活動銀河核
銀河中心にある異常に高い光度を持つコンパクト領域

活動銀河核（AGN ）は、銀河の中心にあるコンパクトな領域で、電磁スペクトル全体にわたって大量のエネルギーを放射しており、この光度は恒星によって生成されたものではないことを示す特徴があります。このような過剰な非恒星放射は、電波、マイクロ波、赤外線、可視光線、紫外線、X線、ガンマ線の波長帯で観測されています。AGNをホストする銀河は活動銀河と呼ばれます。AGNからの非恒星放射は、そのホスト銀河の中心にある超大質量ブラックホールによる物質の集積によって生じると理論付けられています。私たちの天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールは現在は活動していませんが、約8 × 10 9 年前。

活動銀河核は、宇宙で最も明るく持続的に放射する電磁放射源であり、そのため、遠方の天体を発見する手段として使用できます。また、宇宙時間の関数としての活動銀河核の進化は、宇宙モデルに制約を課します。観測される AGN の特性は、中心ブラックホールの質量、ブラックホールへのガス降着速度、降着円盤の方向、塵による核の遮蔽度、ジェットの有無など、いくつかの特性によって異なります。観測される特性に基づいて、AGN の多数のサブクラスが定義されています。最も強力な AGN は、クエーサーに分類されます。ブレーザーは、地球に向けられたジェットを持つ AGN で、ジェットからの放射は相対論的ビーミングによって増強されます。

歴史

ハッブル宇宙望遠鏡によって観測されたクエーサー3C 273。3C 273の相対論的ジェットは明るいクエーサーの左側に現れ、中心の光源から外側に伸びる4本の直線は望遠鏡の光学系によって生じた回折スパイクである。

20世紀前半、近傍銀河の写真観測によって活動銀河核からの放射の特徴的な兆候がいくつか検出されたが、AGN現象の本質についてはまだ物理的に理解されていなかった。初期の観測には、エドワード・ファスによるNGC 1068とメシエ81の核からの輝線の初めての分光学的検出（1909年発表）[1]や、ヒーバー・カーティスによるメシエ87のジェットの発見（1918年発表）[2]などがある。ヴェスト・スリファー、ミルトン・ヒューメイソン、ニコラス・メイオールなどの天文学者によるさらなる分光学的研究では、一部の銀河核に異常な輝線が存在することが指摘された[3] [4] [5] [6] 。 1943年、カール・セイファートは異常に幅広い輝線の源である明るい核を持つ近傍銀河の観測について述べた論文を発表した。[7]この研究で観測された銀河には、NGC 1068、NGC 4151、NGC 3516、NGC 7469などが含まれています。これらの活動銀河は、セイファートの先駆的な研究に敬意を表してセイファート銀河と呼ばれています。

電波天文学の発展は、AGNの理解を大きく促進しました。最も初期に発見された電波源の中には、メシエ87やケンタウルスAといった近傍活動楕円銀河があります。[8]もう一つの電波源である白鳥座Aは、ウォルター・バーデとルドルフ・ミンコフスキーによって、潮汐力によって歪んだ銀河として特定されました。この銀河は、特異な輝線スペクトルを持ち、秒速16,700キロメートルの後退速度を持ちます。 [9] 3C電波探査は、新たな電波源の発見と、電波放射に関連する可視光源の特定においてさらなる進歩をもたらしました。写真画像では、これらの天体の一部はほぼ点状または準恒星状の外観を呈し、準恒星電波源（後に「クエーサー」と略される）に分類されました。

ソ連系アルメニア人天体物理学者ヴィクトル・アンバルツミアンは、 1950年代初頭に活動銀河核の概念を提唱した。[10] 1958年のソルベイ物理学会議で、アンバルツミアンは「銀河核の爆発は大量の質量を放出する。これらの爆発が起こるためには、銀河核には巨大な質量と未知の性質を持つ天体が含まれていなければならない。この時点から、活動銀河核（AGN）は銀河進化理論の重要な要素となった」と主張する報告書を発表した。[11]彼の考えは当初懐疑的に受け止められた。[12] [13]

大きな進歩は、 1963年に発表されたマールテン・シュミットによるクエーサー3C 273の赤方偏移の測定であった。 [14]シュミットは、この天体が銀河系外（天の川銀河の外側、宇宙論的距離）にある場合、その赤方偏移が0.158と大きいことから、これまで確認されていた他の電波銀河よりも約100倍強力な銀河の核領域である可能性があると指摘した。その後まもなく、可視スペクトルを用いて、さらに遠方の赤方偏移0.37のクエーサー3C 48を含む、ますます多くのクエーサーの赤方偏移が測定されるようになった。 [15]

