퀘이사은(는) 여기로 연결됩니다.
윤하의 곡에 대한 내용은
GROWTH THEORY : Final Edition 문서의
퀘이사 부분을
참고하십시오.준항성은(는) 여기로 연결됩니다.
하스스톤의 카드에 대한 내용은
도적(하스스톤)/카드일람/2024년 문서의
준항성 부분을
참고하십시오.|
|
|
| 현재까지 발견된 퀘이사 중 가장 멀리 있던 ULAS J1120+0641의 상상도[1] | 최초로 발견된 퀘이사인 3C 273[2]. |
1. 개요
Quasar / 準 星
6억 광년에서 318억 광년[3] 사이 범위에서 발견되는 밝은 점광원이자 전파원이다. 준성이라고도 한다.
퀘이사는 먼 거리에서 발견되는 매우 활동적인 초대질량 블랙홀을 포함한 특이 은하의 한 종류이다. 우주에서 가장 밝은 단일 천체 중 하나이며 그 밝기는 최대 태양의 700조 배[4]에 달하기도 한다. 1960년대 처음으로 발견되었을 당시에는 블랙홀의 존재나 에너지 생성 매커니즘이 규명되지 않았기 때문에 수수께끼의 천체로 여겨지곤 했었다.
2. 명칭의 유래
처음에 이 천체는 "별처럼 보이는 전파원(QUASi-stellAR[5] radio source)"의 약자로 "QUASAR"라는 이름이 붙여졌다. 하지만 퀘이사가 딱히 전파만 발산하는 천체는 아니기 때문에[6] 풀네임만 '준항성상 천체(QSO : Quasi-Stellar Object)'로 살짝 고쳐서 부르고 있다. 하지만 편의상 발음하기 쉽다는 이유로 QSO에 해당하는 천체들도 퀘이사라고 부르는 경우가 많다.[7]한자어로는 QSO를 '준성(準星)'이라 부르며, 퀘이사는 '준성 전파원'이라고 불린다.
1950년대 특정 전파원들이 별과 비슷한 점광원의 형태를 띤다는 것이 발견되어 준성 전파원, 즉 퀘이사라는 이름이 붙었다. 이러한 퀘이사들은 점점 더 많이 발견되기 시작했고, 전파를 내지 않는 단순 준성체(QSO)들도 발견되었다. 가시광에서 점광원으로 보이는 퀘이사는 외견상 별과 구분이 어려울 수 있으나, 보통의 별에 비해 더 푸른색을 띄고 색-색도에서 나타나는 위치가 별과는 전혀 다르다는 특성을 통해 구분할 수 있다.[8]
3. 우주 탄생 초창기의 천체
관측 가능한 우주의 반지름이 수백억 광년[9]으로 추측되고, 멀리 떨어진 천체일수록 그 거리만큼 과거의 모습으로 비춰짐을 고려하면 머나먼 곳에만 존재하는 퀘이사들은 우리가 관측할 수 있는 천체들 가운데서는 비교적 우주 탄생 초창기에 존재했을 형태였을 것이다. 이로 인해 퀘이사는 빅뱅 우주론의 유력한 증거로도 제시되는데, 가까운 천체들과 매우 대조적으로 활발한 모습이기에 초창기와 현재 우주는 최소 물질들의 밀도 등에서 달랐다는 사실을 알 수 있기 때문이다.퀘이사가 가장 활발하게 활동하였던 시기는 우주의 크기가 현재의 약 30% 정도였을 시기(z=2.5, 우주 나이 약 26억 년)이다. 이 시기에는 은하간 공간에 차가운 가스가 풍부하였으며 은하간의 병합도 활발하여 여러 초대질량 블랙홀이 성장하며 퀘이사로 존재했다. 이후 은하들이 보유하던 가스가 소진되고, 은하 주변 환경에 존재하던 가스 또한 항성 및 퀘이사 자체의 활동으로 인해 뜨겁게 달구어지면서 중심에 위치한 블랙홀로의 가스 유입이 적어지자 대부분의 퀘이사는 활동을 중지 혹은 축소하였으며 현재 시점에서는 질량이 큰 은하 중심에서 발견되는 초대질량 블랙홀의 형태로 존재하게 되었다.
