천문학

관측 가능한 우주에서 얼마나 많은 은하가 예측됩니까? 난쟁이가 포함되어 있습니까? 크기 비율 다이어그램이 있습니까?

관측 가능한 우주에서 얼마나 많은 은하가 예측됩니까? 난쟁이가 포함되어 있습니까? 크기 비율 다이어그램이 있습니까?


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최근 연구에 따르면 관측 가능한 우주에는 약 2 조 개의 은하가 포함되어 있습니다 ($ 2 cdot 10 ^ {12} $). 그러나 거기에 무엇이 계산됩니까? 이 숫자에는 왜소 은하도 포함되어 있습니까? 위키에 따르면 일반 은하보다 약 10 배 더 많이 존재합니다. 그러나 정상 은하와 왜소 은하 사이에 격차가 있는가?

이 모든 질문을 해결하기 위해 이와 유사한 차트 또는 다이어그램이 있습니까?

별의 수카운트
$< 10^6$$10^{11}$
$10^6 - 10^7$$10^{10}$
$10^7 - 10^8$$10^{9}$

보너스 질문 :

내가 아는 한 우리는 앞으로 수백만 년 안에 더 먼 새 은하를 볼 수 있습니다. 우주의 추가 확장과 가속으로 인해 일부 은하의 빛이 더 이상 우리에게 도달 할 수없고 (허블 반경) 우리는 점점 더 적은 은하를 다시 볼 수있는 지점이있을 것입니다. 따라서 우리가 볼 수있는 은하의 수는 일정하지 않습니다 (일부는 멸종되거나 새로 생성됨). 우리가 볼 수있는 최대 은하수에 대한 연구가 있습니까? 지금 2 조와 많이 다를까요?


관측 가능한 우주

빅뱅 우주론에서 관측 가능한 우주 은하계와 인간이 원칙적으로 오늘날 지구에서 관찰 할 수있는 다른 물질로 구성되어 있습니다. 왜냐하면 그 물체의 빛 (또는 다른 신호)은 우주 팽창이 시작된 이래로 우리에게 도달 할 시간이 있었기 때문입니다. 우주가 등방성이라고 가정하면 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 모든 방향에서 거의 동일합니다. 즉, 관측 가능한 우주는 우주의 모양에 관계없이 관측자 중심에있는 구형 볼륨 (공)입니다. 전체. 우주의 모든 위치에는 지구를 중심으로 한 것과 겹칠 수도 있고 겹치지 않을 수도있는 관측 가능한 우주가 있습니다.

단어 주목할 만한 이러한 의미에서 사용되는 것은 현대 기술이 실제로이 영역에있는 물체의 방사선 감지를 허용하는지 (또는 실제로 감지 할 방사선이 있는지 여부에 따라) 의존하지 않습니다. 단순히 가능하다는 것을 나타냅니다. 원칙적으로 물체의 빛 또는 기타 신호가 지구상의 관찰자에게 도달합니다. 실제로 우리는 입자가 다른 입자에 의해 빠르게 재 흡수되지 않은 광자를 처음으로 방출 할 수 있었던 재결합 시대의 광자 분리 시간까지만 빛을 볼 수 있습니다. 광자에 대해 불투명 한 플라즈마로 광자 분리시 방출 된 광자가 오늘날 우리에게 도달하여 마지막 산란의 표면을 형성 할 수 있도록 적절한 거리에있는 공간의 점들의 집합이며, 마지막 산란의 표면에서 방출 된 광자는 오늘날 우리가 감지하는 것입니다. 우주 마이크로파 배경 복사 (CMBR). 그러나 미래에는 더 오래된 중성미자 배경이나 중력파 (빛의 속도로 이동)를 통해 훨씬 더 먼 사건을 관찰하는 것이 가능할 수 있습니다. 때때로 구별이 명백한 재결합 이후 방출 된 신호만을 포함하는 우주 주목할 만한 우주 확장 (전통적인 우주론의 빅뱅, 현대 우주론의 인플레이션 시대의 끝)이 시작된 이후의 신호를 포함하는 우주. 가시 우주의 반경을 나타내는 CMBR을 방출 한 입자까지의 이동 거리 (현재 적정 거리)는 약 144 억 파섹 (약 475 억 광년)으로 계산되는 반면, 관측 가능한 가장자리까지의 이동 거리는 우주는 143 억 파섹 (약 466 억 광년)으로 계산되며 [1] 약 2 % 더 큽니다.

우주의 나이는 약 13 억 7500 만년이지만, 우주의 확장으로 인해 인간은 원래 훨씬 더 가까웠지만 지금은 훨씬 더 멀리있는 물체를 관찰하고 있습니다 (우주적 적절한 거리로 정의 된대로, 이는 이동 거리와 동일합니다). 현재는 1,375 억 광년의 정적 거리보다 [2] 관측 가능한 우주의 직경은 약 280 억 파섹 (930 억 광년)으로 추정되며 [3] 관측 가능한 우주의 가장자리는 약 460 ~ 470 억 광년 거리에 있습니다. [4] [5]


내용

우주의 일부 부분은 빅뱅 이후 방출되는 빛이 지구에 도달하기에 충분한 시간을 갖기에는 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 이러한 부분은 관찰 가능한 우주 밖에 있습니다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 더 많은 시간을 여행 할 수있게 될 것이므로 더 많은 지역을 관찰 할 수있게 될 것입니다. 그러나 허블의 법칙으로 인해 우리로부터 충분히 먼 지역은 빛의 속도보다 빠르게 우리로부터 멀어지고 있습니다 (특수 상대성 이론은 같은 지역에있는 근처의 물체가 서로에 대한 빛의 속도보다 빠르게 움직이는 것을 방지합니다. 먼 물체 사이의 공간이 확장 될 때 먼 물체에 대한 그러한 제약은 없습니다 (논의를 위해 적절한 거리 사용 참조). 더욱이 확장 속도는 암흑 에너지로 인해 가속화되는 것으로 보입니다. 암흑 에너지가 일정하게 유지되고 (변하지 않는 우주 상수), 우주의 팽창 속도가 계속해서 가속된다고 가정하면 물체가 지나갈 "미래 가시성 한계"가 있습니다. 무한한 미래에 우리의 관찰 가능한 우주에 들어 오십시오. 그 한계 밖의 물체에서 방출되는 빛은 결코 우리에게 도달하지 않을 것이기 때문입니다. (미묘한 점은 Hubble 매개 변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 조금 더 빨리 멀어지는 은하가 결국 우리에게 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있다는 것입니다 [11] [12]). 이 미래 가시성 한계는 우주가 영원히 계속 팽창 할 것이라고 가정하여 190 억 파섹 (620 억 광년)의 거리에서 계산되며, 이는 우리가 무한한 미래에 이론적으로 관측 할 수있는 은하의 수를 의미합니다 (이 문제는 제쳐두고 일부는 적색 편이로 인해 실제로 관찰하는 것이 불가능할 수 있습니다 (다음 단락에서 논의 됨))은 현재 관찰 가능한 수보다 2.36 배 더 큽니다. [13]

원칙적으로 미래에 더 많은 은하를 관측 할 수있게 될 것이지만 실제로는 계속되는 팽창으로 인해 점점 더 많은 은하들이 극도로 적색 편이되어 시야에서 사라지고 보이지 않게 될 것입니다. [14] [15] [16] 또 다른 미묘한 점은 과거 역사에서 은하계에서 방출 된 신호를 수신 할 수 있다면 주어진 이동 거리에있는 은하가 "관측 가능한 우주"내에있는 것으로 정의된다는 것입니다 (예 : 빅뱅 이후 5 억년 만에 은하에서 보낸 신호),하지만 우주의 팽창으로 인해 같은 은하에서 보낸 신호가 무한한 미래의 어느 시점에서든 우리에게 도달 할 수 있습니다 (예를 들어 우리는 은하가 빅뱅 이후 100 억년 후 어떻게 생겼는지 결코 볼 수 없을 것입니다.) [17] 비록 같은 이동 거리에 남아 있더라도 (이동 거리는 시간에 따라 일정 함 (공간 확장으로 인한 후퇴 속도를 정의하는 데 사용되는 적절한 거리와는 달리) 관측 가능한 우주의 comoving 반경보다 작습니다. [ 설명 필요 ]이 사실은 우리와의 거리가 시간이 지남에 따라 변하는 우주 사건 지평선의 유형을 정의하는 데 사용할 수 있습니다. 예를 들어,이 지평선까지의 현재 거리는 약 160 억 광년입니다. 즉, 이벤트 발생 신호가 현재 사건이 160 억 광년 미만이면 미래에 우리에게 도달 할 수 있지만, 사건이 160 억 광년 이상 떨어져 있으면 신호가 우리에게 도달하지 않습니다. [11]

우주론에서 인기있는 전문 연구 논문 모두 "관측 가능한 우주"를 의미하기 위해 "우주"라는 용어를 자주 사용합니다. [ 인용 필요 ] 이것은 많은 믿을만한 이론이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 큰 전체 우주를 요구하지만, 우리와 인과 적으로 분리 된 우주의 어떤 부분에 대한 직접적인 실험으로는 우리가 아무것도 알 수 없다는 근거에서 정당화 될 수 있습니다. [ 인용 필요 ] 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계를 구성한다는 증거는 존재하지 않으며, 어떤 주류 우주 모델도 우주가 처음에 물리적 경계를 가질 수 있다고 제안하지 않습니다. 영역이 유한하지만 가장자리가없는 구의 2D 표면의 고차원 유사체처럼 유한하지만 제한이 없습니다. 우리가 관측 할 수있는 우주에있는 은하들이 우주에있는 은하의 극히 일부만을 대표한다는 것은 그럴듯합니다. 우주 인플레이션 이론과 그 창시자 앨런 거스에 따르면 인플레이션이 빅뱅 이후 약 10 ~ 37 초 후에 시작되었다고 가정하면 인플레이션이 발생하기 전 우주의 크기는 대략 다음과 같다는 그럴듯한 가정이 있습니다. 빛의 속도와 나이를 곱하면 현재 전체 우주의 크기가 관측 가능한 우주의 크기보다 적어도 3x10 23 배 더 크다는 것을 암시합니다. 또한 전체 우주가 관측 가능한 우주보다 250 배 이상 크다고 주장하는 더 낮은 추정치도 있습니다. [19]

우주가 유한하지만 제한되지 않은 경우 우주는 작게 관측 가능한 우주보다. 이 경우 우리가 매우 먼 은하라고 생각하는 것은 실제로 우주를 일주 한 빛에 의해 형성된 근처 은하의 복제 이미지 일 수 있습니다. 이 가설을 실험적으로 테스트하는 것은 은하의 다른 이미지가 역사상 다른 ​​시대를 보여줄 것이고 결과적으로 상당히 다르게 보일 수 있기 때문입니다. Bielewicz et al. [20] 마지막 산란 표면의 직경에 27.9 기가 파섹 (910 억 광년)의 하한을 설정한다고 주장합니다 (이것은 하 한일 뿐이므로 종이는 전체 우주가 훨씬 더 클 가능성을 열어줍니다. 심지어 무한). 이 값은 WMAP 7 년 데이터의 일치 원 분석을 기반으로합니다. 이 접근법은 논란이되었습니다. [21]

지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 이동 거리는 모든 방향으로 약 14.26 기가 파섹 (465 억 광년 또는 4.40 x 1026 미터)입니다. 따라서 관측 가능한 우주는 직경이 약 28.5 기가 파섹 [22] (93 & # 160Gly 또는 8.8 × 10 26 & # 160m) 인 구체입니다. [23] 공간이 대략 평평하다고 가정하면이 크기는 약 7055116000000000000 ♠ 1.16 × 10 55 & # 160Gpc 3 (7055380000000000000 ♠ 3.8 ​​× 10 55 & # 160Gly 3 또는 7080357000000000000 ♠ 3.57 × 10 80 & # 160m)에 해당합니다. 삼 ).

위에 인용 된 수치는 거리입니다. 지금 (우주적 시간에), 거리가 아님 빛이 방출되었을 때. 예를 들어, 지금 우리가보고있는 우주 마이크로파 배경 복사는 광자 분리시에 방출되었는데, 약 138 억 년 전에 발생한 빅뱅 이후 약 38 만년 후에 발생한 것으로 추정됩니다. [24] [25] . 이 복사는 중간 시간 동안 대부분 은하로 응축 된 물질에 의해 방출되었으며, 그 은하들은 현재 우리로부터 약 460 억 광년 거리로 계산됩니다. [7] [11] 빛이 방출되었을 때 그 물질까지의 거리를 추정하기 위해, 우리는 먼저 팽창하는 우주를 모델링하는 데 사용되는 Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker 메트릭에 따라 현재 우리는 적색 편이로 빛을받습니다. , 빛이 원래 방출되었을 때의 축척 계수는 [26] [27]

.

다른 측정과 결합 된 WMAP 9 년 결과는 광자 분리의 적색 편이를 다음과 같이 제공합니다. & # 160 = & # 160 7003109164000000000 ♠ 1091 .64 ± 0.47, [28] 이것은 광자 디커플링시 스케일 팩터가 1 ⁄1092.64 . 따라서 원래 가장 오래된 CMBR 광자를 방출 한 물질이 선물 460 억 광년의 거리에서 광자가 원래 방출되었을 때 분리 할 때 거리는 약 42 백만 광년.

크기에 대한 오해

많은 2 차 출처에서 보이는 우주의 크기에 대해 매우 다양한 잘못된 수치를보고했습니다. 이러한 수치 중 일부는 그에 대한 오해의 가능한 이유에 대한 간략한 설명과 함께 아래에 나열되어 있습니다.

