퀘이사란 활동은하핵(Active Galactic Nucleus, AGN)을 갖는 매우 멀고 밝은 은하이다.
거대 은하들의 중심에는 초거대블랙홀(supermassive black hole)이 있다고 추측되는데, 활동은하핵은 그 블랙홀이 가스로 된 강착원반(accretion disk)으로 둘러싸여 있다. 퀘이사가 수십억 광년 떨어져 있는 천체임에도 불구하고 별처럼 밝은데 그 이유는 강착원반의 구성물들이 회전하면서 블랙홀로 빨려 들어가 중력 퍼텐셜이 낮아져서 전자기 복사를 통해 높은 양의 에너지를 빛으로 내뿜기 때문이다.
그림 1: 활동 은하핵의 도식도. 강착원반과 강한 제트를 확인할 수 있다. (출처)
퀘이사는 항성은 아니지만 밝고 가시광선 영역대에서 점광원으로 보이기 때문에 준성(Quasi-stellar Object, QO) 또는 준성전파원(Quasi-stellar Radio Source, Quasar)이라고 불렸다. 그러나 우연에 의해 초기에 관측된 퀘이사들이 주로 강한 전파를 방출하는 것일 뿐 일반적으로 퀘이사는 강한 전파를 발산하지 않는다. 즉 준성전파원을 뜻하는 퀘이사라는 이름은 역사적인 이유로 붙여진 것이다.
그림 2: 최초로 발견된 퀘이사 QSO 3C 273. 주변에 위치한 항성들과 겉보기에 유사함을 확인할 수 있다. (출처)
퀘이사는 가장 밝은 천체 중의 하나로 앞서 설명된 메커니즘으로 우리 은하가 내뿜는 에너지의 수천 배에 해당하는 에너지를 발산할 수 있다. 가시광선 영역대의 분광학적 특성으로 세이퍼트(Seyfert) 1형과 같이 넓은 선폭의 방출선을 가지며, 가시광선과 엑스선(X-ray) 영역대에서 강한 방출선을 갖는다. 또한 방출 스펙트럼의 도플러 이동(doppler shift)으로부터 알아낸 퀘이사의 적색편이 값은 매우 크다. 이로부터 퀘이사가 아주 멀리 떨어져 있는 천체임을 알 수 있는데, 그 거리가 약 6억 광년에서 290억 광년에 달한다. 그래서 퀘이사 관측을 통해 우주 초기 환경에 대해 연구할 수 있다.
관측된 퀘이사들 중에 드물게 두 개 이상의 퀘이사가 근접한 경우가 있는데, 그들의 분광학적 특성을 조사하면 거의 일치한다. 이는 지구와 퀘이사 사이에 있는 은하에 의한 중력 렌즈(gravitational lens) 효과로 하나의 퀘이사가 두 개의 광학적 상을 형성한 것이다. 이 현상은 퀘이사가 은하보다 멀리 떨어져 있다는 근거가 되며, 중력 렌즈를 예측하는 일반상대성이론의 추가적인 확증이 된다.
퀘이사 이외에 활동은하핵을 갖는 다른 은하들에는 세이퍼트 1형 & 2형, 저전리 핵방출선 영역(Low-Ionization Nuclear Emission-line Region galaxies, LINER), 블레이자(Blazar), FR(Fanaroff Riley) 1형 & 2형 등이 있다. 이 중에서 세이퍼트와 저전리 핵방출선 영역, 그리고 일부 퀘이사는 전파 영역대의 전자기파 세기가 강하지 않다. 최근 연구에 따르면, 앞서 나열된 여러 종류의 은하들이 서로 다른 종류의 활동은하핵을 갖는 것이 아니라, 서로 다른 각도에서 은하핵을 관측하여 달라 보이는 것이라는 관점이 있다. 이를 활동은하핵의 통합모형(unification model)이라고 한다.
그림 3: 활동은하핵의 통합모형: 활동은하핵을 보는 각도에 따라 전파가 강하게 발산될 수 있고(radio loud), 좁은 선폭의 방출선(narrow line region)을 가질 수 있다. 즉 활동은하핵을 보는 각도에 따라 광학적인 특징이 달라 여러 종류의 은하로 보일 수 있다는 모델이 활동은하핵의 통합모형이다. (출처)
