전파 은하

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가장 가까운 전파은하 센타우루스자리 A의 의색을 입힌 이미지, 라디오파 (붉은색)와 24 마이크로미터 적외선 (녹색), 0.5~5 KeVX-선 복사 (파란색) 를 보여주고 있다. 제트가 세 파장대에서 모두 싱크로트론 복사를 방출하고 있는 것을 볼 수 있다. 전파엽은 오직 라디오파만 방출한다. 그래서 붉게 나타난다. 은하의 가스와 먼지는 적외선 대의 열복사를 방출하고 있다. 뜨거운 가스의 열적 X-선 복사와 상대론적 전자에 의한 비열적 복사는 특히 남쪽(사진 하단부)에서 전파엽을 둘러싸는 파란색 껍질처럼 보인다.

전파 은하와 이와 관련된 강전파 퀘이사(Radio-loud Quasar)와 블레이자는 10 MHz ~ 100 GHz 라디오파 대역에서 광도가 1039 W 정도로 매우 밝은 활동 은하의 유형이다. 라디오파 방출은 싱크로트론 과정에 의한 것이다. 라디오파에서 관측되는 구조에서는 제트 쌍과 외부 물질 사이의 상대론적 분사출 효과에 의한 상호작용이 발견된다. 전파 은하는 거의 대부분이 거대한 타원은하다. 강전파 활동 은하는 그 자체 뿐만 아니라 관측 우주론에 대해 가치있는 도구로써, 아주 먼 거리에서도 발견될 수 있기 때문에 흥미롭다. 최근에 은하군이나 은하단에 있는 특별한 은하간 물질에서 이들 천체의 효과에 대한 많은 연구가 수행되었다.

방출 과정[편집]

강전파 활동 은하로부터 방출되는 라디오파는 광대역에서 세기가 매우 고른 성질과 강한 편광으로부터 추정할 수 있는 싱크로트론 복사다. 이는 라디오파를 방출하고 있는 플라스마가 적어도 상대론적인 속도(γ = ~104) 의 전자와 강한 자기장을 갖고 있음을 의미한다. 또 플라스마는 중성을 띠기 때문에 양성자양전자를 반드시 포함해야한다. 그러나 싱크로트론 복사의 관측으로부터 곧바로 포함된 입자를 확인할 방법이 없다. 게다가 관측으로부터 입자와 자기장의 에너지 밀도를 확인할 방법도 없다. 동일한 싱크로트론 복사율은 미량의 전자와 강력한 자기장이나, 약한 자기장과 대량의 전자에 의한 결과일 것이다. 특정한 지역의 복사율이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도인 최소 에너지 상태를 추정하는 것은 가능한 일이지만 수년 동안 최소 에너지 근처 어딘가에 순 에너지가 있었다는 것을 믿을 만한 어떤 특별한 이유가 없다.[1]

싱크로트론 복사와 비슷한 과정은 주위의 광자와 상호작용하는 상대론적인 전자가 광자들을 높은 에너지로 톰슨 산란시키는 역컴프턴 복사가 있다. 강전파원에 의한 역컴프턴 복사는 X-선에서 특별히 중요한 것 밝혀졌다.[2] 역컴프턴 산란의 감지는 어느정도 모형에 의존한 입자와 자기장의 에너지 밀도의 추정을 허용하는 전자의 밀도에 의존하기 때문이다. 이는 많은 강력한 전파원이 실제로 최소 에너지 상태에 아주 가깝다는 것을 입증하는데 사용할 수 있게 된다.

싱크로트론 복사는 라디오파에만 한정되지 않는다. 만약 전파원이 입자를 충분히 높은 에너지로 가속시킬 수 있다면, 맨 마지막의 경우에는 전자가 전형적인 자기장의 세기에서 1TeV를 초과하는 에너지의 원인이 되어야 하지만 라디오파 뿐만 아니라 적외선, 가시광선, 자외선 또는 X-선에서도 감지되어야 한다. 그리고 편광과 연속 복사는 다른 방출 과정으로부터의 싱크로트론 복사와 구분되기도 한다. 제트(Jet)와 열점(Hotspot)들은 일반적인 고주파수 싱크로트론 복사원이다. 싱크로트론과 역컴프턴 복사는 관측을 통해 구분하기 어렵고, 우리가 X-선대에서 관측하고 있는 특별한 몇몇 천체에서는 그 과정들에 대해 논쟁 중이다. 싱크로트론과 역컴프턴 복사를 발생시키는 상대론적이고, 비열적인 입자에 의해 초래되는 과정은 종합해서 입자 가속(Particle Acceleration)으로 알려져있다. 페르미 가속은 강전파 활동 은하 내에서 발생하는 것으로 받아들여지는 입자 가속 과정 중 하나이다.