138 억 광년 우주의 나이는 138 억년으로 추정됩니다. 빛의 속도와 같거나 더 큰 속도로 가속 할 수있는 것은 없다는 것이 일반적으로 이해되지만 관측 가능한 우주의 반경이 138 억 광년에 불과해야한다는 것은 일반적인 오해입니다. 이 추론은 특수 상대성 이론 하에서 평평하고 정적 인 Minkowski 시공간 개념이 옳은 경우에만 의미가 있습니다. 실제 우주에서 시공간은 허블의 법칙에 의해 입증 된 것처럼 공간의 확장에 해당하는 방식으로 곡선을 이룹니다. 빛의 속도에 우주적 시간 간격을 곱한 거리는 직접적인 물리적 의미가 없습니다. [29] 158 억 광년 이것은 138 억 광년 수치와 같은 방식으로 얻어 지지만, 2006 년 중반 대중 언론이 보도 한 잘못된 우주 나이에서 시작되었습니다. 이 주장과 그것을 촉발시킨 논문에 대한 분석은이 기사의 끝에있는 다음 참고 문헌을 참조하십시오. [32] 276 억 광년 이것은 138 억 광년의 (잘못된) 반지름에서 얻은 지름입니다. 780 억 광년 2003 년 Cornish et al. [33] 직경의 하한을 찾았습니다. 전부의 우주 (단지 관측 가능한 부분이 아님), 우주의 위상이 사소하지 않기 때문에 크기가 유한하다고 가정하면 [34] [35] 우리가 볼 수있는 점 사이의 추정 된 현재 거리를 기준으로이 하한이 적용됩니다. 우주 마이크로파 배경 복사 (CMBR)의 반대편. 전체 우주가이 구체보다 작다면, 빛은 빅뱅 이후로 그것을 일주 할 시간을 가졌고, CMBR에서 먼 지점의 여러 이미지를 생성하여 반복되는 원의 패턴으로 나타납니다. Cornish et al. 최대 24 기가 파섹 (78 & # 160Gly 또는 7.4 × 10 26 & # 160m)의 스케일에서 이러한 효과를 찾았지만 찾지 못했고 검색을 가능한 모든 방향으로 확장 할 수 있다면 우리가 직경 24Gpc보다 작은 우주에 살 가능성을 배제 할 수 있습니다. " 저자는 또한 "저잡음과 고해상도 CMB지도 (WMAP의 확장 된 임무 및 Planck에서)를 사용하여 더 작은 원을 검색하고 한계를 다음으로 확장 할 수있을 것이라고 추정했습니다.

28 Gpc. "[33] 미래의 관측에 의해 설정 될 수있는 최대 하한의 추정치는 14 기가 파섹 (약 460 억 광년)의 반지름에 해당하며, 가시 우주의 반지름에 대한 수치와 거의 같습니다. 반지름은 CMBR 구체에 의해 정의 됨) 오프닝 섹션에 제공됩니다 .Cornish et al. 논문과 동일한 저자 대부분의 2012 년 프리 프린트는 현재 하한을 CMBR 구체 직경의 98.5 % 직경으로 확장했습니다. 또는 약 26Gpc. [37] 1,560 억 광년이 수치는 반경이라고 가정하고 780 억 광년을 두 배로 늘려 얻은 것입니다. [38] 780 억 광년은 이미 지름이기 때문에 (원본 논문은 Cornish 등은 "탐색을 가능한 모든 방향으로 확장함으로써 직경 24Gpc보다 작은 우주에 살 가능성을 배제 할 수 있으며 24Gpc는 780 억 광년입니다."라고 말합니다. 33] 두 배의 수치가 잘못되었습니다. rted. [38] [39] [40] Cornish가 천체 물리학 자로 일하고있는 Montana State University-Bozeman의 보도 자료는 다음에 등장한 이야기를 논의 할 때 오류를 언급했습니다. 발견하다 잡지, "발견하다 우주의 너비가 1,560 억 광년이라고 잘못보고했으며, 이는 지름이 아니라 780 억 광년이라고 생각했습니다. "[41] 1,800 억 광년이 추정치는 잘못된 156 억 광년 수치를 결합한 것입니다. M33 은하가 실제로 이전 추정치보다 15 % 더 멀리 떨어져 있으므로 허블 상수가 15 % 더 작다는 증거가 있습니다. [42] 1,800 억 개의 수치는 15 %에서 1,560 억 광년을 더하여 얻은 것입니다.


명명법

수만 개의 은하가 분류되었지만 안드로메다 은하, 마젤란 구름, 소용돌이 은하, 솜브레로 은하와 같이 잘 알려진 이름을 가진 은하는 소수에 불과합니다. 천문학 자들은 Messier 카탈로그, NGC (New General Catalogue), IC (Index Catalogue), CGCG (Catalogue of Galaxies 및 Clusters of Galaxies), MCG (Morphological Catalog of Galaxies)와 같은 특정 카탈로그의 숫자로 작업합니다. 및 UGC (Uppsala General Catalog of Galaxies). 잘 알려진 모든 은하들은이 목록들 중 하나 이상에 나타나지만 매번 다른 숫자로 나타납니다. 예를 들어, Messier 109는 Messier 카탈로그에 109라는 숫자가 있고 NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG + 09-20-044, PGC 37617이라는 명칭을 가진 나선 은하입니다.


암흑 물질 후보자

중력을 발휘하지만 빛을 방출하거나 흡수하지 않는이 신비한 물질 인 "암흑 물질"의 본질은 무엇입니까? 천문학 자들은 모른다.

암흑 물질의 본질에 대한 여러 가지 그럴듯한 추측이 있습니다.

  • 브라운 드워프 : 별의 질량이 우리 태양의 20 분의 1 미만인 경우 핵은 수 소나 중수소를 태울만큼 뜨겁지 않기 때문에 중력 수축에 의해서만 빛납니다. 별과 행성 사이에있는이 희미한 물체는 우리 망원경으로 직접 감지 할 수있을만큼 충분히 빛나지 않습니다. 브라운 드워프와 이와 유사한 물체는 천문학 자들이 MACHO (MAssive Compact Halo Objects)라는 별명을 붙였습니다. 이러한 MACHO는 중력 렌즈 실험을 통해 잠재적으로 감지 할 수 있습니다. 암흑 물질이 대부분 MACHO로 구성되어 있다면 중성 물질이 우주 질량의 대부분을 차지할 가능성이 높습니다.
  • 초 거대 질량 블랙홀 : 이들은 먼 "K"유형 퀘이사에 동력을 공급하는 것으로 생각됩니다. 일부 천문학 자들은 암흑 물질이 엄청난 수의 블랙홀로 구성 될 수 있다고 추측합니다. 이 블랙홀은 렌즈 효과를 통해 잠재적으로 감지 할 수 있습니다.
  • 새로운 형태의 물질 : 입자 물리학 자들, 자연의 근본적인 힘과 물질의 구성을 이해하기 위해 노력하는 과학자들은 새로운 힘과 새로운 유형의 입자가 있다고 추측했습니다. "supercolliders"를 만드는 주된 동기 중 하나는 실험실에서이 물질을 생산하는 것입니다. 빅뱅 이후 초기에는 우주가 매우 조밀하고 뜨거웠 기 때문에 우주 자체는 훌륭한 입자 가속기였습니다.우주 학자들은 암흑 물질이 빅뱅 직후에 생성 된 입자로 만들어 질 수 있다고 추측합니다. 이러한 입자는 일반적인 "중압 물질"과는 매우 다를 것입니다. 우주 론자들은 이러한 가상 입자를 WIMP (약하게 상호 작용하는 거대 입자의 경우) 또는 "비만 성 물질"이라고 부릅니다.

퀘이사 천문학 40 년

40 년 전 예상치 못한 퀘이사의 발견은 천문학 자들에게 우주가 얼마나 놀라운 것인지 보여 주었고, 우리는 거의 예측할 수 없었던 방향으로 새로운 탐험의 여정을 시작했습니다. 첫 번째 사례를 찾으려면 전파 천문학과 Palomar Mountain에있는 세계에서 (당시) 가장 큰 광학 망원경과의보다 전통적인 연구 간의 협력이 필요했습니다. 이러한 물체가 높은 적색 편이에있는 것으로 확인한 최종 도약에 대한 공로로 우리가 우주에서 알고있는 가장 강력한 물체는 1966 년 3 월 11 일 Time 잡지 표지에 적절하게 "우주"초상화로 기록 된 Maarten Schmidt에게 전달됩니다. 이러한 강국을 이해하기위한 노력에는 단순한 공상 과학 소설처럼 들리는 많은 아이디어가 포함되어 있으며 모두 우리 이해의 가장자리에있었습니다. 실제로 "퀘이사"라는 단어는 이제 신비스럽고 이국적인 냄새를 풍깁니다. 텔레비전 세트, 소프트웨어 개발, 출판, 컨설팅, 다이아몬드 거래, 인터넷 서비스 제공 업체, 최근 내 큰 아들이 문상으로 수상한 자전거 등 이질적인 분야에서 브랜드, 회사 또는 프로젝트 이름으로 찾을 수 있습니다. 천문학 자들은 지금까지 40 년 동안 퀘이사와 관련 현상을 열심히 연구 해 왔습니다. 우리의 이해가 40 세가되는 것과 관련된 성숙도 수준에 도달 했습니까?

1960 년대에 퀘이사는 다른 관련 물체를 포함하는 맥락에 속한다는 것이 분명해졌습니다. 이들은 모두 집합 적으로 "활성 은하 핵"또는 AGN으로 알려져 있으며, 은하 중심의 작은 영역에서 강력한 에너지 방출을 보여줌으로써 연결되어 있습니다. 이는 일반 별과 그 생명주기 (초신성 및 중성자 별 포함)가 설명 할 수있는 것보다 훨씬 뛰어납니다. 에 대한. 이 중 퀘이사의 정의 특성은 큰 적색 편이 (먼 거리와 높은 광도를 의미)이며, 일반 망원경 사진에서 별처럼 보인다 (핵이 주변 은하보다 더 빛나도록). "퀘이사 (quasar)"의 원래 파생어는 준 항성 무선 소스의 약어 QSRS에서 유래했습니다. 처음 알려진 몇 개는 모두 무선 방출의 결과로 발견 되었기 때문입니다. 그러나 매우 약한 (또는 탐지 할 수없는) 전파 방출을 가진 유사한 물체는 전파 시끄러운 퀘이사보다 많으며이 모든 것을 합쳐 준성 성 물체 또는 QSO라고합니다. 그러나 "퀘이사"는 종종 전파 방출에 대한 구별이있을 때 전체 무리를 의미하는 데 사용됩니다. 관련이 없습니다. 퀘이사의 스펙트럼은 일반 은하의 스펙트럼과 상당히 다르며, 높은 수준으로 여기 된 광범위한 가스 방출 선과 일반 별의 흡수선이없는 기본 파란색 연속 스펙트럼을 보여줍니다. 세이퍼 트 은하의 핵에서도 유사한 패턴이 낮은 전력 수준에서 볼 수 있습니다. 세이퍼 트 은하의 핵에는 퀘이사보다 덜 밝지 만 다른 많은 특성을 공유하는 작은 활성 핵이 포함되어 있습니다. 전파 시끄러운 퀘이사에서 볼 수있는 전파 방출 물질의 쌍둥이 로브와 제트를 공유하는 은하도 있습니다. 이들 중 일부는 유사한 스펙트럼 선을 보여 주지만 일부는 정상적인 별빛 만 보여주기 때문에 그 작용은 보이지 않거나 광학적 빛에 숨겨져 있습니다. AGN의 한 하위 집합 인 BL Lacertae 객체 또는 blazars에서 스펙트럼은 특징없는 연속체를 보여줍니다. 빛의 속도에 가깝게 이동하는 물질에서 방사되는 방사는 이러한 물체에서 제트의 빛이 증폭되어 핵에서 나오는 강력한 방출 선까지도 다른 모든 것을 압도합니다.

활성 은하 핵 사이의 가족 유사성 중 일부는 에너지 생성에 대한 표준 합의 그림으로 이어졌습니다. 제한적입니다. 광 출력의 가변성 (그리고 감마선에서 전파 파장으로의 복사)은 활성 핵에있는 대부분의 복사가 광 시간 이하의 작은 영역에서 발생해야 함을 보여줍니다. 그렇지 않으면 빛이 통과하는 데 걸리는 시간에 의해 전체 물체에 대한 시야가 번져서 물체가 우리처럼 빠르게 변하는 것을 볼 수 없었습니다. 강한 중력장은 도플러 이동에 의해 스펙트럼 선이 어떻게 그렇게 크게 확장 될 수 있는지 설명하는 데 도움이 될 것입니다. 오래 전에 핵을 완전히 떠나지 않은 채로 종종 5000km / s 이상의 속도로 가스가 이동 함을 나타냅니다. 모든 종류의 AGN에서 볼 수있는 강한 X- 선을 설명하려면 고온 또는 방출 물질에 다량의 에너지를 전달하는 다른 방법이 필요합니다. 마지막으로, 일부는 핵에서 몇 백만 광년 동안 똑바로 좁게 유지되는 깔끔하게 시준 된 무선 제트의 범위는 중앙 소스가 물질을 배출하는 데 선호되는 방향을 모두 가지고 있음을 보여줍니다. 빛의 속도), 그리고 이것이 어떤 방향인지에 대한 수백만 년에 걸친 기억.

천체 물리학에서 알려 지거나 합리적으로 이론화 된 물체 중에서, 이러한 모든 사실에 대한 가장 좋은 설명은 거대한 블랙홀과 그 주변에있는 것 같습니다. 은하의 밀도가 높은 핵에서 자란 태양 질량. 그러한 괴물에 가까운 가스는 행성 고리의 입자, 어린 별 주위의 가스와 먼지, 또는 형성하는 은하의 가스와 같은 패턴을 따라 블랙홀 궤도를 도는 부착 디스크로 평평 해집니다. 이 디스크의 원자 사이의 충돌은 자연적으로 매우 높은 온도, 특히 궤도 속도가 빛의 속도로 상승하는 블랙홀 근처로 가열됩니다. 보너스로, 몇 가지 계산 결과에 따르면 작은 성간 자기장조차도 그러한 디스크에서 증폭 될 수 있으므로 디스크에 수직 인 쌍둥이 제트에서 물질의 일부를 거의 빛의 속도로 발사 할 수 있습니다. 이 활성 핵의 일반적인 그림 (초 거대 블랙홀 주변의 고온 부착 디스크)은 널리 받아 들여지고 있지만, 우리가 실제로 볼 수있는 현상과 특정 부분을 연결하는 데 문제가 있습니다. 일반적으로 X 선은 디스크의 뜨거운 내부 부분에서 나오고 자외선 및 가시적 연속 복사선은 디스크가 더 차가운 곳에서 더 멀리 나올 것으로 예상됩니다. 강한 방출 선은 자외선과 X 선 방출에 의해 비춰진 가스 구름에서 나왔어야합니다. 무선 제트는 어떤 경우에는 명백한 연결을 가지고 있습니다. 전파 간섭계는 핵으로부터 광년 이내에 추적했습니다. 부착 디스크의 규모보다 훨씬 크지 않습니다. 우리가 보게 되겠지만, 거대한 블랙홀의 역동적 인 징후는 풍부하지만, 부착 디스크에 대한 직접적인 증거는 아직 파악하기 어렵습니다.

인구 통계-퀘이사의 인구와 역사

정치적 여론 조사에서 야생 생물 생물학에 이르기까지, 우리는이 인구를 이해한다고 주장하기 전에 퀘이사의 완전한 표본이 어떤 것인지 알아야합니다. 최초의 퀘이사 발견은 당연하게도 본질적으로 뺑소니였습니다. 일부는 강력한 라디오 소스로 식별 된 "별", 일부는 희미한 파란색 별, 일부는 스펙트럼이 본질을 드러내 기 전에 불규칙적으로 가변적 인별로 분류되었습니다 (따라서 V396 Herculis는 별이 아닙니다. 변수). 특히 푸른 색을 가진 퀘이사를 선택하거나 (희미한 푸른 별은 드물기 때문에) 더 큰 무선 소스 샘플을 식별하는 기술이 성숙 해지더라도 다양한 접근 방식이 하늘의 다양한 부분에 적용되어 진정한 완전한 인구 조사가 여전히 부족했습니다.

