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'''赤外線銀河'''（せきがいせんぎんが、LIRG<ref>1990年代までの文献では、LIGとしてあることも多い。</ref>: Luminous infraread garaxi）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 (天文学) |光度]]（luminosity）が太陽の10<sup>11</sup>倍（しばしば10<sup>11</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>と表記される<ref><math> _{\odot} </math>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3.83×10<sup>33</sup>erg・s<sup>-1</sup>（Sanders et al. 1996, p.753）としている。</ref>）以上のものを赤外線銀河<ref>ただし、マーフィは論文の中で、赤外線銀河を10<sup>11.3</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small><math><L_{ir}</math><10<sup>12.0</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>と定義している（ T. W. Murphy, et al. chapter 4.4）。</ref>といい、10<sup>12</sup>倍以上のものは特に[[超光度赤外線銀河|超高光度赤外線銀河]]（ULIRG:Ultra luminous infraread garaxi）と呼ばれる。10<sup>13</sup>倍以上のものをハイパー高光度赤外線銀河（HLIGR又はHyLIG）と呼ぶ<ref Name="Sanders753">Sanders et al. 1996, p.753</ref>。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。
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[[File:SEDApr220.png|right|thumb|360px|超高光度赤外線銀河 Arp220 のエネルギー分布]]
その名があらわすとおりに、赤外線で強く輝いていることが最大の特徴である。可視光で輝いている通常の銀河の場合は赤外線による発光は弱い。従来から可視光で観測されてきた天の川銀河近傍の天体で、10<sup>11</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>より大きい赤外線光度をもつものはまれである<ref Name="Sanders753"/>。以前から知られていた[[セイファート銀河]]や[[スターバースト銀河]]の中には赤外線でも強く輝いているものがあるが、それでも、可視光で輝いている銀河で、赤外線の光度が10<sup>11.5</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>より大きいものはほとんどない<ref>Sanders et al. 1996, p.754</ref>。波長ごとの[[放射流束]]（flux）を比較すると、全体の赤外線光度が大きくなるほどf<sub>60</sub>/f<sub>100</sub>（波長100μmの放射流束に対する波長60μmの放射流束の比）が大きく、f<sub>12</sub>/f<sub>25</sub>が小さくなる傾向がある<ref>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。</ref>。これらの波長ごとの比は、直感的に言えば発光源の色味を示す。また、波長の短いものの放射流束の率が高いということは、より暖かい色である（またはより"青い"）ことを示す。放射エネルギーの連続スペクトルグラフを描くと、100μmから60μmの付近にピークがある<ref>Sanders et al. 1996, p.757 Figuare 2</ref>。
赤外線による発光が比較的強い銀河のうち<ref>より具体的には、IRASが25μmと60μmで観測して、60μmの放射流速が25μmのものより大きいものについて調査した結果。</ref>、赤外線強度が10<sup>9</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>より小さい銀河はEまたはS0の形態つまり[[楕円銀河]]をであることが多く、10<sup>10</sup>-10<sup>11</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>の銀河は多くが[[渦巻銀河]]（SbやSc）である<ref>G. H. Rieke, M. J. Lebofsky "The luminosity function for field galaxies in the infrared" The astrophysical journal, Vol. 304, 1986, p.332</ref>。赤外線銀河、つまり10<sup>11</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>より赤外線強度が高いものについては、形態が確認できないほど遠方にあることも多いが、形態が確認できるものについては、複数の銀河が衝突(合体)しつつあるか、そうでなくても不規則な形態をもつものが多い。超高光度赤外線銀河については、そのほとんどには衝突との関連が認められる。衝突した銀河かどうかは、その可視光による形態から明らかなこともあるし、様々な波長域の観察により核が複数あることからも分かることもある。超高光度銀河について調査した結果によれば、核と核の距離は10キロパーセク以内にあることが多く、離れていても数10キロパーセク程度である<ref>Sanders et al.1996, p.760</ref>。
