セイファート銀河

セイファート銀河は、クエーサー宿主銀河と並んで、活動銀河の2大グループのうちの1つです。セイファート銀河は、表面輝度が非常に高いクエーサーのような核（私たちの銀河の外にある非常に明るい電磁波源）を持ち、そのスペクトルは強い高電離輝線を示しますが[ 1 ^{]、クエーサー}とは異なり、宿主銀河ははっきりと検出できます^{[ 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、天文学において最も集中的に研究されている天体の一つです。ただし、セイファート銀河はクエーサーよりも近く、光度は低いです。これらの銀河の中心には超大質量ブラックホールがあり、その周囲には落下する物質の降着円盤があります。降着円盤は観測される紫外線放射の源であると考えられています。紫外線の放射線と吸収線は、周囲の物質の組成を診断する最良の手段となります。^{[ 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銀河のように見えるが、他の波長で研究すると、その中心部の光度は天の川銀河ほどの大きさの銀河全体の光度に匹敵することが明らかになる。^{[ 5 ]}

セイファート銀河は、1943年にこの分類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 ]}

セイファート銀河は、1908年にエドワード・A・ファスとヴェスト・スライファーによって初めて発見されました。彼らはリック天文台を使用して、「渦巻星雲」と考えられていた天体のスペクトルを調べていました。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が、これは観測されたほとんどの天体が星に対応する吸収スペクトルを示していたため、珍しいと考えられました。^{[ 7 ]}

1926年、エドウィン・ハッブルはNGC 1068と他の2つの同様の「星雲」の輝線を観測し、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年に離散源であることが確認された。^{[ 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 ]}その後数年間で、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。これには、中心核が極めてコンパクトであること（100 pc未満、つまり「分解できない」）、質量が大きいこと（約10 ^9±1太陽質量）、中心核からの放射ピークの継続時間が比較的短いこと（10 ⁸年以上）などが含まれる。^{[ 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。セイファート銀河核の実際の大きさの直接測定がいくつか行われ、NGC 1068の輝線は直径1000光年以上の領域で生成されていることが確立された。^{[ 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確認推定は、銀河核の明るさが数年の時間スケールで変化するため限られていた。したがって、そのような銀河までの距離と一定の光速に関する議論は、常にその年齢を決定するために使用できるとは限らない。^{[ 15 ]}同じ時期に、セイファート銀河を含む銀河を調査、識別、カタログ化する研究が行われた。 1967 年、ベンジャミン・マルカリアンは、紫外線の放射が非常に強いことで区別される数百個の銀河のリストを発表し、そのうちのいくつかの位置の測定は 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を収集する努力がなされました。セイファート銀河のすべてのスペクトルが同じように見えるわけではないことが明らかになったため、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 への単純な区分が考案され、クラスは放射線の相対的な幅に依存しています。^{[ 19 ]}後に、セイファート核の中には中間的な性質を示すものがあることが分かり、その結果、タイプ 1.2、1.5、1.8、1.9 にさらに細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代表例のみを数えるという偏りがあった。低光度で隠されたセイファート核を持つ銀河を数える最近の調査では、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 (約 27 Mpc) に存在する。^{[ 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割合を占めている。 ^{[ 22 ]}

活動銀河核（AGN）とは、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において通常よりも高い光度を持つものです。活動銀河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。種類によって、その光度は数時間から数年という時間スケールで変化します。活動銀河の2つの主要なサブクラスはクエーサーとセイファート銀河で、両者の主な違いは放出する放射量です。典型的なセイファート銀河では、中心核は可視光波長で銀河全体の構成星に匹敵する量の放射線を放出しますが、クエーサーでは、中心核は構成星よりも少なくとも 100 倍明るくなります。^{[ 1 ] [ 23 ]}セイファート銀河は、10 ⁸～ 10 ¹¹太陽光度の光度を持つ極めて明るい中心核を持っています。そのうち電波が明るいのは約 5% だけで、ガンマ線では中程度、X 線では明るい放射を示します。^{[ 24 ]}可視光および赤外線スペクトルには、水素、ヘリウム、窒素、酸素の非常に明るい輝線が見られます。これらの輝線は強いドップラー広がりを示しており、これは500～4,000 km/s（310～2,490 mi/s）の速度を意味し、中心ブラックホールを取り囲む降着円盤付近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用いて計算できる。^{[ 27 ]}この下限は、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重力と放射圧による反発力は、いずれも逆二乗法則に従う。ブラックホールによる重力が放射圧による反発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 ]}

 セイファート銀河は、スペクトルに現れる輝線に基づいて、最初はタイプ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広幅線を示します 。また、より狭い許容線もいくつか示しますが、これらの狭い線でさえ、通常の銀河に現れる線よりもはるかに広くなっています。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によって通常は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確率はわずかです。「禁制」という用語は少し誤解を招く可能性があります。なぜなら、それら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からです。^{[ 35 ]}