새로운 기술은 통계적으로 잘 정의 된 선택 과정을 통해 천체의 큰 샘플 (활성 은하 핵 포함)을 찾을 수있게했습니다. 이는 무엇보다도 다양한 파장에서 하늘의 넓은 영역을 조사하고 감지 된 방대한 물체 모음에서 색상 또는 이미지 구조를 기반으로 원하는 종류의 물체를 파악할 수있는 능력을 기반으로합니다. 활성 핵의 경우, 심층 무선 조사 (특히 FIRST 및 NVSS 프로젝트로 알려진 초대형 어레이와 동시에 수행 된 두 가지)에서 중요한 공헌이있었습니다. ROSAT 위성, 2MASS 프로젝트에 의한 근적외선의 모든 하늘 매핑 및 광학에서 진행중인 Sloan Digital Sky Survey.

뉴질랜드 아마추어 천문학 자 Eric Flesch는 조사 그룹 중 일부가 그렇게하기를 기다리는 데 참을성이 없어서 미국 해군 천문대의 별과 같은 물체와 일치하는 카탈로그 화 된 X 선 및 무선 소스 간의 연관성을 기반으로 100,000 개 이상의 가능한 QSO 카탈로그를 작성했습니다. 팔로마 하늘 조사의 스캔. 그의 FTP 사이트에 Free-Lunch로 등록 된 이것은 그 자체로 통계적으로 유용한 것으로 입증되었습니다.

QSO의 Sloan 및 2MASS 샘플은 특히 더 넓은 파장 범위를 조사 할 때 다양한 적색 편이에서 QSO의 색상이 어떤 종류의 일반 별과도 일치하지 않는다는 사실에 의존합니다. 인식 된 활성 핵의 색과 다양한 종류의 별에 대해 우리가 알고있는 것을 사용하여 조사 팀은 퀘이사 일 가능성이있는 물체뿐만 아니라 특정 적색 편이 (가장 높은 적색 편이, 특히 흥미로운 경우)에서 퀘이사 일 가능성이있는 물체를 자동으로 선택할 수 있습니다. 다양한 이유로). 적외선 조사는 주변 먼지 때문이든 본질적으로 다른 방사 특성 때문이든 우리가 예상했던 것보다 훨씬 더 붉은 퀘이사 개체군을 포착 할 수 있습니다. 청색 또는 광학 영역의 방출 선 스펙트럼을 기반으로하는 이전의 선택 기술이 그러한 빨간색 물체를 찾는 것에 대해 편향 될 수 있다는 것이 오랫동안 인식되어 왔으므로 이것은 중요한 새 창이 될 수 있습니다.

사실, 붉은 퀘이사의 인구는 상당합니다. Caltech의 적외선 처리 및 분석 센터의 Roc Cutri는 2MASS 측량 데이터를 사용하여 그러한 물체를 찾는 그룹을 이끌었고, 많은 수의 적색 퀘이사 후보를 찾은 다음 그 중 많은 것을 분 광학적으로 확인했습니다. 이 물체는 전통적인 푸른 색을 가진 일반 퀘이사만큼 많은 것으로 밝혀졌습니다. 이 붉은 개체군이 주변 먼지 (그리고 X- 선의 일부를 흡수하는 것으로 보이는 가스)에 의해 핵이 부분적으로 가려진 퀘이사로 구성된 경우 차이점을 설명 할 수 있습니다. 사실, 우리가이 특정 핵에서 보는 퀘이사 빛의 대부분은 우리가 직접 볼 수 없을 정도로 너무 깊이 가려진 영역을 볼 수있게 해주는 거대한 반사 성운에서 직접 보는 것이 아니라이 먼지에서 산란 된 흔적을 보여줍니다. 이러한 적색 퀘이사 중 일부에 대한 찬드라 X 선 관측 결과, 활성 핵을 높은 에너지에서 하늘의 총 X 선 밝기에 연결하는 데 누락 된 연결 고리가 될 수 있습니다. X 선 천문학에서는 서있는 퍼즐이지만 활동 은하의 역사를 이해하는 데있어서의 격차를 메 웁니다.

000703.6+155423 004118.7+281640 024807.3+145957 030558.6-115315 082311.3+435318
z = 0.114 z = 0.194 z = 0.072 z = 0.333 z = 0.182
Red AGN의 2MASS 3 색 합성 이미지 (Cutri RM, Nelson, BO, Kirkpatrick, JD, Huchra, JP 및 Smith, PS 2001, "광장 천문학의 새로운 시대", ASP Conference Series, Vol 232, 78) , R. Clowes, A. Adamson 및 G. Bromage eds.). 모든 이미지는 2'x2 ', 북쪽이 상단, 동쪽이 왼쪽입니다. 파란색 = 2MASS J- 밴드, 녹색 = 2MASS H- 밴드, 빨간색 = 2MASS Ks- 밴드.

은하계 연결

활성 핵의 본질에 대한 단서는 환경, 특히 주변 숙주 은하에서 오랫동안 찾아 왔습니다. 물리학에 대한 직접적인 공격이 어려운 것으로 판명 되었다면 아마도 그들이 가장 좋아하는 유령이 그들의 비밀을 밝혀 낼 수있을 것입니다. 그들의 정의에 따르면, 퀘이사 주변의 은하계는 일반 사진에 그러한 은하를 보여주지 않기 때문에 조사하기가 어려울 것임이 분명합니다. 따라서 수십 년 동안 AGN의 숙주 은하를 보는 것은 세이퍼 트 은하와 전파 은하를 의미했습니다. 이것들은 많은 물건을 사용할 수 있고 일부는 아주 근처에 있으며 상세한 전망을 제공하는 풍부한 선택을 제공했습니다. 세이퍼 트 핵은 대부분 허블 유형에서 "초기"라고 비공식적으로 알려진 은하 인 크고 밝은 중앙 돌출부를 가진 나선에서 발생합니다. 의심 스러울 정도로 많은 수의 세이퍼 트 핵이 다른 은하와 강하게 교란되거나 밀접하게 짝을 이루는 은하 내에 있습니다. 이러한 중력 교란이 "용을 깨우고"강력한 활동을 촉발 할 수 있다는 것은 직관적으로 이해할 수 있지만, 연결은 통계적으로 입증하기 어려운 것으로 입증되었습니다.

반대로 전파은하는 타원은 하나 가까운 친척을 선호한다. 많은 전파은하는 아주 정상적인 모양의 타원에 놓여 있으며, 일부는 최근에 가스가 풍부한 은하를 소화 한 타원처럼 보이는 은하에서 발견됩니다. 전파은하는 전파 방출이없는 타원보다 가까운 이웃이나 완전한 타원 형태에서 약간의 교란이있을 가능성이 통계적으로 더 높기 때문에 외부 상호 작용이 은하가 이러한 종류의 활동을 더 쉽게 보여줄 수 있다는 의심을 불러 일으 킵니다. 타원에 관한 어떤 것들은 전파 방출을 일으키는 긴 제트와 광범위한 에너지 입자의 로브를 발사하고 유지하는 것을 더 쉽게 만듭니다. 이것은 그들의 별들 사이에 밀도가 높은 가스가 상대적으로 부족할 수 있으며, 이는 빠르지 만 연약한 제트가 나선 은하의 붐비는 성간 매체에서보다 외부로 더 명확한 경로를 제공합니다.

특히 허블 우주 망원경을 사용한 상세한 이미지는 대부분의 전파 은하가 일반적으로 성간 가스의 좋은 추적자 인 특이한 먼지 구조를 보여주고 있음을 보여줍니다. 무선 제트에 수직 인 핵 주위에 얇은 먼지가 많은 디스크를 보는 것이 일반적입니다. 이것은 예상되는 부착 디스크에 대해 올바른 방향이지만 이러한 디스크의 크기는 광월이 아니라 수십 광년입니다. 그것들은 연결되어있을 수 있습니다-결국 _ 어딘가에서 _ 부착 디스크가 공급되고 있습니다-그러나 우리가 불꽃 놀이를 생성하는 것으로 의심되는 뜨겁고 활동적인 부착 디스크는 아직 아닙니다. 이러한 먼지 특징이 일반 타원보다 전파 은하에서 더 흔하다는 것이 밝혀 졌다면, 그 차이는 최근에 많은 전파 은하가 적대적인 합병과 인수를 통해 다량의 가스를 획득했다는 신호일 수 있습니다.

우리가 우주 시간에서 점점 더 멀리 보이는 전파 은하를 점점 더 많이 볼 때, 그들은 우리가 지금 여기에서 보는 친숙하고 대칭적인 타원과는 더 독특하고 덜 닮기 시작합니다. 높은 적색 편이에서 우리는 전파 은하가 전파 원과 정렬되어 있으며 종종 매우 고르지 않고 불규칙한 형태를 보입니다. 이 경험적 차이는 아마도 여러 효과를 결합합니다. 일반적인 가시 광선 이미징에서 우리는 큰 적색 편이를 볼 때 은하를 더 짧은 파장으로 떠나는 빛을보고 있습니다. 결국 우리는 자외선으로 시작된 것을 볼 수 있으며, 이는 젊은 별 개체군이나 먼지 입자에 의해 산란되는 것에 의해 강하게 영향을받을 것입니다. . 이것은 현재 불완전한 경우 적외선으로 관찰함으로써 해결할 수 있으므로 우리는 가까운 거리와 멀리있는 은하의 별빛 스펙트럼의 동일한 부분을 측정합니다. 이 변화에 더하여, 우리가 높은 적색 편이에서 보는 많은 전파 은하들은 우리가 지역 우주에서 보는 것보다 더 강력하고 따라서 더 격렬하게 활동합니다. 예를 들어, 관측 가능한 우주에서 가장 강력한 전파 은하 10 개를 확인했다면, 가장 가까운 것은 여전히 ​​50 억 광년 떨어져있을 가능성이 높으므로 그 특성이 우주 시간에 따른 진화 때문인지 아니면 희귀하고 빛나는 은하의 특징. 마지막으로, 더 많은 수의 겸손한 전파 은하로 테스트 할 수있는 가장 흥미로운 가능성은 우리가 우주 시간에 전파 은하의 진정한 진화를보고 있다는 것입니다. 아마도 소란스러운 청년 이후 오늘날의 부드럽고 대칭적인 형태로 천천히 정착함에 따라 전파 제트가 가스와 충돌함에 따라 은하 충돌과 별의 형성이 중요한 역할을했습니다.

하지만 퀘이사 주변의 숙주은하는 어떨까요? 가장 정확한 지상 기반 기술로 관찰했을 때, 소수의 진실한 퀘이사는 전형적인 은하에서 예상되는 일종의 "보풀"을 보였습니다. 빛이 희미하고 엄청나게 밝은 퀘이사 빛에 매우 가깝기 때문에 이것이 별빛임을 증명하는 것은 엄청난 도전이었습니다. 이러한 "퍼즈 볼"중 소수의 스펙트럼을 얻었으며 다양한 결과를 얻었습니다. 일부는 타원 은하 에서처럼 오래된 별의 흡수 특성을 보여줍니다. 일부는 나이가 많은 사람들보다 밝을만큼 밝은 젊은 별들의 독특한 패턴을 보여줍니다. 그리고 일부는 수만 광년 떨어진 퀘이사 코어에 의해 조명 된 가스의 방출 선만을 보여줍니다. 적외선으로 들어가거나 최상의 광학 관찰 조건을 사용하는 개선 된 이미징 기술은 또한 많은 퀘이사 주변의 퍼즈를 감지했으며, 일부 경우에는 나선 은하와 유사한 명확한 구조를 제공했습니다. 그러나 퀘이사를 둘러싸고있는 은하의 종류를보기위한 진정한 돌파구는 허블 우주 망원경과 함께 올 것으로 예상되었습니다. 대기의 흐릿함이없는 선명한 이미지는 퀘이사 코어 주변의 작고 희미한 은하까지도 드러내고, 우리에게 허블 은하가 어떤 유형인지 알 수있는 충분한 세부 사항을 보여줄 것입니다. 이 프로젝트는 망원경의 예상 성능을 복원 한 첫 번째 서비스 임무와 수정 광학 장치를 기다려야했지만 실제로 발생했습니다.

처음에 우리는 세이퍼 트 은하와 전파 은하에서 찾은 것과 유사한 구별을 기대했을 것입니다. 타원 은하에 전파 소리가 큰 물체와 강화 된 세이퍼 트처럼 행동하고 대부분 나선에있는 전파 조용한 물체가 있습니다. 허블의 첫 번째 퀘이사 이미지 배치로이 단순한 그림은 더욱 복잡해졌습니다. 적색 편이의 많은 퀘이사 대략 15 ~ 60 억 광년의 거리에 해당하는 = 0.1-0.5가 관측을 위해 선택되었으며, 주변 은하에 대한 최상의 감도를 얻기 위해 이러한 낮은 적색 편이가 선호되었습니다. 다양한 숙주 은하가 나타 났고, 단순한 계획을 혼란스럽게 만들었다. 무선 저소음 QSO는 나선형, 타원 또는 병합 시스템과 같은 모든 종류의 은하에서 발생할 수 있습니다. 전파 시끄러운 퀘이사는 타원 은하에서 발생하지만 좁은 조석 꼬리가 원래 은하가 나선 은하임을 암시하는 병 합계에서도 발생합니다.

John Bahcall과 공동 연구자들이 얻은 첫 번째 이미지 배치에서 일부 퀘이사는 중요한 주변 은하가없는 고아 인 것처럼 보였습니다. 이것은 엄청난 단계가 될 것이며, 퀘이사의 블랙홀이 주변 은하보다 앞서있을 수 있으며 사실 초기 우주에서 은하 형성을 시작하는 씨앗이 될 수 있다는 추측으로 이어졌습니다. 그러나 현실은 더 산산적일 수 있습니다. 좀 더 세밀하게 조정 된 도구 설정 (예 : Mike Disney 그룹의 설정)을 사용한 관측은이 "고아"몇 개 주변에있는 작지만 상당히 밝은 은하의 탐지를 나타 냈습니다. 더 많은 것은 허블에서 볼 수있는 QSO 은하의 직접적인 환경이다. 어떤 종류의 QSO 호스트 은하의 1/3 이상에는 작고 가까운 동반자가 있습니다.이것은 은하와의 만남이 핵 활동을 유발할 수 있다는 가장 강력한 증거입니다. 이 동반자들은 매우 특별한 유형의 많은 은하를 포함합니다. 마치 더 정상적인 방식으로 시작된 파괴 된 시스템의 나머지 핵심을 나타내는 것처럼 매우 작은 은하입니다. 더 일반적인 은하들은 퀘이사 코어에 너무 가깝게 들어갈 수 없었습니다. 공간이 없습니다. 이것은 특정 종류의 중력 장애가 내부의 짐승을 먹이는 데 가장 효과적이라는 것을 말해 줄 수 있습니다. 또한 이것은 오늘날 우주에서 퀘이사 활동이 비교적 짧은 에피소드에서 주로 발생 함을 알려줍니다. 이 가까이에있는 은하와의 만남은 짧아야합니다. 몇억 년 안에 침입자는 탈출하거나 더 큰 은하에 흡수 될 것입니다. 퀘이사와이 동료들 사이의 연결 고리가 보인다면, 퀘이사는 은하 충돌 기간보다 훨씬 길지 않은 기간 동안 그대로 나타나야합니다. 따라서 오늘날의 퀘이사는 아마도 초기 우주에서 더 활동적이었던 물체의 드문 회춘 일 것입니다.