赤外線銀河の赤外線強度と可視光による銀河の分類を比べることのできるものについては、赤外線強度が強いグループになるほど、その中でのセイファート銀河の割合が増える。赤外線強度が10<sup>10</sup>-10<sup>11</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>の銀河のうち、セイファート銀河の占める割合は数パーセントだが、10<sup>12.3</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>より大きいものの中では、半数弱をセイファート銀河が占める。ライナー型銀河の割合は約3割で、赤外線強度との関係は見られない。残りはスターバースト銀河で、赤外線強度が強いものになるほど、その中で占める割合が少なくなっている<ref>Sanders et al. 1996, p.761</ref>。
{| class="wikitable" style="width:85%; text-align:center; margin:0 auto"
|+赤外線銀河の明るさと可視光による特徴の関係<ref>Sanders et al. 1996, p.773 Table 3 "IRAS galaxy properties versus <math> L_{ir} </math>"より抜粋</ref>
|-
| rowspan="2" colspan="2" |
| colspan="4" |赤外線での明るさ log(<math>L_{ir}</math> /<math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small> ）
|-
|10,5-10,99 ||11,0-11,49||11,5-11,99||12-12,50
|-
| colspan="2" |サンプル数||50||50||30||40
|-
| rowspan="3"|形態上の特徴
|合体||12%||32%||66%||95%
|-
|接近||21%||36%||14%||0%
|-
|単体（?）||67%||32%||20%||5%
|-
| colspan="2"|核同士の距離の平均（複数の核を持つ物のみ）(kpc)||36||27||6,4||1,2
|-
| rowspan="3" |スペクトル上の特徴
|セイファート||7%||10%||17%||34%
|-
|ライナー||28%||32%||34%||38%
|-
|スターバースト||65%||58%||49%||28%
|}
赤外線銀河は大量のガスを含む。中心部の水素分子密度が、天の川銀河のそれに比べて数十～数百倍ある<ref>Sanders et al. 1996, p.768</ref>。単純な円運動だけでなく、乱気流をなして激しく運動していることが観測される。 ミラベルらが遠赤外線<ref>ここでは波長40-500μmの領域のこと。</ref>の光度が 2×10<sup>10</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>より大きい銀河について調べた報告によれば、太陽質量の5×10<sup>8</sup>から 3×10<sup>10</sup>倍の質量の水素原子を含む。ただし、水素原子の量と遠赤外線光度の間に明確な関係はない<ref>I. F. Mirabel, D. B. Sanders "21 centimeter survey of luminous infrared galaxies" The astrophysical journal, Vol. 335, 1998, p.104</ref>。水素分子は単離水素より存在量が多く、1-30×10<sup>9</sup><math>M</math><small><math> _{\odot} </math></small><ref><math>M</math><small><math> _{\odot} </math></small>は太陽質量を意味する。</ref>ほど存在する。これは天の川銀河の7-20倍の量に当たる<ref>Sanders et al. 1996, p.767</ref>。また、その大量の分子ガスのために、新しい星が多く生まれている。天の川の銀河系では、1年間に太陽の質量1ヶ分程度の新しい星が生まれているのに対し<ref>[http://www.sci.nagoya-u.ac.jp/kouhou/03/p10_11.html 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]</ref>、例えば、典型的な超高光度銀河の周辺部では合計して太陽質量の10-20倍、中心部では太陽質量の50-80倍もの量の新しい星が生まれている<ref>Murphy et al. chapter 4.1</ref>。
宇宙には[[メーザー]]を発している天体がある。特に赤外線銀河の中には、天の川銀河内に見られるOHメーザー源（[[水酸基]]から放射されるメーザー）と比べて10<sup>6</sup>倍もの強さのOHメーザーを発しているものが知られている。このような強力なメーザー源はメガメーザーと呼ばれる。1982年、超高光度赤外線銀河のArp 220(IC4553)内にメガーザーが発見されて<ref>W. A. Baan, P. A. D. Wood, A. D. Haschick "Broad hydrosyl emission in IC4553" The Astrophysical Journal, Vol. 260, 1982, pp.49-52</ref>以来、多くのメガメーザーが見つけられている<ref>バーンは1993年に出版された書籍（ed.
