Loading article…
クエーサー（/ ˈkweɪzɑːr / KWAY -zar ）は、極めて明るい活動銀河核（AGN）です。準恒星状天体（ QSO）とも呼ばれます。AGNからの放射は、数百万から数百億太陽質量の超大質量ブラックホールへの降着によって駆動され、ブラックホールはガス状の降着円盤に囲まれています。ブラックホールに向かって落下する円盤内のガスは加熱され、電磁放射の形でエネルギーを放出します。クエーサーの放射エネルギーは膨大で、最も強力なクエーサーは、天の川銀河のような銀河の数千倍の光度を持っています。[ 2 ] [ 3 ]クエーサーは通常、より一般的なカテゴリーであるAGNのサブクラスとして分類されます。クエーサーの赤方偏移は宇宙論的な起源を持っています。[ 4 ]
クエーサーという用語は、「準恒星状（星のような）電波源」の短縮形として生まれました。これは、クエーサーが1950年代に初めて物理的起源不明の電波放射源として特定され、可視波長で写真画像で特定されたときに、かすかな星のような光点に似ていたためです。ハッブル宇宙望遠鏡による高解像度のクエーサー画像は、クエーサーが銀河の中心に存在し、宿主銀河の中には強く相互作用または合体している銀河があることを示しました。[ 5 ]他のカテゴリーのAGNと同様に、クエーサーの観測特性は、ブラックホールの質量、ガス降着率、観測者に対する降着円盤の向き、ジェットの有無、宿主銀河内のガスと塵による遮蔽の程度など、多くの要因に依存します。
約 100 万個のクエーサーが信頼できる分光学的赤方偏移で特定されており、[ 6 ]測光カタログでは 200 万～ 300 万個が特定されている。[ 7 ] [ 8 ]最も近い既知のクエーサーは地球から約 6 億光年離れており、最も遠い既知の AGNの記録は赤方偏移 10.1 で、これは共動距離316 億光年、またはルックバック時間 132 億年に相当します。[ 9 ] [ 10 ]
クエーサー発見調査により、クエーサー活動は遠い過去にはより一般的であったことが示されており、ピークの時代は約100 億年前であった。[ 11 ]複数のクエーサーが集中しているものは大規模クエーサー群として知られており、観測された群が質量分布の良いトレーサーであれば、宇宙で知られている最大の構造の一部を構成する可能性がある。
クエーサーという用語は、1964年5月に天体物理学者のホン・イー・チウがPhysics Today誌に寄稿した記事で、天文学的に不可解な特定の天体を説明するために初めて使用されました。[ 12 ]
これまで、これらの天体を表すのに「準恒星状電波源」というやや長ったらしい名称が用いられてきた。これらの天体の性質は全く不明であるため、その本質的な特性が名称から明らかになるような、簡潔で適切な命名法を確立することは困難である。便宜上、本稿では「クエーサー」という略称を用いる。
1917年から1922年にかけて、ヘーバー・ダウスト・カーティス、エルンスト・エーピックらの研究により、天文学者が観測していた天体（「星雲」）の中には、実際には天の川銀河のような遠方の銀河であるものがあることが明らかになった。しかし、1950年代に電波天文学が始まると、天文学者たちは銀河の中に、説明のつかない性質を持つ少数の異常な天体を発見した。
これらの天体は多くの周波数の大量の放射線を放出したが、光学的にその発生源を特定できなかった。あるいは、場合によっては、遠くの星のようなかすかな点状の天体しか見つからなかった。これらの天体のスペクトル線は、天体を構成する化学元素を特定するものであり、非常に奇妙で説明がつかなかった。それらのいくつかは、可視光領域で非常に急速に、X線領域ではさらに急速に光度を変化させ、その大きさの上限、おそらく太陽系よりも大きくないことを示唆していた。[ 13 ]これは、非常に高い電力密度を意味する。[ 14 ]これらの天体が何であるかについては、かなりの議論が行われた。それらは「準恒星状（恒星のような）電波源」または「準恒星状天体」（QSO）と呼ばれ、その未知の性質を反映した名前であり、後に「クエーサー」と短縮された。