場合によっては、スペクトルには広幅と狭幅の両方の許容線が現れるため、タイプ I とタイプ II の中間のタイプ、例えばタイプ 1.5 セイファート銀河に分類されます。これらの銀河の中には、スペクトルがわずか数年でタイプ 1.5 からタイプ II に変化したものもあります。しかし、特徴的な広幅Hα輝線が消えることは、ほとんど、あるいは全くありません。^{[ 37 ]}タイプI とタイプII 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。スペクトル線の広幅成分の検出が非常に困難であったため、銀河がタイプ II と識別されたケースがいくつかあります。一部の人は、すべてのタイプII セイファート銀河は実際にはタイプI であり、銀河に対する私たちの角度のために線の広幅成分を検出することは不可能であると考えています。具体的には、タイプI セイファート銀河では、中心のコンパクトな光源をほぼ直接観測するため、銀河の中心にあると考えられている超大質量ブラックホールの周りを移動する広輝線領域の高速雲をサンプリングすることになります。対照的に、タイプII セイファート銀河では、活動核は隠され、雲の広輝線領域からさらに離れた低温の外側領域のみが観測されます。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 つのタイプの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

 I型セイファート銀河は、中心部から放出される可視光に加えて、紫外線やX線も非常に明るく放出します。そのスペクトルには2組の輝線があり、幅が数百km/s（速度単位で測定）の狭線と、幅が最大^10⁴km /sの広線があります。^{[ 41 ]}広線は、銀河のエネルギー源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方に発生し、狭線は降着円盤の広線領域の外側で発生します。どちらの放射も、高度に電離したガスによって引き起こされます。広線放射は、0.1～1パーセクの領域で発生します。広線放射領域R _BLRは、連続光源から輝線放射ガスまで光が伝わるのにかかる時間に対応する時間遅延から推定できます。^{[ 24 ]}

II型セイファート銀河

タイプIIセイファート銀河は、特徴的な明るい中心部を持ち、赤外線波長で観測すると明るく見える。^{[ 43 ]}そのスペクトルには、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ている。^{[ 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、塵雲から反射された核の光が測定され、科学者たちは、明るい連続光と広い輝線を持つ核の周囲に、遮蔽する塵のトーラスが存在すると考えるようになった。銀河を横から見ると、核はトーラスの上下にあるガスと塵による反射を通して間接的に観測される。この反射によって分極が生じる。^{[ 45 ]}

1.2型、1.5型、1.8型、1.9型セイファート銀河

1981年、ドナルド・オスターブロックは タイプ1.5、1.8、1.9という表記を導入した。このサブクラスはスペクトルの光学的な外観に基づいており、数値が大きいサブクラスほど狭線に比べて広線成分が弱い。 ^{[ 46 ]}例えば、タイプ1.9ではHα 線にのみ広線成分が見られ、高次のバルマー線には見られない。タイプ1.8では、Hα線に比べて非常に弱いものの、 Hβ線とHα線の両方で非常に弱い広線が検出される。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

 セイファート銀河のI型から II型（ 1.2型から1.9型を含む）への進化に加えて 、セイファート銀河に非常によく似ている、あるいはその亜型とみなせる他のタイプの銀河も存在する。セイファート銀河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）である。これらの銀河は、弱電離原子または中性原子からの強い輝線を持ち、それに比べて強電離原子からの輝線は比較的弱い。LINERは、低光度セイファート銀河と多くの特徴を共有している。実際、可視光で見ると、宿主銀河の全体的な特徴は区別がつかない。また、どちらも広線放射領域を示すが、LINERの輝線放射領域の密度はセイファート銀河よりも低い。^{[ 48 ]}このような銀河の一例として、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I型セイファート銀河の両方である銀河はNGC 7213で、他の AGN と比較し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、狭線型 I 型銀河 (NLSy1) で、近年、広範な研究の対象となっています。^{[ 51 ]}これらは、古典的な I 型銀河の広線よりもはるかに狭い線 、急峻な硬 X 線および軟 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 銀河が降着率の高い若い AGN であることを示唆しており、比較的小さいが成長し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いう理論があり、それらと超高光度赤外線銀河または II型銀河との関連性が提案されている。^{[ 54 ]}

