당시 멀리까지 발견되었던 전파은하의 관측을 통해서, 우주 초기 은하의 모습을 연구하는 방법도 활발하게 행해졌습니다. 1990년대 중반 이후 구경 8~10 미터의 대형 망원경이 구동하기 시작하여 적색편이 3을 넘는 보통 은하도 발견되면서, 먼 곳의 은하를 연구한다는 의미에서의 전파은하의 역할은 작아지고 있습니다.