これらのクエーサーの巨大な光度と特異なスペクトル特性は、そのエネルギー源が通常の恒星ではないことを示唆していました。エドウィン・サルペターとヤコフ・ゼルドビッチは1964年に論文を発表し、超大質量ブラックホールへのガスの降着がクエーサーのエネルギー源であると示唆しました。 [16] 1969年には、ドナルド・リンデン＝ベルが、近傍銀河の中心には「死んだ」クエーサーの残骸として超大質量ブラックホールが存在し、ブラックホールの降着が近傍セイファート銀河の非恒星放射のエネルギー源であると提唱しました。[17] 1960年代と1970年代の初期のX線天文学観測により、セイファート銀河とクエーサーは、ブラックホール降着円盤の内部領域から発生する強力なX線放射源であることが実証されました。

今日、AGNは観測的および理論的な両面で天体物理学研究の主要なテーマとなっています。AGN研究には、広範囲の光度と赤方偏移にわたるAGNを発見するための観測調査、ブラックホールの宇宙進化と成長の調査、ブラックホールの集積とAGNからの電磁放射の放出に関する物理学の研究、AGNからの物質のジェットと流出の特性の調査、そしてブラックホールの集積とクエーサー活動が銀河の進化に与える影響の調査が含まれます。[要出典]

モデル

1960年代後半から、AGNは大質量ブラックホール（太陽質量の10 6 倍から10 10倍）への質量の降着によって駆動されているはずだと主張されてきました[18]。AGNはコンパクトで持続的に非常に明るいです。降着によって位置エネルギーと運動エネルギーが放射に非常に効率的に変換される可能性があり、大質量ブラックホールは高いエディントン光度を持ちます。その結果、観測される高い持続光度をもたらすことができます。超大質量ブラックホールは、ブラックホールの質量が銀河バルジの速度分散（M-シグマ関係）やバルジ光度とよく相関していることから、現在ではほとんどの大質量銀河の中心に存在すると考えられています。[19]そのため、中心ブラックホールの影響圏内に降着物質の供給がある場合は常に、AGNのような特性が期待されます。

降着円盤

AGNの標準モデルでは、ブラックホールに近い冷たい物質が降着円盤を形成する。降着円盤内の散逸過程は、物質を内側に、角運動量を外側に輸送し、同時に降着円盤を加熱する。降着円盤のスペクトルは、光紫外波長帯でピークに達すると予想される。さらに、降着円盤上に高温物質のコロナが形成され、 X線エネルギーまでの光子を逆コンプトン散乱させることができる。降着円盤からの放射はブラックホールに近い冷たい原子物質を励起し、これが特定の 輝線で放射する。AGNの放射の大部分は、降着円盤に近い星間ガスや塵によって遮られる可能性があるが、（定常状態では）他の波長帯、おそらく赤外線で再放射される。[要出典]

相対論的ジェット

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、活動銀河M87から噴出する長さ5000光年にも及ぶジェットの画像。青いシンクロトロン放射が、母銀河からの黄色い恒星光と対照的である。

一部の降着円盤は、円盤の近くから反対方向に噴出する、高度にコリメートされた高速の対流ジェットを生成する。ジェットの噴出方向は、降着円盤の角運動量軸またはブラックホールの自転軸によって決定される。ジェット生成メカニズム、そして非常に小さなスケールにおけるジェットの組成は、天文機器の解像度が低すぎるため、現在のところ解明されていない。ジェットの観測効果は電波帯域で最も顕著であり、超長基線干渉計を用いて、ジェットが放出するシンクロトロン放射をサブパーセクスケールの解像度で研究することができる。しかし、ジェットはシンクロトロンと逆コンプトン散乱過程を介して、電波からガンマ線領域までのすべての波長帯域で放射するため、AGNジェットは観測される連続放射の第二の潜在的な発生源である。[要出典]