最初のクエーサー（3C 48と3C 273）は、1950年代後半に全天電波サーベイで電波源として発見されました。[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]最初は対応する可視天体のない電波源として注目されました。小型望遠鏡とラヴェル望遠鏡を干渉計として使用して、非常に小さな角サイズであることが示されました。[ 19 ] 1960年までに、これらの天体は数百個記録され、第3ケンブリッジカタログに掲載されました。一方、天文学者は光学的対応天体を求めて空をスキャンしていました。1963年、電波源3C 48と光学的天体の明確な同定がアラン・サンデージとトーマス・A・マシューズによって発表されました。天文学者は電波源の位置にかすかな青い星と思われるものを検出し、そのスペクトルを取得しました。そのスペクトルには多くの未知の広輝線が含まれていました。その異常なスペクトルは解釈不能だった。
イギリス系オーストラリア人の天文学者ジョン・ボルトンは、1962年の画期的な発見を含め、クエーサーの初期観測を数多く行いました。別の電波源である3C 273は、月による5回の掩蔽を受けると予測されていました。パークス電波望遠鏡を使用して掩蔽の1つ中にシリル・ハザードとジョン・ボルトンが行った測定により、マールテン・シュミットは電波源の可視対応天体を見つけ、パロマー山の200インチ（5.1メートル）ヘール望遠鏡を使用して光学スペクトルを取得しました。このスペクトルには、同じ奇妙な輝線が示されました。シュミットは、これらが水素の通常のスペクトル線が15.8%赤方偏移したものである可能性が高いことを実証できました。当時、これより高い赤方偏移を持つことが知られていたのは、はるかに暗い銀河のごく少数だけであったため、これは高い赤方偏移でした。これが「星」の物理的な運動によるものだとすれば、3C 273は巨大な速度で後退していたことになる。 47,000 km/s は、既知のどの恒星の速度をもはるかに超え、明らかな説明を拒む速度である。[ 20 ]また、極端な速度では 3C 273 の巨大な電波放射を説明することもできない。赤方偏移が宇宙論的である場合 (現在では正しいことがわかっている)、その大きな距離は、3C 273 がどの銀河よりもはるかに明るく、しかしはるかにコンパクトであることを意味していた。また、3C 273 は 1900 年代に遡るアーカイブ写真で検出できるほど明るく、年間の時間スケールで変動することがわかった。これは、光のかなりの部分が 、銀河に比べて非常に小さい 1 光年未満の領域から放出されていることを示唆している。
多くの疑問を生じさせたものの、シュミットの発見はクエーサー観測に革命をもたらした。シュミット、グリーンスタイン、オケは、3C 48の奇妙なスペクトルが37%赤方偏移した水素とマグネシウムであることをすぐに特定した。その後まもなく、1964年にさらに2つのクエーサーのスペクトル、1965年にさらに5つのクエーサーのスペクトルも、極端に赤方偏移した通常の光であることが確認された。[ 21 ]
極端な赤方偏移は、大きな距離と速度を示唆する可能性があるが、極端な質量や未知の自然法則による可能性もある。極端な速度と距離は、説明のつかない膨大な出力も示唆する。クエーサーの小ささは、干渉計と、クエーサー全体の出力がどれだけ速く変化するかを観測することによって確認され、最も強力な可視光望遠鏡でも、かすかな星のような光点としてしか見えないことからも明らかである。しかし、もしそれらが小さくて遠くにあるとしたら、その出力はサイズに対して膨大でなければならず、説明が難しくなる。同様に、もしそれらが非常に小さく、この銀河にずっと近いとしたら、見かけの出力は簡単に説明できるが、赤方偏移や宇宙の背景に対する検出可能な動きの欠如を説明するのは難しくなるだろう。
シュミットは、ハッブルの法則に明記されているように、赤方偏移は宇宙の膨張とも関連していると指摘した。測定された赤方偏移がインフレーションによって引き起こされた相対速度によるものであれば、これは、これまで観測されたどの天体よりもはるかに高い光度と出力を持つ非常に遠い天体という解釈を裏付けることになる。この極端な光度は、大きな電波信号も説明できる。シュミットは、3C 273 は この銀河内（またはその近く）にある幅約 10 km の個々の星か、遠方の活動銀河核のいずれかであると結論付けた。シュミットは、クエーサーが遠くにある極めて強力な天体である可能性が高いと述べた。[ 20 ]