4. 에너지원
4.1. 활동성 초대질량 블랙홀
퀘이사의 에너지원은 초대질량 블랙홀이다. 블랙홀로 빨려들어가는 가스는 질량(mc2)의 10~40%까지 빛에너지로 변환되는 높은 효율을 가지고 있는데, 이는 질량결손이 약 0.7%에 불과한 수소 핵융합 보다 월등히 높은 값이며, 그로 인해 퀘이사는 일반적인 항성보다 더 밝고 뜨겁다. 하지만 실제 블랙홀로 빨려들어가는 대부분의 물질은 사건의 지평선 내로 들어가기 전에 강착원반에서 방출되는 제트나 복사 에너지에 의해 밀려나 블랙홀을 탈출한다. 그럼에도 불구하고 블랙홀이 한번에 섭취할 수 있는 물질의 양도 무시할 수 없는데, 질량이 태양의 10억 배인 초대질량 블랙홀이 가질 수 있는 최대 강착속도[10]는 1년에 약 10 태양질량 정도이며 이는 오늘날 우리 은하 전체에서 1년 동안 탄생하는 항성의 총 질량의 10배에 해당한다. 이는 1년에 수 태양질량 정도 되는 양의 물질이 순수하게 에너지로 변환되어 방출된다는 것을 의미한다.이렇게 높은 에너지 생성률로 인해 몇몇 퀘이사의 밝기는 태양의 1000조~1경 배에 이르기도 한다. 이런 엄청난 에너지가 나오는 영역이 극도로 좁은 곳에 집중되어 있다는 점을 생각해 보면 은하 중심부 블랙홀의 활동이 아니면 설명이 불가능해진다. 퀘이사가 은하의 예전 모습을 비춰주는 것이라면 현재 대부분의 은하 중심에서 발견되는 거대 블랙홀이 이러한 퀘이사와 같은 천체의 현재 모습이라는 추측이 가능해진다. 퀘이사의 이런 엄청난 활동은 초신성 폭발과 더불어 은하 내부의 가스 밀도를 줄어주는 역할을 하는데 대략 90%의 가스들이 은하 밖으로 탈출하고 10%만 남게 된다. 우리 은하의 경우도 이렇게 밖으로 분출돼서 헤일로에 분포하는 가스층의 질량이 은하 내부의 질량보다 10배나 더 무겁다.
특히 질량이 큰 은하의 경우 초신성 폭발에서 방출되는 에너지만으로는 가스의 수축을 막을 수 없어 초대질량 블랙홀의 역할이 중요해진다. 만약 퀘이사의 활동이 없었다면 별의 생성량을 조절할 수 없어 은하의 밀도는 지금보다 10배 이상 더 높고 별의 수도 훨씬 더 많았을 것이다. 퀘이사의 활동은 약 110억년 전을 최고점으로 가장 활발하였고 이후 점차 줄어들었다. 실제로 우주에서 퀘이사의 활동이 끝나가는 80억 년 전부터 은하 내부의 별의 생성이 현재와 비슷해 질 정도까지 줄어들었다.
격렬한 활동을 하고 있는 은하 중심 블랙홀의 질량은 은하 전체 항성질량의 0.1%~0.2%까지 차지하기도 한다[11]. 단 아무리 무거운 중심 블랙홀이라 해도 은하 전체 항성질량의 0.2%를 넘지는 못하는 것으로 보이는데 그 이유는 퀘이사가 가스를 잡아먹는 활동 자체가 격렬한 에너지 방출을 야기해서 은하 내의 먹이가 될 가스를 외부로 날려보내기 때문이다. 결국 한 때 격렬하게 성장하더라도 가스가 줄어들면 퀘이사의 활동도 멈추고 중심 블랙홀의 성장도 멈추게 된다.
우주가 진화함에 따라 활동적인 퀘이사의 숫자가 줄어들었다. 은하의 가스가 고갈되었기에 은하 내에 특별한 활동이 없는 한 과거에 존재하던 대부분의 퀘이사는 휴면기에 접어들었고 현재는 빛을 거의 내지 않는 초대질량 블랙홀의 형태로 발견되고 있다. 지금은 가스가 풍부한 은하 간의 합병이 일어나는 경우에만 제한적인 퀘이사 활동이 발생하며, 여전히 중심에 가스가 공급되는 일부 나선 은하들의 경우 퀘이사의 마이너 버전이라 할 수 있는 세이퍼트 은하의 형태로 존재하기도 한다.
