赤外線銀河とは - わかりやすく解説 Weblio辞書

赤外線銀河

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/05 00:56 UTC 版)

赤外線銀河^[1]（せきがいせんぎんが、infrared galaxy^[1]）とは、銀河の内部からのエネルギーにより銀河の星間ガスや塵が暖められ、それが赤外線を強く再放射している銀河である。エネルギーのほとんどを赤外線で放射しており、赤外線（8-1000μm）の光度（luminosity）が太陽の10¹¹倍（しばしば10¹¹ $L$ $_{\odot }$ と表記される^[2]）以上のものを高光度赤外線銀河^[3](LIRG^[3])^[4]といい、10¹²倍以上のものは特に超高光度赤外線銀河^[3]（ULIRG^[3]、ultra luminous infrared galaxy^[3]）と呼ばれる。10¹³倍以上のものをHLIGR又はHyLIGと呼ぶ^[5]。赤外線銀河は星や銀河の生成・発達と密接に関係があると考えられている。

注釈

^ ^a ^b 『天文学大事典』地人書館、初版第1版、370頁。ISBN 978-4-8052-0787-1。
^ $_{\odot }$ は何かの量が太陽を基準にあらわした量であることを示す。太陽の輻射量は3.83×10³³erg・s^-1（Sanders et al. 1996, p.753）としている。
^ ^a ^b ^c ^d ^e 『シリーズ現代の天文学別巻天文学辞典』日本評論社、第I版第I刷、263頁。ISBN 978-4535607385。
^ ただし、マーフィは論文の中で、赤外線銀河を10^11.3 $L$ $_{\odot }$ $<L_{ir}$ <10^12.0 $L$ $_{\odot }$ と定義している（ T. W. Murphy, et al. chapter 4.4）。
^ ^a ^b Sanders et al. 1996, p.753
^ Sanders et al. 1996, p.754
^ Sanders et al. 1996, pp.757-758。この部分はIRASの観測結果を元にした記述である。IRASが12μm、25μm、60μm、100μmの波長で観測したので、IRASの観測結果の分析はこの4つの波長で行われる。
^ Sanders et al. 1996, p.757 Figuare 2
^ より具体的には、IRASが25μmと60μmで観測して、60μmの放射流束が25μmのものより大きいものについて調査した結果。
^ G. H. Rieke, M. J. Lebofsky "The luminosity function for field galaxies in the infrared" The astrophysical journal, Vol. 304, 1986, p.332
^ Sanders et al.1996, p.760
^ Sanders et al. 1996, p.761
^ Sanders et al. 1996, p.773 Table 3 "IRAS galaxy properties versus $L_{ir}$ "より抜粋
^ Sanders et al. 1996, p.768
^ ここでは波長40-500μmの領域のこと。
^ I. F. Mirabel, D. B. Sanders "21 centimeter survey of luminous infrared galaxies" The astrophysical journal, Vol. 335, 1998, p.104
^ $M$ $_{\odot }$ は太陽質量を意味する。
^ Sanders et al. 1996, p.767
^ 芝井広『銀河誕生の謎に迫る』名古屋大学理学部・理学研究科広報誌 03, 2002年, pp.10-11
^ Murphy et al. chapter 4.1
^ W. A. Baan, P. A. D. Wood, A. D. Haschick "Broad hydrosyl emission in IC4553" The Astrophysical Journal, Vol. 260, 1982, pp.49-52
^ バーンは1993年に出版された書籍（ed. A. W. Clegg, G. E. Nedoluha 'In Astrophysical Masers' Springer Verlag, 1993, New York p. 73）の中で、約50のメガメーザーを挙げている（Sanders et al. 1996, p.769）
^ I. F. Mirabel, D. B. Sandars "OH Megamasers in high luminosity IRAS GALAXIES" The Astrophysical Journal Vol. 322, 1987, p.692
^ W. A. Baan, A. D. Haschick "The peculiar galaxy IC 4553: VLA-A observations of the OH megamaser" The Astrophysical Journal Vol. 279, 1984, pp.541-549
^ 国立天文台編『理科年表第79冊 2006年』丸善、2005年、p.545
^ NASAのInfrared Processing and Analysis Center (IPAC)のページ(2003年2月5日更新-2010年11月15日閲覧)
^ 『ASTRO-Fの観測装置』JAXAのウェブサイト（2011年1月25日閲覧）
^ 例えば、J. Low, D. E. Kleinmann "Proceedings of the Conference on Seyfert Galaxies and Related Objects: 17 Infrared Observations of Seyfert Galaxies, Quasistellar Sources, and Planetary Nebulae" Astronomical Journal, Vol. 73, 1968, p. 868 を参照。
^ G. H. Rieke et al, p.326
^ A Quarter Century of Infrared Astronomy
^ 観測機器を液体ヘリウムで冷却しているので、液体ヘリウムがなくなるとそれで観測を終える。
^ ^a ^b ^c ^d RGBSサンプル
^ M. J. Rees, J. L. Silk, M. W. Werner, N. C. Wickramasinghe "Infrared Radiation from Dust in Seyfert Galaxies" Nature Vol. 223, 1969, p.37