放射効率の低いAGN

降着を支配する方程式には、「放射非効率」な解のクラスが存在する。いくつかの理論が存在するが、最も広く知られているのは移流支配降着流（ADAF）である。[20]エディントン限界をはるかに下回る降着率にとって重要なこのタイプの降着では、降着物質は薄い円盤を形成せず、その結果、ブラックホールに近づくにつれて獲得したエネルギーを効率的に放射放出しない。放射非効率降着は、銀河団内の楕円銀河の中心にある大質量ブラックホールからの強いAGN型放射が見られないことを説明するために用いられてきた。そうでなければ、高い降着率とそれに伴う高い光度が期待されるはずである。[21]放射非効率AGNは、降着円盤を持つ標準的なAGNの特徴の多くを欠くと予想される。

粒子加速

AGN は、高エネルギーおよび超高エネルギー宇宙線の候補発生源です ( 加速の遠心メカニズムも参照)。

観察特性

AGNの多くの興味深い特徴の中には次のものがある：[22]

種類

観測されたAGNは、時には重複する数十の異なるクラスに分類されます。[22] AGNは複数の基準に基づいて分類されます。ある波長での観測では2つのAGNが同じグループに分類される場合もありますが、別の波長での観測では異なるグループに分類される場合もあります。こうした問題は、AGNの理解が現在初期段階にあることを反映していると考えられます。観測に基づく分類は、まだ一貫した物理モデルによって解釈されていません。[23]

一つの基準は、電波対光放射比、あるいは電波ラウドネスパラメータである。 ここで、は5GHz帯の電波における光度、は光強度である。とを満たすAGNは電波ラウドと呼ばれ、そうでない場合は電波クワイエットと呼ばれる。この比は、光放射が塵やAGNへの直線に沿った星の直射光によって遮られている場合に疑わしい。あるいは、この分裂は、例えば[23]のように、固定周波数における電波光度のカットオフとして定義することもできる。 R ＝ L 5 G H z L B 、 {\displaystyle R={\frac {L_{5GHz}}{L_{B}}},} L 5 G H z {\displaystyle L_{5GHz}} L B {\displaystyle L_{B}} R ≫ 10 {\displaystyle R\gg 10} L 5 G H z > 10 25 ジ {\displaystyle L_{5GHz}>10^{25}{\textrm {Jy}}} L 1.4 G H z > 10 24 W / Hz 。 {\displaystyle L_{1.4GHz}>10^{24}{\textrm {W}}/{\textrm {Hz}}.}

2つ目の基準は、光スペクトル中に幅広い輝線が存在するかどうかである。タイプ1には幅広い輝線があるが、タイプ2にはそれがない。[24]

電波静かなAGN

AGNに関連する銀河が光学的に分解可能な場合、それらはセイファート銀河と呼ばれます。これらは、幅広い輝線の存在に応じてタイプ1またはタイプ2に分類されます。[25]

  • 電波静穏クエーサー（QSO）。これらは本質的にセイファート1のより明るいバージョンです。この区別は恣意的で、通常は限界光等級で表現されます。クエーサーは、その光度が母銀河よりも高かったため、元々は光学画像では「準恒星」とされていました。クエーサーは常に強い可視光線連続放射、X線連続放射、そして幅の広い輝線と狭い輝線を示します。一部の天文学者は、この種のAGNをQSO（準恒星天体）と呼び、「クエーサー」は電波が強い天体を指すのに対し、他の天文学者は電波静穏クエーサーと電波が強いクエーサーの両方を使います。クエーサーの母銀河は、渦巻き銀河、不規則銀河、楕円銀河のいずれかです。クエーサーの明るさとそのホスト銀河の質量には相関関係があり、最も明るいクエーサーは最も質量の大きい銀河 (楕円銀河) に存在します。
  • 「クエーサー2」。セイファート2と同様に、クエーサーに似た明るさを持つが、強い可視光連続放射やブロードライン放射を持たない天体である。調査ではほとんど見られないが、クエーサー2の候補となる可能性のある天体はいくつか特定されている。[要出典]