은하단이나 거대 타원 은하 중심에 존재하는 초대질량 블랙홀의 경우 가스 공급이 중단되어 대부분은 비활성 상태이지만 일부 은하단에서는 방출된 가스가 재냉각되어 퀘이사 활동을 보이는 경우도 존재한다. 또 다른 일부는 소규모로 유입되는 가스를 제트로 방출하며 전파 은하의 형태로 존재하기도 한다[12]
퀘이사의 에너지원인 초대질량 블랙홀이 생기는 과정에 대해서는 아직 확인된 바가 없으며 학계에서 활발히 연구되는 주제이다. 일반적으로 알려져 있는 항성의 죽음으로부터 탄생하는 블랙홀의 경우 초기 질량이 우주 초기에 발견되는 퀘이사들의 질량을 설명하기에 턱없이 부족하다. 따라서 이와는 다른 방식으로 우주 초기 블랙홀의 급격한 성장이나 항성 질량 단계를 건너뛰고 중간 질량, 혹은 초대질량 블랙홀이 바로 형성될 수 있다는 이론이 제기되고 있다.
4.2. 과거의 가설들
1950년대에 사진으로 찍으면 구체적인 형태가 보이는 은하와는 달리 이들 퀘이사는 겉보기에도 별처럼 보였고, 종종 단기간의 밝기 변화를 일으키는 것이 관측되어 발견 당시에는 많은 학자들이 퀘이사가 우리 은하 내에 있는 천체일 것이라고 잘못 추측했다. 하지만 퀘이사의 빛을 분광하여 얻은 스펙트럼에서, 우리가 아는 어떤 원소의 스펙트럼 선과도 패턴이 맞지 않아 천문학자들을 혼란스럽게 했다.그러다 1963년 3C 273을 연구하던 헤일 천문대(Hale Observatories)의 마르텐 슈미트(Maarten Schmidt)가 문득 수소 스펙트럼 선(발머선)과 간격이 맞는 선들이 보여 직접 맞춰보니까 정확하게 일치했다! 근데 그 편이량이 무려 15.8%였다. 이는 퀘이사에 대한 연구가 전환점을 맞이하게 된 계기로, 다른 퀘이사 역시 동일한 방법을 적용한 결과 더 큰 적색편이까지 발견되었다. (3C 48: 37%) 적색편이가 클수록 천체는 보다 빠르게 멀어지고 있음을 의미하며, 이는 허블 법칙에 의해 거리가 더 멀다는 것을 의미한다.[13] 이를 통해 퀘이사는 우리 은하 내에 위치한 별이 아니라 수십억 광년 이상 떨어진 천체라는 사실이 드러났다.
하지만 곧 퀘이사가 우주론적 거리에 있다면 우리 은하 전체보다 수십~수백 배나 밝아야 한다는 점[14] 때문에 퀘이사의 정체에 대한 논란은 2000년대 초반까지 이어졌다. 특히 어떤 퀘이사들은 수시간~수일에 걸쳐서 밝기 변화를 일으키는 것으로 보였는데, 이는 막대한 에너지를 뿜어내고 있는 이 퀘이사의 주 에너지원이 커봐야 태양계 크기 정도밖에 되지 않는다는 것을 뜻했다.[15] 당시 지식으로는 이 정도 좁은 공간에서 퀘이사 정도의 에너지를 내는 메커니즘은 존재하지 않았다. 블랙홀도 1970년대에 그 존재가 증명되기 전까지는 이론상으로만 존재하던 천체였다.
- 은하에서 빠른 속도로 떨어져 나온 일종의 투사체라는 가설이 있었다. 그러나 우리를 향해 날아오는 퀘이사가 없다는 문제점이 있었으므로 사라진 가설이다.
- 퀘이사가 실은 멀리 떨어진 은하가 아니라 우리 은하 내에 있는 밝은 중성자별의 일종이라는 주장도 있었다. 퀘이사에서 나타나는 높은 적색편이는 사실 강한 중력장에서 나타나는 상대론적 적색편이라는 것이다. 그러나 퀘이사로부터 온 빛이 (근처에 위치한) 은하단에 의해 휘어지는 중력 렌즈 현상이 관측되어 이 이론도 신빙성을 잃게 되었다. 이는 퀘이사의 빛이 은하단 뒤편에서 왔다는 의미기 때문이다. 따라서, 이러한 퀘이사들은 외부 은하보다도 멀리 있다.