그리고 오늘날보다 훨씬 더 많고 강력했던 고 적색 편이 퀘이사는 어떨까요? 그들의 호스트 은하를 보는 것은 허블의 능력으로도 여전히 어려운 도전이다. 이 먼 은하들을 핵의 눈부심 속에서는 보이지 않게 만들기 위해 여러 가지 요인이 공모합니다. 거리가 멀어지면 이미지가 코어에 더 가까워 지므로 핵의 눈부심이 더 크고 더 큰 영역을 제거합니다. 그들의 별빛의 대부분은 큰 적색 편이로 인해 근적외선에서 보일 것입니다. 즉, 완벽한 망원경조차도 회절 한계가 파장에 따라 더 커지기 때문에 우리는 더 나쁜 해상도로 그것을 관찰 할 것입니다. 그리고 마지막으로, 우주의 팽창은 우리가 관찰하는 표면 밝기를 (1 + z)의 4 제곱으로 빠르게 감소시킵니다. 따라서 우리는 적색 편이가 가장 높은 퀘이사 주변에 어떤 종류의 정상적인 은하도 볼 수 없을 것으로 예상하며, 일반적인 지상 기반 적외선 이미지는 적색 편이를 넘어서는 "흐릿함"을 거의 보여주지 않습니다. =1.

그럼에도 불구하고 주장과 기대는보기에 대한 대체물이 아니며, 허블과 차세대 대형 지상 망원경을 사용하여 적색 편이가 높은 퀘이사 주변의 은하를 찾으려는 시도가있었습니다. 적색 편이에서 = 2-3, Susan Ridgway와 동료들은 NICMOS 적외선 카메라와 함께 허블을 사용하여 몇 개의 숙주 은하를 감지했으며, 그중 일부는 인근 퀘이사의 숙주보다 더 밝지 않습니다. 사실, 그들은이 은하들이 오늘날 전형적인 은하가되기 위해 가스의 축적이나 더 작은 은하와의 합병에 의해 크게 성장해야한다고 제안 할만큼 충분히 희미합니다. 숙주 은하에서 더 극단적 인 종류의 별을 찾기 위해 Matthew Lehnert가 이끄는 그룹은 동일한 적색 편이 범위에있는 숙주의 자외선을 조사하여 일부는 별을 형성하는 지역의 빛 덩어리와 매듭을 보여줍니다. 퀘이사 주변 은하의 별 형성의 역사는 그들의 역사, 특히 핵의 밝기와 은하의 성장이 어떻게 연결되어 있는지 우리에게 말해 줄 수 있습니다.

예외는 종종 그들이 무시하는 규칙에 대해 알려주기 때문에 Seyferts의 숙주 은하와 전파 은하 사이의 강한 구별에도 예외가있을 수 있다는 사실은 흥미 롭습니다. 수백 개의 전파 은하 성단에 대한 조사에서 Frazer Owen, Michael Ledlow 및 저를 포함한 그룹은 고도로 평평한 디스크 은하에서 강력한 이중엽 전파 은하를 발견했습니다. 이것이 실제로 나선형이라면, 알려진 유일한 사례이며, 아마도 은하가 그러한 오래 지속되고 강력한 현상을 즐기기 위해 무엇을해야하는지에 대해 흥미로운 것을 가르쳐 줄 수있을 것입니다. 8 미터 쌍둥이 남북 망원경 (제미니 천문대 제공)에서 찍은이 최근 사진에서 잘 보이듯이 은하계는 정확히 가장자리에있는 것으로 밝혀졌습니다. 매우 정확하게 가장자리에있을 때 매우 정확한 은하 유형을 얻기가 어렵지만 먼지 구조가 불규칙하여 팔이없는 S0 은하가 아니라 실제로 나선형임을 암시합니다. 새로운 허블 ACS 이미지는 말 그대로 문제를 해결하는 젊은 별들의 무리를 보여줄 수 있습니다.

은하와 블랙홀 또는 그 반대

나의 대학원 고문 인 Joe Miller는 Lick Observatory를 오가는 운전 중에 퀘이사가 단순히 흥미 롭거나 실제로 중요한지 몰랐다고 생각했습니다. 많은 과학자들에게 그러한 구별은 존재하지 않지만 Joe가 의미하는 바는 모든 우주 현상 중 가장 귀중한 생명체로 이끄는 경로에 활성 은하의 현상이 서 있다는 것이 분명하지 않다는 것입니다. 그것들은 우리가 존재하도록 허용하는 우주의 동일한 속성을 반영합니까, 아니면 우주가 다음과 같았다면 우리 존재가 실질적으로 동일했을 수 있습니까? 아니 이 강국을 만들기 위해? 얼마나 많은 은하가 죽은 퀘이사를 포함하고 있는지에 대한 최근의 발견은 두 가지 모두에서 대답이 "예"일 수 있음을 시사합니다. 퀘이사 활동은 모든 빛나는 은하의 발전에 중요한 부분을 차지할 수 있습니다.

수년 동안 퀘이사는 초기 우주 역사에 대해 알려주는 큰 적색 편이를 추적 할 수있는 유일한 물체였습니다. 따라서 많은 우주 학자들은 암묵적이라면 퀘이사가 은하의 형성과 밀접하게 연관되어 있기를 바라며 즐거워했습니다. 이제 우리는 그들이 퀘이사로 추적 할 수있는 우주 역사의 조각과 (우리 자신을 포함하여) 은하의 발전 사이에 밀접한 관련이 있다는 증거를 발견했습니다. 물질을 충분히 높은 속도로 축적 할 때 활성 핵으로 나타나는 은하의 거대한 블랙홀은 은하의 기본 특징이며 매우 특정한 환경에서 처음 발생했습니다.

퀘이사의 적색 편이가 무엇이든 퀘이사 스펙트럼이 거의 동일하게 보인다는 것은 오랜 호기심이었습니다. 주변 물체와 초기 우주 시대에 보이는 물체는 산소, 질소, 알루미늄 및 철과 같은 중원 소의 상대적인 풍부함을 알려주는 방출 선의 강도가 거의 동일합니다. 이들은 거대한 별과 초신성에서 생성되며 관련된 별의 질량과 나이에 따라 비율이 다소 다릅니다. 이제 적색 편이에서 퀘이사를 다음과 같이 조사 할 수 있습니다. = 6.4, 이는 가장 가능성이 높은 우주적 매개 변수에 대해 시작 후 약 8 억년 이내입니다. 이 퀘이사의 중앙 엔진에 의해 조명되는 가스는 우리가 지금 여기에서 보는 것보다 별의 융합 산물이 풍부합니다. 사실, 가장 무거운 별의 산물은 오늘날보다이 초기 퀘이사에서 상대적으로 더 일반적입니다. Fred Hamann과 공동 연구자들은 퀘이사가 초대형 블랙홀을 소유하는 독특함을 넘어서도 특별한 지역에 거주하는 경우 이러한 상황이 타당 함을 보여주었습니다. 그들은 또한 초기에 강렬한 별 형성을 주최 했음에 틀림 없다. 초신성이 이미이 중 가장 무거운 원소를 생성하고 퀘이사의 방출 선으로 보이는 물질의 일부를 형성하는 성간 공간으로 다시 날려 버리기 위해서는 초신성이 이미 보이는 무거운 원소의 질량을 생성하기 위해 강렬했을 것입니다. . 사실, 특정 요소는 상대적인 희소성으로 주목할 수 있으며, 이는 추가 단서를 제공합니다. Ia 형 초신성 (광도가 너무 가깝기 때문에 우주론에 유용한 종류)은 주기율표에서 철 근처에서 훨씬 더 많은 양의 원자핵을 생성합니다. 이는 적색 거성의 핵에서의 융합이나 붕괴로 인한 II 형 초신성입니다. 그들의 생애 말기에 거대한 별들의. 이러한 요소는 적색 편이가 높은 퀘이사에서 상대적으로 부족하여 별의 형성과 거대한 별의 죽음이 활발했지만 Ia 형 초신성이 역할을하지 않았 음을 나타냅니다. Ia 형 초신성은 시간 규모가 10 억년 이상인 과정 인 백색 왜성을 포함하는 바이너리의 합병에서 비롯된 것으로 생각되기 때문에 이는 의미가 있습니다. 별의 형성이 수억 년 동안 아무리 활기 차더라도 Ia 형 초신성과 철 피크 초과분은 약 10 억년 동안 나타나지 않을 것입니다. 그럼에도 불구하고 은하 형성의 역사와 관련하여 그러한 별 형성이 얼마나 일찍 시작되었을 수 있는지에 대한 심각한 문제가 있습니다.

강렬한 별 형성의 존재와 거대한 중앙 블랙홀의 존재가 어떤 식 으로든 연결되어 있다면, 하나는 다른 하나를 유발하거나 주변 은하가 형성됨에 따라 사건의 부산물로 둘 다 연결된다면이 모든 것이 가장 맛있어 보입니다. 실제로, 대기 블랙홀을 찾는 기술을 개발하면서 중앙 블랙홀과 주변 은하 사이의 강력한 연결이 나타났습니다. 전파에서 딱딱한 X 선에 이르기까지 모든 곳에서 중앙 엔진을 광고하는 화려한 활성 핵과 달리 조용한 블랙홀은 주변 물체에 대한 중력 효과 일뿐입니다. 평범한 동 반성이 하나의 별에서 형성된 블랙홀의 존재를 배신 할 수있는 것과 마찬가지로 은하 중심 근처의 별들의 움직임은 우리가 초대 질량 검은 색으로 해석하는 일종의 집중된 질량의 존재를 우리에게 알려줄 수 있습니다. 구멍. 그러한 괴물에 대한 가장 초기의 힌트는 Peter Young, Wallace Sargent 및 그 협력자들이 발표 한 처녀 자리 전파 은하 M87의 관측에서 나왔습니다. 여기에는 당시 새로운 CCD (charge-coupled device)를 천문학에 적용한 최초의 응용 프로그램 중 하나가 포함됩니다. 연구. 그들은 전파 방출과 강력한 제트가 비정상적인 활동의 충분한 증거를 보여주는 M87의 중심부에 매우 가까운 별들이 다른 타원 은하보다 더 강하게 집중되어 있으며, 그들의 전형적인 속도가이 중심부를 향해 너무 빠르게 증가하여 정상적인 물질의 양은 보이지 않고 필요한 중력을 설명 할 수 있습니다. 따라서 그들은 M87의 핵이 약 50 억 태양 질량의 블랙홀을 포함한다고 제안했습니다. (HST 관측에 의해 가장 명확하게 드러난 가스 디스크 내의 움직임을 포함한 추가 관측은이 결론을 강화했습니다.)

M87 관측은 최첨단을 밀어 냈고, 그러한 측정은 지구 표면에서 할 수있는 일의 한계에 머물 렀습니다. 은하 핵의 블랙홀에 대한 확실한 증거는 허블 우주 망원경, 특히 1997 년 초 두 번째 서비스 임무 중 우주 망원경 이미징 분광기 (STIS) 설치를 기다려야했습니다.이 도구는 은하의 스펙트럼을 측정 할 수있었습니다. 이전 모델보다 효율성이 높을뿐만 아니라 한 번에 한 지점이 아닌 2 차원 적으로 은하 전체를 한 번에 측정합니다. STIS는 블랙홀 미터로서의 가치를 입증하여 은하계의 블랙홀에 대한 수많은 측정 값을 제공하여 단순한 존재가 아닌 인구 통계를 조사 할 수 있습니다. 이온화 된 가스의 방출 스펙트럼을 측정하기가 훨씬 더 쉽지만 가스가 아닌 별의 움직임을 사용하여 이러한 측정을 수행하는 것이 중요합니다. 성간 가스는 중력 이외의 많은 것들에 의해 밀려날 수 있습니다. 자기장, 초신성의 충격파, 자외선에 의한 가열이 역할을 할 수 있습니다. 이에 비해 별은 은하 중력장을 추적 할 때 거의 불활성 입자로 작용합니다.

우리 은하에서는 이제 별을 가지고이 실험을 할 수있게되었고, 통계적으로가 아니라 하나씩 수행하는 것이 가능해졌습니다. 스펙 클 간섭계와 이후의 적응 광학은 은하수 핵 주변의 가장 안쪽 몇 광년에있는 별들을 밝혀 냈고, 그들의 위치를 ​​매우 정확하게 보여 주어 그들의 궤도 운동이 불과 몇 년에 걸쳐 나타납니다. Andrea Ghez와 Keck의 공동 작업자와 Reinhard Genzel 그룹이 칠레 La Silla에서 3.5m 신기술 망원경을 사용하고 최근에는 8m VLT에서 적응 광학을 사용하여 은하 중심 근처에있는 별들이 태양 질량이 100 만 개에 달하는 보이지 않는 물체의 영향을 받는데, 작은 중앙 무선 소스가 나타나는 바로 그 위치에 있습니다. 마스터 요다와 그의 제자들이 제다이 기록 보관소에서 행성을 지우려는 시도를 통해 본 것과 같은 방식으로 우리는 중력 서명을 통해이 물체의 존재를 식별 할 수 있습니다.

우리 은하의 중심 물체는 우리가 관찰 할 수있는 다른 많은 은하들의 기준에 의해 상당히 겸손하다는 것이 증명되었습니다. 더 먼 경우에, 우리는 질량을 매핑하기 위해 각 지역에서 보이는 별의 다른 도플러 이동으로 인한 스펙트럼 선의 확장 량을 사용합니다. John Magorrian과 동료들이 가장 명확하게 보여 주듯이 HST 데이터는 중심 물체의 질량과 주변 은하의 특성 사이의 놀라운 관계를 보여줍니다. 거의 모든 경우에 블랙홀은 은하 구 상체에있는 별 질량의 약 0.5 %를 차지합니다. 이것은 나선의 둥그스름한 중앙 돌출부 또는 타원의 경우 은하 전체이며, 각 경우에 별 형성의 빠른 초기 시대의 결과를 나타내는 것으로 생각됩니다. 따라서 성장하는 은하계는 중앙 블랙홀에 대해 알고 있었거나 블랙홀은 주변 은하계의 별에 대해 알고 있었으며 어떤 방식 으로든 다른 하나를 제어 할 수있었습니다.

