1. 개요
활동 은하핵 / Active glactic nucleus(AGN)활동 은하핵 또는 AGN은 전자기파나 천체물리학적 제트를 방출하는 등의 활동성을 보이는 은하의 핵을 일컫는 말이다. 현재는 은하 중심의 초대질량 블랙홀과 밀접한 관련이 있는 것으로 설명되고 있다.
2. 역사
AGN의 역사는 본격적으로 외부은하에 대한 연구 및 관측이 시작된 20세기 초반으로 거슬러 올라간다. 독일 태생의 천문학자인 에드워드 아서 파트(Edward A.fath)가 처음으로 1907년에 고래자리 A 은하와 보데 은하의 핵에서 나오는 강한 방출선을 최초로 관측했고, 1918년 시가 은하의 핵에서 뿜어져 나오는 제트를 발견하면서, 본격적으로 천문학자들 사이에서는 일부 은하 핵에서 검출되는 강하고 특이한 방출선의 정체가 무엇인지에 대해 연구하기 시작했다. 그로부터 30년 뒤인 1943년 미국의 천문학자인 칼 세이퍼트(Carl K. Seyfert)가 일반적인 나선은하의 핵보다 2배 이상 넓은 스펙트럼을 보이는 주변 나선은하들의 핵에 대해 연구한 논문을 발표했다. 이 논문은 현재 알려져 있는 활동 은하핵에 대한 연구들에 기초적인 토대를 마련했다고 평가받고 있으며, 이 논문에서 관측한 나선은하들과 비슷한 특성을 보이는 은하들은 칼 세이퍼트의 공헌을 기리기 위해, 그의 이름을 따서 세이퍼트 은하라고 불리고 있다.이렇게, 최초로 발견된 활동 은하핵의 일종인 세이퍼트 은하가 학계에 알려진 후 10년이 지난 1950년대부터 본격적으로 전파천문학이 발전하면서 전파 파장에서 매우 밝은 은하들인 전파 은하와, 너무나도 멀리 떨어져 있어 지상에 있는 망원경으로 관측하기에는 너무 어두운 은하들, 즉 우주 초창기의 은하들에 대한 관측과 연구가 진행되기 시작했다. 1949년, 전파 천문학의 아버지로 불리는 호주의 천문학자[1] 존 G. 볼턴이 동료 천문학자들과 함께 관측했을 때 가장 밝은 전파소스중 하나인, 처녀자리 A, 센타우루스자리 A, 백조자리 A의 전파 방출을 처음으로 발견했고, 이를 네이쳐에 발표했다. 이렇게, 1949년에 전파 은하가 활동 은하핵의 일종중 2번째로 발견되었다. 이러한 전파 은하들은 후술할 가장 최초로 발견된 퀘이사인 3C 273등을 포함해 수많은 전파소스들, 특히 전파 은하들을 발견한 세번째 케임브리지 전파원 목록(3C 목록)의 발표를 통해 더욱더 많이 발견되었다. 이러한 우리 은하 외부의 전파원들 중에서, 관측을 했을 때 전파원이 은하의 핵에 위치하는 것이 아니라, 항성처럼 작은 겉보기 크기에서 밝게 빛나고 있는 전파원들이 존재했는데 이러한 천체들을 항성같은 천체라고 해서 준항성이라고 명명했다. 이 준항성이 실은 태양의 수조배에 달하는 은하의 핵이라는 천체라는 사실은 10년 뒤에서야 밝혀진다.
세이퍼트 은하와 전파 은하를 포함해 핵이 비정상적으로 밝은 은하들에 대한 발견이 계속해서 이루어지자, 1950년대 초에 소련의 천문학자였던 빅토르 암바르추미안(Viktor Ambartsumian)이 처음으로 이러한 은하들을 모두 포괄하는 AGN, 즉 활동 은하핵이라는 용어를 만들자고 제안했다. 암바르추미안은 실제로 1958년 개최되었던 물리학 솔베이 회의에서 은하의 핵이 비정상적으로 밝은 밝기를 가지려면, 은하의 핵에 아주 무겁지만 아직까지는 그 본질을 알 수 없는 거대한 물체가 존재해야 한다고 주장함과 동시에, 활동은하핵이라는 용어를 도입하자고 제안했다. 하지만, 여타 다른 위대한 이론들처럼 당시에는 천문학자들이 회의적인 반응을 보였다고 한다.
