이 이미지는 중앙의 초 거대 블랙홀에 의해 구동되는 퀘이사의 내부 영역에 대한 아티스트의 렌더링을 보여줍니다. 가스와 먼지 디스크가 블랙홀에 떨어지면 고온으로 인해 빛이 발생합니다. 이 빛의 차이는 천문학 자들이 블랙홀의 질량을 측정하는 데 도움이 될 수 있습니다.
(이미지 : © Nahks Tr'Ehnl / 캐서린 그리어 (펜실베이니아 주) / SDSS 협력)
괴물 블랙홀은 우주에서 대부분의 은하의 중심에 숨어 있으며, 이제 새로운 기술은 과학자들이 매우 희미하고 먼 중심에 누워있을 때에도 우주에서 가장 큰 블랙홀의 질량을 측정하도록 도와줍니다. 은하. 새로운 접근법은이 거대 동물들이 어떻게 형성되고 진화하고 그들이 은하 진화에 영향을 미치는지에 대한 과학자들의 이해를 극적으로 향상시킬 수있다.
펜슬 스테이트 박사후 연구원 인 캐서린 그리어 (Catherine Grier)는 슬론 디지털 스카이 서베이 (SDS)의 성명에서“이번 연구는 지금까지 수많은 초 거대 블랙홀의 질량을 직접 측정 한 것은 이번이 처음이다. Grier는 SDSS 데이터를 사용하여 소위 초소형 블랙홀의 질량을 측정하는 프로젝트를 이끌었습니다. 그녀는 화요일 (1 월 9 일) 메릴랜드 주 내셔널 하버에서 열린 미국 천문 학회에서 결과를보고했다.
"이러한 새로운 측정과 같은 미래 측정은 우주 시간 내내 은하의 성장과 진화를 연구하는 사람들에게 중요한 정보를 제공 할 것"이라고 Grier는 말했다. [이미지 : 우주의 블랙홀]
질량 측정 블랙홀
수십 년의 은하 관측에 근거하여, 천문학 자들은 이제 거의 모든 큰 은하의 심장에 초 거대 블랙홀 (SMBH)이 포함되어 있다고 이론화했다. 이 괴물 같은 짐승은 지구의 태양보다 수백만 또는 수십억 배 더 무거울 수 있습니다. 블랙홀은 빛을 발산하거나 반사하지 않으므로 이러한 SMBH는 직접 볼 수 없습니다. 그러나 SMBH의 중력이 주변 은하에서 먼지와 가스를 끌어 당기면서 블랙홀로 떨어지는 소용돌이 치는 원반을 만듭니다. 떨어지는 물질이 가열되어 빛을 발산하기 시작하여 블랙홀을 "보이게"합니다 (간접적 임). 어떤 경우에는이 디스크의 빛이 은하계의 모든 별보다 밝아집니다. 이 믿을 수 없을만큼 밝은 은하계를 활동 은하 핵 (AGN)이라고합니다. 가장 밝은 AGN은 퀘이사 (Quarsar)라고하며 천문학 자들은 보이는 우주를 가로 질러 볼 수 있습니다. 그들은 성명서에 따르면 초 거대 블랙홀의 존재를 나타냅니다.
블랙홀은 질량, 스핀 및 전하와 같이 측정 할 수있는 속성이 3 개뿐이므로 질량 계산은 개별 블랙홀을 이해하는 데 큰 부분을 차지합니다. 근처의 은하에서 천문학 자들은 별과 가스 그룹이 은하 중심 주위로 어떻게 움직이는 지 관찰하고이 움직임을 사용하여 중심 블랙홀의 질량을 추론 할 수 있습니다. 그러나 성명에 따르면 먼 은하들은 멀리 떨어져있어 블랙홀 주변의 별과 구름을 해결할 수 없다고한다.
잔향 매핑 (reverberation mapping)으로 알려진 기술은 천문학 자들이 이러한 외부 블랙홀의 질량을 측정 할 수있게 해줍니다. 먼저, 연구원들은 은하의 외부 영역에서 방출되는 가스의 밝기를 은하의 내부 영역에서 발견되는 가스의 밝기와 비교합니다. 블랙홀에 매우 가까운이 내부 영역은 연속체 영역으로 알려져 있습니다. 연속체 영역의 가스는 빠르게 움직이는 가스에 영향을줍니다. 그러나 빛이 바깥쪽으로 이동하거나 반향하는 데 시간이 걸리므로 내부 영역의 변화와 외부 영역에 미치는 영향간에 지연이 발생합니다. 지연을 측정하면 가스의 외부 디스크가 블랙홀에서 얼마나 떨어져 있는지 알 수 있습니다. 은하 주위의 회전 속도와 함께 천문학 자들은 SMBH의 질량을 측정 할 수 있다고 Grier는 Space.com에 이메일로 말했다.
