明るい赤外線銀河

高輝度赤外線銀河（LIRG）は、光度（明るさの単位）が10 ¹¹ L _☉を超える銀河です。通常の検出方法では、サブミリ波銀河（SMG）とも呼ばれます。LIRGは、同等の光度のスターバースト銀河、セイファート銀河、準恒星天体よりも豊富です。^{[要出典]赤外線銀河は、他のすべての}波長を合わせたよりも多くのエネルギーを赤外線で放射します。^{[1] LIRGの光度は}太陽の1000億倍です。  

光度が 10 ¹²  L _{☉を超える銀河は、超高輝度赤外線銀河 (ULIRG) です。10} ¹³  L _☉を超える銀河は、高輝度赤外線銀河 (HyLIRG) と呼ばれます。10 14 L ☉ を超える銀河は、^極高 輝度_赤外線銀河 (ELIRG) です。LIRG と ULIRG の多くは、相互作用と破壊を示しています。これらのタイプの銀河の多くは、1 年に 1 つの新しい星を生成する天の川銀河と比較して、1 年に約 100 個の新しい星を生成します。これが、高レベルの光度を生み出すのに役立っています。

赤外線銀河は、ガスを多く含む単一の渦巻き銀河で、その赤外線光度は主に銀河内部の星形成によって生み出されます。 ^{[2]このタイプの銀河は、1983 年に}IRASによって発見されました。^{[3] LIRG の過剰な赤外線光度は、中心にある}活動銀河核(AGN)の存在からも生じている可能性があります。^{[4] [5]}

これらの銀河は、肉眼では見えない赤外線スペクトル部分でより多くのエネルギーを放射しています。LIRGが放出するエネルギーは、かつて宇宙で最もエネルギーの高い天体として知られていたクエーサー（AGNの一種）のエネルギーに匹敵します。^[6]

LIRG は可視光が多量のガスと塵によって吸収され、塵が赤外線スペクトルで 熱エネルギーを再放射するため、可視光スペクトルよりも赤外線スペクトルで明るくなります。

LIRG は、非 LIRG よりも宇宙の密度の高い部分に存在することが知られています。

LIRGは超高輝度赤外線銀河（ULIRG）になる可能性もありますが、すべてのLIRGがULIRGになるわけではないこと、計算にニュートン力学が使用されていること、制約があまり近似していないことから、完璧なタイムテーブルはありません。研究によると、ULIRGにはLIRGよりもAGNが含まれる可能性が高いことが示されています^[8]

ある研究によると、ULIRGは進化の過程で起こる銀河の合体シナリオの一部に過ぎない。本質的には、2つ以上の渦巻銀河（星、ガス、塵を含む平らな回転する円盤とバルジと呼ばれる星の集中部分で構成される銀河）が合体して初期合体を形成する。この場合の初期合体はLIRGとも呼ばれる。その後、後期合体となりULIRGとなる。その後クエーサーとなり、進化の最終段階では楕円銀河となる^[6]。これは、楕円銀河の星が進化の初期段階で見られる星よりもはるかに古いという事実によって証明される。

超高輝度赤外線銀河 (HyLIRG) は、HiLIRG や HLIRG とも呼ばれ、宇宙で最も明るい恒星形成率を示す恒星系の一つと考えられており、そのほとんどは活動銀河核(AGN) を抱えていることが知られています。これらは、光度が 10 ¹³ L _⊙を超える銀河として定義され、^[9]より低輝度の ULIRG (L = 10 ¹² – 10 ¹³ L _{⊙ ) とは区別されます。HLIRG は、} IRASミッションの追跡観測によって初めて特定されました。^{[10] [11]}

IRAS F10214+4724は、前景の楕円銀河によって重力レンズ効果を受けているHyLIRGであり^[12]、固有光度が約2×10 ¹³ L _⊙である宇宙で最も明るい天体の一つであると考えられていました。^{[13]このHLIRGの}ボロメータ光度は、重力レンズ効果の結果として約30倍に増幅されていると考えられています。

これらの天体の中間赤外線スペクトルの大部分（約80%）はAGN放射によって支配されていることがわかっています。しかし、すべての既知の源ではスターバースト（SB）活動が顕著であることが知られており、平均SB寄与は約30%です。^{[14] HLIRGにおける星形成率は約3×10 2} – 3×10 ³ M _⊙ yr ⁻¹に達することが示されています。^[15]