이 소위 마고 리안 관계는 블랙홀이 먼저 존재하고 항상 거의 비례하는 양의 물질을 끌어 당겨 별을 만들거나 은하가 먼저 거기에 있었고 항상 중앙 블랙홀을 일정한 비율로 성장 시켰음을 의미 할 수 있습니다. 항성 질량. 두 번째 대안에 대한 명확한 이론적 설명이있어서 블랙홀이 먼저 존재한다면 필요한 "마법"보다 훨씬 더 가능성이 높아 보입니다. 중앙에 적당한 블랙홀이있는 은하, 예를 들어 단일 성단의 별을 합쳐서 만든 은하를 상상한다면, 블랙홀은 처음에는 주변 환경에 거의 동적 영향을 미치지 않습니다. 그러나 성장함에 따라 결국 주변을 중력 적으로 지배하고 주변 별의 궤도를 변경하게됩니다. 데이비드 메리트 (David Merritt)와 제럴드 퀸란 (Gerald Quinlan)의 계산에 따르면 블랙홀이 특정 최대 질량에 도달하면 근처 별의 궤도를 더 원형으로 만들어서 안전하게 도달하지 못하도록하여 자체 성장을 차단합니다. 그들의 계산은 마고 리아 관계를 흥미로운 방식으로 추적하는 결과를 제공하지만, 블랙홀이 일반적인 밝은 은하의 0.5 %보다 몇 배 더 높은 질량 분율로 성장을 막는 것을 보여줍니다. 이것이 지금까지 STIS로 관측 된 대부분의 은하에서 조용한 중앙 질량이 널리 퍼져 있음에서 알 수 있듯이 대부분의 은하의 삶에서 일어난 일이라면 퀘이사는 실제로 중요하고 흥미로울 수 있습니다. 대부분의 은하들은 블랙홀이 자라면서 물질을 섭취하고 가스로 둘러싸여 퀘이사 증상을 일으킬 때 밝은 퀘이사와 같은 단계를 겪었 음에 틀림 없습니다. 중앙 블랙홀의 존재는 은하의 형성과 진화에서 피할 수없는 부분 일 수 있습니다.

퀘이사의 통계는 이것이 얼마나 오래 걸 렸는지, 그리고 우주 달력에서 대부분의 행동이 언제 일어 났는지 알려줄 수 있습니다. 인구 조사는 여러 가지 이유로 X- 레이를 사용하는 것이 가장 쉽습니다. 퀘이사는 가시 광선이나 적외선에 비해 X 선에 숨길 다른 종류의 별과 같은 물체가 적습니다. 충분한 에너지의 X 선은 먼지 나 가스에 의해 차단되지 않으므로 퀘이사 환경에서는 이것에 의해 편향되지 않습니다. 찬드라 X 선 관측소의 매우 깊고 매우 선명한 X 선 이미지를 통해 Amy Barger와 동료들은 퀘이사에서 나온 대부분의 X 선이 언제 우리의 탐지기로 이동하기 시작했는지, 따라서 언제 거대한 블랙홀이 자라 났는지 물어볼 수있었습니다. 가장 강력하게 발산합니다. 광학의 많은 물체에 대해 측정 된 적색 편이와 X- 선 강도를 결합하면 일반적인 활성 핵이 약 5 억 년 (또는 수명의 5 %)을 "사용"한 것으로 나타났습니다. 이것의 대부분은 다양한 적색 편이에서 퀘이사 개체군에 대해 우리가 알고있는 것을 맞추기 위해 초기 우주에서 발생했을 것입니다. 5 %의이 비율은 오늘날의 세이퍼 트 핵을 수용하는 밝은 은하의 비율과 일치하지만 다양한 은하의 "듀티 사이클"에는 넓은 범위가 있어야합니다. 우주의 시대에 가장 강력한 퀘이사를 계속 유지하면 은하 전체를 소비하고 우리가 볼 수있는 것보다 더 많은 블랙홀을 남길 것이기 때문에 활동이 켜지고 꺼져 야한다는 것이 오랫동안 분명해졌습니다. 이것은 또한 지역 우주의 많은 퀘이사가 밀접하게 상호 작용하는 동반자를 가지고 있다는 관찰과도 의미가 있으며, 위에서 언급했듯이 퀘이사 활동은 비교적 짧은 에피소드에서 발생 함을 시사합니다.

높은 적색 편이에있는 퀘이사 숙주는 매우 특별한 장소 였음에 틀림 없다. 은하들은 중앙 블랙홀을 가장 빠르게 성장시킬 수있는 것과 똑같은 밀도의 코어에서 별을 형성하기 시작할만큼 충분히 함께 모여 들었다. 중앙 블랙홀의 성장이 주변 별의 역학과 어떻게 상호 작용할 수 있는지를 보여주는 수치 모델에서도 이러한 블랙홀의 원래 형성과 초기 성장에 대한 상당한 미스터리가 남아 있습니다. 그들은 지나가는 별을 파괴하고 물질의 일부를 축적함으로써 빠르게 성장할 수 있습니다. 우리가 초기 퀘이사를 볼 때 상대적으로 짧은 시간에 어떻게 그렇게 거대하게 자랐습니까? 블랙홀이 그런 식으로 시작 되었다면, 이것은 초기 우주에서 혼란스러운 시대의 일종의 원시 유물, 아마도 은하의 형성을 촉진하고 가속화 한 질량 농도 일 것입니다. 이 개념은 허블 이미지가 주변 은하가 거의 또는 전혀없는 일부 퀘이사를 보여준 것처럼 보였을 때 수년 동안 인기가있었습니다. 그러나 추가 관측에 따르면 주변의 모든 퀘이사는 상당한 주변 은하를 가지고 있으며, 중심 물체의 질량과 주변 별의 스페 로이드 사이의 긴밀한 대응에 비추어 볼 때 블랙홀이 함께 성장한 것으로 보입니다. 주변 은하의 발달. 따라서 우리는 하나의 붕괴하는 별들과 아침 식사를 위해 지나가는 다른 별들을 분쇄 할 수있을만큼 강력한 블랙홀들과의 간격을 메울 방법을 다른 곳에서 찾아야합니다.

하나의 별이 붕괴하여 이해할 수있는 가장 거대한 블랙홀은 아마도 100 개의 태양 질량을 가질 것이며, 그 별이 우주의 1 세대 별들 중 하나 였을 때만 가능합니다. (그러한 별들의 마지막 폭발은 너무 강력하기 때문에 우리는 실제로 오늘날의 은하계에서 그들의 잔해를 찾을 것으로 기대하지 않습니다). 이것은 대부분의 은하 중심에있는 가스보다 훨씬 더 풍부한 연료 공급원을 형성하는 다른 별들로부터 질량을 축적하기 시작하는 데 필요한 100,000 개 정도에 훨씬 못 미친다. 이 간격을 메울 수있는 한 가지 방법은 상대주의 성단의 속성에 있습니다. 이것들은 너무 콤팩트해서 구성하는 별들의 움직임과 상호 작용을 적절하게 설명하기 위해 상대성이 필요합니다. 오늘날의 풍부한 성단을 상상 해보면, 그 구성원을 중성자 별이나 블랙홀로 바꾸고 전체 그룹을 2 광년의 부피로 압축하면 상대주의 성단이되기 시작합니다. 그러한 성단을 형성하는 것은 매우 강렬하고 조밀 한 별 형성의 폭발로 시작해야 할 것이며, 멤버 별 중 일부가 중성자 별 또는 블랙홀이되어 삶을 끝내면 동적 상호 작용이 뒤 따릅니다.가장 거대한 물체는 별들 간의 일반적인 상호 작용 과정에서 중심에 정착하는 경향이 있으며, 성단이 상대 론적이 될 때 가속화되는 과정입니다. 사실, 오랜 이론적 문제는 상대주의 성단의 안정성이었습니다. 그러한 성단이 중앙 구성원이 하나의 거대한 블랙홀을 형성 할 때까지 함께 떨어질 수밖에 없는가, 아니면 그러한 성단이 우주 시대에 오래 지속될 수 있는가? 이 시점에서 일부 시작 조건에 대한 명확한 판단이 없으며 클러스터가 붕괴되는 반면 다른 클러스터는 오래 지속되는 것처럼 보입니다. 이처럼 극단적 인 (그리고 지금은 관찰되지 않은) 집합체를 고려하는 이유는 우리가 초기에 우리의 초기 은하 사진을 거의 모방 한 근처 은하에서 거대한 별들로 가득 찬 매우 강렬한 별 형성 지역을 볼 수 있기 때문입니다. 그리고 이런 종류의 환경은 퀘이사에서 가스의 화학적 구성을 맞추는 데 필요한 것과도 일치합니다. 그러나 이것은 추가 연구가 필요한 영역이며 초기 은하의 상태에 대한 더 많은 데이터가 확실히 도움이 될 것입니다.

부착 디스크는 어디에 있습니까?

활성 핵에있는 중앙 발전소의 "표준"모델은 부착 디스크로 둘러싸인 매우 거대한 블랙홀을 특징으로합니다. 사실 우리가 실제로 볼 수있는 대부분의 방사선에 기여할 수있는 것은 부착 디스크입니다. 그러나 지금까지 부착 디스크는 매우 부끄러움이 입증되었으며 디스크의 직접 서명에 대한 관찰 테스트는 부정적이거나 모호합니다. 이것은 광학 스펙트럼의 특징, 자외선 스펙트럼의 전체적인 모양, X 선 스펙트럼 영역에서 볼 수있는 매우 뜨거운 물질의 선에서도 마찬가지입니다. 부착 디스크에서 직접 나오는 일부 기능을 검색하는 것은 얇은 궤도 디스크의 움직임의 특징적인 패턴에 의존하거나 내부 충돌에 의해 가열되어 뜨거워 질 것이라는 사실에 의존합니다. 그리고 매우 이상한 모양의 별.

대부분의 AGN 스펙트럼에서 방출 선의 프로파일은 중앙에서 정점을 이루며이 빛의 극히 일부만이 매우 높은 속도의 물질에서 나온다는 것을 알 수 있습니다. 이것은 얇고 조직화 된 디스크 라기보다는 비정질 구름 또는 구형 구름 분포처럼 들립니다. 따라서 퀘이사와 전파 은하의 한 종류가 "쌍둥이 봉우리"를 보였을 때 흥분이있었습니다. 이중 방출 선 프로파일로, 대부분의 복사선이 중심에 비해 적색 편이 또는 청색 편이되었습니다. 일반적으로 이것은 우리가 원반에서 기대하는 것이며, 또한 동반자로부터 가스를 축적하는 백색 왜성 또는 중성자 별 주위의 뜨거운 원반에서 보는 것과 같습니다. 처음으로 자세히 조사한 것은 Arp 102B로, 상호 작용하는 은하 쌍의 일부로 X 선 탐지를 기반으로 처음에는 흥미로워 보였습니다. Michael Eracleous와 Jules Halpern의 전용 설문 조사에서 이러한 물체가 더 많이 나타 났으며, 충분히주의 깊게 살펴보면 라디오 시끄러운 물체의 거의 10 %를 차지한다고 제안했습니다. 이중 첨두 프로필은 부착 디스크에서 직접 들어오는 빛을 나타내는 데 적합한 기능 중 일부를 보여주는 것처럼 보였습니다. 특히, 파란색 피크는 종종 빨간색 피크보다 약간 더 선명하고 밝았으며, 접근하는 쪽의 빛이 우리 기준 프레임에서 증폭됨에 따라 상대성 이론에서 예측 된 효과입니다. 하지만 생명체는 그렇게 단순하지 않았습니다.이 스펙트럼 중 일부에서 빨간색과 파란색 피크는 독립적으로 변할 수있는 반면, 부착 디스크의 두 반쪽은 물질이 독립적 인 궤도를 따르기 때문에 몇 시간 내에 서로 결합되어 있어야한다는 것이 밝혀졌습니다. .

방출 선 대신, 부착 디스크는 광학 범위에서 연속적인 복사만을 방출 할 수 있습니다. 그렇다면 그 서명은 자외선에서 적외선에 이르는 데이터를 비교할 때만 나타날 수있는 광범위한 스펙트럼 패턴 일 수 있습니다. Matt Malkan과 Wallace Sargent는 이러한 종류의 광범위하게 인용 된 연구를 수행하여 Big Blue Bump로 알려진 넓은 방출 패턴이 부착 디스크가 줄 수있는 일종의 왜곡 된 항성 대기처럼 보인다는 것을 보여주었습니다. 또한 Wei-Hsin Sun의 계산에 따르면 중심 질량과 시야각이 변경됨에 따라 상대성이 미치는 영향으로 인해 한 물체에서 다른 물체로의 일부 변화를 보여주었습니다. 여태까지는 그런대로 잘됐다. 그러나이 아이디어는이 결과가 제시 한 다른 테스트를 통과하지 못했습니다. 특히, 그러한 물체 (우리가 더 잘 이해하고있는 초거성 표면 포함)의 광 출력은 자외선의 Lyman 한계에서 극적으로 변화해야합니다. 한계의 파란색면에있는 방사선은 수소 원자를 이온화 할 수 있습니다. 디스크가 이러한 신호를 취소하도록 신중하게 구성되지 않은 경우이 변경은 강도의 단계 또는 편광의 변화입니다. 로버트 안토 누치 (Robert Antonucci)와 여러 협력자들이이 아이디어를 테스트 한 결과 우리가 실제로 퀘이사 및 전파 은하에서 보는 것과 일치하지 않는다는 것을 발견했습니다. 그들이 최근 논문에서 제안했듯이 그러한 퀘이사가 존재한다면 원반의 바깥 부분이 너무 넓어서 우리의 시야를 가리기 때문에 우리가 자외선에서 관찰 할 수없는 것입니다. 이것은 의심스럽고 깔끔한 우연 일뿐만 아니라 퀘이사만큼 강력한 물체의 극소수를 위반했지만 좁은 방출 선 만 보여줍니다 (핵심 영역이 전혀 보이지 않는 것처럼).