전파 구조[편집]

FRII 전파 은하 3C 98의 광범위한 전파 구조의 의색 이미지다. 전파엽, 제트와 열점이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다.

전파 은하와 그보다 작은 강전파 퀘이사는 전파 지도에서 광범위한 구조를 보여준다. 한 쌍에, 보통 대칭적이고, 거의 타원체 구조에, 활동은하핵의 양 쪽에 배치된 광범위한 구조는 전파엽(Lobes)으로 불린다. 중요한 소수의 어두운 전파원은 보통 훨씬 더 길게 늘여진 플룸(Plumes)이라는 구조를 보여준다. 일부 전파 은하는 은하핵에서 직접 나와 엽으로 진행 중인 제트(가장 유명한 예는 처녀자리 은하단 내의 거대 은하 M87에 존재한다)로 알려진 하나 또는 두개의 길고 좁은 특징을 보여준다. 1970년대부터[3][4], 전파엽 또는 플룸에 대해 가장 널리 받아들여지는 모형은 근처의 활동은하핵 부근에서 나오는 높은 에너지의 입자와 자기장 분사에 의해 가동된다는 모형이다. 제트는 뚜렷한 분사의 징후로 여겨지고 있다. 제트라는 단어는 흔히 관측 가능한 부분과 근본적인 흐름 둘 다 표현하곤 한다.

FRI 전파 은하 3C 31의 광범위한 전파 구조의 의색 이미지다. 제트와 플룸이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다.

1974년, 전파원은 패너로프와 라일리에 의해 두가지 분류로 나누어졌다. 두 분류는 현재 패너로프와 라일리 분류 1 (FRI)과 분류 2(FRII)로 알려져있다.[5] 그 차이는 원래 광범위한 라디오파 방출의 형태에 기반해서 만들어졌었다.(유형은 라디오파 방출에서 가장 밝은 점들 사이의 거리에 의해 결정된다) FRI 전파원은 중심부 쪽이 가장 밝고, FRII 전파원은 가장자리가 가장 밝다. 패너로프와 라일리는 두 분류 사이의 상당한 광도의 차이를 관측했다. FRI 전파원은 어둡고, FRII 전파원은 매우 밝다.[5] 더 상세한 전파 관측으로, 형태는 전파원에서 에너지 수송 방법을 나타내기 위한 것으로 밝혀졌다. FRI 전파원은 일반적으로 중심부에서 밝은 제트를 가지고 있고, FRII 전파원은 희미한 제트와 전파엽의 끝 부분에서 밝은 열점 갖고 있다. FRII 전파원은 전파엽의 끝 부분에 효율적인 에너지를 수송 할 수 있는 것으로 보인다. 반면에 FRI 전파원의 분사는 과정에서 그 에너지의 상당량이 복사로 방출된다는 점에서 볼 때 수송이 비효율적이다.

더 자세하게, FRI/FRII 분류는 더 무거운 은하의 높은 광도에서 FRI/FRII의 전이가 나타난다는 점에서 호스트 은하의 환경에 의존한다.[6] FRI 전파원의 제트는 라디오파 방출이 최대인 영역에서 감속 중인 것으로 알려져있다.[7] 그래서 FRI/FRII의 전이는 제트/분사는 은하간 물질과의 상호작용에 의해 준상대론적인 속도로 감속되지 않고도 호스트 은하를 통해 전파할 수 있는 것을 나타내고 있는 것으로 보인다. 상대론적 분사출 효과의 분석으로부터 FRII 전파원의 제트는 계속 전파엽의 끝을 향해 상대론적인 속도(적어도 빛의 속도의 0.5배)로 뻗어나가고 있는 것으로 밝혀졌다. 보통 FRII 전파원에서 보이는 열점은 매우 빠를 때 형성되는 충격의 징후를 관측함으로써 설명된다. 초음속인 제트(소리의 속력은 빛의 속도/√3을 초과할 수 없다)는 갑자기 전파원의 끝 부분에서 느려지고, 그 때 스펙트럼 에너지 분포는 옆 사진과 일치한다.[8] 흔히 다중 열점이 관측되는데, 충격 후 지속되는 유출이나 또는 제트의 끝 부분의 이동 둘 중 하나를 의미하고 있다. 열점의 전반적인 영역은 때때로 복합 열점(Hotspot complex)로 불린다.