シュミットによる高赤方偏移の説明は、当時広く受け入れられてはいませんでした。大きな懸念事項は、これらの天体が遠方にある場合、放射しなければならないエネルギー量が膨大になることでした。1960年代には、これを説明できる一般的なメカニズムは存在しませんでした。現在受け入れられている説明、すなわち降着円盤内の物質が超大質量ブラックホールに落下することによるという説明は、1964年にエドウィン・E・サルペーターとヤコフ・ゼルドヴィッチによって初めて提唱されました[ 22 ]。当時、ブラックホールの存在自体が広く理論上のものと見なされていたため、多くの天文学者によってさえも拒否されました。
1960年代と1970年代にはさまざまな説明が提案されたが、それぞれに問題があった。クエーサーは近傍の天体であり、その赤方偏移は空間の膨張によるものではなく、深い重力井戸から光が脱出することによるものだと示唆された。これには大質量の天体が必要であり、それが高光度も説明できる。しかし、測定された赤方偏移を生み出すのに十分な質量を持つ星は不安定であり、林限界を超えている。[ 23 ]クエーサーはまた、これまで低密度の高温ガス星雲でのみ見られた禁制スペクトル輝線を示しており、観測されたパワーを生み出し、深い重力井戸内に収まるには拡散しすぎている。[ 24 ]宇宙論的に遠いクエーサーという考えにも深刻な懸念があった。それらに対する強力な反論の1つは、核融合を含む既知のエネルギー変換プロセスをはるかに超えるエネルギーを暗示しているということだった。クエーサーは、これまで知られていなかった安定した反物質が、同様に未知のタイプの宇宙領域に存在することで形成され、それがクエーサーの明るさの原因となっている可能性があるという説があった。 [ 25 ]また、クエーサーはワームホールのホワイトホールの端[ 26 ] [ 27 ]、あるいは多数の超新星の連鎖反応[ 28 ]であると推測する者もいた。
最終的に、1970年代頃から、多くの証拠（最初のX線宇宙天文台、ブラックホールの知識、現代の宇宙論モデルなど）によって、クエーサーの赤方偏移は本物であり、宇宙の膨張によるものであること、クエーサーは実際にはシュミットや他の天文学者が示唆したように強力で遠いこと、そしてそのエネルギー源は超大質量ブラックホールに落下する降着円盤からの物質であることが徐々に証明されていった。[ 29 ]これには、クエーサー宿主銀河の光学およびX線観測からの重要な証拠、さまざまなスペクトル異常を説明する「介在」吸収線の発見、重力レンズからの観測、クエーサーを含む銀河がクエーサーと同じ赤方偏移を示すというガンの1971年の発見[ 30 ] 、および多くのクエーサーの「ぼやけた」周囲が光度の低い宿主銀河と一致するというクリスティアンの1973年の発見[ 31 ]が含まれる。
このモデルは、多くの銀河が巨大な中心ブラックホールを持っていることを示唆する他の観測結果ともよく一致する。また、初期宇宙においてクエーサーがより一般的であった理由も説明できる。クエーサーは降着円盤から物質を引き込むにつれて、周囲の物質が少なくなり、エネルギー生成が減少または停止し、クエーサーはより一般的なタイプの銀河へと変化していくからである。
降着円盤のエネルギー生成メカニズムは1970年代にようやくモデル化され、ブラックホールも直接検出されました（この銀河や他の多くの銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在することを示す証拠を含む）。これにより、クエーサーは遠方の天体によるものとしては明るすぎる、あるいは自然界に適切なメカニズムが存在することが確認できないという懸念が解消されました。1987年までに、これがクエーサーの正しい説明であると「広く受け入れられ」[ 32 ]、クエーサーの宇宙論的距離とエネルギー出力はほぼすべての研究者に受け入れられました。