- 화이트홀이란 주장이 있었다. 확실히 모든 것을 빨아들이는 이미지인 블랙홀과는 정반대로 에너지를 미친듯이 뱉어내고 있었기 때문에 이런 주장이 나온 것. 하지만 화이트홀의 존재는 이론적 근거가 희박하다.
퀘이사에 대한 여러 복합적인 연구가 가능해진 오늘날에는 퀘이사가 우주 초기 활발하게 형성 중이었던 원시 은하의 핵이라는 것이 정설로 받아들여지고 있다. 실제로 퀘이사 주변에 희미한 은하의 모양 같은 것이 관측되기도 해서 이를 뒷받침하고 있다. 퀘이사가 속한 모은하(host galaxy)는 퀘이사 본체에 비해 훨씬 어두워 관측이 어려우나, 코로나그래프를 통해 중심부의 퀘이사에서 나오는 빛을 가리거나, 허블 우주 망원경과 같은 우주 망원경을 통해 관측한 이미지에서 퀘이사의 모델링된 PSF[16]를 빼는 방법을 통해 모은하의 영상 데이터를 얻을 수 있다. 모은하의 관측은 매우 까다로워 퀘이사의 모은하가 갖는 특성에 관한 연구는 많이 이루어지지 않은 상태이나, 대개 타원은하인 경우가 많고 일부는 나선은하나 상호작용은하인 것으로 알려져 있다.
5. 퀘이사의 군집 천체
5.1. 거대퀘이사군
Large Quasar Group, LQG1982년에 5개의 퀘이사가 같이 있는 웹스터 LQG(LQG 1)가 발견당시 알려진 최초의 천체구조로 발견된 이래 심원우주에서 여러 거대퀘이사군이 발견되었다. 은하 시트나 장성, 거대가락(Filament)의 선구적인 모습일 것으로 추측되고 있다.
5.2. 초거대퀘이사군
|
|
| Huge-LQG의 모습 |
Huge Large Quasar Group, Huge-LQG (U1.27)
한편 수십 개 이상의 퀘이사가 모여있는 그룹도 발견되었다.
U1.27이라 부르는 73개의 퀘이사가 모여있는 그룹은 크기가 40억 광년이다. 이는 발견 당시, 관측 가능한 우주의 범위 안에서 가장 거대한 구조였다. 그 후 100억 광년이 넘는 규모의 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성의 발견으로 1위의 자리를 내주고 현재는 3위이다.
이 그룹은 영국 프레스턴의 센트럴 랭크셔 대학교의 로저 G. 클로즈(Roger G. Clowes)에 의해 사자자리 부근에서 2012년에 발견되었고, 학술적으로는 2013년에 검증되어 논문으로 소개되었다. U1.27이라는 이름은 이 별까지의 거리를 나타내는 적색편이 z 값이 1.27[17]이기 때문에 붙여진 것.
한편 클로즈는 2013년 이 구조를 발표하며, 이러한 초거대퀘이사군의 발견이 우주가 충분히 큰 규모에서 밀도 등 여러가지 측면이 거의 균일하다는 우주등방성을 말해주는 우주원리(Cosmological principle)를 정면으로 위배하고 있다는 학설을 발표하였다. 이 우주 원리를 보강한 자스완트 야다프(Jaswant Yadav) 등의 이론에 따르면, 우주를 프랙탈 차원에 기반하여 균질성 규모를 정의하기 위해 상한균질성 규모의 최대 한계를 설정하였는데 이 최대 한계가 260/h mpc[18]를 넘지 않을거라 결론지었다. 그런데 40억광년, 즉 1.24/h Gpc이라는 상한균질성을 지닌 이 천체가 앞서 말한 최대한계를 훌쩍 넘어버리기 때문에 우주등방성을 말하는 우주 원리의 반례가 되는 것이다. 이후 헤라클레스-북쪽왕관자리 장성처럼 더 큰 천체도 발견되면서, 우주등방성에 대해서는 학계에서 뜨거운 감자가 되었다.