AW Clegg, GE 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）</ref>。メガメーザーの多くは、赤外線光度が2×10<sup>11</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>より大きく、f<sub>60</sub>/f<sub>100</sub>が0.75-1.2の赤外線銀河に見つかっている<ref>I. F. Mirabel, D. B. Sandars "OH Megamasers in hight luminosity IRAS GALAXIES" The Astrophysical Journal Vol. 322, p.692</ref>。銀河の中では、星間ダストから放射される赤外線によって水酸基が励起され、そのエネルギーがメーザーとして放射されているものと考えられている<ref>W. A. Baan, A. D. Haschick "The peculiar galaxy IC 4553: VLA-A observations of the OH megamaser" The Astrophysical Journal Vol. 279, pp.541-549</ref>。
==研究の歴史==
[[File:Iras.jpg|right|thumb|175px|IRAS<br />アメリカ・オランダ・イギリスの共同プロジェクトによる赤外線観測衛星。多数の赤外線銀河を発見した。 ]]
[[File:Astro-f.jpg|right|thumb|175px|あかり（ASTRO-F）<br />日本の赤外線観測衛星]]
赤外線による天体の観測は、1800年に[[ウィリアム・ハーシェル]]が赤外線を発見<ref>国立天文台編『理科年表 第79冊 2006年』丸善、2005年、p.545</ref>したことに始まる。ハシェールは太陽光線の中に赤外線を発見したのである。しかし、感度の良い赤外線検出器がなかったため、しばらくの間は惑星や明るい恒星の赤外線を検出することにとどまっていた。しかし、1961年、[[フランク・J・ロー]]が従来の検出器より桁違いに感度の良いゲルマニウムボロメータを開発する。そして、その後さまざまな材料を利用した性能の良い検出器が開発された。1980年代になると、この検出器を並べて、観測結果を2次元イメージで記録することができるアレイ検出器が開発され、これは赤外線天文衛星にも搭載されるようになった。。1983年の[[IRAS]]では62個の検出素子を並べたアレイ検出器が用いられ<ref>[http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/irtech.html 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)</ref>、2006年の日本の赤外線天文衛星[[あかり (人工衛星)|あかり]]では、256×256および512×412のアレイ検出器が用いられている<ref>『［http://www.ir.isas.jaxa.jp/ASTRO-F/Outreach/souti.html ASTRO-Fの観測装置］』JAXAのウェブサイト（2011年1月25日閲覧）</ref>。
一方、赤外線で[[掃天観測]]する試みは1960年代半ばから行われ、[[ウィルソン山天文台]]で[[方鉛鉱]]を用いた赤外線検出器で全天の約75%の掃天を行ったのが始めである。この時、可視光線ではほとんど見えないが、赤外線で輝く比較的温度の低い恒星を数多く発見した。その後、様々な観測により、我々の銀河系を含む多くの銀河の中心、[[クェーサー]]や[[活動銀河]]が赤外線を強く発していることも発見された<ref>例えば、Low, J. & Kleinmann, D. E."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。</ref>。
地上の望遠鏡からの観測に加えて、弾道飛行をするロケット、気球、飛行機などによる高高度での赤外線による観測も行われた。地上からの観測をする場合、大気中の水蒸気が宇宙からの赤外線を吸収するし、大気自身も赤外線を発しているので、観測の邪魔になるからである。10μm付近の波長は大気を通過してくるのだが（[[大気の窓]]）、25μmから600μmの波長域は地上から観測できない<ref>G. H. Rieke et al, p.326</ref>。
さらに効果的な観測をするために、1970年代には地球周回軌道に赤外線観測機器を置くことが検討されるようになる。1983年にはアメリカ、オランダ、イギリスの共同計画としてIRASが打ち上げられ、1983年1月25日から11月22日まで<ref>http://www.spitzer.caltech.edu/images/2863-sig09-010-A-Quarter-Century-of-Infrared-Astronomy A Quarter Century of Infrared Astronomy</ref>の約10ヶ月<ref>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。</ref>の活動期間の間に赤外線銀河を含むさまざまな赤外線発生源を多数発見した。この観測結果のうち、赤外線銀河に関するものは、例えば、RGBSサンプル（THE IRAS REVISED BRIGHT GALAXY SAMPLE）としてまとめられている<ref Name="RGBS">RGBSサンプル</ref>。その後、1995年の[[赤外線宇宙天文台|ISO]]（[[欧州宇宙機関]]）などのさまざまな赤外線観測衛星が打ち上げられ、赤外線銀河についても観測が続けられている。日本でも2006年にあかり(ASTRO-F)を打ち上げ、2011年まで観測を行った。
