活動銀河核

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性があります。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づけられています。

活動銀河核は、宇宙で最も明るく持続的に放射される電磁放射源であり、遠方の物体を発見する手段として使用できます。また、活動銀河核が宇宙時間の関数として進化することで、宇宙のモデルに制約が課せられます。

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の降着率、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。

AGN には、観測された特性に基づいて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、ジェットが地球に向けられた AGN であり、ジェットからの放射は相対論的ビーミングによって強化されます。

20世紀前半には近傍銀河の写真観測によってAGN放射の特徴的な兆候がいくつか検出されたが、AGN現象の性質に関する物理的な理解はまだ十分ではなかった。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・スライファー、ミルトン・ヒューマソン、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、いくつか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結果を説明した論文を発表した。^[7]この研究の一環として観測された銀河には、NGC 1068、NGC 4151、NGC 3516、NGC 7469が含まれています。これらのような活動銀河は、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して知られています。

電波天文学の発展は、AGN を理解するための大きなきっかけとなった。最も初期に検出された電波源のいくつかは、メシエ 87やケンタウルス座 Aなどの近くの活動楕円銀河である。^[8]もう 1 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で、異常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つと特定された。 ^[9] 3C 電波調査により、新しい電波源の発見と、電波放射に関連する可視光源の特定がさらに進んだ。写真画像では、これらのオブジェクトの一部はほぼ点状または準恒星の外観をしており、準恒星電波源(後に「クエーサー」と略される) に分類された。

ソ連の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物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]彼のアイデアは当初懐疑的に受け入れられた。^{[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した。 ^[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）であれば、0.158という大きな赤方偏移は、それが他の特定された電波銀河よりも約100倍強力な銀河の核領域であることを示唆していると指摘しました。その後まもなく、光学スペクトルを使用して、さらに遠くにある赤方偏移0.37の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ました。 ^[15]

これらのクエーサーの非常に高い光度と異常なスペクトル特性は、そのエネルギー源が普通の恒星ではあり得ないことを示していた。1964年にエドウィン・サルペターとヤコフ・ゼルドビッチの論文では、クエーサーのエネルギー源として超大質量ブラックホールへのガスの集積が示唆された^。[16] 1969年にドナルド・リンデン・ベルは、近くの銀河の中心には「死んだ」クエーサーの名残として超大質量ブラックホールがあり、ブラックホールの集積が近くの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た。^[17] 1960年代と1970年代の初期のX線天文学の観測により、セイファート銀河とクエーサーは、ブラックホール集積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た。

現在、AGN は観測的および理論的に、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って AGN を見つけるための観測調査、宇宙の進化とブラックホールの成長の調査、ブラックホールの集積とAGN からの電磁放射の放出の物理学の研究、AGN からの物質のジェットと流出の特性の調査、ブラックホールの集積とクエーサーの活動が銀河の進化に与える影響が含まれます。

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～ 10 ¹⁰倍）への質量の集積によって駆動されているに違いないと主張されてきた^[18]。AGNはコンパクトで持続的に極めて明るい。集積は潜在的に位置エネルギーと運動エネルギーを非常に効率的に放射に変換する可能性があり、大質量ブラックホールは高いエディントン光度を持ち、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る。ブラックホールの質量は銀河バルジの速度分散（M-シグマ関係）またはバルジ光度とよく相関するため、現在ではほとんどの大質量銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在すると考えられている^[19] 。したがって、集積のための物質の供給が中心ブラックホールの 影響圏内に入ると、AGNのような特性が期待される。

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。降着円盤内の散逸プロセスにより、物質は内側に、角運動量は外側に輸送され、同時に降着円盤が加熱される。降着円盤の予想されるスペクトルは、可視光線から紫外線の波長帯でピークに達する。さらに、高温物質のコロナが降着円盤上に形成され、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、今度はこれが特定の 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、おそらくは赤外線で再放射される。

いくつかの降着円盤は、円盤の近くから反対方向に噴出する、2つの高度に平行化された高速流出のジェットを生成します。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まります。ジェット生成メカニズム、さらには極小スケールでのジェットの構成は、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ません。ジェットの観測効果は電波帯で最も顕著で、超長基線干渉計を使用して、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調べることができます。ただし、ジェットはシンクロトロンと逆コンプトン散乱プロセスを介して、電波からガンマ線までのすべての波長帯で放射するため、AGNジェットは観測される連続放射の2番目の潜在的な発生源です。