その後、すべてのクエーサーが強い電波を発するわけではないことが分かりました。実際、電波放射が強いクエーサーは約 10% だけです。そのため、これらの天体を指すのに (「クエーサー」に加えて)、「QSO」（準恒星状天体）という名称が使われ、さらに「電波放射が強い」クラスと「電波放射が弱い」クラスに分類されます。クエーサーの発見は、1960 年代の天文学の分野に大きな影響を与え、物理学と天文学をより近づけることにもつながりました。[ 34 ]
1979年、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論によって予測された重力レンズ効果が、二重クエーサー0957+561の画像によって初めて観測的に確認された。 [ 35 ]
2021年2月に発表された研究では、一方の方向（ヒドラ座の方向）には反対方向よりも多くのクエーサーが存在することが示され、地球がその方向に移動していることを示唆しているように見える。しかし、この双極子の方向は、宇宙マイクロ波背景放射に対する地球の運動方向から約28°ずれている。[ 36 ]
2021年3月、イベントホライズンテレスコープに関連する科学者の共同研究により、ブラックホールの偏光画像が初めて公開されました。具体的には、おとめ座にある約5500万光年離れた楕円銀河メシエ87の中心にあるブラックホールで、クエーサーを生み出す力が明らかになりました。[ 37 ]
クエーサーは遠くにあるが極めて明るい天体であることが現在では知られており、地球に届く光は宇宙の膨張により赤方偏移する。[ 38 ]
クエーサーは活動銀河の中心に存在し、宇宙で知られている最も明るく、強力で、エネルギーの高い天体の1つであり、 2000億から4000億個の星を含む天の川 の最大1000倍のエネルギーを放出します。この放射は、X線から遠赤外線まで電磁スペクトル全体にほぼ均一に放出され、紫外線可視光帯でピークがあり、一部のクエーサーは電波やガンマ線の強力な発生源でもあります。地上望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡による高解像度画像により、クエーサーを取り巻く「宿主銀河」が検出されたケースもあります。[ 39 ]これらの銀河は通常、クエーサーのまぶしさに対して暗すぎて見えませんが、特別な技術を使用すれば可能です。平均見かけ等級が12.9の3C 273を除いて、ほとんどのクエーサーは小型望遠鏡では見ることができません。
クエーサーは、 1964 年にエドウィン・サルペーターとヤコフ・ゼルドビッチによって提唱されたように、遠方の銀河の中心にある超大質量ブラックホールへの物質の降着によってエネルギーを得ていると考えられており、多くの場合、それが確認されている。[ 15 ]光やその他の放射線は、ブラックホールの事象の地平線内から脱出することはできない。クエーサーによって生成されるエネルギーは、ブラックホールの外側で、ブラックホールに最も近い物質が軌道を描いて内側に落下する際に生じる重力応力と巨大な摩擦によって生成される。 [ 32 ]クエーサーの巨大な光度は、中心にある超大質量ブラックホールの降着円盤に由来し、物体の質量の 5.7% から 32% をエネルギーに変換することができる。[ 40 ]これは、太陽のような恒星のエネルギー生成を支配するp–p 連鎖核融合プロセスのわずか 0.7% と比較すると非常に大きい。残響マッピングを用いて、クエーサーの中心質量が太陽質量の 10 5～ 10 9倍であることが測定されている。天の川銀河を含む、活動的な中心を持たず、クエーサーに似た活動を示さない数十個の近傍の大きな銀河は、その核（銀河中心）に同様の超大質量ブラックホールを含んでいることが確認されている。したがって、現在ではすべての大きな銀河がこの種のブラックホールを持っていると考えられているが、中心に適切な軌道で十分な物質を持ち、活動的になり、クエーサーとして観測されるような放射エネルギーを放出する銀河はごく一部にすぎない。[ 41 ]
これは、クエーサーが初期宇宙でより一般的だった理由も説明しています。なぜなら、このエネルギー生成は、超大質量ブラックホールが周囲のガスと塵をすべて消費したときに終了するからです。つまり、天の川銀河を含むほとんどの銀河は、ブラックホールの質量と降着率に応じてクエーサーまたは他の種類の活動銀河として現れる活動期を経て、現在では中心のブラックホールに供給して放射線を生成する物質が不足しているために静止状態になっている可能性があるということです。[ 41 ]
