セイファート銀河

セイファート銀河は、クエーサーを母銀河とする活動銀河と並んで、2大活動銀河の1つである。セイファート銀河は、クエーサーに似た核（銀河系外にある非常に明るい電磁放射源）を持ち、表面輝度が非常に高く、そのスペクトルには強い高電離輝線が見られるが[ 1 ^]、クエーサーとは異なり、その母銀河は明瞭に検出可能である^{[2] 。}

セイファート銀河は全銀河の約10%を占め^[3] 、クエーサーで起こるのと同じ現象によってエネルギーを得ていると考えられているため、天文学で最も熱心に研究されている天体の一つである。ただし、クエーサーよりも近く、明るさも低い。これらの銀河は中心に超大質量ブラックホールを持ち、その周囲を落下する物質の降着円盤が取り囲んでいる。降着円盤は観測される紫外線の源であると考えられている。紫外線の放出線と吸収線は周囲の物質の組成を最もよく診断するものである^{[4] 。}

可視光で見ると、ほとんどのセイファート銀河は通常の渦巻き銀河のように見えますが、他の波長で研究すると、その中心核の明るさは天の川銀河ほどの大きさの銀河全体の明るさに匹敵することが明らかになります。^[5]

セイファート銀河は、1943年にこのクラスを初めて記述したカール・セイファートにちなんで名付けられました。 ^[6]

発見

セイファート銀河は、リック天文台で「渦巻き星雲」と思われる天体のスペクトルを観測していたエドワード・A・ファスとヴェスト・スライファーによって1908年に初めて発見されました。彼らは、 NGC 1068が6本の明るい輝線を示していることに気付きました。観測されたほとんどの天体は星に対応する吸収スペクトルを示しているため、これは異常だと考えられていました。^[7]

1926年、エドウィン・ハッブルはNGC 1068と他の2つの「星雲」の輝線を調べ、それらを銀河系外天体として分類した。^[8] 1943年、カール・キーナン・セイファートはNGC 1068に似た銀河をさらに発見し、これらの銀河には幅広い輝線を生成する非常に明るい恒星のような核があると報告した。^[6] 1944年、はくちょう座Aが160MHzで検出され、^[9] 1948年にそれが個別の源であることが確立され、検出が確認された。^[10]干渉計の使用により、その二重電波構造が明らかになった。^[11]次の数年間で、超新星残骸などの他の電波源が発見された。 1950年代末までに、セイファート銀河のより重要な特徴が発見された。その特徴には、その核が非常にコンパクト（100パーセク未満、つまり「未分解」）であること、質量が大きいこと（太陽質量の10 ^9±1倍）、核放出のピークの持続期間が比較的短いこと（10 ⁸年以上）などがある。^[12]

1960年代と1970年代には、セイファート銀河の特性をさらに理解するための研究が行われた。セイファート核の実際のサイズを直接測定する実験が数回行われ、NGC 1068の輝線は直径1000光年以上の領域で発生していることが立証された。^[14]セイファート赤方偏移が宇宙論的起源であるかどうかについては論争があった。^[15]セイファート銀河までの距離と年齢の推定値は限られており、それはそれらの核の明るさが数年のタイムスケールで変化するためである。したがって、そのような銀河までの距離と光速の一定性に関する議論は、必ずしもそれらの年齢を決定するために使用できるわけではない。^[15]同じ時期に、セイファート銀河を含む銀河の調査、識別、カタログ化のための研究が行われていた。 1967年初頭、ベンジャミン・マルカリアンは、非常に強い紫外線放射を特徴とする数百の銀河を含むリストを発表し、そのうちのいくつかの位置の測定値は1973年に他の研究者によって改善されました。^[16]当時、渦巻銀河の1％がセイファート銀河であると考えられていました。^[17] 1977年までに、セイファート銀河のうち楕円銀河はごくわずかで、ほとんどが渦巻銀河または棒渦巻銀河であることがわかりました。^[18]同じ時期に、セイファート銀河の分光測光データの収集にも取り組みました。セイファート銀河からのスペクトルがすべて同じではないことが明らかになったため、セイファート銀河は、その放射スペクトルの特性に応じてサブ分類されました。タイプIとタイプIIへの単純な分類が考案され、クラスは放射線の相対的な幅によって決まります。^[19]その後、セイファート核の中には中間的な特性を示すものもあることがわかり、さらにタイプ1.2、1.5、1.8、1.9に分類されるようになった（分類を参照）。^[20]^[21]セイファート銀河の初期の調査では、このグループの中で最も明るいものだけを数えるという偏りがあった。より最近の調査では、低光度でセイファート核が隠れている銀河も数えており、セイファート現象は実際にはかなり一般的で、銀河の16% ± 5%で発生していることが示唆されている。実際、セイファート現象を示す数十個の銀河が、我々の銀河のすぐ近く（≈27 Mpc）に存在している。^{[3]セイファート銀河は、核に紫外線過剰を示す銀河のリストである}マルカリアンカタログに掲載されている銀河のかなりの部分を占めている。^[22]