이름은 각각 전파 구조에 기반한 특정한 전파원의 유형에 의해 명명된다.

  • 고전적인 이중 열점은 FRII 전파원으로 나타내어진다.
  • 광각 꼬리는 일반적으로 효율적인 제트와 때때로 열점을 가지는 표준 FRI 전파원과 FRII 전파원 구조 사이의 중간형 전파원으로 나타내어진다. 플룸보다는 전파엽에 가깝고, 은하단의 중심 또는 그 근처에서 발견된다.
  • 협각 꼬리 또는 헤드-테일 전파원은 은하단을 사이를 움직이면서 램 압력(Ram pressure)에 의해 구부러진 듯한 FRI 전파원을 형성한다.
  • 두툼한 이중 전파원은 확산된 전파엽을 갖고 있다. 그러나 제트도 열점도 가지고 있지 않다. 그런 전파원 일부는 에너지 공급이 영구히 또는 일시적으로 중단된 흔적일 것이다.

생애사와 동역학[편집]

매우 거대한 전파 은하(3C 236 같은 거대 전파 은하의 경우)는 전파엽 또는 플룸이 메가파섹 규모로 커지고 있다. 이는 수천만 년에서 수억 년 정도의 성장 시간을 암시한다. 이것은 매우 작고, 매우 어린 전파원의 경우만 제외하면 우리는 전파원의 동역학을 즉시 관찰할 수 없다는 것을 의미한다. 그래서 매우 많은 천체들로부터 이론과 추론에만 의지해야 한다. 분명히 전파원의 시작은 작았을 것이고, 성장하면서 커졌을 것이다. 전파원과 전파엽의 경우에, 동역학은 꽤 간단하다.[3] 제트는 전파엽에 물질을 공급한다. 그렇게 됨으로써 전파엽의 압력은 증가하고, 팽창한다. 얼마나 전파엽이 빠르게 팽창하는지는 밀도와 외부 물질의 압력에 의해 결정된다. 외부 물질의 압력이 가장 높은 단계, 즉 동역학의 관점에서 가장 중요한 단계는 X-선을 방출하고 있는 분산된 뜨거운 가스다. 오랫동안 강력한 전파원이 외부 물질에 의한 충격을 밀어내고 초음속으로 팽창했을 것으로 추정되었다. 그러나, X-선 관측은 강력한 FRII 전파원의 초음속 팽창을 위해 필요한 내부 전파엽 압력이 자주 외부의 열적 압력과 가깝고, 외부 압력보다 높지도 않다는 것을 보여준다.[9] 오직 분명하게 초음속으로 팽창하고 있는 계는 안쪽 전파엽으로 구성된 저출력(Low-power) 전파은하 센타우루스자리 A로 알려져있다. 아마도 그것은 비교적 현재에 활동은하의 폭발에 의한 결과일 것이다.[10]

호스트 은하와 환경[편집]

전파 은하는 대부분 타원은하에서 찾을 수 있다.[11] 일부 세이퍼트 은하는 약하고 작은 전파 제트를 보여준다. 그러나 강전파(Radio-loud)로 분류될만큼 라디오파 대역에서 충분히 밝지 않다. 강전파 퀘이사블레이자의 호스트 은하에 대한 정보는 그것들 역시 타원은하에서 발생함을 시사한다.

이것들이 타원은하에서 매우 많이 발생하는 이유가 몇가지 있다. 하나는 타원은하가 일반적으로 매우 무거운 블랙홀들을 포함하기 때문에 매우 밝은 활동 은하가 될 수 있다는 점이다(에딩턴 광도 참조). 다른 하나는 타원은하가 일반적으로 전파원에 한하여 광범위한 은하간 물질을 제공하고 있는 풍부한 환경에 위치하기 때문이다. 몇몇 방법으로 나선 은하의 많은 양의 차가운 가스를 분쇄 또는 제트의 형성을 억누르면서 될 수 있다. 지금까지의 관측에 대해 아주 그럴듯한 설명은 현재 없다.

