퀘이사는 무엇입니까?

퀘이사 (QUASi-stellAR 레이더 소스)는 7 억 7,300 만 광년 떨어진 거대한 발광체이며 그에 따라 오래되었습니다. 그것들은 중심 초 거대 블랙홀을 포함하는 활동 은하 핵으로 여겨진다. 가장 밝은 퀘이사는 우리 태양보다 2 조 배나 더 밝습니다. 광 출력은 연속적이지만 몇 년, 몇 달, 몇 주, 몇 일 또는 몇 시간 단위로 강도가 변동될 수 있으며, 이는 매우 조밀함을 나타냅니다.

최근 1980 년대에도 천체 물리학 자들은 퀘이사가 실제로 무엇인지에 대해 상당한 의견 차이가있었습니다. 일부 퀘이사가 은하계에 둘러싸여 활성화 된 은하 핵 이론에서 비롯된 과학적 합의가 이루어졌다. 그들이하는 빛의 양을 생성하기 위해, 퀘이사는 매년 10에서 1000 태양 질량 사이에서 삼키는 초 거대 블랙홀에 의해 동력을 공급 받아야한다고 계산되었습니다. 이러한 블랙홀의 부착 디스크에서, 과열 된 가스는 빛의 속도에 가깝게 가속되어 질량의 많은 부분이 에너지로 직접 변환 될 때 엄청난 양의 전자기파를 방출합니다. 이러한 디스크에서는 물질의 약 10 %가 에너지로 변환되는 반면, 질량의 0.7 %만이 전형적인 별 내 융합 반응에서 에너지로 변환됩니다.

퀘이사는 그들의 작은 사촌 펄서와 같이 회전 극으로부터 상대 론적 제트기를 방출하는 것으로 여겨진다. 1979 년 퀘이사는 퀘이사가 빛이 지구로 이동함에 따라 중력 렌즈 효과를 관찰함으로써 아인슈타인의 상대성 이론을 확인하는 데 사용되었습니다. 처음에는 모든 퀘이사가 무선 소스로 자신의 레이블을 표시하는 "라디오가 큰"것으로 생각되었지만, 후속 관찰에 따르면 소수의 (약 10 %) 퀘이사 만이 풍부한 무선 에너지를 방출하는 것으로 나타났습니다. "조용한"퀘이사는 QSO (Quasi-stellar Objects)라고하며, 초기 우주 연구와 별과 은하가 어떻게 처음 형성되었는지에 매우 중요한 역할을합니다.

퀘이사와 같은 초기 구조는 은하의 "출생 통"으로 해석 될 수 있습니다. 초기 우주에서는 가스가 더 고르게 분포되어 새로 형성된 블랙홀이 주변 물질을 빨아 들일 수있는 충분한 기회를 갖게되었습니다. 예를 들어, 은하수 중심에있는 우리 자신의 초대형 블랙홀은 이보다 훨씬 적은 질량으로 시작하더라도 약 370 만 개의 태양 질량을 포함합니다. 수십억 년 동안 다른 별을 빨아들이는 것으로 바빴지만, 가장 강력한 별 소비는 아마도 초기 역사에서 일어 났을 것입니다. 이것은 우리가 현대 우주에서 퀘이사가 보이지 않는 이유를 설명하지만 오래된 지역에서는 쉽게 관찰 할 수 있습니다.