퀘이사는 은하 중심에 존재하며 물질을 기세 좋게 불어내면서 1조 개 항성에 필적하는 힘으로 밝게 빛나는 천체다.
퀘이사는 비교적 작은 천체지만 기본적으로 은하 중앙에 존재하고 1조개분 항성에 필적하는 밝기로 빛나 물질을 뿜어내고 있는 천체다. 또 퀘이사는 현존하는 가장 밝고 강력한 천체로 알려져 있으며 주위 우주를 완전히 바꿔 버릴 가능성이 시사되고 있다.
이런 퀘이사 발견은 1950년대 우주 곳곳에서 강력한 수수께끼 전파가 발생하는 걸 천문학자가 알게 되면서 시작됐다. 전파 발생원은 천체 망원경에선 내부 구조를 확인할 수 없고 전파 망원경을 이용해 처음으로 관측이 가능한 천체인 게 판명됐다.
이 천체는 광원이 항성처럼 보이는 천체였기 때문에 준항성상 전파원(quasi-stellar radio source)으로 명명됐다. 또 이를 약어로 삼은 게 퀘이사(Quasar)다.
퀘이사에는 깜박이는 천체와 전파를 방출하는 천체, 엑스선이나 가시광선을 방사하는 천체가 존재하는 것으로 알려져 있다. 퀘이사 스펙트럼은 강한 적색편이를 갖는 것으로 우주 팽창에 수반해 광속 30% 이상이라는 엄청난 속도로 지구로부터 멀어지는 것처럼 보이는 먼 천체인 게 판명됐다.
지구로부터 수십억 광년이나 떨어졌는데도 밝고 크게 보이는 건 퀘이사 실제 밝기는 은하수 은하가 발하는 밝기 수천 배라고 한다. 천문학자는 지금까지 모두 100만 개 이상 퀘이사를 발견했으며 모두 지구에서 멀리 떨어져 있는 것으로 밝혀졌다.
또 퀘이사 대부분은 먼 곳에 있기 때문에 빅뱅으로부터 30억 년 뒤라는 우주 형성 초기 정점을 맞았다고 추정되고 있다. 빅뱅 30억 년 뒤라는 미성숙한 우주 초기 단계에서 퀘이사가 격렬하게 빛나는 에너지를 낳을 수 있는 요인은 초거대 블랙홀에 있다. 어떤 은하 중심에도 존재하는 것으로 여겨지는 초거대 블랙홀에 주위 가스나 치기가 흡입될 때 이런 가스는 블랙홀 주위를 돌면서 원반을 형성한다. 이 원반은 강착원반(Accretion Disk)이라고도 불린다.
블랙홀에 흡입되는 물질은 사건의 지평면을 넘어서기 전 광속에 가까운 속도로 이동해 엄청난 운동 에너지와 함께 블랙홀에 흡수된다. 블랙홀에 흡입되는 물질이 방출하는 에너지는 핵융합에서 발생하는 에너지 60배에 달하는 것으로 여겨지고 있다.
강착원반 내에선 물질끼리 마찰에 의해 온도가 세씨 수십만 도 이상으로 상승해 물질이 플라즈마화한다. 이 때문에 강착원반으로부터는 엑스선이나 가시광선, 전파 등 다양한 전자파가 맹렬한 기세로 방출된다.
이처럼 활발하게 활동하는 은하 중심 부분은 활동은하핵으로 불리며 퀘이사는 이 활동 하핵 1종으로 여겨지고 있다. 현재 우주 크기 3분의 1인 우주 초기에는 가스가 현재보다 격렬하게 부딪치고 강한 마찰열이 발생했다. 이 때문에 활발한 퀘이사가 많이 형성되어 있었다고 여겨지고 있다.
활발한 퀘이사는 제트라고 불리는 수십만 광년 크기까지 성장하는 거대 물질 빔을 방출하는 것으로 알려져 있다. 하지만 격렬한 제트는 별 형성에 필요한 가스를 과도하게 가열해버려 별 형성이 정지된다. 그 뿐 아니라 제트가 가스를 은하 밖으로 밀어내면 퀘이사 뿐 아니라 은하도 기아 상태가 되어 새로운 별 원료를 잃게 된다.
한편 발생한 충격파나 퀘이사로부터의 제트에 의해 가스가 압축되어 단기간 새로운 별을 형성할 수 있다. 또 제트에 의해 압출된 가스는 은하계에 들어오는 가스와 섞여 재활용된다. 하지만 한 번 기아 상태에 빠진 퀘이사는 초거대 블랙홀만 남기고 소멸한다고 생각되고 있다. 또 지금까지 지구가 속한 은하수 은하에 한때 퀘이사가 존재했는지에 대해선 밝혀지지 않았다.
하지만 은하 중심에 존재하는 궁수자리A가 태양 400만 배 질량으로 성장하고 있기 때문에 한때 퀘이사가 있었을 가능성이 시사되고 있다. 수십억 년 뒤 은하수 은하와 안드로메다은하가 충돌했을 때에는 중심부 블랙홀끼리 합체해 새로운 초거대 블랙홀이 형성되는 동시에 새로운 퀘이사가 탄생할 가능성이 점쳐지고 있다.