3C 273

3C 273
HSTが撮影したクエーサー3C 273 [1]
観測データ（エポック J2000）
星座	乙女座
赤経	12時間29分06.7秒[2]
偏角	+02° 03′ 09″ [2]
赤方偏移	0.158339 ± 0.000067 [2]
距離	2.443 グリシン(749  Mpc ) [3] [4] (光度距離) 1.80+0.32 −0.28 グリシン （552+97 −79 Mpc ) [5] (視差距離)
タイプ	ブラザール; Sy1 [2]
見かけの等級 （V）	12.9 [2]
注目すべき機能	光学的に最も明るいクエーサー、クエーサーの最初のスペクトル
その他の指定
PGC 41121 [2]およびHIP 60936
参照:クエーサー、クエーサー一覧

3C 273は、おとめ座の巨大な楕円銀河の中心に位置するクエーサーです。これは、これまでに確認された最初のクエーサーであり、地球から見たときに空で最も明るいクエーサーであり、見かけの視等級は12.9です。^[2]この天体までの推定距離は749メガパーセク（24 億光年）です。中心にある超大質量ブラックホールの質量は、太陽の約8億8600万倍です。

3C 273は、北半球と南半球の両方で3月から7月まで見ることができます。おとめ座に位置し、6インチ（150 mm）のアマチュア望遠鏡で肉眼で観察できるほど明るいです。^[6]電波輝度と最初に確認されたクエーサーとしての発見により、第5基本カタログ（FK5）の3C 273の赤経は、国際天体基準系（ICRS）を定義するために使用される23の銀河系外電波源の位置を標準化するために使用されています。^[7]

地球からの距離と視等級を考慮すると、3C 273 は平均的なアマチュア天文学者が望遠鏡で観測できる最も遠い天体です。

これは地球から見て最も明るいクエーサーで、見かけの視等級は約12.9で、最も近いクエーサーの1つで、赤方偏移zは0.158です。^[8] zから計算すると、光度距離D _L = 749メガパーセク（24 億 光年）になります。^[4]超大型望遠鏡干渉計による視差法を使用すると、距離の推定値は 1.80+0.32
−0.28 グリシン （552+97
−79 Mpc）。^[5]

これは知られている中で最も明るいクエーサーの一つで、絶対等級は-26.7です^[9]。つまり、もしこのクエーサーがポルックス（約10パーセク）と同じくらいの距離にあったとしたら、空では太陽とほぼ同じくらい明るく見えることになります^[10]。太陽の絶対等級は4.83なので、このクエーサーは可視波長で太陽の4兆倍以上明るいことになります^{[11] 。}

3C 273 の光度は、数日から数十年のタイムスケールで、電波からガンマ線までほぼすべての波長で変化します。大規模なジェットから放射される電波、赤外線、可視光線には、一致する方向を持つ偏光が観測されており、したがって、これらの放射はほぼ間違いなくシンクロトロン放射です。^{[4]この放射は、}相対論的な速度で移動する荷電粒子のジェットによって生成されます。3C 273 のVLBI電波観測により、電波放射領域の一部に固有の動きがあることが明らかになり、さらに相対論的な物質のジェットが存在することが示唆されました。^{[12] [13]}

これは活動銀河核の原型であり、エネルギーが超大質量ブラックホール（SMBH）による集積によって生成されていることを示しています。他の天体物理学的源では観測されたエネルギーを生成することはできません。^[14]中心のSMBHの質量は広範囲の輝線反射マッピングにより、太陽質量8億8600万± 1億8700万個をカバーした。^[15]

クエーサーには大規模な可視ジェットがあり、長さは約20万光年（61 kpc）、見かけの大きさは23インチです。^{[4]このようなジェットは、中心の}ブラックホールと降着円盤の相互作用によって生成されると考えられています。1995年にハッブル宇宙望遠鏡を使用したジェットの光学画像化により、弱い放射領域が絡み合った繰り返しの明るい結び目によって証明された構造化された形態が明らかになりました。 ^[4]地球から見たジェットの視野角は約6°です。2003年にジェットは突然2°の固有角度で方向を変えるのが観測されましたが、これはジェットの固有の開口角1.1°よりも大きいです。^[16]ジェットによって加熱されたガスの膨張する繭が生成されており、中心のブラックホール内の傾斜したガス円盤に影響を与えている可能性があります。~ 6kpc . ^[14]

3C 273は、見かけの等級が16、見かけの大きさが29秒角の巨大な楕円銀河の中心にあります。ホスト銀河の形態分類はE4で、 ^[17]中程度に扁平した楕円形を示しています。銀河の推定質量は~ 2 × 10 ¹¹  M _☉ . ^[18]

この名前は、1959年に出版された第3次ケンブリッジ電波源カタログ（3C ）の273番目（赤経順）の天体であったことを意味しています。パークス電波望遠鏡のシリル・ハザードによる月掩蔽法を使用して正確な位置が得られた後、^{[19]この電波源はすぐに}光学的な対応物である未分解の恒星天体と関連付けられました。1963年に、マールテン・シュミット^[8]とベヴ・オーク^[20]はネイチャー誌に2本の論文を発表し、 3C 273の赤方偏移は0.158と大きく、数十億光年離れていると報告しました。

3C 273 の発見以前には、光学的対応物と関連付けられた電波源がいくつかあり、最初のものは3C 48でした。また、有名なBL Lac 、 W Com 、 AU CVn など、多くの活動銀河が変光星と誤認されていました。しかし、これらの天体のスペクトルは既知のどの星のスペクトルとも異なっていたため、それが何であるかは理解されていませんでした。そのスペクトルは、典型的な恒星要素を持つどの通常の星のスペクトルとも似ていませんでした。3C 273 は、天文学的な距離にある非常に明るい天体であるクエーサーとして識別された最初の天体でした。

3C 273は電波強度の強いクエーサーであり、1970年に発見された最初の銀河系外X線源の1つでもあります。しかし、今日に至るまで、X線放射を引き起こすプロセスは議論の的となっています。^[4]

• クエーサーのリスト

• INTEGRAL 科学データセンター (ESA) の 3C 273 のデータベース
• 30分間の総露出に基づく3C 273の詳細なCCD画像
• アマチュア 3C 273 赤方偏移測定
• NightSkyInfo.com – 3C 273
• SKY-MAP.ORG 3C 273 の SDSS 画像
• クエーサー 3C 273: 2005 年春 – 季節の変光星 AAVSO
• WikiSkyの 3C 273 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像