ブラックホールに降着する物質は直接ブラックホールに落ちる可能性は低いが、ブラックホールの周囲で角運動量を持つため、物質は降着円盤に集まることになる。クエーサーは、通常の銀河が合体してブラックホールに新たな物質源が注入されたときにも点火または再点火される可能性がある。[ 43 ]実際、約30億～50億年後にアンドロメダ銀河が天の川銀河と衝突したときにクエーサーが形成される可能性があると示唆されている 。[ 32 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]
1980年代には、クエーサーを特定の種類の活動銀河として分類する統一モデルが開発され、多くの場合、クエーサーをブレーザーや電波銀河などの他の活動銀河と区別するのは単に観測角度であるというコンセンサスが生まれた。[ 47 ]
既知の中で最も赤方偏移の大きいクエーサー（2024年8月現在） ）はUHZ1であり、赤方偏移は約10.1、[ 48 ]地球からの共動距離は約317億光年に相当します（これらの距離は、宇宙が膨張しているため、光が宇宙の138億年の歴史の中で進むことができる距離よりもはるかに大きいです）。
より多い2023年7月現在、90万個のクエーサーが発見されており、 [ 6 ]そのほとんどはスローン・デジタル・スカイ・サーベイによるものです。観測されたすべてのクエーサーのスペクトルは、0.056から10.1の間の赤方偏移を持ち（2024年現在）、これは地球から6億から300 億光年離れていることを意味します。最も遠いクエーサーまでの距離が非常に大きく、光の速度が有限であるため、クエーサーとその周囲の空間は、宇宙のごく初期の頃に存在していたように見えます。
クエーサーのエネルギー源は、ほとんどの銀河の中心に存在すると考えられている超大質量ブラックホールである。銀河中心付近の星のドップラーシフトは、それらの星が非常に急峻な重力勾配を持つ巨大な質量体の周りを公転していることを示しており、ブラックホールの存在を示唆している。
クエーサーは地球から見るとかすかに見えますが、既知の宇宙で最も明るい天体であるため、極めて遠方からでも観測可能です。空で最も明るいクエーサーは、おとめ座にある3C 273です。平均視等級は12.8（中型のアマチュア望遠鏡でも見えるほど明るい）ですが、絶対等級は-26.7です。[ 49 ]約33光年の距離から見ると、この天体は太陽とほぼ同じ明るさで空に輝きます。したがって、このクエーサーの光度は約4兆（4 × 10⁻¹⁰）です。 12 ) 太陽の 12 倍、または天の川のような巨大銀河の全光の約 100 倍です。 [ 49 ]これは、クエーサーが全方向にエネルギーを放射していると仮定していますが、活動銀河核はジェットの方向に優先的に放射していると考えられています。何千億もの銀河を含む宇宙では、そのほとんどが数十億年前には活動銀河核を持っていましたが、今日になって初めて観測されるようになったため、何千ものエネルギー ジェットが地球に向かっており、そのいくつかは他のものよりも直接的であることは統計的に確実です。多くの場合、クエーサーが明るければ明るいほど、そのジェットは地球に直接向けられている可能性が高いです。このようなクエーサーはブレーザーと呼ばれます。
1998年に発見された超高輝度クエーサーAPM 08279+5255は、絶対等級が-32.2とされました。ハッブル宇宙望遠鏡と10m ケック望遠鏡による高解像度画像観測により、この系が重力レンズ効果を受けていることが明らかになりました。この系の重力レンズ効果に関する研究によると、放出された光は約10倍に増幅されています。それでもなお、3C 273などの近傍のクエーサーよりはるかに明るいのです。