活動銀河の大部分は非常に遠く、大きなドップラーシフトを示します。これは、活動銀河が初期宇宙に存在し、宇宙膨張により、非常に高速で天の川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い活動銀河であり、その一部は120億光年離れた場所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い場所にあります。^{[ 55 ]}光には有限の速度があるため、宇宙の遠く離れた場所を見ることは、時間を遡ることと同じです。したがって、遠方の活動銀河核の観測と、近傍宇宙での活動銀河核の少なさは、初期宇宙では活動銀河核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示唆しています。これは、大きな赤方偏移で発見されたAGNの局所的（現代）対応物は何であるかという疑問につながります。 NLSy1は、大きな赤方偏移（z > 4）で発見されたクエーサーの小さな赤方偏移の対応天体である可能性があると提案されている。両者は、例えば高い金属量や類似した輝線パターン（強いFe [II]、弱いO [III]）など、多くの類似した特性を持っている。^{[ 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、核はしばしば軸対称を示し、放射は円錐状の領域に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、AGNの異なるクラスを、観測視線に対する向きの違いによって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。統一モデルは、タイプ I銀河とタイプII銀河の違いを、タイプII銀河が遮蔽トーラスに囲まれており、望遠鏡が広輝線領域を見ることができない 結果であると説明している。クエーサーとブレーザーはこのモデルに非常に簡単に適合させることができる。^{[ 58 ]}このような統一スキームの主な問題は、なぜ一部のAGNは電波が強く、他のAGNは電波が弱いのかを説明しようとすることである。これらの違いは、中心ブラックホールのスピンの違いによる可能性があると示唆されている。^{[ 41 ]} 

セイファート銀河の例をいくつか挙げます。

• 中心からガスの環が噴出しているサーキヌス銀河
• 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と考えられており、巨大な楕円銀河であると同時に電波銀河にも分類され、100万光年以上にも及ぶ相対論的ジェットを持つことで知られています。
• はくちょう座Aは 、最初に発見された電波銀河であり、 1GHz以上の周波数帯で観測される空で最も明るい電波源である。
• メシエ51a（NGC 5194）、渦巻銀河は、空で最もよく知られている銀河の1つです^{[ 59 ]。}
• メシエ64（NGC 4826）は、質量がほぼ等しい2つの逆回転円盤を持つ。
• メシエ66 （NGC 3627）は、しし座トリプレットの一部である。
• メシエ77（NGC 1068）は、最初に分類されたセイファート銀河の1つである^{[ 60 ]}
• メシエ81（NGC 3031）は、ケンタウルス座Aに次いで夜空で2番目に明るいセイファート銀河である。
• メシエ88 （NGC 4501）は、おとめ座銀河団の一員であり、夜空で最も明るいセイファート銀河の一つです。
• 最もよく知られているセイファート銀河の1つであるメシエ106 （NGC 4258） ^{[ 61 ] [ 62 ]}_{は、オルトH2O}の22GHz線で観測される水蒸気メガメーザーを核に持っています^{[ 63 ]}。
• NGC 262は、広範囲に広がるガス状のHIハローを持つ銀河の一例である^{[ 64 ]。}
• NGC 1097は、中心核から4本の細い光学的ジェットが噴出している。
• NGC 1275は、中心のブラックホールがこれまで記録された中で最も低いB♭音を発する^{[ 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は、最初に分類されたセイファート銀河の1つである^{[ 60 ]}
• NGC 1672は、激しい星形成領域に囲まれた核を持つ銀河である。
• NGC 1808もまた、スターバースト銀河である。
• NGC 3079は、中心部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群の一員
• NGC 3259もまた、強力なX線源である。
• NGC 3783もまた、強力なX線源である。
• NGC 3982もまた、スターバースト銀河である。
• NGC 4151は、中心に2つの超大質量ブラックホールを持つ銀河である。
• NGC 4395は、中心に中間質量ブラックホールを持つ低表面輝度銀河の一例である。
• NGC 4725は、地球に最も近く、最も明るいセイファート銀河の1つです。中心部には赤外線で観測される非常に長い渦巻き状のガス雲があります。
• NGC 4945は、ケンタウルス座Aに比較的近い銀河である。
• NGC 5033は、運動学的中心からずれたセイファート核を持つ。
• NGC 5548は、レンズ状セイファート銀河の一例である。
• NGC 6240は、超高輝度赤外線銀河（ULIRG）にも分類される。
• NGC 6251は、 3CRRカタログの中で最もX線が明るい低励起電波銀河である^{[ 67 ]。}
• NGC 7479は、電波腕が光学腕とは反対方向に開いている渦巻銀河である。
• NGC 7742は、棒状構造を持たない渦巻銀河であり、「目玉焼き銀河」としても知られています。
• IC 2560は、NGC 1097に似た核を持つ渦巻銀河である。
• SDSS J1430+2303はセイファートI型銀河であり、合体点のごく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。
• UGC 11397、セイファートII型銀河

• 
  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座A

• 低電離核輝線領域– 銀河核の種類 

• NASA.govの活動銀河とクエーサー
• SEDS.orgのセイファート銀河
• ESA.intのセイファート銀河