논쟁이 커진 가운데에서 세샤드리 나다투르(Seshadri Nadathur)는 이 초거대퀘이사군을 통계적으로 접근했다. 관측된 초거대퀘이사군 근처에 특징적인 군집이 있는 것이 아니고 발견된 초거대퀘이사군과 같은 크기의 10,000개의 영역에서 랜덤하게 이러한 초거대 퀘이사군이 나타날 확률을 계산해보았고, 통계 결과 초거대퀘이사군와 동일한 군집이 1,000개 정도나 나타난다는 결과를 냈다. 즉 100만광년당 1퀘이사가 나타나기 때문에, 이러한 초거대퀘이사군의 존재 자체를 일종의 ' 위양성(false positive)'[19] 개념의 발견이라고 비판하였다. 즉, 특정한 퀘이사군이 있는 것이 아니라, 심원우주에서 퀘이사가 고르게 분포한다는 주장인 것이다.
그러자 클로즈는 이에 대해서 반박하기 위해서, MG II 흡수체[20]의 스펙트럼의 차이점을 제시하여, 이 초거대퀘이사군이 '위양성'이 아닌 실존하는 천체라 설명했고, 이 주장에 대해서는 반박이 따로 나오지 않았으며, 이후에 리에주 시립 대학의 데미엔 휴츠메커스(Damien Hutsemékers) 등도 유의미한 편광차이를 확인하는 방식으로 이 초거대퀘이사군의 실존성을 입증하였다.
이렇듯 초거대퀘이사군의 존재는 이른바 악의 축[21]과 함께 우주등방성을 말해주는 우주 원리에 대한 반례가 되어 논쟁을 야기하고 있다.
6. 측성학적 이용
점광원으로 관측되면서도 거리가 아주 멀어 고유운동(proper motion)[22]이 관측되지 않기 때문에, 각종 항성을 비롯한 우리은하 내 천체의 고유운동을 관측하기 위한 기준점으로 활발히 이용된다.7. 안시관측
우주에서 가장 밝은 천체라는 말에 무색하게, 가장 가까이에 있는 퀘이사조차도 워낙에 거리가 있는지라 안시관측으로 쉬운 천체는 아니다. 아마추어 천문가 레벨에서는 봄의 밤하늘에서의 3C 273에 대한 관측이 유명한 편이며, 블로그 등으로 관측 성공 사례가 심심치 않게 올라오는 정도이다. 당장 3C 273의 겉보기 등급이 12.9등급이니만큼 대체로 관측에 성공한 사람들의 블로그에는 '공략기'라고 표현되어 있을 정도로 난이도가 있는 것으로 여겨진다.8. 관련 문서
[1]
사자자리에 있는 이 퀘이사는
태양의 20억 배 질량을 가진 블랙홀에 의해 그 에너지를 얻고 있다. 태양계에서 288.5억 광년 떨어져있다.(적색편이 z=7.085) 이보다 더 원거리 퀘이사 J0313-1806이 발견되었다.
에리다누스자리에 있으며 태양의 16억 배 질량을 가진 블랙홀로 에너지를 얻고 있다. 태양계에서 300억 광년 떨어져있다. (적색편이 z=7.6423) 2023년 기준 최원거리 퀘이사는 UHZ1이다.
[2]
단순히 봐서는 별과 구분하기 힘들지만 왼쪽 위 방향으로 뻗어나간 분출물과 퀘이사 주변을 감싸고 있는 희미한 모체 은하의 형상이 보인다.
[3]
2023년 Abell 2744 은하단의 중력 렌즈를 통해 UHZ1이라는 원시 은하가 관측됐다. 적색 편이량은 z=10.1로 태양계에서 약 318억 광년 떨어진 곳에 있다. 132억 년 전 우주의 나이가 지금의 3%밖에 되지 않았을때 있었던 원시 은하로 JWST와 찬드라 망원경의 관측 데이터 분석결과 이 은하단의 중심에 태양의 4천만 배에 이르는 블랙홀이 있는 것이 밝혀졌다. X선 망원경 관측에서 유독 밝게 보이는 것으로 보아 활동성이 매우 높은것으로 보이며 퀘이사로 결론이 났다. 결과적으로 퀘이사의 관측 범위는 300억 광년에서 318억 광년으로 늘어났다. UHZ1 은하는 지름이 21,000광년 밖에 되지 않는 작은 사이즈지만 블랙홀 사이즈가 비정상적으로 큰 것으로 보아 가스가 즉시 붕괴하여 블랙홀이 된 Directed Collapse 블랙홀과 동시에 과질량 블랙홀 은하(OBG, Overmassive Black hole Galaxy)의 후보로 추정된다.