クエーサーは、初期宇宙では現在よりもはるかに多く存在していました。1967年にマールテン・シュミットが発見したこのクエーサーは、定常宇宙論に反し、ビッグバン宇宙論を支持する初期の強力な証拠となりました。クエーサーは、超大質量ブラックホールが急速に成長している場所（降着によって）を示しています。2021年に報告された詳細なシミュレーションでは、渦状腕などの銀河構造が、そうでなければ銀河中心を永遠に周回するガスに「ブレーキをかける」ために重力を使用していることが示されました。代わりに、ブレーキ機構によってガスが超大質量ブラックホールに落ち込み、膨大な放射エネルギーが放出されます。[ 50 ] [ 51 ]これらのブラックホールは、宿主銀河の星の質量と共進化しますが、その仕組みは現在完全には理解されていません。一つの考え方は、クエーサーによって生成されたジェット、放射、風が宿主銀河での新しい星の形成を停止させ、このプロセスは「フィードバック」と呼ばれているというものです。銀河団の中心にある一部のクエーサーで強い電波放射を発するジェットは、銀河団内の高温ガスが冷えて中心銀河に落下するのを防ぐのに十分なエネルギーを持っていることが知られている。
クエーサーの光度は変動し、その時間スケールは数ヶ月から数時間に及ぶ。これは、クエーサーの各部分が光度変動の協調を可能にする時間スケールで他の部分と接触していなければならないため、クエーサーが非常に小さな領域からエネルギーを生成および放出していることを意味する。これは、数週間の時間スケールで変動するクエーサーは、数光週を超える大きさにはなり得ないことを意味する。小さな領域から大量のエネルギーを放出するには、恒星のエネルギー源である核融合よりもはるかに効率的なエネルギー源が必要である。ブラックホールへの落下による重力ポテンシャルエネルギーの放射への変換は、質量の6%から32%をエネルギーに変換するが、太陽のような恒星での質量からエネルギーへの変換は0.7%である。[ 40 ]これは、非常に長い期間にわたってこのような高出力を生成できることが知られている唯一のプロセスである。 （超新星爆発やガンマ線バーストなどの恒星爆発、および物質と反物質の直接対消滅も非常に高いエネルギー出力を生み出す可能性があるが、超新星爆発は数日間しか続かず、宇宙には該当する時期に大量の反物質が存在していたようには見えない。）
クエーサーはセイファート銀河などの他の活動銀河に共通するすべての特性を示すため、クエーサーからの放射は、より小さな超大質量ブラックホールによってエネルギー供給されているより小さな活動銀河からの放射と容易に比較できます。 10 40ワットの光度(クエーサーの典型的な明るさ) を生み出すには、超大質量ブラックホールは、1 年間に太陽質量の 10 個に相当する物質を消費する必要があります。 既知の最も明るいクエーサーは、毎年太陽質量の 1,000 個 (1 秒あたり地球 10 個に相当) の物質を貪り食います。 クエーサーの光度は、周囲の環境に応じて、時間の経過とともに大きく変化する可能性があります。 クエーサーに何十億年も燃料を供給することは困難であるため、クエーサーが周囲のガスと塵の集積を終えると、普通の銀河になります。
クエーサーからの放射は部分的に「非熱的」（つまり、黒体放射によるものではない）であり、約 10% は、相対論的速度で移動する粒子の形でかなりの (ただし十分に理解されていない) 量のエネルギーを運ぶ電波銀河のようなジェットやローブも持っていることが観測されている。極めて高いエネルギーは、いくつかのメカニズムによって説明できる可能性がある (フェルミ加速と遠心加速メカニズムを参照)。クエーサーは、電波、赤外線、可視光、紫外線、X 線、さらにはガンマ線を含む、観測可能な電磁スペクトル全体で検出できる。ほとんどのクエーサーは、水素の121.6 nmライマン アルファ輝線という静止系紫外線波長で最も明るいが、これらの光源の非常に大きな赤方偏移のため、そのピーク光度は近赤外線の900.0 nm まで赤方偏移が及んでいるところも観測されている。クエーサーのごく一部は、光速に近い速度で移動する物質のジェットによって発生する強い電波放射を示します。下から見ると、これらはブレーザーのように見え、中心から光速よりも速く遠ざかっているように見える領域（超光速膨張）を持つことがよくあります。これは特殊相対性理論の性質による錯覚です。