電波強度の強いAGN

電波強度の強い活動銀河核にはいくつかのサブタイプがあります。

  • 電波強度の高いクエーサーは、ジェットからの放射が加わった電波強度の低いクエーサーと全く同じように振る舞います。そのため、強い可視光線連続放射、幅の広い輝線と狭い輝線、そして強いX線放射に加えて、核放射やしばしば拡張された電波放射も示します。
  • 「ブレーザー」（BL Lacertae (BL Lac) 天体と光学的に激しい変光 (OVV) クエーサー）は、急速に変化する偏光可視光線、電波、X 線放射によって区別されます。BL Lac 天体は、広いか狭いかを問わず光学的な輝線を示さないため、その赤方偏移はホスト銀河のスペクトルの特徴からのみ決定できます。輝線の特徴は、本質的に存在しないか、追加の変光成分によって単に覆い隠されている可能性があります。後者の場合、変光成分が低いレベルのときに輝線が見えることがあります。[26] OVV クエーサーは、急速に変化する成分が追加された標準的な電波強度のクエーサーに似た振舞いをします。どちらの種類の天体でも、変光放射は視線に近い方向を向いた相対論的ジェットから発生すると考えられています。相対論的効果により、ジェットの光度と変光振幅はともに増幅されます。
  • 電波銀河。これらの天体は核放射と拡張電波放射を示す。その他の AGN 特性は不均一である。これらは、低励起クラスと高励起クラスに大別できる。[27] [28]低励起天体は、強い狭幅または広幅の輝線を示さず、示す輝線は別のメカニズムによって励起されている可能性がある。[29]可視光線および X 線核放射は、純粋にジェットで発生したものと矛盾しない。[30] [31]これらは、現時点では放射効率の悪い降着を伴う AGN の最有力候補である可能性がある。対照的に、高励起天体 (狭幅電波銀河) は、セイファート 2 に類似した輝線スペクトルを示す。比較的強い核光学連続放射を示す少数の広幅電波銀河[32]には、単に低光度の電波強度の強いクエーサーである天体も含まれている可能性がある。電波銀河のホスト銀河は、その輝線の種類に関係なく、本質的には常に楕円銀河です。
さまざまな種類の銀河の特徴
銀河の種類 活性
核 		輝線 X線 超過 強力な
ラジオ 		ジェッツ 変数 ラジオの
大音量
狭い 幅広い 紫外線 遠赤外線
通常（非AGN） いいえ 弱い いいえ 弱い いいえ いいえ いいえ いいえ いいえ いいえ
ライナー 未知 弱い 弱い 弱い いいえ いいえ いいえ いいえ いいえ いいえ
セイファート1世 はい はい はい いくつかの いくつかの はい 少し いいえ はい いいえ
セイファート2世 はい はい いいえ いくつかの いくつかの はい 少し いいえ はい いいえ
クエーサー はい はい はい いくつかの はい はい いくつかの いくつかの はい いくつかの
ブラザー はい いいえ いくつかの はい はい いいえ はい はい はい はい
BLラック はい いいえ いいえ/かすかな はい はい いいえ はい はい はい はい
OVV はい いいえ BL Lacよりも強い はい はい いいえ はい はい はい はい
電波銀河 はい いくつかの いくつかの いくつかの いくつかの はい はい はい はい はい

統合モデル

統一AGNモデル[33]

統一モデルは、異なる観測クラスのAGNは、異なる条件下で観測される単一の物理物体であると提唱している。「厳密な」統一モデルは、異なるタイプの物体間の見かけ上の差異は、地球から見たジェットと遮蔽トーラスの向きの違いによって生じると提唱している。遮蔽トーラスは「ダスト・トーラス」とも呼ばれ、降着円盤を取り囲む冷たい外層である。[34]このモデルは部分的に成功しており、例えば、タイプ1とタイプ2のセイファート銀河は、異なる視点から見た場合の同じ種類のAGNであることがわかっている。[22] : 36  [35] [33]

同じ種類の天体であっても、観測上の特徴が異なってくる要因としては、降着速度、相対論的ジェットの強度、AGNを取り囲む銀河による掩蔽効果、あるいはAGNの形成時期と観測時期との関連などが挙げられます。AGNは、その性質を明らかにするために、現在も数多くの研究が進められています。[22] : 37 

惑星への影響

銀河中心にある超大質量ブラックホールはすべて、現在観測される質量に達するまでに、活発なAGN活動を経てきたと予想されている。これらの活発なAGN活動期は、惑星の大気やその居住可能性に潜在的に影響を及ぼす可能性がある。「レッドナゲット」のようなコンパクト銀河に位置する惑星は、 M87のような典型的な楕円銀河や天の川銀河のような渦巻銀河に位置する惑星よりも、より大きな影響を受ける可能性が高い。大気中に初期に酸素量が多い惑星の場合、AGN放射によってオゾン層が厚くなり、他の紫外線から遮蔽される可能性がある。これにより、惑星の居住可能性が向上する可能性がある。[36]

