セイファート‐ぎんが【セイファート銀河】
セイファート銀河
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2025/03/01 14:46 UTC 版)
セイファート銀河[1]（セイファートぎんが、Seyfert galaxy[1]）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である[2]。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。
特徴
セイファート銀河の特徴は、非常に明るい中心核が存在することと、水素・ヘリウム・窒素・酸素などの非常に明るい輝線スペクトルが観測されることである。これらの輝線は広いドップラー幅を持っており、輝線の放射源であるガスが500 - 4,000km/sという高速で運動していることを示唆している。このことから、これらの輝線は中心ブラックホールを取り巻く降着円盤付近から放射されていると考えられている[3]。
これらの輝線は降着円盤自体の表面から放射されている可能性もあり、また円錐状に放出されている電離ガスの中にある中心エンジンによって照らされたガス雲から出ている可能性もある。輝線を放射している領域の正確な形は観測の分解能が十分でないためにはっきりとは分かっていない。しかし、降着円盤の各部分は我々の視線に対してそれぞれ異なる速度を持っているので、ブラックホールの周りをガスが速く回っているほど、そこから放出される輝線の幅はより広がるはずである。同様に、中心核に照らされたガス雲も場所ごとに異なる速度を持つと考えられる。
このことから、セイファート銀河の光に見られる輝線のうち幅の狭い線は速度が小さい中心核外縁部から放出され、幅の広い線はよりブラックホールに近い場所に起源を持つと考えられている。このことは、幅の狭い線は検出可能な変光を示さない、すなわち放射域が大きいことと、逆に幅の広い線は比較的短い時間スケールで変光することからも裏付けられる。幅の狭い輝線を放射している領域を狭線領域 (narrow line region; NLR)、幅の広い輝線を放射している領域を広線領域 (broad line region; BLR) と呼ぶ。このように変光の有無を用いて輝線領域の位置や形態を決める手法を reverberation mapping（反射光マッピングの意）と呼ぶ。
また、セイファート銀河は電波・赤外線・紫外線・X線のスペクトルでも強い輝線を示す。電波での輝線はセイファート銀河のジェットからのシンクロトロン放射であると考えられている。赤外線の輝線は他の波長の電磁波が中心核近くの塵に吸収され再放射されたものである。X線などの高エネルギー光子は、ブラックホール付近の高温コロナによる逆コンプトン散乱によって作られたものと考えられている。
分類
セイファート銀河は1型[4]と2型[5]の2種類に分類される。銀河のスペクトルに幅の狭い輝線と広い輝線を両方含むものが1型で、幅の狭い輝線しか見られないものが2型である。今日ではさらに、幅の狭い輝線と広い輝線の相対強度によって1.5型や1.9型のように細かく分類される場合もある。現在有力な活動銀河の統一モデルでは、輝線を放射する中心領域を取り巻くように塵のトーラスが存在すると考えられており、我々の視線に対して塵のトーラスが正対している場合には幅の狭い輝線と広い輝線の両方が見られるセイファート1型として観測され、トーラスを横から見る配置の場合には塵によって幅の広い輝線成分が隠されてセイファート2型として観測される、と解釈されている。
また、セイファート2型銀河の中には幅の広い輝線が偏光成分としてのみ観測されるものもある。これは、広線領域からの光が中心核を取り巻く高温ガスのハローによって散乱されて間接的に見えているものと考えられる。この現象はセイファート2型銀河 NGC 1068 で最初に発見された。
脚注
- ^ a b 『オックスフォード天文学辞典』（初版第1刷）朝倉書店、223頁頁。ISBN 4-254-15017-2。
- ^ 高橋真聡, 冨松彰「ブラックホール磁気圏」『日本物理学会誌』第46巻第10号、日本物理学会、1991年、835-842頁、doi:10.11316/butsuri1946.46.835、ISSN 0029-0181、NAID 110002076624。
- ^ 國枝秀世、「「あすか」の見た活動的銀河核と宇宙X線背景放射(<小特集>:X線天文衛星「あすか」)」『日本物理學會誌』 2001年 Vol.56 No.12 P.925-932, ISSN 0029-0181, NAID 130004181068。
- ^ 山内誠「X線天文衛星「ぎんが」による1型セイファート銀河の観測」『宇宙科学研究所報告』第63号、宇宙科学研究所、1989年3月、1-48頁、ISSN 02852853、NAID 110000222514。
- ^ 萩原喜昭「Water Vapour Maser Emission in the Type 2 Seyfert Galaxy NGC 1068 / 2型セイファート銀河NGC 1068中の水蒸気メーザー」『東洋大学紀要. 自然科学篇』第60号、東洋大学自然科学研究室、2016年3月、67-75頁、ISSN 1346-8987、NAID 120005820156。
外部リンク
- 本田敏志, 定金晃三, 田鍋和仁「セイファート銀河NGC4151中心核の多色測光観測」『大阪教育大学紀要 3 自然科学・応用科学』第46巻第2号、大阪教育大学、1998年1月、219-229頁、ISSN 13457209、NAID 110000561420。
| 典拠管理データベース: 国立図書館 |
|---|
セイファート銀河
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/07/22 03:57 UTC 版)
「セイファート銀河」を参照 古くから知られている活動銀河。スペクトルの観察から、1型と2型に分類されていたが、これは降着円盤の更に外側にトーラス状に物質が取り囲んでいるとすれば、中心から発せられた輝線がこのトーラスで吸収・再放射されて変化しているとの説明ができ、1型と2型は単に観察側からのトーラスの向きの差異であると理解されるようになった。
※この「セイファート銀河」の解説は、「活動銀河」の解説の一部です。
「セイファート銀河」を含む「活動銀河」の記事については、「活動銀河」の概要を参照ください。
「セイファート銀河」の例文・使い方・用例・文例
固有名詞の分類
| 銀河 |
ライマンブレーク銀河 NGC 25 NGC 3 セイファート銀河 NGC 47 |
- セイファート銀河のページへのリンク