^ Sanders et al. 1996, p.758
^ 今西、p.400
^ マーフィらは4つの超高光度赤外線銀河を観測し、何キロパーセクにも広がった星生成による赤外線放射源と、その広がった放射の合計と同じかそれより強く赤外線を放射する小さな放射源を持っていると報告している（Murfy at el, chapter 4.1）。
^ 例えば、10¹² $L$ $_{\odot }$ の赤外線強度を得るためには、仮定の置き方にもよるが、概ね200/ $M$ $_{\odot }$ /年の星生成（スターバースト）が必要になる。しかし、実際には超高光度赤外線銀河の中心部でも星生成の量はずっと少ない（Murfy at el, chapter 4.1）。
^ 今西、p.400
^ 今西、pp.401-403。従来の方法として以下に述べる方法・問題点を述べている。
^ ^a ^b T. W. Murphy, et al. chapter 4.3
^ A. Toomre 'The Evolution of Galaxies and Stellar Populations' Beatrice M. Tinsley (ed.), Richard B. Larson (ed.) , Yale University Observatory, 1977, p.401
^ R. Genzel, L. J. Tacconi, D. Rigopoulou, D. Lutz, AND M. Tecza "Ultraluminous infraread mergers: Elliptical galaxies in formation?" The Astrophosical Journal, Vol 563, 2001, pp. 527 - 545. 銀河内の物質の速度分布、有効半径、光度の3つの観点から超高光度赤外線銀河と楕円銀河を比較した。
^ D. B. Sanders, B. T. Soifer, J. H. Elias, B. F. Madore, K. Matthews, G. Neugebauer and N. Z. Scoville "Ulteraluminous infrared galaxies and the origin of quasers" The Astrophosical Journal, Vol. 325, 1988, pp. 74 - 91.
^ "発達初期の銀河には腕（渦巻き）がなく、腕は後から発達した"という説の名残で、楕円銀河などの腕のない銀河を早期型と呼ぶ。
^ L. J. Tacconi, R. Genzel, D. Lutz, D. Rigopoulou, A. J. Baker, C. Iserlohe, and M. Tecza "Ultralumious infraread galaxies: QSOs in formation"The Astrophysical Journal, Vol. 580, 2002, pp. 73-83. Genzel et al. 2001. と同じ手法で超高光度赤外線銀河とクエーサーを比較した。
^ ^a ^b 谷口義明、岡村定矩、祖父江義明編『シリーズ現代の天文学第4巻銀河I-銀河と宇宙の階層構造』日本評論社、2007年、pp.150-151 に掲載されている表により換算した。
^ ^a ^b D. Elbaz et al. "The bulk of the cosmic infrared background resolved by ISOCAM" Astronomy and astrophysics, Vol. 384, 2002, pp.848-865.
^ L. S. C. Chapman et al. "A redshift survey of the submillimeter galaxy population" The astrophysical journal, Vol. 622, 2005, pp.772-796.
^ B. T. Soifer, George Helou, Carol J. Lonsdale, G. Neugebauer, P. Hacking, J. R. Houck, F. J. Low, W. Rice, and M. Rowan-Robinson, "Ther remarkable infrared galaxy APR220 = IC4553" The astrophysical Journal, Vol. 283, 1984, pp. L1-L4.
^ 中川貴雄「ISASコラム宇宙の○人 - 宇宙の道楽息子 Arp 220」『ISASニュース』No.292、宇宙科学研究所、2005年7月
^ Y. Taniguchi, K. Matsubayashi, M. Kajisawa, Y. Shioya, Y. Ohyama, T. Nagao, Y. Ideue, T. Murayama, J. Koda, "POST-STARBURST TIDAL TAILS IN THE ARCHETYPICAL ULTRA LUMINOUS INFRARED GALAXY Arp 220", The astrophysical Journal, Vol.753, 2012。（当該論文の日本語による解説）
^ 例えば、K. Iwasawa, D. B. Sanders, A. S. Evans, N. Trentham, G. Miniutti and H. W. W. Spoon "Fe K emission in the ultraluminous infrared galaxy Arp 220" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2005, pp.565-571を参照。
^ L. Armus, et al. Ch.6
^ 報告をしたのは、Roche, et al. "NGC 4418 - A very extinguished galaxy" Monthly Notice, Vol. 218, Royal Astronomical Society, 1986, pp.19-23。"よく知られている"と評価しているのは、例えば、H. W. W. Spoon, et al. "The obscured mid-infrared continuum of NGC 4418: A dust - and ice enshrouded AGN" Astronomy & Astrophysics, Vol. 365, 2001, p. L353。
^ ^a ^b ^c A. S. Evanse, et al. "Compct nucleus of the deep silicate absorption galaxy NGC 4418" The astronomical Journal, Vol. 125, 2003, pp. 2341-2347