クエーサーの赤方偏移は、可視光および紫外線の放射スペクトルを支配する強いスペクトル線から測定されます。これらの線は連続スペクトルよりも明るく、光速の数パーセントに相当する平均速度に対応するドップラー広がりを示します。高速運動は、質量が大きいことを強く示唆します。水素（主にライマン系列とバルマー系列）、ヘリウム、炭素、マグネシウム、鉄、酸素の輝線が最も明るい線です。これらの線を放出する原子は、中性から高度に電離した状態まで幅広く分布しており、非常に高い電荷を帯びています。この広範囲にわたる電離状態は、ガスが単に高温であるだけでなく、クエーサーによって高度に照射されていることを示しており、また、このような広範囲の電離状態を生み出すことができない恒星による照射ではないことを示しています。
すべての（遮蔽されていない）活動銀河と同様に、クエーサーは強力なX線源になり得る。電波放射の強いクエーサーは、ジェット内の電波放射電子による低エネルギー光子の逆コンプトン散乱によってX線やガンマ線も生成する。 [ 52 ]
鉄クエーサーは、IRAS 18508-7815のように、低電離鉄（Fe II ）に起因する強い輝線を示す。
クエーサーはビッグバンの再電離の終焉に関する手がかりもいくつか提供している。既知の最古のクエーサー（z = 6）ガン・ピーターソントラフを示し、その前面に吸収領域を持つクエーサーは、当時の銀河間物質が中性ガスであったことを示している。より最近のクエーサーは吸収領域を示さず、代わりにライマンアルファフォレストと呼ばれる尖った領域をスペクトルに含んでいる。これは、銀河間物質がプラズマに再電離され、中性ガスは小さな雲の中にのみ存在することを示唆している。
電離紫外線放射の激しい生成も重要であり、銀河が形成される際に再電離が起こるメカニズムを提供する。しかしながら、現在の理論では、クエーサーが再電離の主要な発生源ではなかったと示唆されている。再電離の主な原因は、おそらく最も初期の世代の星、すなわち種族III星（おそらく70%）と矮小銀河（非常に初期の小型高エネルギー銀河）（おそらく30%）であった。[ 55 ] [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ] [ 59 ] [ 60 ]
クエーサーはヘリウムより重い元素の証拠を示しており、銀河がビッグバンから最初のクエーサーが観測されるまでの間に大規模な星形成段階を経て、種族IIIの星を生成したことを示しています。これらの星からの光は、2005年にNASAのスピッツァー宇宙望遠鏡を使用して観測された可能性がありますが、[ 61 ]この観測はまだ確認されていません。
クエーサーの分類には、それぞれ異なる特性を持つクエーサー集団のサブセットを表す様々なサブタイプが含まれる。
クエーサーは極めて遠く、明るく、見かけの大きさが小さいため、天球上に測定グリッドを確立する上で有用な基準点となります。[ 67 ] 国際天体基準システム（ICRS）は、全天に分布する数百の銀河系外電波源（主にクエーサー）に基づいています。それらは非常に遠いため、現在の技術では見かけ上静止していますが、超長基線干渉法（VLBI）によってその位置を極めて高い精度で測定することができます。ほとんどの位置は0.001秒角以上の精度で知られており、これは最良の光学測定よりも桁違いに高い精度です。
空に2つ以上のクエーサーが集まって見える場合、クエーサー同士が物理的に関連していないにもかかわらず偶然一直線に並んだ場合、実際に物理的に近接している場合、あるいは重力レンズ効果によって1つのクエーサーの光が2つ以上の像に屈折する場合など、様々な原因が考えられます。これらのケースを区別するのは難しい場合があります。
多重像クエーサーとは、重力レンズ効果によって同じクエーサーの二重、三重、または四重の像が現れるクエーサーのことである。最初に発見された重力レンズは、1979年に発見された二重像クエーサーQ0957+561（またはツインクエーサー）である。 [ 68 ] 三重レンズ効果を受けたクエーサーの例としてはPG1115+08がある。[ 69 ]アインシュタインクロスやクローバーリーフクエーサー など、いくつかの四重像クエーサーが知られており、最初の発見は1980年代半ばであった。
ガイア天体観測による全天サーベイでは、すでに十数個のアインシュタイン十字が発見されており、データ公開を継続することでさらに多くのアインシュタイン十字が発見される可能性がある。[ 70 ] [ 71 ]