赤外線の放射に特徴があるとはいえ、赤外線銀河の観測は赤外線のみならずさまざまな波長の電磁波をつかって行われている。例えば、[[スピッツァー宇宙望遠鏡]]に関連したプロジェクトとして、銀河近傍にある202のさまざまなタイプの赤外線銀河および超高光度赤外線銀河を選び、スピッツァー宇宙望遠鏡(赤外線)、[[チャンドラ (人工衛星)|チャンドラ ]](X線)、[[ハッブル宇宙望遠鏡]](可視光、赤外線、紫外線)、[[GALEX (人工衛星)|GALEX]](紫外線)、その他地上望遠鏡を使用した総合的な観測結果が集められ、[http://goals.ipac.caltech.edu GOALSサンプル]としてまとめられている。
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==赤外線発生のしくみ==
[[File:Galaxies AGN Inner-Structure-of.jpg|right|thumb|175px|活動銀河核（AGN）のイメージ]]
赤外線銀河の研究において最も重要なテーマは、赤外線のエネルギー源とそのエネルギーが赤外線として放射されるメカニズムを特定することである。観測される赤外線そのものは分子ガスや星間ダストから発せられていることは確かで、1970年代の初期には、すでに赤外線が星間ダストの熱放射であることが提唱されていた<ref>M. J. Rees, J. L. Silk, M. W. Werner, N. C. Wickramasinghe "Infrared Radiation from Dust in Seyfert Galaxies" Nature Vol. 223, Nature Publishing Group, 1969, p.37</ref>。問題は、何が分子ガスや星間ダストを暖めるエネルギーの元なのか、ということである。エネルギー源として考えられているものは2つあり、ひとつはスターバーストとよばれる新しい星の生成過程が盛んに進行している状態である。もうひとつは銀河の中心にある巨大ブラックホール（活動銀河核またはAGN）の働きによるものである。赤外線放射モデルを検討した結果によれば、100～200μmの放射は通常の星によって暖められたダストからの放射赤外線であり、赤外線銀河に放射エネルギー強度のピークが見られる60μm付近の放射は、スターバーストにより暖められたダストによるものである。セイファート銀河の高温部などにピークが観察される25μmあたりの放射は、活動銀河核（AGN）が直接ダストを暖めているものによると考えられている<ref>Sanders et al. 1996, p.758</ref>。
赤外線光度の低い赤外線銀河の場合は、おもに星生成（スターバースト）がおもな エネルギー源とされている<ref>今西、p.400</ref>。赤外線光度が大きくなるに従いAGNが存在する割合が大きくなり、超高光度赤外線銀河の場合にはAGNの寄与が大きいと考えられている。これは、多くの超高光度赤外線銀河の場合に、(1) 可視光でAGNの特徴が観測できる、(2) 赤外線放射が核に集中して温度も高い<ref>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）。</ref>、(3) 星生成過程だけでは放射エネルギーの強さを説明できない<ref>例えば、10<sup>12</sup/><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small> 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/<math>M</math><small><math>_{\odot} </math></small> /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）。</ref>、という理由による<ref>今西、p.400</ref>。
いずれの場合にしても、複数の銀河が接近し、衝突・合体する過程が赤外線の放射と関係していることは確からしい。銀河の分子ガスやダストは通常の状態では、安定した軌道を描いて運動しながら銀河内に分布している。そして、銀河同士が近づくと、その相互作用の影響で分子ガス・ダストがかき乱され、濃度の高いところが生じる。濃度の高い領域では多くの星が生成される。または、軌道を乱された分子ガス・ダストは角運動量を失い銀河の中心に落ち込んで行く。そのため、通常より多くの物質が流れ込むので、スターバーストにしろ、AGNにしろ、銀河中心付近でその活動がより盛んになる。このようにして発生したエネルギーで、銀河の分子ガス・ダストが暖められ、それが赤外線を再放射するのである。
===エネルギー源の特定===