[4]
우리 은하 전체 밝기의 3만 배
[5]
각각 '거의', '별'이라는 뜻이다.
[6]
감마선이나
X선 같은 것도 뿜으며, 다양한 파장에서 에너지를 방출한다. 전파 복사가 강한 퀘이사는 전체 퀘이사의 10% 정도이다.
[7]
이 경우 전파 방출 여부에 따라 radio-loud quasar와 radio-quiet quasar로 구분하여 불리기도 한다.
[8]
분광을 하면 별과 확실히 구분되기는 하지만, 서로 다른 3개 정도의 파장대에서의 측광을 통해서도 별과 구분이 가능하다는 의미이다. 간략하게 설명하자면, 컬러 사진 하나만 얻어도 별과 구분해낼 수 있는 방법이 존재한다.
[9]
보통 460~780억 광년으로 추산한다. 추산 범위가 큰 이유는 논문에 따라 다르기 때문인데 대개는 460억 근방으로 본다. 우주의 생성은 약 138억 년 전, 우주의 반지름은 약 465억 광년이라는 의견이 지배적이다. 자세한 건
우주 문서로.
[10]
시간당 빨아들이는 물질의 양
[11]
질량이 어느정도 큰 타원 은하의 항성질량은 태양의 수천억배 정도를 오가니 중심 블랙홀도 태양 질량의 수억 배나 되는셈.
[12]
대표적인 경우가
처녀자리 A와
센타우루스 A가 있다.
[13]
도플러 효과로 설명하려면 퀘이사가 (3C 273의 경우) 초당 5만 km라는 말도 안되는 속도로 멀어져야 하기 때문에 설득력이 떨어진다. 심지어 다른 퀘이사는 1 이상, 높게는 4~5까지 가는 경우도 있다. 원래는
자외선인 라이먼 계열이
가시광선에서 보이는 수준이다.
[14]
우주에서는 거리가 멀 수록 역제곱 법칙에 의해 천체의 밝기가 감소한다. 먼 거리에 있으면서도 밝기를 유지하려면 거리의 제곱만큼 해당 천체가 밝아져야 한다.
[15]
퀘이사에서 빛을 내는 부분 중 우리와 가까운 곳에서 먼 곳까지의 거리가 수광시~광일 정도 된다는 의미. 즉, 퀘이사의 밝기가 변했을 때 우리에게 보이는 전체 밝기의 변화가 재깍재깍 보인다는 것은 빛의 속도에 비해 퀘이사의 크기가 매우 작다는 것을 의미한다.
[16]
Point Spread Function(점퍼짐함수)의 약칭, 별과 같은 점광원을 망원경 등의 광학계로 촬영하였을 때, 그 점광원의 형태가 회절 등의 현상에 의하여 퍼지는 양상을 의미한다. 지상 망원경의 경우에는 대기의 영향으로 분해능이 낮고 대기 상태에 따른 PSF의 변동이 발생하기 때문에 이 같은 영상처리 기법을 적용하기 어려우나, 우주망원경은 분해능이 높고 PSF가 오로지 광학계의 특성에 의해서만 결정되므로 이런 기법을 사용할 수 있다.
[17]
굳이 환산한다면 137억5천만 광년, 53억6천만 파섹 정도.
[18]
여기서 /h는 우주 팽창 속도의 불확실성을 반영하기 위한 단위이다. 우주 팽창 속도는 일정하지 않아서 허블 상수 H 값은 상수라는 이름이 붙어있지만 사실 계속 변한다. 0.5 < h < 0.75 범위의 매개 변수를 사용.
[19]
실제로는 퀘이사군이라고 하기에 퀘이사 자체가 우주 전체에서 골고루 분포할 수 있는데, 조사 방법에 있어서 지나치게 민감도(sensitivity)가 높게끔 설정했다는 주장이다.
[20]
마그네슘 II 흡수체로 심원우주 탐사시에 많이 사용된다.
[21]
우주배경복사에서의 극미세한 비등방성이 보이는 축. 최근에는 통계적으로 이러한 비균일성을 증명하려는 시도가 있었는데, 이 방법에 따라 조사한 결과 우주가 특정한 방향성을 가질 확률은 약 12만분의 1 정도라고 한다.
[22]
천구상에서 태양계 바깥 천체, 특히 항성이 보이는 겉보기 운동. 천체의 운동 중 시선방향에 수직인 성분이 천구상에 투영된 것이다.