그러나 과정은 고통스럽게 느립니다. 잔향 효과를 관찰하기 위해서는 몇 달 동안 개별 은하를 반복해서 연구해야하며, 먼 퀘이사는 수년간의 반복 관측을 수행 할 수 있다고 연구원들은 밝혔다. 지난 20 년 동안 천문학 자들은 인근 은하에서 약 60 개의 SMBH와 소수의 먼 퀘이사에 잔향 기술을 사용했습니다.
SDSS 잔향 매핑 프로젝트의 일환으로 Grier와 동료들은 이전보다 더 빨리 SMBH를 매핑하기 시작했습니다. Grier에 따르면이 빠른 매핑의 핵심은 뉴 멕시코 주 Sunspot에있는 Apache Point Observatory에 위치한 프로젝트 전용 광시 망원경에서 비롯된 것으로, 여러 퀘이사의 데이터를 동시에 수집 할 수 있다고한다. 현재 약 850 개의 퀘이사가 포함 된 하늘의 헝겊 조각을 관찰하고 있습니다.
연구원들은 하와이의 Canada-France-Hawaii-Telescope와 Arizona의 Steward Observatory Bok Telescope로 퀘이사를 관찰하여 엄청나게 희미한 물체의 측정 값을 보정했습니다. 연구진은 현재 44 개의 퀘이사에 대한 잔향 시간 지연을 측정했으며,이 측정을 사용하여 지구 태양 질량의 5 백만에서 17 억 배에 이르는 블랙홀 질량을 계산했습니다.
"이것은 퀘이사 과학을위한 큰 진전"이라고 팀의 연구에 관여하지 않은 얼바인 캘리포니아 대학교의 천문학 교수 인 Aaron Barth는 말했다. "이러한 어려운 측정은 대량 생산 모드에서 수행 될 수 있음을 처음으로 보여주었습니다."
새로운 측정은 은하계 SMBH 질량 측정의 총 수를 약 2/3 증가시킵니다. 이 은하들 중 상당수가 멀리 떨어져 있기 때문에 새로운 측정 결과 SMBH 질량은 시간이 지남에 따라 우주가 현재 나이의 절반에 불과했을 때까지 밝혀졌습니다.
여러 해에 걸쳐 SDSS 망원경으로 850 개의 퀘이사를 계속 관찰함으로써, 팀은 수년 간의 데이터를 축적하여 더 희미한 퀘이사의 질량을 측정 할 수있게되는데, 1 년의 데이터로는 더 긴 시간 지연을 측정 할 수 없습니다.
일리노이 대학교 조교수이자 SDSS 잔향 매핑 프로젝트의 수석 연구원 인 Yue Shen은“수년에 걸쳐 퀘이사의 관측을 얻는 것이 중요하다”고 말했다. "수년 동안 점점 더 많은 퀘이사를 모니터링하는 프로젝트를 계속함에 따라 우리는 초 거대 블랙홀의 성장 및 진화 방식을 더 잘 이해할 수있을 것입니다."
SDSS의 현재 네 번째 단계가 2020 년에 끝나면 다섯 번째 단계 인 SDSS-V가 시작됩니다. SDSS-V에는 블랙홀 매퍼 (Black Hole Mapper)라고하는 새로운 프로그램이 있는데, 여기에서 연구원들은 1,000 개 이상의 퀘이사에서 SMBH 질량을 측정하여 잔향 매핑 프로젝트가 관리했던 것보다 희미하고 오래된 퀘이사를 관찰 할 계획입니다.
펜실베이니아 천문학과 천체 물리학 교수이자 SDSS의 오랜 회원 인 닐 브란트 (Niel Brandt)는“블랙홀 매퍼 (Black Hole Mapper)는 진정한 산업 규모로 초 거대 블랙홀 잔향 맵핑 시대로 나아가게 할 것”이라고 밝혔다. "우리는이 신비한 물체에 대해 그 어느 때보 다 더 많이 배울 것입니다."