特徴

活動銀河核(AGN) は、銀河の中心にあるコンパクトな領域で、電磁スペクトルの一部で通常よりも高い光度を持っています。活動核を持つ銀河は活動銀河と呼ばれます。活動銀河核は宇宙で最も明るい電磁放射源であり、その進化は宇宙論モデルに制約を与えます。種類に応じて、その光度は数時間から数年までの時間スケールで変化します。活動銀河の 2 つの最大のサブクラスはクエーサーとセイファート銀河で、2 つの主な違いは放射する放射の量です。典型的なセイファート銀河では、核源は可視波長で銀河全体の構成恒星の放射量に匹敵する量の放射線を放射するが、クエーサーでは、核源は構成恒星の少なくとも100倍明るい。^[1]^[23]セイファート銀河は極めて明るい核を持ち、その光度は太陽の光度の¹⁰⁸から¹⁰¹¹の範囲である。そのうち約5%のみが電波で明るく、ガンマ線では中程度、X線では明るい。^[24]可視および赤外線スペクトルは、水素、ヘリウム、窒素、酸素の非常に明るい輝線を示している。これらの輝線は強いドップラー広がりを示し、速度が500～4,000 km/s (310～2,490 mi/s) であることを意味し、中心のブラックホールを取り囲む降着円盤の近くで発生していると考えられている。^[25]

エディントン光度

中心ブラックホールの質量の下限は、エディントン光度を使って計算できる。^[27]この限界は、光が放射圧を示すために生じる。ブラックホールが発光ガスの円盤に囲まれていると仮定する。^[28]円盤内の電子イオン対に作用する引力と放射圧によって生じる斥力は、どちらも反二乗則に従う。ブラックホールによって生じる重力が放射圧による斥力よりも小さい場合、円盤は放射圧によって吹き飛ばされる。^[29]^{[注 1]}

排出量

セイファート銀河のスペクトルに見られる輝線は、降着円盤自体の表面から来ている可能性もあれば、電離円錐の中心エンジンによって照らされたガス雲から来ている可能性もあります。銀河中心の解像度が低いため、放射領域の正確な形状を決定することは困難です。しかし、降着円盤の各部分は視線に対して異なる速度を持ち、ブラックホールの周りをガスが速く回転するほど、輝線は広くなります。同様に、照らされた円盤風も位置に依存した速度を持ちます。^[30]

狭い線は活動銀河核の外側の部分から発生していると考えられており、そこでは速度はより低く、広い線はブラックホールに近いところから発生しています。これは、狭い線が検出可能なほど変化しないという事実によって確認されています。これは、比較的短い時間スケールで変化する広い線とは対照的に、放射領域が大きいことを意味します。反響マッピングは、この変動性を利用して放射領域の位置と形態を決定しようとする手法です。この手法は、連続体の変化に対する放射線の変化を観測することにより、広い線放射領域の構造と運動を測定します。反響マッピングを使用するには、連続体が単一の中心源から発生しているという仮定が必要です。^[31] 35 AGN の場合、反響マッピングは中心ブラックホールの質量と広い線領域のサイズを計算するために使用されています。^[32]