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]このタイプの降着は、}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であり、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しない。放射非効率な降着は、クラスター内の楕円銀河の中心にある巨大なブラックホールからの強力なAGNタイプの放射が欠如していることを説明するために使用されてきた。そうでなければ、高い降着率とそれに応じた高い光度が予想される。^[21]放射非効率な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。

AGN は高エネルギー宇宙線および超高エネルギー宇宙線 の候補源です(加速の遠心メカニズムも参照)。

AGNの多くの興味深い特徴の中には次のようなものがある: ^[22]

• 非常に高い光度、非常に高い赤方偏移まで見える、
• 直径ミリパーセクの小さな放射領域、
• 光度関数の強力な進化、
• 電磁スペクトル全体にわたって検出可能な放射。

AGN を、従来は電波静穏型と電波強型の 2 つのクラスに分けると便利です。電波強勢型天体は、ジェットと、ジェットが膨張させたローブの両方から放射が寄与しています。これらの放射が、電波波長、場合によっては他の波長の一部またはすべてにおいて AGN の明るさを左右します。電波静穏型天体は、ジェットとジェット関連の放射がすべての波長で無視できるため、より単純です。

AGN の用語は、異なるタイプの AGN 間の区別が、実際の物理的な違いではなく、オブジェクトの発見方法や当初の分類方法の歴史的な違いを反映していることがあるため、混乱を招くことがよくあります。

• 低電離核輝線領域（LINER）。名前が示すように、これらのシステムは弱い核輝線領域のみを示し、AGN 放射の他の特徴は示しません。このようなシステムのすべてが真の AGN（超大質量ブラックホールへの降着によって駆動される）であるかどうかは議論の余地があります^[23]。もしそうであれば、それらは電波静穏 AGN の最も低い光度のクラスを構成します。いくつかは、低励起電波銀河の電波静穏類似物である可能性があります（以下を参照）。
• セイファート銀河。セイファート銀河は、AGN の最も初期の明確なクラスとして特定された。セイファート銀河は、可視範囲の核連続放射、狭く、時には広い輝線、時には強い核 X 線放射、時には弱い小規模の電波ジェットを示す。当初はセイファート 1 と 2 と呼ばれる 2 つのタイプに分けられ、セイファート 1 は強い広い輝線を示すのに対し、セイファート 2 は示さず、セイファート 1 は強い低エネルギー X 線放射を示す傾向がある。このスキームにはさまざまな形式の詳細化が存在する。たとえば、比較的狭く広い輝線を持つセイファート 1 は、狭線セイファート 1 と呼ばれることがある。セイファートのホスト銀河は通常、渦巻き銀河または不規則銀河である。
• 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。区別は任意で、通常は限界光学等級で表現されます。クエーサーは、その光学的光度がホスト銀河よりも高かったため、光学画像では元々「準恒星」でした。クエーサーは常に、強い光学連続放射、X 線連続放射、および幅広い光輝線と狭い光輝線を示します。一部の天文学者は、このクラスの AGN に QSO (準恒星オブジェクト) という用語を使用し、「クエーサー」は電波が強いオブジェクトに使用しますが、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について語っています。クエーサーのホスト銀河は、渦巻き状、不規則状、または楕円状です。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 と類似しており、クエーサーのような明るさを持ちながら、強い光核連続放射やブロードライン放射を持たない天体です。調査ではほとんど見られませんが、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ます。

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。

• 電波強度の強いクエーサーは、ジェットからの放射が加わった電波強度の弱いクエーサーとまったく同じように動作します。そのため、強い光学連続放射、幅広く狭い輝線、強い X 線放射、そして核放射や拡張された電波放射が見られます。
• 「ブレーザー」（BL Lac 天体およびOVV クエーサー）クラスは、急速に変化する偏光光学、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、追加の可変成分によって単に隠されている可能性があります。後者の場合、可変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。^[24] 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強いクエーサーに似た動作をします。両方のクラスのソースにおいて、可変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。相対論的効果は、ジェットの明るさと変動の振幅の両方を増幅します。
• 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。^{[25] [26]}低励起天体は強い狭幅または広幅の輝線を示さず、存在する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。^[27]可視光および X 線核放射は、純粋にジェットで発生したものと一致する。^{[28] [29]}これらは、放射効率の悪い集積を伴う AGN の現在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 の輝線スペクトルに類似している。比較的強い核光学連続放射を示す広幅電波銀河の小規模クラス^[30]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形です。