활성 핵에서 나온 X 선의 상세한 스펙트럼 탐사는 처음에는 일본 ASCA 위성에서, 그리고 최근에는 NASA의 찬드라와 ESA의 XMM- 뉴턴 관측소에서 풍부한 분야가되었습니다. 이것들은 이제 우리가 광학 또는 자외선 범위에서 방출 선을 발산하는 경우에만 이전에 찾을 수 있었던 뜨거운 X 선 방출 물질의 속도 구조를 보여줄 수 있습니다. 이 방출 선 중 일부는 이제 너무 고도로 이온화되어 수천만 도의 온도에 있어야하는 가스로 인해 우리가 디스크에 대해 예상 할 수있는 종류의 속도 구조를 보여주었습니다. 일부는 뚜렷한 이중 봉우리처럼 보이는 것을 보여주었습니다. 그러나 다시 더 많은 데이터로 인해 상황이 흐려졌습니다. 중요한 에너지 범위에서 X 선 스펙트럼에 대한 몇 가지 뚜렷한 기여가 있으므로 특정 스펙트럼 라인에서 얼마나 많은 범프가 발생하는지, 따라서 속도 구조가 무엇인지 완전히 명확하지 않습니다. 그리고 어떤 경우에는 더 나은 데이터가 축적됨에 따라 명백한 이중 구조가 사라졌습니다. 찬드라와 XMM- 뉴턴이 관찰을 계속하고 커뮤니티가 그들의 해석에 더 많은 경험을하게됨에 따라 이것에 대한 답은 분명 해져야합니다.

디스크와 같은 구조는 실제로 근처의 많은 활성 은하, 전파 은하 및 세이퍼 트에서 모두 볼 수 있습니다. 이들은 허블 이미지에서 먼지 흡수로 인한 어두운 특징과 50-500 광년의 스팬 직경으로 가장 흔히 볼 수 있습니다. 많은 전파 은하에서이 원반은 우리가 예상하는 방향 (전파 제트에 거의 수직)을 가지고 있습니다. 이것이 디스크이고 중앙 활동과 관련이 있다는 것은 의심의 여지가 없지만 표준 체계에서 가정 한대로 이러한 개체의 "증착 디스크"는 아닙니다. 이 디스크는 너무 크고 너무 차갑습니다. 활성 부착 디스크는 밀도가 높고 중앙 질량에 너무 가까워서 궤도 에너지가 바깥쪽으로 열로 방출되어 안정적인 궤도가 불가능할 때까지 가스 덩어리가 코어에 더 가깝게 떨어질 수 있기 때문에 정확하게 뜨거워 야합니다. 블랙홀의 사건 지평선을 통해 사라집니다.

일부 이론가들은 상당한 수준의 증가가 더 조용히 일어날 수 있다는 점을 지적함으로써 최근 관찰에 의해 제기 된 도전에 직면했습니다.이 상황은 전문 용어로 이류 중심의 증가로 알려진 상황입니다. 이런 일이 발생하면 먼지 또는 가스 디스크에서 자주 볼 수 있듯이 디스크 형상이 코어에서 더 멀리 존재할 수 있지만 중앙 블랙홀 근처에서 분해됩니다. 물론 에너지 방출은 여전히이 책에서 일어날 것이며, 감마선에서 전파 창에 이르는 퀘이사에 대한 조정 된 관측이 더 정확하고 더 보편화됨에 따라이 아이디어의 예측을 테스트 할 희망이있을 수 있습니다. 그럼에도 불구하고 내부 디스크의 개념은 활성 핵의 무선 제트를 설명하는 데있어 상당한 의미가 있습니다. NASA의 Space Interferometry Mission과 같은 광학 간섭계를 사용하는 향후 장비가 특정 종류의 스펙트럼 신호와 관계없이 디스크의 모양을 감지 할 수 있기를 희망합니다.

우리는 매우 다른 물체를 함께 묶기 때문에 중앙 엔진의 흔적을 놓칠 수 있습니다. 활성 핵은 스펙트럼 선으로 판단되는 전력, 무선 / 광학 비율 및 역학의 넓은 범위에 걸쳐 있습니다. 얼마나 많은 종류의 물건이 있습니까? 연구자들은 수년 동안 별에 대한 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 AGN 대응 물 (적색 왜성 및 적색 초거성 등)을 물리적으로 다른 종류의 물체 (예 : 적색 왜성 및 적색 초거성)를 분리하는 간단한 플롯으로 만들어 포괄적 인 이론을 만들려고 노력해 왔습니다. 항성 진화에 대한 우리의 이해만큼 성공적이었습니다. X 선의 상대적 강도, 물체가 강한 무선 소스인지 여부, 방출 선 프로파일의 대칭 정도와 같은 양을 고려하여 일부 그룹이 나타났습니다. 국립 광학 천문대 (National Optical Astronomy Observatory)와 Jack Sulentic이 이끄는 다국적 대기업에서 Tod Boroson의 시도는 이제 퀘이사가 나타나는 방식의 주요 특징이 중앙 블랙홀 질량과 질량을 증가시키는 속도 일 수 있음을 시사합니다. 전체 발광 영역의 구조가 변경되는 임계 증가율이있을 수 있습니다. 이상하게도 이러한 속성은 퀘이사에서 보는 것의 대부분이 원반에 대한 우리의 시야 방향에 달려 있다는 잘지지되는 개념에 맞는 방식으로 상관 관계가없는 것 같습니다. 이것은 여전히 ​​우리의 정신적 그림을 통해 스며 들고있는 놀라움입니다.

적색 편이가 높은 퀘이사와 그 전경

퀘이사 천문학에서 반복되는 주제는 점점 더 높은 적색 편이에서 그것들을 찾는 탐구였습니다. 이것은 기록을 갖고 자하는 욕구를 넘어서지 만 덧없는 것과 관련된 자랑 권리를 넘어선 다. 아주 먼 물체는 우주의 역사에 대한 흥미로운 것들을, 처음에는 그 존재 자체에 의해, 그리고 그들 앞에 보이지 않는 우주에 대한 계시에 추가하여 우리에게 알려줍니다.

우리가 관찰 할 수있는 퀘이사는 우주의 시간에 따라 강하게 진화한다는 것이 오랫동안 분명해졌습니다. 약 120 억년 전에 밝은 은하의 상당 부분이 퀘이사를 주최했을 때 정점을 겪었고 그 수가 현재까지 극적으로 감소했습니다. . 적색 편이에서 바깥쪽으로 그리고 시간을 거슬러 올라가면 퀘이사 (적어도 지금까지 우리가 찾을 수있는 매우 강력한 것)의 수는 적색 편이 이상으로 감소합니다. = 4, 현재 기록까지 점점 더 적어집니다. = 6.4. 우리는 퀘이사의 인구가 "켜지는"것을보고 있거나, 어떤 이유로 그곳에 있었던 고 적색 편이 퀘이사의 대부분을 찾을 수 없습니다.

적색 편이가 더 높은 퀘이사가 발견됨에 따라, 그들의 존재는 초기 우주에서 그러한 조밀 한 물체가 얼마나 빨리 형성되는지에 대해 점점 더 엄격한 제약을가합니다. Sloan Digital Sky Survey는 다음에서 퀘이사를 발생 시켰습니다. = 6.4, 가장 인기있는 우주 계획이 시작된 지 약 8 억년 후. 이때 (우리 은하가 태양의 거리에서 불과 3 배 반만 자전하는 동안) 적어도 몇 개의 은하가 형성되었고, 상당히 거대한 블랙홀을 만들기에 충분한 물질을 모았으며, 그 안에 충분한 별들이 형성되었을 것입니다. 퀘이사 스펙트럼에서 보이는 무거운 원소를 생성하기위한 즉각적인 환경. 예를 들어, 적색 편이가 너무 높아서이 우주 시대의 절반에서 볼 수있는 퀘이사를 찾는 것은 실제 문제가 될 것입니다. 우리가 이해하지 못하는 초기 우주 역사에 대해 매우 기본적인 무언가가 있음을 보여주는 것입니다 (잠시 동안 우리가 이해하지 못하는 것을 행복하게 알지 못하는 은하와 퀘이사 형성에 대해 정말로 중요한 것이 있습니다.) Sloan 측량은 매우 빛나는 퀘이사를 찾을 수 있습니다. = 7, 덜 밝지 만 더 일반적인 물체는 심 적외선 조사에서 나타납니다. 우리는 또한 X 선 방출에 의해 매우 높은 적색 편이에서 QSO에 경고를 받게되는데, 이는 성간 가스에 의한 흡수가 물체의 적색 편이로 인해 이미 손실 된 X 선에 대해서만 강하기 때문에 툴킷에 유용한 추가 기능입니다.

이러한 퀘이사가 적어도 적은 수로 높은 적색 편이에 존재한다는 점을 감안할 때 전경 물질이 보이지 않더라도 퀘이사 빛에 미치는 영향을 통해 그들 앞에있는 물질을 연구하는 데 광범위하게 사용할 수 있습니다. 이것은 퀘이사 앞의 모든 종류의 질량 집중에 의한 중력 렌즈와 은하 사이의 약한 가스를 추적하는 사실상 유일한 방법 인 전경 가스의 흡수를 사용합니다.

밝은 배경 소스 앞에있는 가스는 배경 조명의 매우 좁은 특정 파장 범위를 흡수합니다. 파장은 가스의 화학적 혼합, 밀도 및 온도에 따라 달라지며 흡수 가스와 우리 사이의 상대 운동에 의해 파장이 이동하는 것을 관찰 할 것입니다. 퀘이사를 배경 등대로 사용하면 시선에 가까운 먼 은하 (직접 탐지하기에는 너무 어둡게 나타나는 은하)와 은하 사이에 널리 퍼져있는 가스 인 은하 간 매체를 볼 수 있습니다. 우주적 거리를 살펴보면 퀘이사의 빛이 서로 다른 적색 편이에서 마주 쳤기 때문에 다양한 가스 덩어리가 서로 다른 파장에서 나타날 것입니다.이 희미한 물질을 공간과 시간에 매핑 할 수 있습니다. 이것이 우리가 은하계 매체에 대해 알고있는 거의 모든 것을 얻은 방법입니다.

위의 적색 편이에서 퀘이사가 관측되는 즉시 = 2, 새로운 스펙트럼 특징이 분명해졌습니다. 일련의 매우 좁은 흡수선이 모든 퀘이사 자체의 라이만 알파 방출 선에서 파란색으로 나타납니다. Lyman 알파는 매우 특별한 스펙트럼 라인이며, 수소의 가장 강력한 전이이며, 그 자체로 가장 풍부한 화학 원소입니다. 이러한 새로운 기능과 Lyman 알파의 일치는 우연이 될 수 없을 정도로 너무 가까웠으며, 1971 년 Roger Lynds는 이러한 흡수 기능을 전경 재료의 작은 적색 편이에서 볼 수있는 동일한 선으로 식별하게했습니다. 선은 퀘이사의 적색 편이에서 자연스럽게 멈출 것입니다. 왜냐하면 더 먼 물질이 퀘이사 뒤에 있고 빛에 영향을 미치지 않기 때문입니다. "라이만 알파 숲"은 모든 적색 편이가 높은 퀘이사의 스펙트럼에 나타나며 이러한 특징의 통계는 매우 자세하게 매핑되었습니다. 거의 20 년 동안,이 산업은이 구름을 은하 형성에 연결하는 목표를 가지고 진행했습니다. 아마도 시간이 지남에 따라 응축되어 은하를 만들거나 은하로 축적되는 은하 이전 가스를 나타내는 Lyman 알파 구름을 사용했을 것입니다. 이것은 다양한 적색 편이에서 볼 수있는 구름의 수와 확실히 맞습니다. Lyman 알파 흡수 기능의 밀도는 적색 편이와 함께 극적으로 증가합니다. 즉, 우주 시간에 따라 빠르게 사라집니다. 심 자외선의 초기 허블 우주 망원경 스펙트럼에서 이러한 흡수체 중 몇 개가 오늘날까지 살아남아 우주 망원경이 작은 적색 편이에서 그들을 찾을 수있을 때만 밝혀 졌다는 사실은 약간 놀랍습니다. 높은 적색 편이에서 대형 지상 망원경을 사용하여 오랫동안 사용할 수 있었던 종류의 감도에서 자외선.

Lyman 알파 숲에서 다른 두 가지가 알려졌습니다. 하나는 우리가 볼 수있는 가스가 반드시 거기에 있어야하는 것의 극히 일부에 불과하다는 것입니다. Lyman 알파 흡수 또는 가능한 스펙트럼 라인에서 실제로 흡수를 생성하려면 수소 원자는 중성이어야합니다. 즉, 전자를 포함한 일반적인 상태에 있어야합니다. 전자가 핵에서 분리 된 이온화 된 수소는 흡수선을 생성하지 않습니다. 흡수 라인의 작은 너비를 비교하여 흡수 가스에서 내부 운동이 얼마나 클 수 있는지, 실제로 흡수를 생성하는 데 필요한 가스의 양을 비교하면 측정 한 가스에 중력이 충분하지 않다는 것을 알 수 있습니다. 함께 붙잡기 위해. 더욱이, 적색 편이와 퀘이사 근처의 위치에서 우리는 Lyman 알파 숲이 거의 완전히 사라지는 것을 관찰합니다. 퀘이사는 수백만 광년 동안 그러한 희박 가스를 이온화 할 수있는 풍부한 자외선 및 X 선 방출 원이기 때문에 동일한 그림에 적합합니다. 그래서 우리는 눈에 보이는 은하들 사이를 떠 다니는 뜨겁고 대부분 이온화 된 가스 구름의 일반적인 사진을 가지고 있었는데, 그들이 은하로 형성되거나 기존 은하에 의해 획득되면서 시간이 지남에 따라 사라졌습니다.

이 계획은 1990 년대에 완전히 개편되어 Lyman 알파 숲을 연구하는 전통적인 목표의 일부를 거의 없애고 훨씬 더 풍부하고 완전한 시각을 제공했습니다. 은하 간 가스에 대한 일련의 수치 시뮬레이션, 특히 프린스턴의 Renyue Cen이 제시 한 작업은 팽창하는 우주에서 고르지 않은 가스의 거동으로 인한 한 쌍의 편향이 가스가 작고 뚜렷한 대신 은하단과 초 단단 은하단을 포함하는 대규모 구조의 동일한 패턴에서 기인합니다.