星生成過程から発せられる光と、AGNから発せられる光では、発生の仕組みが違うので輝線強度比を観測すれば容易に区別できる。しかし、これはAGNからの可視光線が直接観測できればそこにAGNが存在することがわかるというだけで、可視光線による分光観測でAGNの特徴が見られないからといって、そこにAGNが無いとは限らない。AGNがダストに埋もれていればAGNからの可視光線が観測できないので、AGNの特徴を示さないからである。特にULIRGの場合はエネルギー源と目される核が大きく、しかもダストに隠されていることが多いので、そこで何が起こっているか特定するのは難しい。しかし、対象の赤外線銀河のエネルギー源は、放射されている赤外線のスペクトルや他の波長域の電磁波のスペクトルを調べることによって推測することができる。例えば、次のような方法がある<ref>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。</ref>。
それは星間に存在するPAH（[[芳香族炭化水素]]）からの放射を利用する方法である。通常の星生成領域では、星からの紫外線によりPAHが励起され、いくつかの特定の波長の赤外線を放射する。その中でも、特に波長3.3μmの赤外線は星間ダストの中をよく通過するので、この波長を観測することにより星の生成が起こっているらしいことが分かる。一方でAGNの場合、そこでは紫外線も放射されているが、強力なX線も放射されているので、X線によりPAHが破壊されてしまう。AGNから離れたところではＸ線が到達しないが、その領域では紫外線も到達ないためPAHが励起しない。つまりAGNの周りではPAHが励起する機会が無く、そのため特定の赤外線を放射してない。波長3.3μmで観測した場合、この波長でピークが観察できれば、それは星生成が行われていることが推測され、このピークがなければAGNがエネルギー源となっていることが推測される。
ただし、例えば、シリケイト系星間ダストは波長9.7μmをよく吸収するが、この吸収が顕著に現れた場合、波長3.3μｍあたりの部分が取り残されてピークのように見える場合がある。このようになると、星生成が起こっているのか、AGNが活動しているか紛らわしい。このような場合もあるので、波長3.3μｍの観測によるだけで確実に決定できるわけではない。赤外線の他の波長域、あるいはX線や電波など、他の波長域の観測結果も合わせて検証される。
==宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河==
[[File:Universe expansion.png|right|thumb|157px|宇宙の発達のイメージ<br />赤外線銀河は銀河や星の生成・発達に関係があるらしい。]]
マーフィらの結論<ref Name="Murphy4-3"> T. W. Murphy, et al. chapter 4.3</ref>によれば、複数の銀河の衝突・一体化が進む課程のなかで 、銀河の光度は一定でない。衝突初期の段階と一体化の末期の段階で明るく輝き、超高光度赤外線銀河の光度に達する。しかし、その間の長い期間では比較的光度が低く、赤外線銀河の光度で輝く。一体化の最初の段階では、おそらくディスクの内側部分のガスが銀河の中心に落ち込み、強く輝くのである。銀河中心の活動が盛んになると、外側への圧力が強まり、銀河中心へのガスの供給が止まる。その後、一体化が十分進んだ後、残ったガスの量が十分であるか、または随伴銀河が飲み込まれることで、再度銀河中心へのガスの供給が始まり、超高光度赤外線銀河として輝くことになるのである<ref Name="Murphy4-3"/>。
超高光度赤外線銀河は、その後[[楕円銀河]]に発達するといわれている。これは、楕円銀河もやはり銀河同士の衝突・一体化によっ形成されたということが考えられている<ref>A. Toomre 'The Evolution of Galaxies and Stellar Populations' Beatrice M. Tinsley (ed.), Richard B. Larson (ed.) , Yale University Observatory, 1977, p.401</ref>からである。超高光度赤外線銀河と楕円銀河を比較すると、楕円銀河の中でも、中型サイズで回転している（小さな核をもち、扁平な形状のもの）種類の楕円銀河とよく似た特徴を持つ。そのため、超高光度赤外線銀河はこの種類の楕円銀河へ発達していくと考えられる<ref>R. GENZEL, L. J. TACCONI, D. RIGOPOULOU, D. LUTZ, AND M. TECZA "ULTRALUMINOUS INFRARED MERGERS: ELLIPTICAL GALAXIES IN FORMATION?" THE ASTROPHYSICAL 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。</ref>。あるいは超高光度赤外線銀河は、その後クエーサーに発達するとも言われている<ref>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.</ref>。超高光度赤外線銀河の中にしばしば見つかるAGNの中には、クエーサーに匹敵するエネルギーを発しているものがある。