통합 모형[편집]

다른 강전파 은하의 유형은 통합 모형(Unified model)과 관련되어 있다. 강력한 전파 은하와 강전파 퀘이사를 설명하기 위한 통합 모형의 선정으로 이어지는 중요한 관측은 모든 퀘이사가 우리를 향해 우리에게 가장 가까운 전파원의 측면의 과 밝은 제트에서 초광속(Superluminal motion)으로 분사하고 있는 것으로 보인다는 것이다.[12] (랭-개링턴 효과[13][14]) 이런 경우에 천체가 우리를 향해 분사하지 않고 있는 다수의 천체들이 있음이 틀림 없다. 그리고 전파엽이 분사출에 의해 영향을 받지 않는다는 것을 우리가 알고 있기 때문에 전파원을 측면에서 보았을 때 퀘이사 핵이 가려지게 되면서 그것들은 전파 은하로 보이게 될 것이다. 비록 이 설명이 모든 전파 은하를 수직으로 관측 했을 때 퀘이사가 될 것인지 분명하지는 않지만, 현재는 적어도 몇몇 강력한 전파 은하들은 '숨겨진' 퀘이사를 갖고 있다고 받아들여지고 있다. 같은 경우로, 저출력 전파 은하는 도마뱀자리 BL 천체에 대해 그럴듯한 모체이다.

전파 은하의 사용[편집]

멀리 있는 전파원[편집]

전파 은하와 강전파 퀘이사는 특히 1980년대와 1990년대에 멀리 있는 은하를 찾기 위해 폭넓게 사용되었다. 라디오 스펙트럼에 근거하여 선정한 다음 호스트 은하를 관측하는 것은 적은 노력으로 높은 적색편이를 보이는 천체를 찾을 수 있다. 이 방법의 단점은 활동 은하의 근원지가 그 적색편이를 보이는 은하가 아닐 수 있다는 점이다. 방법의 예로, 전파 은하는 이전에 멀리 있는 X-선 방출 은하단을 탐색하는데 사용되곤 했다. 그러나 현재는 다른 공정한 선정 방법이 더 선호되고 있다.

표준 자[편집]

몇몇 연구에서 전파 은하를 우주변수를 측정하기 위한 표준 자(Standard ruler)로써 이용하려는 시도가 있었다. 이 방법은 전파 은하의 크기는 나이와 환경에 의존하기 때문에 매우 어렵다. 전파 은하에 근거한 방법은 다른 우주론적 관측과 함께 좋은 협의를 제공할 수 있었다.[15]

주변에 미치는 영향[편집]

전파원이 초음속으로 팽창하고 있는지 여부는, 전파원이 외부 물질에 맞서 팽창하여 에너지를 전달하여 외부의 플라스마를 가열하고 걷혀내야 알 수 있다. 강력한 전파원의 전파엽에 축적된 최소 에너지는 10^53 J 정도 될 것이다. 전파원에 의한 외부 물질의 일량 하한에 대한 연구가 몇 번 있었다. 전파원에 대한 현재 많은 관심사는 그것들이 반드시 오늘날 은하단의 중심에 있어야할 효과에 중점을 두고 있다.[16] 마찬가지로 흥미로운 것은 전파원이 우주론적 시간에 따라 구조의 형성에 영향을 끼칠듯 하다는 것이다. 이들이 많은 무거운 천체의 형성을 느리게 하는 피드백 메커니즘을 제공할 것으로 생각되고 있다.

전문용어[편집]

폭넓게 사용되는 전문용어는 이제 어색하다. 현재 일반적으로 퀘이사, 전파은하가 동일한 천체라고 받아들여지고 있다. 두문자 DRAGN(Double Radiosource Asosociated with Galactic Nucleus, '은하핵과 관련된 이중 전파원')이 만들어진 적이 있었다. 그러나 현재는 사용이 중단되었다.[17] 외은하 전파원(Extragalactic radio source)은 흔하지만 특히 폭발적 항성생성 은하와 같은 다른 외은하 천체들도 전파 관측에서 많이 발견되기 때문에 혼란을 줄 수 있다. 강전파 활동 은하(Radio-loud active galaxy)는 모호한 표현이 아니다. 그래서 이 글에서 자주 사용된다.