観測された数少ない電波強度の強いセイファート銀河では、電波放射はジェットからのシンクロトロン放射を表していると考えられている。赤外線放射は、核近くの塵によって再処理されている他の帯域の放射によるものである。最もエネルギーの高い光子は、ブラックホール近くの高温コロナによる逆コンプトン散乱によって生成されると考えられている。 ^[33]

分類

セイファート銀河は、スペクトルが示す輝線によって、当初はタイプ I またはタイプ II に分類されました。タイプ I セイファート銀河のスペクトルは、H I、He I、He II などの許容線と O III などのより狭い禁制線の両方を含む幅広い線を示します。より狭い許容線もいくつか示されますが、これらの狭い線でさえ、通常の銀河が示す線よりもはるかに広いです。しかし、タイプ II セイファート銀河のスペクトルは、許容線と禁制線の両方を含む狭い線のみを示します。禁制線は、量子力学の選択規則では通常許可されない電子遷移によって発生するスペクトル線ですが、それでも自発的に発生する可能性はわずかにあります。「禁制」という用語は少し誤解を招く可能性があります。禁制線を引き起こす電子遷移は禁制ではなく、非常に起こりにくいためです。^[35]

場合によっては、スペクトルに幅の広い許容線と狭い許容線の両方が見られるため、1.5型セイファート銀河のように、タイプIとタイプIIの中間のタイプに分類されます。これらの銀河のスペクトルは、数年の間にタイプ1.5からタイプIIに変化しました。しかし、特徴的な幅の広いHα輝線が消えたことはほとんどありません。^[37]タイプIとタイプIIのセイファート銀河の違いの原因はまだわかっていません。スペクトル線の広い成分を検出するのが非常に難しいという理由だけで、タイプIIと特定された銀河がいくつかあります。タイプIIのセイファート銀河はすべて、実際にはタイプIであり、銀河に対する角度のために線の広い成分を検出することは不可能であると考える人もいます。具体的には、I型セイファート銀河では、中心のコンパクトな源を多かれ少なかれ直接観測するため、銀河の中心にあると考えられる超大質量ブラックホールの周りを移動する広線放射領域の高速雲をサンプリングします。対照的に、II型セイファート銀河では、活動核は隠されており、雲の広線放射領域から離れた冷たい外側領域のみが見られます。この理論はセイファート銀河の「統一スキーム」として知られています。^[38]^[39]しかし、この仮説が2つのタイプ間で観測されたすべての違いを説明できるかどうかはまだ明らかではありません。^[38]

I型セイファート銀河

タイプ I セイファートは、中心核から放射される可視光線に加えて、非常に明るい紫外線と X 線を放射する。スペクトルには 2 組の輝線がある。幅 (速度単位で測定) が数百 km/s の狭い輝線と、幅が最大 10 4 km/s の広い輝線である。 [ 41 ^]広い^輝線は、銀河にエネルギーを与えていると考えられている超大質量ブラックホールの降着円盤の上から発生し、狭い輝線は降着円盤の広い輝線領域を超えて発生する。どちらの輝線も、高度に電離したガスによって発生する。広い輝線は、幅 0.1～1 パーセクの領域で発生する。広い輝線領域 R _{BLR は}、光が連続光源から輝線を放射するガスまで移動するのにかかる時間に対応する時間遅延から推定できる。^[24]

II型セイファート銀河

タイプ II セイファート銀河は特徴的な明るい核を持ち、赤外線波長で見ると明るく見える。 ^[43]スペクトルには、禁制遷移に関連する狭い線と、許容される強い双極子遷移または相互結合遷移に関連する広い線が含まれる。^[38] NGC 3147 は、真のタイプ II セイファート銀河の最有力候補と考えられている。^[44]一部のタイプ II セイファート銀河では、分光偏光測定法 (偏光成分の分光法) と呼ばれる手法による分析により、タイプ I 領域が隠されていることが明らかになった。NGC 1068の場合、塵の雲から反射された核光が測定され、明るい連続光と幅広い輝線を持つ核の周囲に、隠蔽する塵のトーラスが存在すると科学者は信じるようになった。銀河を横から見ると、トーラスの上下のガスと塵の反射を通じて核が間接的に観測される。この反射により偏光が生じる。^[45]