이렇게 비정상적으로 밝은 은하의 핵에 대한 이론이 본격적으로 학계에 모습을 드러내기 시작하던 1960년대 초에 네덜란드 태생의 미국 천문학자인 마르틴 슈미트(Maarten Schmidt)가 3C 목록을 통해서 전파원임이 밝혀진 3C 273의 적색편이가 센타우루스 A의 0.001825의 100배에 달하는 0.158정도로 측정되었고, 계산해보면 이때까지 발견된 전파은하들보다 그 밝기가 최소 100배는 더 밝아야된다는 논문을 발표했다. 이 논문을 통해서 준항성물체는 전파은하와는 별개의 천체임이 입증되었고 이러한 준항성물체, 현재는 퀘이사라고 불리는 천체의 근원이 최초로 발견되었다. 이러한 퀘이사들은 최초로 발견된 퀘이사인 3C 48[2]를 포함해 점점 더 많은 수가 발견되었다.
퀘이사의 존재가 알려진 1963년에서 1년이 지난 1964년에는 야코 제르도비치와 에드윈 살피터가 과거 빅토르 암바르추미안이 제시한 "아주 무겁지만 아직까지는 그 본질을 알 수 없는 거대한 물체"가 초대질량 블랙홀이며, 활동 은하핵이라고 알려져 있는 현상은 은하 핵에 포함되어 있는 가스들이 중심에 있는 초대질량 블랙홀에 강착되면서 발생된다는 논문을 냈다.[3]
이렇게 활동 은하핵은 1900년대 초반부터 중반까지의 발견과 연구를 토대로 계속해서 새로운 사실들이 발견되었으며, 활동 은하핵에 대한 기초적인 틀이 잡혀진 1960년대 이후에도 1970년대에는 도마뱀자리 BL 천체와 블레이자가, 1980년대에는 저이온화 핵방출선 영역 은하(LINER 은하), 1990년대에는 블레이자의 하위 분류인 광학적 폭주변광성 퀘이사(OVV 퀘이사)와 평면 스펙트럼 전파 퀘이사(FSRQ)가 발견되어, 활동 은하핵의 범위는 전보다 많이 넓어진 상태다. 이러한 범위의 확장과 더불어, 21세기 초에 들어서서는 관측기기의 현대화로 인해 이전에는 알 수 없었던 은하의 핵 내부의 미스테리들에 대해 좀 더 정확하고 정밀해진 관측기기로 연구가 가능해졌기 때문에, 활동 은하핵의 학문적 가치가 기하급수적으로 상승했다. 그렇게 활동 은하핵은 현재도 천문학의 주요 연구 대상중 하나로 자리매김하였고 2020년대에서도 새로운 발견이 계속해서 일어나고 있다.
3. 특징
활동 은하핵이라는 명칭에서 알 수 있듯, 활동 은하핵은 비정상적으로 은하 중심의 핵이 밝은 은하들을 말한다. 이러한 비정상적으로 밝은 핵의 생성 원인은 핵의 중심에 위치해 있는 초대질량 블랙홀에서 가스가 블랙홀 주위로 강착되면서 생성되는 강착 원반으로 알려져 있다. 이 강착 원반이 생성되기 위해서는 주변 은하와의 상호작용이나 나선팔으로부터의 가스 유입등의 이유로 은하의 핵쪽으로 물질의 공급이 충분히 이루어질 때, 강착 원반이 마찰열로 인해 아주 뜨겁게 가열되면서 비정상적으로 밝은 광도를 가지게 되는데, 이 특징을 가지고 있는 핵을 활동 은하핵으로 말하는 것이 일반적이다.이러한 일부 강착 원반중에서 강착 원반의 물질중 일부가 강착 원반의 각운동량 축이나, 블랙홀의 자전축 방향으로 빛의 속도로 가깝게 가속화되어 성간 우주를 향해 뿜어져 나오면서 형성된 상대론적 제트(Relativistic jets)가 존재하는데, 이 구조는 페르세우스 A나 처녀자리 A등의 전파은하로 분류되는 거대타원은하에서 주로 관찰된다.