太陽の 300 兆倍の明るさを持つ超高輝度赤外線銀河WISE J224607.57-052635.0 は、NASA の広域赤外線探査衛星(WISE) によって発見され、2015 年 5 月の時点で発見された銀河の中で最も明るい銀河です。この銀河は、WISE によって発見された新しいクラスの天体、超高輝度赤外線銀河 (ELIRG) に属します。

WISE J224607.57-052635.0銀河からの光は125 億年を旅してきました。宇宙が現在の 138 億年の 10 分の 1 (13 億年) の年齢だったとき、その中心にあるブラックホールの質量は太陽の数十億倍でした。

ELIRG のブラックホールが巨大である理由は 3 つある。第一に、初期のブラックホールは考えられていたよりも大きい可能性がある。第二に、エディントン限界を超えたことである。ブラックホールが物質を吸収すると、ガスが落ち込んで熱せられ、光を放射する。放射された光の圧力によってガスが外側に押し出され、ブラックホールが物質を継続的に吸収できる速度に限界が生じる。ブラックホールがこの限界を破った場合、理論的には急速にサイズが大きくなる可能性がある。ブラックホールがこの限界を破ることは以前にも観測されており、研究対象のブラックホールがこれほど大きくなるには、この限界を何度も破る必要があっただろう。第三に、ブラックホールが高速で回転していなければ、ブラックホールがこの限界を曲げて、考えられていたよりも速くガスを吸収している可能性がある。ブラックホールの回転が遅いと、ガスの吸収をそれほどは跳ね返さない。低速で回転するブラックホールは、高速で回転するブラックホールよりも多くの物質を吸収できる。ELIRG の巨大なブラックホールは、より長い時間物質を吸収している可能性がある。

これまでに発見された中で最も明るい銀河を含む20個の新しいELIRGが発見されました。これらの銀河は、その距離と塵が可視光を赤外線に変換するため、これまで発見されていませんでした。^{[16] [17]} 1つには3つの星形成領域があることが観測されています。^[18]

赤外線天文衛星（IRAS）は、 1983年に遠赤外線波長を使用した最初の全天調査でした。その調査では、以前の調査では記録されなかったものを含む数万個の銀河が検出されました。検出数が増加した理由は、宇宙のLIRGの大部分がエネルギーの大部分を遠赤外線で放射していたためであることが現在では明らかになっています。科学者はIRASを使用して、発見された銀河系のオブジェクトの明るさを判定することができました。この望遠鏡は、米国（NASA）、オランダ （NIVR）、英国 （SERC）の共同プロジェクトでした。この10か月のミッション中に、25万を超える赤外線源が観測されました。

大天文台全天LIRGサーベイ（GOALS）は、明るい赤外線銀河の多波長研究であり、^[19] NASAの大天文台やその他の地上および宇宙ベースの望遠鏡による観測を組み込んでいます。NASAのスピッツァー、ハッブル、チャンドラ、ガレックスの観測情報を使用して、局所宇宙で最も明るい赤外線選択銀河200個以上を研究しています。^[20]約180個のLIRGが20個を超えるULIRGとともに特定されました。GOALSでターゲットとされているLIRGとULIRGは、核スペクトル型（タイプ1とタイプ2の活動銀河核、ライナー、スターバースト）と相互作用段階（大規模な合体、小規模な合体、孤立した銀河）の全範囲にわたります。

非常に注目すべき LIRG、ULIRG、HyLIRG、ELIRG の例

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  WISE J224607.57-052635.0は宇宙で最も明るい銀河です。（想像図）^{[22] [23]}
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  ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した南アメリカ銀河^[24]
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  2MASX J05210136-2521450。^[25]
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  明るい赤外線銀河NGC 5010。^[26]
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  超高輝度赤外線銀河IRAS 19297-0406
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  明るい赤外線銀河MCG-03-04-014 ^[27]

• 近くの極限銀河は謙虚なルーツにリンクされている (SpaceDaily) 2006 年 6 月 7 日
• 銀河を焼く方法 (SpaceDaily) 2006 年 6 月 19 日
• 大天文台全天LIRG調査