タイプ1.2、1.5、1.8、1.9セイファート銀河

1981年、ドナルド・オスターブロックはタイプ1.5、1.8、1.9という表記法を導入した。これらのサブクラスはスペクトルの光学的外観に基づいており、数値的に大きいサブクラスは狭い線に比べて弱い広い線成分を持っている。^[46]たとえば、タイプ1.9はHα線にのみ広い成分を示し、高次のバルマー線には示さない。タイプ1.8では、Hαと比較すると非常に弱い場合でも、 Hβ線とHαで非常に弱い広い線が検出される。タイプ1.5では、Hα線とHβ線の強度は同程度である。^[47]

その他のセイファート型銀河

タイプ I からタイプ II (タイプ 1.2 からタイプ 1.9 を含む) へのセイファート進行に加えて、セイファートに非常によく似ている、またはそのサブクラスと見なすことができる他のタイプの銀河が存在します。セイファートに非常によく似ているのが、1980 年に発見された低電離狭線放射電波銀河 (LINER) です。これらの銀河は弱電離または中性原子からの輝線が強く、強電離原子からの輝線はそれに比べて弱いです。LINER は低光度のセイファートと多くの特徴を共有しています。実際、可視光で見ると、そのホスト銀河の全体的な特徴は区別がつきません。また、どちらも広い輝線放射領域を示しますが、LINER の輝線放射領域の密度はセイファートよりも低くなっています。^[48]そのような銀河の例としては、おとめ座のM104があり、ソンブレロ銀河としても知られています。^[49] LINERとタイプIセイファートの両方である銀河はNGC 7213で、他のAGNに比べて比較的近い銀河です。^[50]もう1つの非常に興味深いサブクラスは、狭線タイプI銀河（NLSy1）で、近年広範囲にわたる研究が行われています。^[51]これらは、古典的なタイプI銀河の広い線よりもはるかに狭い線、急峻な硬X線と軟X線スペクトル、および強いFe[II]放射を持っています。^[52]これらの特性は、NLSy1銀河が若いAGNであり、降着率が高いことを示唆しており、比較的小さいが大きくなっている中心ブラックホールの質量を示唆しています。^[53] NLSy1は進化の初期段階にある銀河であると示唆する理論があり、超高輝度赤外線銀河やタイプII銀河との関連が提案されている。^[54]

進化

活動銀河の大部分は非常に遠くにあり、大きなドップラーシフトを示しています。これは、活動銀河が初期宇宙で発生し、宇宙の膨張により、非常に高速で天の川銀河から遠ざかっていることを示唆しています。クエーサーは最も遠くにある活動銀河で、そのいくつかは120億光年離れた距離で観測されています。セイファート銀河はクエーサーよりもはるかに近くにあります。^[55]光の速度には限界があるため、宇宙の遠くを見ることは時間を遡ることと同じです。したがって、遠方での活動銀河核の観測と近傍宇宙でのそれらの希少性は、初期宇宙ではそれらがはるかに一般的であったことを示唆しており、^{[56]活動銀河核は}銀河進化の初期段階である可能性があることを意味しています。これは、大きな赤方偏移で見つかる AGN の局所的（現代）対応物は何かという疑問につながります。 NLSy1 は、赤方偏移が大きい( $z$ > 4)クエーサーの赤方偏移が小さい方に対応する可能性があると提案されている。この 2 つは、金属量が高い、輝線パターンが似ている (強い Fe [II]、弱い O [III])など、多くの類似した特性を持つ。^[57]いくつかの観測では、AGN の核からの放射は球対称ではなく、核は軸対称性を示し、放射が円錐状の領域から逃げていることが示唆されている。これらの観測に基づいて、観測視線に対する AGN の向きが異なるために、異なるクラスの AGN が生じることを説明するモデルが考案されている。このようなモデルは、統一モデルと呼ばれている。統一モデルでは、タイプ I 銀河とタイプ II 銀河の違いは、タイプ II 銀河が、望遠鏡で広域の輝線領域を見るのを妨げる遮蔽トーラスに囲まれていることによるものだと説明されている。クエーサーとブレーザーは、このモデルにかなり簡単に当てはめることができる。^[58]このような統一スキームの主な問題は、なぜ一部のAGNは電波強度が大きいのに、他のAGNは電波強度が小さいのかを説明することです。これらの違いは、中心のブラックホールのスピンの違いによるものである可能性が示唆されています。^[41]