퀘이사 문서에서도 확인할 수 있듯이, 활동 은하핵은 지금도 우리은하 근처에서 자주 발견되지만 초기 우주에서는 그 수가 지금의 수십배에 이를 정도로 어마어마하게 많았을 것으로 추정되고 있다. 이렇게나 많았던 활동 은하핵의 대부분은 가스의 유입이 중단되었거나, 극단적인 별 형성과 활동은허핵 자체의 에너지 방출로 인해 가스가 전부 소진되거나 날아가 버려 현재는 찬란하게 빛났던 과거의 위용을 잃어버린 채 비교적 활동이 적은 초대질량 블랙홀의 형태로 남아있게 되었다.
4. 분류
활동 은하핵은 크게 저전파 활동은하핵과 고전파 활동은하핵으로 분류하는 것이 일반적이지만, 정확한 분류는 현재까지도 존재하지 않는다. 활동 은하핵의 정의가 비정상적으로 많은 전자기파를 방출하고 있는 은하들을 모두 지칭하는 말이기 때문에, 하위 분류들의 특징이 하나 내지 두개정도는 각각 다르다. 그렇기에 활동 은하핵의 하위 분류는 은하의 허블 분류처럼 외형에 따라 정확하고 간결하게 나눌 수 있는 기준이 존재하지 않는다. 게다가, 각 하위분류도 확실한 물리학적 차이를 가지고 있는 것이 아니기 때문에, 때때로는 나중에서야 다른 하위분류도 포함된다는 사실이 밝혀졌음에도, 처음 활동은하핵임이 밝혀졌을 때 분류되었던 방식으로 유지되는 경우가 있다고 한다. 하지만, 그중에서도 앞에 설명한 저전파와 고전파 활동은하핵으로 분류하는 것, 즉 전파방출량을 기준으로 분류하는 것이 그나마 확실한 차이를 가지고 있기때문에 이렇게 분류하고 있다고 한다.좀 더 상세하게 설명하자면, 먼저 저전파 활동은하핵을 가진 활동 은하들의 경우 아래의 특징을 가지지만,
고전파 활동은하핵을 가진 활동은하들을 경우 아래의 특징을 가지고 있다.
이렇게만 보면 두 천체간의 확실한 차이가 있는 것으로 보이지만, 공통점도 존재한다.
- 열 방출(Thermal Emission)의 양이 비슷함.
- 중심에 위치한 초대질량 블랙홀의 질량과 가스의 강착속도가 비슷함.[4]
이러한 단점 때문에 아주 정확한 분류라고 말할 순 없지만, 상술했듯이 이렇게 분류하는 것이 현재로썬 가장 알맞은 분류라고 할 수 있다.
상술했듯이 전파의 방출량에 따라 분류하는 것 역시 한계가 존재하는데, 이러한 문제점을 타파하기 위해 몇몇 천문학자들은 각각의 분류마다 그 특징과 매커니즘이 다른 것으로 밝혀진 활동 은하핵의 하위 분류들을 아예 하나의 매커니즘 모델로 통합하려고 노력하고 있다. 다만 아직까지는 모든 것의 이론처럼 모든 활동은하핵들의 형성과 작용원리를 완벽하게 설명할 수 있는 모델은 존재하지 않고, 몇몇 이론들이 존재할 뿐이다.
4.1. 저전파 활동 은하핵
4.1.1. 저이온화 핵방출선 영역(LINER)
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| LINER 은하의 가장 유명한 예시인 M104 솜브레로 은하 |
AGN중에서도 가장 낮은 전자기파 방출량을 보이는 은하로, 1980년 미국의 천문학자인 티모시 헤크만(Timothy Heckman)에 의해 발견된 분류이다. 주로 O, O+, N+, S+ 같이 약하게 이온화되었거나 중성을 띄는 원자의 방출 스펙트럼은 높고, O ++ , Ne ++ , He + 와 같이 강하게 이온화된 원자의 방출 스펙트럼은 낮게 관측된다는 특징을 가지고 있다.