比較的新しい研究テーマである「時間遅延宇宙論」は、多重レンズクエーサーを使用してハッブルの緊張を調べます。[ 72 ]単一の光源の異なる画像が異なる経路長を持つ場合、その差は画像のちらつき間の時間遅延によって測定できます。経路長の差と偏向質量のモデル化を使用して、光源の絶対距離を推定することができ、これにより、標準的な宇宙距離梯子とは独立した宇宙距離測定が可能になります。2020年のいくつかの結果は、2～3%の精度を主張していましたが、後に過度に強い仮定による系統誤差に悩まされていることが判明しました。2025年に、TDCOSMOコラボレーションは仮定を大幅に弱め、次の結果を発表しました。71.6 +3.9 −3.3 (km/s)/Mpc (約5%の精度)。[ 73 ]
地球から見て2つのクエーサーが非常に近い位置にある場合（数秒角以下で離れている場合）、それらは一般的に「二重クエーサー」と呼ばれます。視覚的にペアになっているクエーサーが宇宙空間でも近い位置にあることが示された場合（つまり、赤方偏移が似ていることが観測された場合）、それらは「クエーサーペア」と呼ばれ、宿主銀河が物理的に相互作用している可能性が高いほど近い位置にある場合は、「二重クエーサー」または「デュアルクエーサー」と呼ばれます[ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] 。
クエーサーは宇宙全体で見ても非常に稀な天体であるため、3つ以上の別々のクエーサーが同じ物理的な場所の近くに見つかる確率は非常に低く、その系が物理的に近接しているかどうかを判断するには、かなりの観測努力が必要となりますが、ほとんどのクエーサーのような天体はそのような観測を受けることがありません。そのため、物理的に複数のクエーサーが存在する例は多く知られていません。
物理的な多重クエーサーは、特に初期宇宙、例えば星形成と銀河活動が最も活発だった時期（赤方偏移z=2）における銀河の相互作用と進化を研究するための重要なメカニズムとなり得る。 [ 77 ]
ガイア全天位置測定サーベイは、多重クエーサーへの最初の試みで、スローンデジタルスカイサーベイで発見されたクエーサーJ0749+2255が実際には二重クエーサーであることを示唆した。ハッブル、ケック、ジェミニ、チャンドラ、VLAによる追跡観測により、この天体の真の性質、すなわち赤方偏移z=2.17の相互作用銀河ペアであることが確認された。[ 74 ] [ 75 ]ガイアデータリリースの今後の作業により、重力レンズ効果を受けた多重クエーサーと物理的な多重クエーサーの両方のカタログと、関連する銀河研究が大幅に拡大することが期待される。[ 70 ] [ 78 ]
最初の真の三重クエーサーは、2007年にハワイのマウナケアにあるWMケック天文台での観測によって発見されました。[ 79 ] LBQS 1429-008（またはQQQ J1432-0106）は1989年に初めて観測され、当時は二重クエーサーであることが判明しました。天文学者が3番目のメンバーを発見したとき、彼らは光源が別々であり、重力レンズの結果ではないことを確認しました。この三重クエーサーの赤方偏移はz = 2.076です。[ 80 ]構成要素は推定30～50キロパーセク（約97,000～160,000光年）離れており、これは相互作用銀河の典型的な距離です。[ 81 ] 2013年に、2番目の真のクエーサーのトリプレットであるQQQ J1519+0627が赤方偏移z = 1.51で発見され、システム全体が25 kpc（約80,000光年）の物理的分離内に収まった。[ 82 ] [ 83 ]
最初の真の四重クエーサー系は2015年に赤方偏移z = 2.0412で発見され、全体的な物理的スケールは約200 kpc（約65万光年）である。[ 84 ]
{{cite web}}: CS1 maint: タイトルとしてアーカイブされたコピー (リンク)宇宙全体からガスが超大質量ブラックホールの中心に流れ込む様子を示す最初のモデル。
{{cite journal}}:ジャーナルを引用するには|journal=（ヘルプ）が必要です。不足または空欄の場合|title=（ヘルプ）