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種類の物理的物体であると提案している。現在支持されている統一モデルは「方向ベースの統一モデル」であり、異なる種類の物体間の見かけ上の差異は、単に観測者に対する方向が異なるために生じると提案している。^{[31] [32]}しかし、それらは議論されている（以下を参照）。

低光度では、統合される天体はセイファート銀河です。統合モデルでは、セイファート 1 では観測者が活動核を直接見ることができると提案されています。セイファート 2 では、核は遮蔽構造を通して観測されるため、光学連続スペクトル、広域線領域、または (軟) X 線放射を直接見ることはできません。方向依存降着モデルの重要な洞察は、視線に対して特定の角度だけを観測すれば、2 種類の天体が同一になる可能性があるということです。標準的な図は、降着円盤を取り囲む遮蔽物質のトーラスです。これは広域線領域を遮るほど大きくなければなりませんが、狭域線領域を遮るほど大きくはありません。狭域線領域は両方の天体のクラスで見られます。セイファート 2 はトーラスを通して見られます。トーラスの外側には、原子核からの放射の一部を私たちの視界に散乱させる物質があり、可視光線やX線連続波、場合によっては幅広い輝線を見ることができます。これらの輝線は強く偏光しており、散乱していることを示しており、セイファート2の中には隠れたセイファート1が実際に含まれることの証明となっています。セイファート2の核の赤外線観測もこの図を裏付けています。

より高い光度では、クエーサーがセイファート 1 の代わりをしますが、すでに述べたように、対応する「クエーサー 2」は現在のところ見つけるのが困難です。クエーサー 2 がセイファート 2 の散乱成分を持たない場合、その明るい狭線と硬 X 線放射以外では検出が困難です。

歴史的に、電波強度の統一に関する研究は、高輝度の電波強度の強いクエーサーに集中してきた。これらは、セイファート 1/2 統一と直接類似した方法で狭線電波銀河と統一できる (ただし、反射成分のような複雑さはほとんどない。狭線電波銀河は、核光学連続波や反射 X 線成分を示さないが、偏光した広線放射を時折示す)。これらの天体の大規模な電波構造は、方向に基づく統一モデルが実際に正しいことを示す説得力のある証拠を提供している。^{[33] [34] [35]}入手可能な X 線証拠は、統一像を裏付けている。電波銀河はトーラスによる掩蔽の証拠を示しているが、クエーサーは示していない。ただし、電波強度の強い天体には吸収されない柔らかいジェット関連成分もあり、熱放射を源の大規模な高温ガス環境から分離するには高解像度が必要であるため、注意が必要である。^[36]視線に対して非常に小さな角度では、相対論的なビーミングが支配的になり、ある種のブレーザーが見える。

しかし、電波銀河の集団は、低光度、低励起の天体で完全に占められている。これらの天体は、幅広か狭かを問わず、強い核輝線を示さず、完全にジェット関連と思われる光学連続線を持ち、^[28]、X線放射も、一般的には強く吸収された核成分がなく、純粋にジェットから来ているものと一貫している。^[29]これらの天体は、電波放射を見ると高光度天体を含むが、トーラスが狭い線領域を必要な程度まで隠すことは決してできず、赤外線研究では隠れた核成分がないことが示されており、クエーサーと統合することはできない。 ^[37]実際、これらの天体にトーラスの証拠はまったくない。おそらく、ジェット関連放射のみが重要な別のクラスを形成する。視線に対して小さな角度では、BL Lac 天体として見える。^[38]

AGN に関する最近の文献では、激しい議論が交わされており、統一モデルの主要な予測の一部と矛盾する観測結果が増えているようです。たとえば、各セイファート 2 には隠れたセイファート 1 核 (隠れた広い線領域) があるなどです。

したがって、セイファート2銀河のガスがすべて電離されているのは、中心にある単一の非恒星連続光源による光電離によるものか、あるいは例えば強力な核スターバーストによる衝撃電離によるものかは分からない。分光偏光測定研究^[39]によると、セイファート2銀河の50%だけが隠れた広線領域を示し、セイファート2銀河を2つの種族に分けることが明らかになった。2つの種の種族は明るさが異なるようで、隠れた広線領域のないセイファート2銀河は一般に明るさが低い。^[40]これは、広線領域が存在しないことはエディントン比の低さと関係があり、掩蔽とは関係ないことを示唆している。