AGN에서도 가장 낮은 전자기파 방출량을 보이고 있기 때문에, 저이온화 핵방출선 영역 은하는 다른 AGN 은하들보다 그 수가 상대적으로 매우 많은 편이다. 이때까지 발견된 활동 은하의 50~75%, 모든 은하의 20~33%가 저이온화 핵방출선 영역 은하인 것으로 알려져 있으며, 관측 가능한 우주에 존재하는 모든 은하의 최대 50%가 LINER 은하로 분류될 수 있다는 연구결과도 있다.
저이온화 핵방출선 영역의 하위 분류로는 2016년 처음 알려진 저이온화 방출선 영역(LIER)이 있다. 이 은하들의 경우 일반적인 활동 은하핵의 생성 원인인 중심의 초대질량 블랙홀이 주요 원인이 아니고, 은하계 전체에 흩어져 있는 백색왜성들이 주변 성간가스를 이온화하면서 저이온화 방출선을 방출한다는 특징이 있어 일반적인 LINER 은하같이 핵 부근에서만 검출되지 않고, 은하 원반 전체에서 검출된다.
저이온화 핵방출선 영역은 현재까지도 여러 논쟁들이 있는 활동 은하핵이다. 우선 일반적인 LINER의 생성 및 작용 원리도 자세한 내막이 알려지지 않은 상황이다. LINER가 형성되게 한 주요 동력원이 은하의 중심에 있는 강착률이 매우 낮은 초대질량 블랙홀에 의해 형성된 저광도 활동은하핵(LLAGN)인지, 나선팔에 광범위하게 포함되어 있는 별 형성 영역과 별 형성 영역에 포함되어 있는 볼프-레이에별, O형 주계열성, 밀집성인지, 후기 점근거성가지(pAGB)와 pAGB별에서 방출된 원시 행성상성운인지, 성간가스의 난류에 의해 발생된 광이온화 충격파인지, 상술한 4개의 동력원들이 모두 LINER 은하의 형성 원인인지는 5가지 모델 모두 동력원에 대한 완전하고 보편적인 설명을 할 수 없기 때문에 아직도 정확한 결론이 나지 않은 상황이다.[5]
4.1.2. 세이퍼트 은하
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| 최초로 발견된 세이퍼트 은하인 고래자리 A 은하 |
세이퍼트 은하는 상대적으로 매우 높은 이온화 방출선과 표면밝기를 보이는 활동 은하룰 의미하며, 퀘이사와는 모은하의 시각적 관측 유무와 방사능 방출량에서 차이를 보인다.[6] 모든 은하의 5%에서 최대 16%가 세이퍼트 은하로 분류될 수 있다고 하며, 활동 은하핵중에서도 퀘이사와 전파은하와 함께 가장 인지도가 높은 하위분류중 하나이다.
세이퍼트 은하는 1908년 미국의 천문학자인 에드워드 A. 패스(Edward A. Fath)와 베스토 슬리퍼(Vesto Slipher)가 고래자리 A 은하에서 기존에는 항성에서만 관측되었던 6개의 스펙트럼선이 관측된다는 걸 발견하면서 처음 학계에 알려졌다.[7] 이후 30년이 지난 1943년, 칼 K. 세이퍼트(Carl K. Seyfert)가 고래자리 A 은하와 동일한 스펙트럼을 가지고 있는 외부은하가 다수 존재한다는 것을 관측했고, 이들이 공통적으로 넓은 스펙트럼과 핵에서의 강한 방출을 보이고 있다는 것을 발견했다. 활동 은하핵의 역사 문단에 서술했듯이, 이 세이퍼트의 발견이 활동 은하핵의 발견과 연구에 지대한 영향을 끼쳤기에, 천문학자들은 세이퍼트가 발견한 넓은 스펙트럼과 핵에서의 강한 방출을 보이는 은하를 그의 공적을 기리기 위해 그의 이름을 따서 세이퍼트 은하로 명명했다. 세이퍼트 이후 50년 동안 세이퍼트의 여러 특징과 매커니즘이 발견되었으며, I와 II로 분류하는 분류법과 1.2, 1.5, 1.8, 1.9로 분류하는 확장 분류법 역시 고안되었다.