은하와 성단의 형성을 이해하기위한 노력에는 우주 마이크로파 배경에서 파생 된 작은 변동으로부터 시작하여 우주가 팽창하고 물질이 냉각됨에 따라 일어나는 일을 관찰하면서 초기 우주에서 발생하는 온도와 밀도에서 물질이 어떻게 행동하는지에 대한 시뮬레이션이 포함되었습니다. , 냉각 가스 상태가 변경됩니다. 그 결과는 가장 밀도가 높은 물질을 가진 우주 웹으로 설명되었으며, 은하 형성, 트레이싱 시트 및 우주를 통한 긴 필라멘트를 시작할 가능성이 가장 높습니다. Lyman 알파 숲의 특성은 두 가지 증폭 효과에 의해 실제보다 훨씬 더 덩어리지고 뾰족하게 보이도록 만든 동일한 구조의 일부로 아름답게 이해할 수 있습니다. 첫째, 대부분의 가스가 매우 뜨겁고 이온화되어 있어도 중성이므로 흡수선에 나타나는 부분은 밀도가 높은 영역에서 훨씬 더 높습니다. 이는 전자와 원자핵이 충돌하여 각각 더 많은 중성 원자 (재조합으로 알려진 과정에서)를 형성 할 가능성이 높기 때문입니다. 사실,이 과정의 속도는 기체 밀도의 제곱에 따라 증가하므로 Lyman 알파 흡수의 변동 진폭은이 과정에서만 실제 기체 밀도 변동의 제곱처럼 보입니다. 더욱이 가스의 구조는 정적이 아닙니다. 중력의 영향을 받아 물질을 밀도가 높은 영역으로 끌어 들이고 가장 빈 영역을 추가로 비 웁니다. 이 움직임은 흡수 가스에 의해 추적 된 시트 또는 필라멘트를 통해 볼 때 공간에서의 실제 깊이에 대해 예상하는 것보다 적색 편이에서 더 좁게 보일 것임을 의미합니다. 앞쪽에있는 가스는 우리에게서 멀어 질 것이므로 빨간색 편이가 실제 위치에 비해 너무 높고 반대쪽에있는 물질의 경우 반대입니다. 이러한 효과를 종합하여 Cen과 다른 사람들은 Lyman 알파 숲이 10 년 전에 생각했던 것보다 더 풍부하고 훨씬 더 널리 퍼져있는 가스 망이 우주에 퍼져있는 것으로 관찰 된 모습임을 설득력있게 보여주었습니다.

노력과 새로운 도구는이 은하계 웹을 추적하는 추가 종을 찾아 냈습니다. 헬륨은 이온화 된 헬륨에 의해 생성 된 Lyman 알파와 정확히 일치하는 흡수선을 가지고있어 두 전자 중 하나만 남습니다. 이 선은 수소 선보다 자외선에 더 많이 떨어지기 때문에 적색 편이가 높은 퀘이사에서만 관찰 할 수 있고 그 다음에는 자외선의 깊은 곳에서만 관찰 할 수 있습니다. 이것은 우리 은하를 포함하여 대부분의 은하에는 차가운 수소가 너무 많아서 자외선 스펙트럼의 넓은 범위의 방사선이 그 수소의 일부를 이온화하는 데 완전히 흡수되기 때문입니다. 이것은 912 옹스트롬 (Lyman 한계로 알려짐)의 짧은 스펙트럼 조각을 생성하는데, 우리 은하를 통해 아주 멀리 볼 수없고 바깥 쪽도 전혀 볼 수 없습니다. 따라서 퀘이사의 자외선 스펙트럼을 너무 깊숙이 보려면, 304 옹스트롬에서 시작하는 헬륨 라이만-알파 선이 912 옹스트롬 이상으로 은하수로 들어가는 높은 적색 편이에서 그것을 봐야합니다. 이 측정을 더 어렵게 만들기 위해 퀘이사의 빛은 길을 따라 다른 은하의 이웃을 통과 할 수 없습니다. 그 은하의 수소가 자외선을 흡수하기 때문입니다. He II Lyman 알파 흡수로 알려진이 흡수를 찾는 것은 은하 간 가스의 가열 역사와 그 구조와 관련된 주요 프로젝트였습니다. 그것은 허블 우주 망원경, 셔틀 기반 HUT 실험, 그리고 가장 큰 지상 망원경의 일치하는 수소 라인의 스펙트럼에 의해 지원되는 FUSE 위성과의 광범위한 작업을 포함했습니다. 수소에 필요한 것보다 4 배 더 에너지가 많은 복사에 의해서만 이온화 될 수있는이 헬륨 단계는 은하계 영역에 풍부합니다. 헬륨은 일반적으로 수소의 3/10 정도에 불과하지만 He II 숲은 수소에서 볼 수있는 것보다 더 강하며 일부 약한 선은 헬륨에서만 감지 할 수 있습니다. 이는 수소의 많은 부분이 이온화되고 흡수선을 생성하지 않기 때문에 헬륨의 더 큰 부분이 수소보다 관찰 가능하기 때문입니다. He II 기능은 또한 퀘이사 나 은하의 적은 양의 방사선이 가스를 더 완전하게 이온화 할 수있는 주요 농도의 가스에서 멀고 밀도가 낮은 지역에서 더 자주 발생합니다.

흥미를 더하는 것은 우주 역사의 처음 몇 분 동안 남겨진 수소와 헬륨뿐만 아니라 은하 간 가스에는 거대한 별에서 합성되고 최종 초신성 폭발에 흩어져 있어야하는 원소가 포함되어 있다는 발견이있었습니다. 스타 탄생의 초기 및 광범위한 에피소드의 증거를 제공합니다. 주요 증거는 다시 퀘이사 스펙트럼에서 나왔습니다. Todd Tripp이 이끄는 그룹은 Hubble Space Telescope 스펙트럼을 사용하여 한 쌍의 흡수에서 본 O VI (즉, 8 개의 전자 중 6 개가 제거 된 산소)의 또 다른 흡수선 숲이 있음을 발견했습니다. 깊은 자외선의 선. 추가 산소가 더 많거나 더 적은 전자로 숨어있을 수 있기 때문에 이러한 선이 얼마나 많은 질량을 발생시키는 지에 대한 좋은 추정치는 아직 없으며 탄소 및 질소와 같은 다른 요소도 얼마나 많이 존재할 수 있는지 명확하지 않습니다. 그러나 이러한 문제에 대한 보수적 인 가정조차도 은하들 사이에서 처리 된 가스의 양이 우리가 은하의 별 자체에서 발견 한 것과 비교할 만 할 수 있음을 시사합니다. 은하뿐만 아니라 첫 번째 별의 형성 시뮬레이션에 비추어 볼 때, 우리는 은하계 매체가 어떤 것인지뿐만 아니라이 보이지 않는이 플레이어가 우리가 보는 은하와 어떻게 상호 작용했는지에 대한 힌트를 봅니다.

순수한 수소와 헬륨으로 형성된 첫 번째 별은 오늘날 우리 주변에서 볼 수있는 별과는 상당히 다를 것입니다. 이것은 이전 별의 핵에서 합성 된 중원 소의 작지만 중요한 염분으로 시작되었습니다. 첫 번째 별 (오늘날 우리가 볼 수있는 두 개의 별 집단과 유사하게 "인구 III"이라고도 함)은 매우 거대하고 뜨거웠을 것이며 오늘날의 초신성보다 더 많은 폭력으로 폭발했을 것입니다. 수백 개의 태양 질량을 가진이 별들은 더 무거운 원소의 산출량을 얇지 만 넓게 분산 시켰을 것입니다. 각각이 폭발하면서 주변 가스 구름을 파괴하고 은하 형성을 다시 시작하게 만들었습니다.하지만 지금은 우리가 볼 수 있듯이 별 형성이 진행되고 있습니다. 더 무거운 요소의 냉각 효과 덕분입니다. 그리고 우리는이 모든 것을 퀘이사 스펙트럼에서 누락 된 빛의 좁은 밴드에서 결론을 내립니다.

퀘이사 스펙트럼에서 더 넓은 간격을 찾는 것은 이제 우리에게 가장 큰 규모의 질량과 에너지의 우주 역사에 대한 중요한 것들을 알려줄 수 있습니다. 표준 우주론에서 우주 마이크로파 배경은 전체 가스가 중성화되어 대부분의 파장에서 투명 해졌을 때 이동하는 복사선을 나타내므로이 복사선은 자유롭게 이동할 수 있습니다. 우리는 오늘날에도 그 중 일부를 볼 수 있으며, 1,000 배 이상 적색 편이되었습니다. 그러나 그 이후로 은하 간 가스에 다른 일이 발생했을 것입니다. Lyman 알파, He II 및 O VI 흡수선 숲에서 우리는 은하 간 가스가 오늘날 대부분 이온화되었으며 적어도 적색 편이 = 5. 또 무슨 일이 있었나요?

마지막으로 퀘이사는 중력 렌즈를 통해 먼 우주에서 보든 보이지 않든 질량 농도를 측정하는 중요한 프로브였습니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 눈에 띄는 즉각적인 성공 중 하나는 (태양과 같은) 거대한 물체에 의한 광 경로의 "굽힘"을 관찰 한 것입니다. 먼 퀘이사에서 나오는 빛은 시공간의 곡률에 의해 은하 나 은하단과 같은 거대한 물체를 통과하는 것과 비슷하게 방향을 바꿀 수 있습니다. 우리는이 효과가 충분히 클 때 거대한 "렌즈"의 다른면에서 여러 이미지로 퀘이사를 분할하는 것으로 봅니다. 이것의 첫 번째 명확한 예는 큰곰 자리의 퀘이사 0957 + 561이었습니다. 두 이미지는 사실상 동일한 스펙트럼을 보여 주며, 이는 그러한 쌍이 렌즈인지 실제 이중 퀘이사인지 결정하는 데 중요한 사실입니다. 지금까지 약 50 개의 렌즈 형 퀘이사가 설립되었습니다 (CASTLES 프로젝트에서 운영하는 WWW 개요 참조). 그들의 통계를 분석하면 우주 상수가 얼마나 클 수 있는지, 그리고 우리가 예상했던 평균보다 훨씬 더 희미한 성단이나 은하수와 같은 것을 알 수 있습니다. 이러한 렌즈는 세 페이드 변광성과 같은 전통적인 기술과는 독립적으로 허블 상수를 측정하는 데에도 사용할 수 있습니다. 퀘이사는 두 이미지에서 동일한 변화를 볼 수있을만큼 충분히 가변적 일 때 다른 경로로 인한 이미지 간의 시간 지연을 추적 할 수 있습니다. 두 경로에서 빛의 길이. 지금까지 오차 막대는 다른 기술보다 낫지 않지만 허블 상수에 대한 우리의 지식은 완전히 다른 기술이 합리적인 동의를 보여주기 때문에 2 배만큼 잘못 될 수 없다는 강력한 확인입니다.

퀘이사와 그 가족은 상대성 테스트부터 은하 간 가스 탐사 및 은하 역사 추적에 이르기까지 흥미로운 점이 입증되었습니다. 그것들이 중요 할 수도 있다는 징후가 있으며, 앞으로 40 년 동안 우리의 탐사를 통해 우리가 지금 생각할 수있는 것보다 더 풍부한 견해를 갖게 될 것입니다.

(과시적인 목구멍 청소) "이 페이지에 표현 된 견해, 의견 및 결론은 저자의 것이며 반드시 The University of Alabama 또는 그 임원 및 수탁자의 것이 아닙니다.이 페이지의 내용은 앨라배마 대학교와 저자는 그 내용에 대해 전적으로 책임을집니다. "


에너지 과학. (2018 년 1 월 24 일). http://studymoose.com/the-science-of-energy-essay에서 검색 함

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  • 선형 블록 컨볼 루션 및 터보 코드 컴퓨터 과학 에세이 컴퓨터 과학 에세이 페이지 : 9 (2497 단어)
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갤럭시 퀘스트

이 숫자를 얻는 한 가지 방법은 일반적인 은하의 평균 별 수를 알아 내고 여기에 우주의 추정 은하 수를 곱하는 것입니다.

2016 년 10 월 사이언스 저널 사이언스 교수 크리스토퍼 콘셀리스 (Christopher Conselice)에 발표 된 연구에 따르면 허블 우주 망원경의 심층 이미지는 과학자들이 이전에 생각했던 것보다 10 배 더 많은 은하계가 있으며 총 2 조 개의 은하가 있음을 시사합니다. 영국 노팅엄 대학의 천체 물리학 박사와 그의 동료들. [비디오 : 우리 우주에는 수조 개의 은하가 있습니다]

Conselice는 가장 좋은 추정치 중 하나에 따르면 약 1 억 (또는 10의 8 승) 별이 평균 은하계에 서식한다고 Live Science에 이메일을 썼습니다.

그러나 그 숫자에 도달하는 것은 망원경으로 하늘을 겨냥하고 반짝 거리는 조각들을 모두 세는 문제가 아니 었습니다. 은하계에서 가장 빛나는 별들만이 망원경으로 감지 할 수있을만큼 밝게 빛납니다. 예를 들어, 2008 년 Sloan Digital Sky Survey (천체 관측 가능한 모든 천체를 하늘의 1/3에 매핑)는 약 4,800 만 개의 별 또는 존재하는 것으로 추정되는 수의 절반에 불과한 것으로 Astrophysical Journal의 2008 년 연구에 따르면 . 인접한 안드로메다 은하에있는 우리 태양만큼 밝은 별은 슬론 디지털 스카이 조사에서 사용되는 것과 같은 전통적인 망원경으로는 감지되지 않을 것이라고 Space.com은 보도했다.

대신 대부분의 사람들은 은하 질량을 기반으로 은하의 별 수를 추정합니다. 우주는 팽창하고 은하들은 더 멀리 움직이기 때문에 다른 은하의 빛은 평균적으로 약간 "적색 편이"되어 파장이 늘어나는 것을 의미합니다. 그러나 은하가 회전하고 있기 때문에 은하의 일부가 실제로 지구에 더 가깝게 이동하고 있으며 이는 일부 빛이 "파란색으로 이동"되었음을 의미한다고 Space.com에 따르면. 이러한 빛 기반 측정을 사용하여 천문학 자들은 은하의 회전 속도를 대략적으로 추정 할 수 있으며, 이는 다시 질량을 나타냅니다.

거기에서 과학자들은 모든 암흑 물질 또는 중력을 발휘하지만 빛을 반사하지 않는 물질을 걸러 내야합니다.

뉴욕 이타카 대학의 조교수 데이비드 콘 라이히 (David Kornreich)는 이전에 Space.com에 "일반 은하에서 회전 곡선을보고 질량을 측정하면 그 중 약 90 %가 암흑 물질입니다.

Conselice는 약 2 조 개의 은하수와 은하계에있는 1 억 개의 별을 곱하면 우주에서 20 번째 파워 별까지 약 10 개가 올라갈 수 있다고 말했다.

Conselice는 "하지만 이것은 쉽게 10 배 더 높을 수 있습니다."라고 말했습니다.

Jeanna Bryner는이 기사에 대한보고에 기여했습니다.

편집자 주 : 이 이야기는 은하계의 별 수에 대한 과학적 표기법을 수정하기 위해 업데이트되었습니다. 1 억은 10의 7 제곱이 아니라 10의 8 제곱입니다. 따라서 우주의 총 별 수는 10의 19 제곱이 아니라 10의 20 제곱입니다.