トーラスの被覆係数が重要な役割を果たす可能性がある。いくつかのトーラスモデル^{[41] [42]}は、トーラス被覆係数の光度と降着率の依存性から、セイファート 1 とセイファート 2 が異なる被覆係数を獲得する可能性があることを予測しており、これは AGN の X 線研究によって裏付けられている。^[43]また、モデルは広域領域の降着率依存性を示唆し、セイファート 1 のより活発なエンジンからより「死んだ」セイファート 2 への自然な進化を提供し^[44]、低光度での統一モデルの観測された崩壊^[45]と広域領域の進化を説明できる。^[46]

単一AGNの研究では統一モデルの予想からの重要な逸脱が示されていますが、統計的検定の結果は矛盾しています。セイファート1とセイファート2の統計サンプルを直接比較する統計的検定の最も重要な欠点は、異方性選択基準による選択バイアスが導入されることです。^{[47] [48]}

AGN 自体ではなく近傍銀河を研究した結果^{[49] [50] [51]、}初めて近傍銀河の数はセイファート 1 よりもセイファート 2 のほうが多いことが示唆されましたが、これは統一モデルとは矛盾しています。今日では、サンプルサイズが小さいことや選択が異方的であることなどの以前の制限を克服し、数百から数千の AGN の近傍銀河の研究^[52]により、セイファート 2 の近傍銀河はセイファート 1 よりも本質的に塵が多く、星形成が活発であること、および AGN タイプ、ホスト銀河の形態、衝突履歴の間に関連があることが示されています。さらに、2 つの AGN タイプの角度クラスタリング研究^[53]により、これらが異なる環境に存在することが確認され、異なる質量の暗黒物質ハロー内に存在することが示されています。 AGN環境の研究は、セイファート2が合体中にセイファート1に変化するという進化に基づく統一モデル^[54]と一致しており、合体によるセイファート1核の活性化の以前のモデルを支持している。

それぞれの研究の妥当性については依然として論争が続いているが、最も単純な視野角に基づくAGN統合モデルは不完全であるという点では全員が同意している。セイファート1とセイファート2は星形成とAGNエンジンのパワーが異なるようだ。^[55]

隠されたセイファート 1 がセイファート 2 として現れる可能性は依然としてあるが、すべてのセイファート 2 が隠されたセイファート 1 をホストするわけではない。すべてのセイファート 2 を駆動しているのが同じエンジンであるかどうか、電波強度の高い AGN との関連、非常に短い時間スケールで 2 つのタイプ間で変化する一部の AGN の変動のメカニズム、および AGN タイプと小規模および大規模環境との関連を理解することは、活動銀河核の統一モデルに組み込むべき重要な問題である。

2022年7月に発表されたSwift/BAT AGNの研究^[56]は、2017年に概説された「放射制御統合モデル」を裏付けるものである。^[57]このモデルでは、ブラックホールの相対的な集積率（「エディントン比」と呼ばれる）がAGNの観測された特徴に大きな影響を与える。エディントン比が高いブラックホールは、非常に短い時間スケールで局所的に遮蔽物質を除去しているため、遮蔽されていない可能性が高いと思われる。

長い間、活動銀河は、その高い明るさゆえに、可視光線または電波スペクトルで知られている最も高い赤方偏移の天体の記録をすべて保持してきました。活動銀河は初期宇宙の研究において今でも役割を果たしていますが、AGN は「典型的な」高赤方偏移銀河の非常に偏った画像を与えることが現在では認識されています。

最も明るい AGN のクラス (電波が強いものと電波が静かなもの) は、初期宇宙でははるかに多く存在していたようです。これは、大質量ブラックホールが初期に形成され、銀河の中心付近の冷たいガスが現在よりもはるかに多く存在していたなど、明るい AGN の形成条件が初期宇宙ではより一般的であったことを示唆しています。また、かつては明るいクエーサーであった多くの天体が、現在でははるかに明るさが減っているか、完全に静止していることも意味します。低輝度 AGN 集団の進化は、高赤方偏移でこれらの天体を観測することが難しいため、あまりよく理解されていません。

• M-シグマ関係 – 銀河バルジの質量と超大質量銀河の質量の関係フォールバックとしてウィキデータの説明を表示するページ
• クエーサー – 超大質量ブラックホールを含む活動銀河核
• 電波銀河 – 電波波長で非常に明るい活動銀河の一種
• 相対論的ジェット – 回転する天体の軸に沿って流れるイオン化物質のビーム
• 超大質量ブラックホール – 最も大きなタイプのブラックホール
• 反響マッピング – 天体物理学的手法

• ウィキメディア・コモンズの活動銀河核に関連するメディア