세이퍼트 은하는 일반적으로 108~11 태양광도의 밝기를 가지고 있으며, 이는 일반 은하보다 월등히 높은 수치이다. 스펙트럼은 가시광선과 적외선 파장에서 수소, 헬륨, 질소, 산소에서 방출선이 매우 넓고 강하게 검출된다. 이러한 넓은 방출선은 핵 주변 이온화 원뿔 구조를 구성하고 있는 성간가스구름이나 관찰자에 따라 상대적으로 관측되는 강착 원반의 회전속도가 원인일 것으로 추정되고 있다. 다만, 아직까지는 망원경의 해상도가 은하 내부구조를 완전히 관찰하고 파악할 수 있을 정도로 높지 않기 때문에, 상술한 2개의 원인도 가설일 뿐 확실하지 않다.
4.1.2.1. 분류
세이퍼트 은하를 분류하는 데에 있어서 가장 대중적으로 알려져 있는 분류법은 세이퍼트 은하를 I형과 II형의 2가지로 나누는 분류법이다. I형 세이퍼트은하는 H I, He I 또는 He II와 같은 허용선과 O III같은 금지선[8]이 모두 넓은 방출선으로 관찰되는 반면 II형 세이퍼트은하는 상술한 허용선과 금지선 모두 상대적으로 좁은 방출선으로 관찰된다. 또한, 세이퍼트 I형의 분광선이 300~1,000km/s[9]에서 관찰되는 반면 세이퍼트 II형 은하의 분광선은 1,000 Km/s 이상에서 관찰된다.하지만, 1980년 이후 관측기술이 발달하면서 일부 세이퍼트 은하들의 분광선 관찰범위가 일정 강도에서 중첩되는, 상술한 이원 분류법의 가장 큰 오류가 발견되게 되었다. 그래서 1981년 도널드 E. 오스터브록(Donald E. Osterbrock)이 기존의 분류법을 보완하는 1.2, 1.5, 1.8, 1.9 세이퍼트 은하로 알려져 있는 중간 분류법을 제안하였다. 해당 분류법에 따르면 I형과 II형의 특성이 중첩되는 은하들은 분광선의 크기가 더 넓을수록 작은 숫자의 분류에 할당된다.
하지만, 1.5 세이퍼트 은하로 분류되었던 은하가 몇년 뒤 진행된 관측에서는 II형 세이퍼트 은하로 분류되는 등 중간 분류법이 도입된 이후로도 I형과 II형으로 나누는 이원 분류법의 불확실성이 계속해서 드러났다. 이러한 흐름에 따라 1995년 진행된 연구에서 활동 은하핵의 통일 모델 구축의 일환으로 세이퍼트 I형과 II형이 실제로 동일한 천체가 아니라는 가설을 제기하였다. 해당 연구 이후 계속된 기술진보와 관측으로 현재는 세이퍼트 I형 은하와 세이퍼트 II형 은하가 사실상 동일한 천체라고 결론내려진 상태다.
