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電離円錐は活動銀河核から伸びる電離物質の円錐で、主にII型セイファート銀河で観測されます。電離円錐は可視光線と赤外線のスペクトル部分で電磁放射を放出することで検出されます。主な観測方法は分光法で、スペクトル線分析を使用して電離領域の形状と物質の状態（温度、密度、組成、電離度など）を測定します。
特徴
形
電離円錐は、銀河の中心を頂点とする明確な円錐形をしている。電離円錐を持つ銀河は、中心のブラックホールを取り囲む密なトーラス状の構造を持ち、降着円盤と共面になっていると考えられている。[1]このトーラス内の物質は星間ガスと塵で構成されており、ブラックホール周辺の内部領域から来る光子を遮り、トーラスの外側の銀河物質の電離を防ぐ。[2]しかし、対称軸に沿って、星間物質の密度ははるかに低いため、電離が可能になる。その後、放射圧がこの物質を中心から遠ざけ、電離物質の円錐が形成される。[3]
銀河面に対する方向
銀河面（銀河円盤）に対する電離円錐の向きについては、まだ科学的なコンセンサスはないが[4]、電離円錐は通常、銀河核近くの電波源と一直線に並ぶ。[5]
タイプIIセイファート銀河NGC 5252の2つの大きな電離円錐は、銀河核そのものではなく、銀河核から10キロパーセク（約32.6キロパーセク）離れた電波源と一直線に並んでいる。 [5] NGC 5728では、長さ1.8キロパーセク（約5.9キロパーセク）の電離円錐が、銀河核近くの電波源から3度以内に一直線に並んでいる。[6]逆に、メシエ77では、電離円錐の配置は中心電波源やトーラス角などの要因の影響を受けると考えられているが、それでも銀河核付近の電波放射と密接に一直線に並んでいる。[要出典]銀河面からのずれの説明は、トーラス物質と、降着円盤に流入するガスと塵、および中心ブラックホールの作用によって外側に押し出されるガスと放射線との複雑な相互作用に焦点を当てる傾向があります。イオン化円錐の形状を形成し、そのイオン化された物質を星間物質から遠ざける過程で、これらの相互作用により、降着円盤と銀河面の共面配置からのずれが生じる可能性があります。[要出典]
X線放射
チャンドラX線観測衛星による軟X線分光法では、マルカリアン3のプラズマは星間物質との衝突により光電離し、ほとんどX線を放射しないことが観測された。マルカリアン3は双円錐状の電離円錐を持つことが知られており、高い電離活動を示しているが、分光法の結果では、電離円錐は通常、大量のX線を放射しないことが示されている。[7]
形成のメカニズム
物質のイオン化
銀河ブラックホールの降着円盤からの放射は、遮蔽トーラスと一直線に並んでいます。[8]通常、紫外線または極端紫外線は近くの星間物質を電離させ、電離円錐を拡大します。 [9] [4]たとえば、メシエ77には、銀河核からの噴出物が銀河の星間物質内の物質と極超音速衝突することで生成された電離円錐があります。この衝突により極端紫外線光子が生成されます。これらの光子は光電離を通じて衝突物質を電離します。[9]
赤外線放射と遮蔽トーラス
電離円錐は赤外線を放射する傾向がある。赤外線放射は電離円錐の特性を説明するために使用できる。例えば、セイファート銀河の核を覆い隠すトーラスは、電離円錐内の物質の紫外線光子による光電離に影響を与える可能性がある。これは、電離円錐の赤外線放射が円錐内の物質の電離の影響を受けないため、赤外線放射で判断できる。例えば、メシエ77の電離円錐は可視光と赤外線で同じ対称性を持ち、トーラスが電離円錐に影響を与えないことを示す。[4]
例
セイファート銀河の普及と一致して、電離円錐は銀河のごく一部にのみ存在すると考えられています。[3]
天の川銀河に最も近いセイファートタイプ II 銀河であるサーキヌス銀河[10]は、大きく目立つ電離円錐を持つことが観測されている。[11]メシエ 77の電離円錐は、銀河核からの噴出物が銀河の星間物質と極超音速衝突することで生成された。この衝突により極端紫外線光子が生成され、衝突物質が電離され、発光スペクトルで非常によく見えるようになった。セイファート銀河のマルカリアン 348 (タイプ II) とマルカリアン 3 (タイプ II かどうかは議論の余地があるが、タイプ I の可能性もある) には、非常に強い逆双円錐電離円錐がある。[7] [12]
X線連星系では
これまで電離円錐はセイファート銀河で主に観測されてきたが、活動銀河核に限定されているわけではない。X線連星LMC-X1には、銀河核に見られるものと同様の電離円錐が含まれている。[13] X線連星系は活動銀河核に匹敵するX線出力密度を持っているため、領域の規模は桁違いに異なるものの、同様の電離円錐を生成する能力がある。[14]
意義
電離円錐の研究は、数百万年前に天の川銀河で発生したと考えられるセイファートフレア現象の存在を裏付けるために使われてきた。天の川銀河の極にある星間雲は高度に電離していることが観測されており、これは銀河中心の活動が活発な時期で、電離ガスの塊が天の川銀河の中央バルジの外側に送り出されたことを示している可能性がある。[15]
参照
参考文献
- ^ 「メリーランド大学 - 天文学入門：セイファート銀河」www.astro.umd.edu 。 2023年1月3日閲覧。
- ^ Wilson, Andrew S. (1996-01-01). 「イオン化コーン」.天文学の展望. Oxford Torus Workshop の議事録. 40 (1): 63–70. Bibcode :1996VA.....40...63W. doi :10.1016/0083-6656(95)00102-6. ISSN 0083-6656.
- ^ ab 「セイファート銀河：レビュー - スティーブン・J・カラン」。ned.ipac.caltech.edu 。2022年10月30日閲覧。
- ^ abc 「赤外線干渉計の力でNGC 1068の遮蔽トーラスを解明：塵の内部漏斗を明らかにする」academic.oup.com 。 2022年10月30日閲覧。
- ^ ab Wilson, AS (1993年10月26日). 「活動銀河におけるイオン化コーンと電波エジェクタ」 . 2022年10月28日閲覧。
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