같이 보기[편집]

참조[편집]

  1. Burbidge, G (1956년). On synchrotron radiation from Messier 87. 《Astrophysical Journal》 124: 416. doi:10.1086/146237. Bibcode1956ApJ...124..416B.
  2. Croston JH, Hardcastle MJ, Harris DE, Belsole E, Birkinshaw M, Worrall DM (2005년). An X-ray study of magnetic field strengths and particle content in FRII radio sources. 《Astrophysical Journal》 626 (2): 733–47. arXiv:astro-ph/0503203. doi:10.1086/430170. Bibcode2005ApJ...626..733C.
  3. Scheuer, PAG (1974년). Models of extragalactic radio sources with a continuous energy supply from a central object. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 166: 513. Bibcode1974MNRAS.166..513S.
  4. Blandford RD, Rees MJ (1974년). A 'twin-exhaust' model for double radio sources. 《Monthly notices of the Royal Astronomical Society》 169: 395. Bibcode1974MNRAS.169..395B.
  5. Fanaroff, Bernard L., Riley Julia M. (1974년 May월). The morphology of extragalactic radio sources of high and low luminosity. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 167: 31P–36P. Bibcode1974MNRAS.167P..31F.
  6. Owen FN, Ledlow MJ (1994). 〈The FRI/II Break and the Bivariate Luminosity Function in Abell Clusters of Galaxies〉, G.V. Bicknell, M.A. Dopita, and P.J. Quinn, (Eds.): 《The First Stromlo Symposium: The Physics of Active Galaxies. ASP Conference Series,》. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 319쪽. ISBN 0-937707-73-2
  7. Laing RA, Bridle AH (2002년). Relativistic models and the jet velocity field in the radio galaxy 3C31. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 336 (1): 328–57. arXiv:astro-ph/0206215. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05756.x. Bibcode2002MNRAS.336..328L.
  8. Meisenheimer K, Röser H-J, Hiltner PR, Yates MG, Longair MS, Chini R, Perley RA (1989년). The synchrotron spectra of radio hotspots. 《Astronomy and Astrophysics》 219: 63–86. Bibcode1989A&A...219...63M.
  9. Hardcastle MJ., Birkinshaw M, Cameron RA, Harris DE, Looney LW, Worrall DM (2003년). Magnetic field strengths in the hotspots and lobes of three powerful FRII radio sources. 《Astrophysical Journal》 581 (2): 948. arXiv:astro-ph/0208204. doi:10.1086/344409. Bibcode2002ApJ...581..948H.
  10. Kraft RP, Vázquez S, Forman WR, Jones C, Murray SS, Hardcastle MJ, Worrall DM (2003년). X-ray emission from the hot ISM and SW radio lobe of the nearby radio galaxy Centaurus A. 《Astrophysical Journal》 592 (1): 129. arXiv:astro-ph/0304363. doi:10.1086/375533. Bibcode2003ApJ...592..129K.
  11. Ledlow MJ, Owen FN, Keel WC (1998년). An Unusual Radio Galaxy in Abell 428: A Large, Powerful FR I Source in a Disk-dominated Host. 《Astrophysical Journal》 495 (1): 227. arXiv:astro-ph/9709213. doi:10.1086/305251. Bibcode1998ApJ...495..227L.
  12. Barthel PD (1989년). Is every quasar beamed?. 《Astrophysical Journal》 336: 606. doi:10.1086/167038. Bibcode1989ApJ...336..606B.
  13. Laing RA (1988년). The sidedness of jets and depolarization in powerful extragalactic radio sources. 《Nature》 331 (6152): 149. doi:10.1038/331149a0. Bibcode1988Natur.331..149L.
  14. Garrington S, Leahy JP, Conway RG, Laing RA (1988년). A systematic asymmetry in the polarization properties of double radio sources. 《Nature》 331 (6152): 147. doi:10.1038/331147a0. Bibcode1988Natur.331..147G.
  15. Daly RA, Djorgovski SG (2003년). A Model-Independent Determination of the Expansion and Acceleration Rates of the Universe as a Function of Redshift and Constraints on Dark Energy. 《Astrophysical Journal》 597 (1): 9. arXiv:astro-ph/0305197. doi:10.1086/378230. Bibcode2003ApJ...597....9D.
  16. Perseus Cluster: Chandra "Hears" a Supermassive Black Hole in Perseus. 2008년 8월 24일에 확인.
  17. Leahy JP (1993). 〈DRAGNs〉, Röser, H-J, Meisenheimer, K (Eds.): 《Jets in Extragalactic Radio Sources》. Springer-Verlag

바깥 고리[편집]