물론, 앞서 세이퍼트 I형과 II형을 분류하는 가장 큰 차이점인 분광선의 넓이가 확연히 다른데 어떻게 두 천체를 동일 천체로 볼 수 있냐는 의문을 제기하는 사람이 존재할수도 있다. 결론부터 얘기하자면, I형 세이퍼트 은하와 II형 세이퍼트 은하의 분광선 넓이차는 관측 각도에 따라 분광선의 넓이가 달라질 수 있다는 것으로 설명할 수 있다. 활동 은하핵은 일반적으로 중심 초대질량 블랙홀 주변에 분포되어 있는 원환면 구조(Torus Structure)의 먼지에 의해 일정 부분이 가려져 있다. 따라서 주변 토러스 구조가 중심 블랙홀로부터 얼마나 떨어져 있느냐에 따라 중심 블랙홀 주변에 위치해 있는 고속 구름이 직접적으로 관찰되지 않는 경우가 존재하게 된다.[10] 즉, 세이퍼트 II형 은하는 세이퍼트 I형 은하의 토러스 구조가 평균보다 가까이 위치해 있어 중심 블랙홀 주변의 고속구름의 관측이 불가능해 좁은 분광선이 검출되는 경우로 물리적으로 동일한 천체라는 것이다. 실제로 최근 비약적으로 발달한 적외선 파장으로 두 은하를 관찰한 결과 동일하게 넓은 방출선이 검출되었으며 앞서 설명한 토러스 구조의 주된 구성물질인 규산염이 I형에서는 분광선으로 나타나는 반면, II형에서는 흡수선으로 검출되었다.[11]
결국 2020년대 들어 진행된 연구에서 I형 세이퍼트 은하와 II형 세이퍼트 은하의 전파 광도, X선 광도, 감마선 광도가 완전히 중첩되어 있으며 각 파장에서의 광도도 두 천체 모두 상당한 양의 상관관계를 드러내고 있기 때문에 별개의 천체일 확률이 0에 수렴하는, 사실상 동일한 천체라고 결론내렸다.
4.1.2.1.1. I형 세이퍼트 은하
4.1.2.1.2. 좁은 선 세이퍼트 I 은하(NLSy1)
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| 지구에서 가장 밝은 NLSy1 은하중 하나인 NGC 5506 |
좁은 선 세이퍼트 I 은하는 세이퍼트 I 은하의 일종으로, 일반적인 세이퍼트 I 은하와는 달리 극단적으로 좁은 발머 선과 극단적으로 강한 철(II) 방출선이 관측되며, 1 킬로전자볼트(KeV) 미만의 강력하고 밝기변화가 심한 X선 방출[12]이 관측된다.
4.1.2.1.3. 넓은 선 세이퍼트 I 은하(BLSy1)
4.1.2.1.4. II형 세이퍼트 은하
4.1.2.1.5. 기타 분류
4.1.2.2. 금지된 고이온화선 영역(FHILR)
4.1.3. 저전파 퀘이사(RQQ)
4.1.4. II형 퀘이사
4.2. 고전파 활동 은하핵
4.2.1. 고전파 퀘이사(LQQ)
4.2.2. 블레이자
4.2.2.1. 평면 스펙트럼 전파 퀘이사(FSRQ)
평면 스펙트럼 전파 퀘이사/Flat-Spectrum Radio Quasars(FSRQ)평면 스펙트럼 전파 퀘이사 또는 FSRQ는 상대적으로 평평한 스펙트럼이 관찰되는 블레이자의 하위 분류로, 도마뱀자리 BL 천체보다 넓은 스펙트럼과 최소 10배 이상 높은 볼로메트릭 광도, 더 높은 적색편이, 더 낮은 로런츠 인자가 관찰된다.
처음 발견될 당시인 1990년대 당시에는 FSRQ가 도마뱀자리 BL 천체로 진화하는 상하관계일 것으로 추정되었으나, 2000년대 이후부터는 FSRQ와 도마뱀자리 BL 천체는 진화관계가 아닌 개별적인 하위분류로, 두 분류 사이에는 직접적인 연관성이 없다고 받아들여지고 있다.
FSRQ와 도마뱀자리 BL 천체 사이의 스펙트럼 차이는 아직까지 FSRQ에 대한 연구가 많이 진행되지 않아 관측 데이터가 부족해 확실하지는 않지만, 상대론적 제트의 공변 광도와 비빔 광도(Unbeamed Lumiosity)의 고유 비율의 차이에서 구분되어지며 광도 차이는 중심블랙홀의 회전속도의 차이에서 구분되어질 것으로 추정되고 있다.
4.2.2.2. 광학적 폭주변광 퀘이사(OVV 퀘이사)
광학적 폭주변광 퀘이사(optically violent variable Quasar)광학적 폭주변광 퀘이사, 또는 OVV 퀘이사는 블레이자의 하위 분류중 하나로 광학적 폭주변광이라는 명칭에서 알 수 있듯이 가시광선 파장에서의 방출량이 하루에 50% 정도로 급격하게 변화하는 퀘이사이다. 일반적으로는 도마뱀자리 BL 천체와 비슷한 특징을 가지고 있지만 일반적으로 더 강하고 넓은 방출선을 가진다고 한다. OVV 퀘이사의 대표적인 예시가 바로 3C 279로 이 퀘이사는 1980년대 후반부터 1990년대 초반까지 극단적인 밝기변화가 관측되어 주목을 받았다고 한다.