例

セイファート銀河の例をいくつか挙げます。

中心からガスのリングが噴出しているサーキュラス銀河
ケンタウルス座AまたはNGC 5128は、地球から見えるセイファート銀河の中で最も明るい銀河である。巨大な楕円銀河であり、長さ100万光年以上に及ぶ相対論的ジェットで知られる電波銀河としても分類されている。
白鳥座Aは、最初に確認された電波銀河であり、1GHz以上の周波数で観測される天空で最も明るい電波源である。
メシエ51a（NGC 5194）、渦巻銀河、天空で最もよく知られている銀河の1つ^[59]
メシエ64（NGC 4826）は、質量がほぼ等しい2つの反対方向に回転する円盤を持つ。
メシエ66 （NGC 3627）、獅子座三連星の一部
メシエ77（NGC 1068）は、セイファート銀河として最初に分類された銀河の一つである^[60]
メシエ81（NGC 3031）、ケンタウルス座Aに次いで全天で2番目に明るいセイファート銀河
メシエ88 （NGC 4501）は、大きなおとめ座銀河団の一員であり、全天で最も明るいセイファート銀河の1つです。
メシエ106（NGC 4258）は、最もよく知られているセイファート銀河の一つであり^[61]^[62]、その核には水蒸気メガメーザーがあり、22GHzのオルソH2O線で観測されている_[^63]。
NGC 262、拡張したガス状HIハローを持つ銀河の例^[64]
NGC 1097は、その核から4つの狭い光学ジェットが噴出している。
NGC 1275の中心にあるブラックホールは、これまでに記録された中で最も低いB♭音を発している^[65]
NGC 1365は、中心のブラックホールがほぼ光速で回転していることで有名である^[66]
NGC 1566、セイファート銀河として最初に分類された銀河の一つ^[60]
NGC 1672は、核が激しいスターバースト領域に飲み込まれている。
NGC 1808、これもスターバースト銀河
NGC 3079は、中心から巨大な高温ガスの泡が噴出している。
NGC 3185、ヒクソン44グループのメンバー
NGC 3259も強力なX線源である
NGC 3783も強力なX線源である
NGC 3982、これもスターバースト銀河
NGC 4151は中心に2つの超大質量ブラックホールを持つ。
NGC 4395 は、中心に中質量ブラックホールを持つ低表面輝度銀河の例である。
NGC 4725は、地球に最も近く、最も明るいセイファート銀河の一つで、赤外線で観測すると、中心を取り囲む非常に長い渦巻状のガス雲がある。
NGC 4945、ケンタウルス座Aに比較的近い銀河
NGC 5033は、セイファート核が運動中心からずれている。
NGC 5548、レンズ状セイファート銀河の例
NGC 6240 は超高輝度赤外線銀河(ULIRG)としても分類されます。
NGC 6251、3CRRカタログの中で最も明るいX線低励起電波銀河^[67]
NGC 6264、関連する AGN を持つセイファート II
NGC 7479 は、光学腕とは反対方向に電波腕が開いている渦巻き銀河です。
NGC 7742 は、棒状でない渦巻銀河で、目玉焼き銀河としても知られています。
IC 2560、NGC 1097 に似た核を持つ渦巻き銀河
SDSS J1430+2303はセイファートI型で、合体点のすぐ近くに超大質量ブラックホール連星が存在すると予測されている。