私たちの銀河系の中心にある超大質量ブラックホール（いて座A*）は、80億年前に活動銀河核（AGN）の活動期を経験しました。この活動期は、現在の地球と同程度の1kpc以内の惑星の大気の消失を引き起こしたと考えられます。また、適切な遮蔽のない惑星では、 X線と極端紫外線によって表層生命に生物学的損傷が生じたと考えられます。これは、数キロパーセク以内の複雑な生命の発達を阻害する可能性があります。 [37]

AGNの固有エネルギーは惑星の大気を加熱し、大気の流出を引き起こす可能性もある。AGNからの流出が相乗効果を発揮すると、銀河中心から1kpc（約3,262光年）以内にあるすべての惑星は居住不可能になる可能性が高い。 [38]

例

クエーサー

  • 3C 273 : 最初に確認されたクエーサー。相対論的ジェットで有名 (z=0.158)。
  • 3C 48 : 赤方偏移 (z=0.367) が測定された、最も古い既知のクエーサーの 1 つ。
  • TON 618 : 赤方偏移 z=2.219 に位置する、最も質量の大きい既知のブラックホールの 1 つ (約 660 億太陽質量) をホストする超高輝度クエーサー。
  • ツイン クエーサー: 重力レンズ効果を受けた最初のクエーサー。介在する銀河 (z=1.41) によって 2 つの像に分割されます。
  • アインシュタインの十字: クエーサーが 4 つの像にレンズ効果されて十字を形成し、一般相対性理論によって予測された重力レンズ効果を示しています (z=1.695)。
  • Pōniuāʻena : 最も遠い既知のクエーサーの 1 つ (z = 7.52)。ビッグバンから約 7 億年後に形成され、初期のブラックホール形成に関する知見を提供します。
  • CTA-102 : 変動性で知られる電波強度の強いクエーサー (z=1.037)。
  • クローバーリーフ クエーサー: クローバーリーフに似た 4 つの画像にレンズで撮影されたクエーサー。CO 放出の既知の最も明るい高赤方偏移源 (z = 2.558)。

ラジオギャラクシー

  • メシエ 87 : 2019 年にイベント ホライズン テレスコープによって撮影された、超大質量ブラックホール (太陽の 65 億質量) を持つ巨大な楕円銀河。ジェットは数千光年 (z=0.00428) まで広がっています。
  • ケンタウルス座A : 最も近い電波銀河の1つ。塵の帯と相対論的ジェットで知られています (0.00183)。
  • 白鳥座A : 潮汐歪んだ銀河で特定された強力な電波源。AGNフィードバックを研究するためのベンチマークです(z=0.0561)。
  • ヘラクレス座A : 約100万光年に及ぶ巨大な電波ジェットが特徴で、VLA (z=0.154) などの電波望遠鏡で観測されています。
  • アルキオネウス: LOFAR (z=0.2467) を使用して発見された、1630 万光年まで広がるジェットを持つ、知られている最大の電波銀河。
  • TGSS J1530+1049 : 知られている中で最も遠い電波銀河 (z=5.72)。初期宇宙の構造に関する知見を提供します。

セイファート銀河

  • メシエ 77 : 星形成リングを持つ典型的なタイプ 2 セイファート銀河。ブラックホールとの相互作用について ALMA を使用して広範に研究されている (z=0.00379)。
  • NGC 4151 : 典型的なタイプ 1 セイファートで、変動する X 線放射とよく研究されている降着円盤で知られています (z = 0.00332)。
  • サーキュラス銀河: 放出されたガスリングを持つ近傍のタイプ 2 セイファート銀河。塵のため赤外線で明るく見える (z=0.00145)。
  • NGC 7469 : 初期のセイファート研究に含まれる、スターバースト活動を伴う明るい赤外線セイファート 1 (z=0.0163)。
  • NGC 7319 :ステファンの五つ子の一部であり、ウェッブ望遠鏡の観測によって明らかになった隠れた AGN を擁しています (z=0.0225)。
  • マルカリアン 231 : クエーサーのような AGN を持つ超高輝度赤外線銀河。大規模な合体の証拠を示しています (z=0.0415)。

ブラザー

  • BL Lacertae : 最小限の輝線と変動を特徴とするプロトタイプ BL Lac オブジェクト (z = 0.069)。
  • マルカリアン 501 : ガンマ線フレアとジェット研究で知られる TeV ブレーザー。高エネルギー天文学の重要なターゲット (z = 0.034)。
  • PKS 0537-286 : 遠方のガンマ線ブレーザー。NASA の主要なガンマ線源の 1 つで、初期宇宙のブラックホールを探査します (z=3.104)。

参照

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