하지만 2000년대 이후 학계에서는 OVV 퀘이사가 이미 상술한 평면 스펙트럼 전파 퀘이사(FSRQ)과 그 매커니즘이 거의 동일한 것이 입증되어 OVV 퀘이사라는 명칭은 거의 사용되지 않고 있으며, 현재는 FSRQ의 하위 분류 또는 사실상 동의어로 취급받고 있다고 한다.
4.2.2.3. 도마뱀자리 BL 천체
4.2.3. 전파 은하
4.2.4. 저적외선 전파원(IFRS)
5. 관련 문서
[1] 태어난 곳은 영국이다.[2] 최초로 퀘이사임이 증명된 천체는 3C 273이지만, 최초로 발견된 퀘이사는 3C 48이다.[3] 이 논문을 토대로 해서 1969년에는 영국의 물리학자인 도날드 린든 벨이 이러한 초대질량 블랙홀이 활동 은하핵에만 존재하는 것이 아니라, 일반적인 은하의 핵에도 존재한다고 제안했고, 2010년대에 들어서 블랙홀이 공식적으로 관측되면서 이 제안은 사실로 확정되었다.[4] 블랙홀의 자전속도도 비슷한지는 알려지지 않은 것으로 보이나, 이 문서에서 상술한 저전파 활동 은하핵과 고전파 활동은하핵간의 차이점과 공통점을 서술한 논문에서는 두 분류의 차이가 초대질량 블랙홀의 회전에서 좀 더 명백하게 분류될 것이라고 추정했다.[5] 2017년 연구에 따르면 지구 근처에 위치한 수십개의 LINER 은하들이 스펙트럼을 확인한 결과, 위 5가지 제안중에서 가장 LINER 은하의 형성 매커니즘을 잘 설명할 수 있는 제안들은 중심에 위치한 저광도 활동은하핵과 성간가스의 난류와 제트에 의해 발생된 광이온화 충격파이며, 아마도 대부분의 LINER 은하들은 이 2가지 동력원으로 인해 작용하고 있을 것으로 결론 내렸다. 다만, 일부 LIER 은하들과 적색편이가 높은 은하들의 경우 위 물리적 모델에 적용되지 않기 때문에, 아마도 후기형 점근거성가지별과 그 별에서 형성된 행성상성운 및 백색왜성이 주요 동력원일 것이라고 한다.[6] 물론 퀘이사의 광도와 세이퍼트은하의 광도는 어마어마하게 차이가 있으며, 이를 통해 구분하는 것이 일반적이지만, 간단하게는 상술한 모은하 관측 여부로 세이퍼트은하인지 퀘이사인지를 판가름할 수 있다고 알려져 있다.[7] 다만 이때는 아직 에드윈 허블이 외부은하의 존재를 발견하기 전이다. 따라서, 패스와 슬리퍼는 고래자리 A 은하등의 세이퍼트 은하를 단순히 특이한 스펙트럼이 관측되는 성운의 일종으로 알고 있었다.[8] 쉽게 말해 지구 환경에서 발생하는 것이 거의 불가능해 천체분광학 분야를 제외한 물리학 및 화학 전반에서 검출되는 것이 불가능하다고 알려져 있는 원소들이 검출되는 분광선을 의미한다.[9] 반치전폭 기준.[10] 여기서 이 고속 구름이 세이퍼트 I형 은하에서 검출되는 넓은 방출선의 근원이다.[11] 이외에도 X선 방출선 분포가 일치하다는 점, 동일한 양의 분자운을 가지고 있는 점 등 I형과 II형의 동일천체설을 뒷받침하는 증거들이 계속 관측되었다.[12] 1 KeV 미만의 X선 방출을 따로 소프트 초과 방출(Soft Excess Emission)으로 부르기도 한다.