초거대 블랙홀 및 외부 은하 의미 알아보기

초거대 블랙홀은 태양보다 10억배에서 100억배 정도 더 무거운 블랙홀입니다. 무거운 별들로 이루어진 블랙홀과는 달리, 초거대 블랙홀이 은하의 중심에 있다. 우리 은하를 포함한 대부분의 무거운 은하 가운데 초거대 블랙홀이 있는 것으로 알려져 있다. 우리 은하의 경우, 은하중심부에 초거대 블랙홀이 있는 것으로 알려져 있습니다. 초거대 블랙홀은 일반적으로 에너지를 방출하지 않고 조용하지만 주변 물질을 삽입하면 많은 에너지를 방출하고 고정 디스크를 형성한다. 이것은 할로겐이나 활성 핵의 물리적 원산지입니다.

외부 은하
초거대 블랙홀의 존재는 이론적으로 1960년대에 발견된 퀴즈의 밝기를 설명할 것으로 예상된다. 은하중심부에 초거대 블랙홀이 있을 경우 은하중심부에서 빠르게 움직이는 별이나 가스를 관찰해야 한다. 따라서 핵심을 자세히 관찰한 가까운 은하는 집중적으로 관측되었다. 1980년대 중반, 지상 광학 망원경은 태양 질량의 약 6~9백만 배인 타원형 은하 M32 가운데 블랙홀이 있다는 것을 처음으로 지적했다. 1990년대 중반부터 허블우주망원경과 적응형 지상망원경이 고해상도의 관찰을 가능하게 하여 약 70개 외부 은하 가운데 초거대 블랙홀이 2010년대 중반까지 급속히 발전하였다.

우리 은하
우리 은하의 중심에 있는 이 블랙홀은 26개 정도 됩니다.우리의 가장 가까운 초거대 블랙홀은 1000광년 떨어져 있습니다. 그러나 은하중심부에 위치한 초거대 블랙홀의 존재는 1990년대에야 발견되었는데, 이는 M31과 M32의 초거대 블랙홀이 은하계 바깥에서 발견되었을 때 조금 늦게 발견되었습니다. 우리 은하의 핵심은 성 사이에 먼지가 많기 때문에 가시광선을 차단하고 적외선에서만 볼 수 있기 때문입니다. 왜냐하면 적외선 관측 기술은 1990년대에 개발되었기 때문입니다. 1990년대 초에 측정된 은하중심부에 있는 초거대 블랙홀의 질량은 태양보다 약 2~5백만 배 정도이며, 이는 최근의 측정과 매우 일치한다.

은하중심부에 있는 블랙홀의 질량은 방주에 있는 항성의 움직임에 의해 결정되었다. 우리 은하중심으로부터 거리는 약 26개 입니다.수천광년, 그리고 별들이 너무 가깝기 때문에, 우리는 대기권의 확산을 시정하기 위해 수십 개의 별들의 움직임을 측정할 수 있습니다. 아인슈타인의 역학을 통해 항성이 이렇게 움직이는 블랙홀의 질량을 측정할 수 있습니다. 1990년대 중반 이후, 특히 S2 별은 블랙홀 주변의 빛의 2% 속도로 블랙홀 근처에 위치하기 때문에 블랙홀의 질량을 보다 정밀하게 측정할 수 있다. 1990년대 초, 은하의 중심 블랙홀의 질량은 최근 관측에 의해 결정된 태양보다 약 2배에서 5배 가량 높게 평가되었다.

도플러 효과 질량 측정법
외부 은하는 지구로부터 멀리 떨어져 있기 때문에, 멀리 있는 은하에 있는 개별 별들의 물체들의 위치를 측정하는 것은 매우 어렵다. 대신에, 질량은 스펙트럼에 대한 천체의 이동의 이중 효과를 이용하여 결정된다. 초거대 블랙홀 근처에 있는 가스나 별의 이동으로 스펙트럼 라인의 파장 또는 파장을 측정하고 초거대 블랙홀의 질량을 운동학적 모델과 비교하여 측정한다. 이 측정 방법을 적용하려면 초거대 블랙홀의 중력이 무엇인지 정확히 관찰해야 한다. 즉, 블랙홀의 중심에 영향을 줍니다. 우리의 은하의 경우, 각 블랙홀의 효과는 약 40°C이고, M32의 경우 약 0.5°C입니다. 은하가 더 멀어질수록 블랙홀의 질량이 더 작아질수록 블랙홀의 영향력은 더 작아지고, 먼 은하에서 블랙홀의 질량을 측정하는 것은 어렵다. 그래서 대부분의 초거대 블랙홀의 질량은 지상 망원경과 허블우주망원경 데이터를 사용하여 고차원적으로 커졌다.