우주 인플레이션

기본 빅뱅 이론에 의해 제기 된 또 다른 수수께끼는 우주 마이크로파 배경 복사 온도의 상대적인 균질성과 균일 성을 설명하는 방법입니다. 은하 나 은하단과 같은 대규모 구조는 다소 지루할 정도로 무정형이고 특징이없는 불 덩어리에서 어떻게 발전 했습니까?

이것은 열역학 제 2 법칙을 직접 위반하는 것으로 보이며, 이는 엔트로피와 균일성에 대한 변함없는 경향을 설명하고 패턴과 구조에서 멀어지게합니다. 만약 우리 우주가 완전히 매끄럽게 시작 되었다면, 그렇게 계속 되었어야했고, 오늘날 우주는 얇게 퍼진 암흑 물질과 함께 수소와 헬륨 가스의 입방 미터당 원자가 1 개 미만일 것입니다. 우리 주변에서 볼 수있는 질감과 복잡성 (별, 은하, 다양한 요소, 생명).

그러나 확장 초기 단계의 아주 작은 불규칙성조차도 약간 조밀 한 패치가 추가 중력의 영향을 받아 자체 중력에 의해 결합 된 독립형 구조로 응축되기 때문에 증폭되었을 것입니다. 은하들은 충돌하고 합쳐져 이웃을 잠식했으며, 새로 형성된 은하에서 계속되는 중력 응집 과정에 의해 형성된 성단과 슈퍼-은하단과 같은 더 큰 규모의 구조가되었습니다.


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빅뱅 모델의 지평선 문제
(출처 : U. of Oregon 강의 : http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/ast123/lectures/lec18.html)

열은 뜨거운 몸에서 차가운 몸으로 이동하는 경향이 있으므로 두 몸의 온도는 결국 차가운 컵에 담긴 뜨거운 커피처럼 균일하게 고르게됩니다 (열역학 제 2 법칙 자체의 결과). 1960 년대에 Arno Penzias와 Robert Wilson이 발견 한 마이크로파 배경 복사는 관측 가능한 우주 전체에 걸쳐 거의 변동없이 매우 균일 한 것으로 나타났습니다. 그러나 증거에서 알 수 있듯이 우주 배경 복사가 마지막으로 물질과 접촉 한 것이 빅뱅 (우주가 약 3,000 ° C까지 냉각 된 시간) 후 약 45 만년 후 였다면 이것은 역설을 나타냅니다. 그 당시의 우주는 이미 약 9 천만 광년의 직경을 가지고 있었을 것이고, 복사 나 열이 우주 전체를 맴돌고 스스로 평형을 이루기에 충분한 시간이 지나지 않았을 것입니다. 그리고 지평선은 실제로 인과 관계에있을 수 없었을 것입니다. 서로 접촉합니다 ( "수평 문제"라고 함).

따라서 이론적으로는 실제로 존재하는 것보다 훨씬 더 많은 변화가 있어야합니다. 즉, 초기 우주가 실제로 모델이 예측 한 것보다 훨씬 작지 않은 경우입니다. 이것이 어떻게 가능했을지에 대해 가장 널리 받아 들여진 이론은 미국 물리학 자 앨런 거스가 1980 년에 처음 제안한 우주 인플레이션으로 알려져 있으며, 이는 Steven Weinberg의 Electroweak Theory와 Grand Unified Theory에서 개발되었습니다.

앞으로 보게 되겠지만, 빅뱅 모델에 인플레이션을 추가하면 수평선 문제를 해결한다고 주장 할뿐만 아니라 "평탄도 문제"와 같은 표준 빅뱅 이론으로 확인 된 한두 가지 다른 잠재적 문제 (왜 우주에서 물질의 밀도는 공간이 비 유클리드 쌍곡선 또는 구형이 아닌 완벽하게 평평한 임계 값에 매우 가깝도록 "미세 조정"된 것처럼 보이며, "자기 단극 문제"(자기 단극이 왜 초기 우주의 고온에서 생성 되었어야한다고 제안하는 이론은 현재까지 지속되지 않은 것으로 보인다).


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인플레이션에 따른 관측 가능한 우주의 팽창 그래프
(출처 : Wikipedia : http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_inflation)

우주 인플레이션은 초창기 우주가 우리가 여전히 경험하고있는 더 안정된 팽창률로 정착하기 전에 1 초의 10 ~ 35 초 동안 가속되고 기하 급수적 인 팽창 기간을 겪었다는 생각입니다. 따라서 관측 가능한 모든 우주가 작은 (실제로, 미세한) 인과 적으로 연결된 영역에서 시작되었습니다.

우주는 초기 빅뱅 이후 팽창 해 왔지만, 인플레이션은 아주 짧은 시간 동안 우주가 인플레이션 이전에 따른 감소율이 아니라 급격히 증가하는 비율로 팽창했다는 가설을 말합니다. 일부 계산에 따르면 인플레이션은 1 초의 작은 부분 (1 조분의 1 미만) 동안 우주의 크기를 약 10 26 배 증가시켜 양성자 크기보다 작은 크기에서 자몽 크기로 확장했습니다. .

기술적으로,이 인플레이션 기간 동안의 팽창 (그리고 그것을 성공한 다소 느린 팽창조차도)은 빛의 속도보다 빠르게 진행되었습니다. 이것이 어떻게 가능한지 설명하기 위해 (빛의 속도는 아마도 여행 할 수있는 최대 속도) 비유가 도움이 될 수 있습니다. 두 대의 비행기가 최대 속도 (예 : 시속 500km)로 서로 직접 멀어지면 개별 비행기가 시속 500km를 초과하지 않더라도 실제로 시속 1,000km로 비행합니다. 따라서 팽창하는 우주의 관점에서 "확장"은 "여행"과 같은 것이 아닙니다.

그러나 과학자들에게 정확히 무엇이 인플레이션 단계를 일으켰는지는 명확하지 않습니다. 가장 좋은 추측은 강력한 핵력이 분리되어 발생하는 일종의 부정적인 "진공 에너지 밀도"(또는 양의 "진공 압력")입니다. 이 시점에서 다른 기본 힘. 이 분리는 일종의 대칭 파괴 또는 상전이 (물이 얼음으로 변할 때 상전이와 유사)를 일으켰으며, 이는 우주를 다른 방식보다 훨씬 더 많은 에너지로 매우 불안정한 상태로 남겨 두어 날카로운 외부 반 중력 효과, 기존 물질의 대부분의 불규칙성을 부드럽게하고 매우 짧은 시간에 대량의 입자를 생성합니다.

이 이론은 오늘날 우주에서 볼 수있는 대규모 구조의 시작점을 제공하는 우주 성장의 매우 초기 단계에서 아 원자 규모에서 일종의 매우 미세한 불균형 (소위 양자 변동)을 허용합니다. 이것은 우주에서 가장 큰 구조, 즉 거대한 은하단이 실제로 초 미세 종자에 의해 생성되었을 수 있다는 다소 기괴한 가능성을 시사합니다.


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인플레이션 하에서 관측 가능한 우주는 우리 지평선 안에있는 전체의 아주 작은 부분 일뿐입니다.
(출처 : U. of Oregon 강의 : http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/lectures/early_univ.html)

Guth는 우주가 평평하게 보이는 이유는 실제로 환상적으로 크고 (구면 지구가 표면에 평평하게 보이는 것과 같은 방식으로) 관찰 가능한 우주는 실제로 매우 작은 부분에 불과하기 때문이라고 가정했습니다. 실제 우주. 사실 Guth의 계산은 전체 우주가 관측 가능한 우주 (최소한 원칙적으로 볼 수있는 수평선 내 부분)의 크기보다 적어도 10 23 배 더 클 수 있으며 대략 관측 가능한 우주와 행성 지구의 크기 비율.따라서 관측 가능한 우주는 사실상 평평 해 보이지만 전체 우주는 본질적으로 완전히 다를 수 있습니다. 또한 인플레이션 초기 우주에서 엄청난 수의 자기 단극이 발생할 수 있었지만, 그러한 거대한 크기의 우주에서 실제로 하나의 자기 단극을 관찰 할 가능성은 극히 적습니다.

따라서 인플레이션으로 인한 엄청나게 광대하고 빠른 우주 팽창은 Robert Dickes 평탄도 문제와 Guth 자신의 모노폴 문제를 모두 "해결"했습니다. 그러나 그것은 또한 지평선 문제를 해결했습니다. 인플레이션 이론에 따르면 우주는 너무 빨리 폭발하여 본질적인 균질성이 깨질 시간이 없었습니다. 따라서 인플레이션 후 우주는 아직 서로 연락하지 않았습니다.

인플레이션 이론을 증명하기 위해 COBE (Cosmic Background Explorer) 탐사선이 1992 년에 출시되었으며 초기 결과는 인플레이션 이론에 의해 예측 된 우주 마이크로파 배경 복사의 변동량을 거의 정확하게 확인했습니다. 2003 년에 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)는 이러한 불균일성이 훨씬 더 정밀하게 존재 함을 입증했습니다. 최근 2014 년에 하버드-스미소니언 천체 물리학 센터의 천문학 자들은 우주 마이크로파 배경 방사선 내에서 "중력파"를 감지하고 매핑하여 인플레이션 (및 빅뱅 자체)에 대한 강력한 증거를 제공했다고 발표했습니다. 이러한 새로운 발견의 회복은 여전히 ​​진행 중입니다.

거스의 이론은 별과 은하가 형성 될 수 있도록 인플레이션을 종식시킬 방법을 찾지 못했지만 ( "우아한 출구"문제로 ​​알려짐) 그는 매우 영향력이 있었으며,이 때문에 자신의 이론을 실패한 것으로 간주했습니다. (폴 스타 인 하르트와 안드레아스 알브레히트처럼) 독립적으로 인플레이션 이론을 연구해온 러시아 물리학 자 안드레이 린데의 "새로운 인플레이션 모델"과 같은 거스의 원래 모델 이후로 많은 수정과 수정이있었습니다. 이 새로운 모델은 느린 (거스의 빠른 속도와는 반대로) 대칭의 파괴와 많은 "거품 우주"(그 중 하나는 우리 자신의 관찰 가능한 우주를 포함하고 있음)의 생성을 가정했습니다. "혼돈적인 인플레이션 모델"로 알려진 Linde의 이후 제안은 거스가 생각했던 것처럼 어떤 종류의 상전이가 아닌 "스핀 -0 장"에 의해 반 중력 반 중력 효과가 발생한다는 가설을 세웠습니다.

Linde의 작업과 동료 러시아인 Alex Vilenkin의 작업은 또한 전체적으로 인플레이션이 실제로 멈추지 않는 "영원한 인플레이션"이라는 아이디어를 불러 일으켰습니다.하지만 전체 에너지 장 내에서 작은 국소 에너지 방출이 거의 정적 스파크처럼 전기이지만 우주 규모로-작은 입자 형태로 작은 물질 점을 만듭니다. 그러한 과정은 우리와 같은 새로운 우주의 탄생을 나타낼 수 있습니다. 이러한 방식으로 우리가 빅뱅이라고 부르는 것부터 시작하여이 새로운 우주는 확장을 진행합니다. 비록 외부에서 계속되는 인플레이션보다 훨씬 느린 속도이지만. 그 우주 밖의 나머지 공간은 여전히 ​​방전되지 않은 에너지로 가득 차 있으며 여전히 엄청난 속도로 팽창하고 있으며 새로운 우주, 새로운 빅뱅이 항상 발생하고 있습니다.

따라서 우주 팽창 이론은 우리 우주가 다중 우주의 많은 평행 우주 중 하나에 불과한 시나리오를 뒷받침합니다. 이후 섹션에서 볼 수 있듯이 이러한 시나리오에 대한 일부 확증적인 증거는 암흑 에너지, 초끈 이론 및 양자 이론에 대한 작업에서도 발생합니다. 그러나 우리가 결코 보거나 증명할 수없는 가상의 다중 우주에 대한 생각은 많은 물리학 자들에게 혐오스러운 것이며 많은 비평가들이 여전히 남아 있습니다.


빅뱅 모델에 대한 증거

빅뱅 모델에 대한 관찰 지원에는 몇 가지 주요 영역이 있습니다. 이것들은:

  1. 은하의 침체 관찰: 천문학 자들은 허블이 은하까지의 거리와 후퇴 속도 사이의 관계가 공간 확장에 기인한다는 데 동의합니다. 더 먼 은하 또는 은하단은 더 가까운 은하보다 스펙트럼 선의 적색 편이가 더 높습니다. 이것은 가까운 은하보다 우리에게서 더 빨리 멀어지는 은하로 해석됩니다. 팽창하는 은하 사이의 공간이라는 것을 인식하는 것이 중요합니다. 중력의 국부적 인 영향이 우주 확장을 지배하기 때문에 은하 자체는 확장되지 않는 것으로 보입니다.
  2. 우주 마이크로파 배경 방사선: 1965 년 Bell Telephone Laboratories에서 근무하는 두 과학자, 아르노 펜지 아스로버트 윌슨 라디오 천문학에 사용하기 위해 뉴욕 근처에서 뿔 모양의 안테나를 채택했습니다. 그들은 시스템에서 소음을 겪었고 반복적이고 철저한 시도에도 불구하고 소음을 제거하거나 원인을 찾을 수 없었습니다. 그들은 결국이 "노이즈"가 사실 빅뱅에서 나오는 잔여 방사능이라는 것을 깨달았습니다. 이러한 방사선은 1940 년대 후반 Gamow에 의해 예측되었습니다. 우주가 팽창함에 따라 오늘날 배경 복사는 2.725K의 온도에 해당하고 흑체 스펙트럼을 갖도록 냉각되었습니다.

지난 15 년 동안 COBE 및 WMAP과 같은 우주 기반 임무와 남극에서 작전 한 BOOMERanG와 같은 풍선 기반 임무에서이 우주 마이크로파 배경 복사 (CMBR)를 관찰 한 결과 풍부한 세부 정보가 제공되었습니다. 이제 CMBR의 미세한 변동이나 이방성을 전례없는 세부 사항으로 볼 수 있고 관찰을 이론과 더 철저히 비교할 수 있습니다. 아래 이미지는 1960 년대 발견 이후 CMBR의 해상도가 어떻게 개선되었는지 보여줍니다. CMBR 강도의 이러한 약간의 변동은 초기 우주에서 밀도의 약간의 변화에 ​​대한 정보를 제공하는 것으로 생각됩니다.


비디오보기: Galaktika (구월 2022).


코멘트:

  1. Ramzey

    아무것.

  2. Kagakazahn

    이제 모든 것이 분명합니다. 정보에 대단히 감사합니다.

  3. Rogelio

    I apologize, but I suggest going another way.

  4. Haven

    권위있는 답변, 유혹 ...

  5. Cliffton

    이 옵션은 저에게 적합하지 않습니다. 누가 제안할 수 있습니까?



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