セイファート銀河メシエ51
セイファート銀河メシエ88
セイファート銀河ケンタウルスA

参照

低電離核輝線領域 – 銀河核の種類

注記

^ ブラックホールの重力 $F grav は$ 次のように計算できます。ここで、 $G$ は重力定数、 $m$ $p$ は陽子の質量、 $M$ $BH$ 、 $r は$ それぞれブラックホールの質量と半径です。 $F_{\text{grav}}={\frac {GM_{\textrm {BH}}m_{p}}{r^{2}}}$

球対称性を仮定して、星の場合と同じように外向きの放射力 $F rad を$ 導出します。ここで、 $p$ は運動量、 $t$ は時間、 $c$ は光速、 $E$ はエネルギー、 $σ$ $t$ はトムソン断面積、 $L$ は光度です。 $F_{\textrm {rad}}={\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{c}}{\frac {dE}{dt}}={\frac {1}{c}}\sigma _{t}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}$

ブラックホールの光度はエディントン光度 $L Edd$ より小さくなければなりません。つまり、次の式のようになります。ここで、M _☉は太陽の質量、 $L$ $☉ は$ 太陽の光度です。 $L<L_{\textrm {Edd}}$ ${\begin{aligned}F_{\textrm {rad}}&=F_{\textrm {grav}}\\L&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{rad}}={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{grav}}\\&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}\cdot {\frac {GM_{\text{BH}}m_{p}}{r^{2}}}\\&={\frac {4\pi cGM_{\textrm {BH}}m_{p}}{\sigma _{t}}}\\&=1.3\times 10^{38}{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}\,\mathrm {erg/s} \\&=30000{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}L_{\odot }\end{aligned}}$

したがって、観測された光度（エディントン光度より低い）を考慮すると、活動銀河の中心にある中心ブラックホールの質量のおおよその下限を推定することができます。この導出は広く使用されている近似値ですが、降着円盤の実際の形状を考慮すると、結果は古典的な値とかなり異なる可能性があることがわかります。

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外部リンク

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[30] ブラックホールの重力 $F grav は$ 次のように計算できます。ここで、 $G$ は重力定数、 $m$ $p$ は陽子の質量、 $M$ $BH$ 、 $r は$ それぞれブラックホールの質量と半径です。 $F_{\text{grav}}={\frac {GM_{\textrm {BH}}m_{p}}{r^{2}}}$

球対称性を仮定して、星の場合と同じように外向きの放射力 $F rad を$ 導出します。ここで、 $p$ は運動量、 $t$ は時間、 $c$ は光速、 $E$ はエネルギー、 $σ$ $t$ はトムソン断面積、 $L$ は光度です。 $F_{\textrm {rad}}={\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{c}}{\frac {dE}{dt}}={\frac {1}{c}}\sigma _{t}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}$

ブラックホールの光度はエディントン光度 $L Edd$ より小さくなければなりません。つまり、次の式のようになります。ここで、M _☉は太陽の質量、 $L$ $☉ は$ 太陽の光度です。 $L<L_{\textrm {Edd}}$ ${\begin{aligned}F_{\textrm {rad}}&=F_{\textrm {grav}}\\L&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{rad}}={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{grav}}\\&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}\cdot {\frac {GM_{\text{BH}}m_{p}}{r^{2}}}\\&={\frac {4\pi cGM_{\textrm {BH}}m_{p}}{\sigma _{t}}}\\&=1.3\times 10^{38}{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}\,\mathrm {erg/s} \\&=30000{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}L_{\odot }\end{aligned}}$

したがって、観測された光度（エディントン光度より低い）を考慮すると、活動銀河の中心にある中心ブラックホールの質量のおおよその下限を推定することができます。この導出は広く使用されている近似値ですが、降着円盤の実際の形状を考慮すると、結果は古典的な値とかなり異なる可能性があることがわかります。

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