例えば内部からの放射の圧力や、超新星風で銀河の周辺のガスやダストが吹き飛ばされると、それがクエーサーとして観察されるのかもしれない、という推定が根拠になっている。しかし、クエーサーと超高光度赤外線銀河を比較すると超高光度赤外線銀河はサイズが小さく、銀河内の物質の速度分布が異なり、超高光度赤外線銀が発達してもクエーサーにはなりそうにはなく、むしろ超高光度赤外線銀河は硬X線銀河や、X線を発する[[ハッブル分類#ハッブルの音叉図|早期型銀河]]<ref>"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。</ref>に似た特徴を持っている<ref>L. J. Tacconi, R. Genzel, D. Lutz, D. Rigopoulou, A. J. Baker, C. Iserlohe, and M. Tecza "ULTRALUMINOUS INFRARED GALAXIES: QSOs IN FORMATION?"The Astrophysical Journal, Vol. 580, 2002, pp. 73-83</ref>。
遠方の赤外線銀河を観測することで、昔の宇宙の状態を推し量ることができる。昔の宇宙では星の生成がいまより盛んだったらしい。エルバスらの研究によれば、[[赤方偏移]]の量でz≈1(約76億年前の宇宙に当たる<ref name= VelueZ>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。</ref>)あたりでは、銀河からの赤外線放射のうち、波長15μmのところで赤外線銀河・超高光度赤外線銀河の寄与は60%であり、またAGNの寄与は17%程度である<ref name="Elbaz2002">D. Elbaz et al. "The bulk of the cosmic infrared background resolved by ISOCAM" Astronomy and astrophysics, Vol. 384, 2002, pp.848-865.</ref>。当時は、現在の宇宙において赤外線銀河が発する赤外線の密度の40倍以上の密度で赤外線が発せられており、また、新しい星も100/<math>M</math><small><math>_{\odot} </math></small> /年程度の割合で生まれていたらしい<ref name ="Elbaz2002"/>。z≈2(約100億年前の宇宙<ref name = VelueZ/>)より大きい範囲でも同様に、星生成が盛んに行われていたらしい<ref>L. S. C. Chapman et al. "A redshift survey of the submillimeter galaxy population" The astrophysical journal, Vol. 622, 2005, pp.772-796.</ref>。
==主な赤外線銀河==
* Arp 220
[[File:Hubble Interacting Galaxy Arp 220 (2008-04-24).jpg|thumb|175px|Apr220]]
:天文学者[[ホハルトン・アープ]]が1966年に発表した特異銀河のカタログ『Atlas of Peculiar Galaxies』の220番目の銀河である。IRAS以前にも、電波を比較的強く発していることか知られていた。しかし、IRASの観測で赤外線を非常に強く放射していることが分かり<ref>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.</ref>、注目されるようになった。可視光ではかすかに二重の渦巻きのようなものが観測されることに加え、さまざまな波長により観察されるその形態や2つの核から、2つの銀河が合体しつつある状態と考えられている<ref>[http://www.isas.jaxa.jp/j/column/famous/08.shtml 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]</ref>。銀河系に最も近い超高光度赤外線銀河で（z=0.018、77 Mpc)、光度の95%以上を赤外線で放射しており、その明るさは太陽の約1.3×10<sup>12</sup>倍。また、X線による観測結果から、Arp 220は活動銀河核を持っており、放射される赤外線の大きな部分が活動銀河核からのエネルギーに由来していると言われる<ref>例えば、[http://www.astro.sunysb.edu/aevans/journals/Iwasawa2005MNRAS357.565.pdf 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。</ref>。
{{-}}
* VV340
[[File:Hubble Interacting Galaxy UGC 9618 (2008-04-24).jpg|thumb|175px|VV340]]
:2つの渦巻銀河のペア（以下、VV340N-横を向いている方、VV340S-渦巻きが見える方、と記す）で、互いに接近しつつある段階にある。赤外線光度は10<sup>11.67</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small><ref Name="RGBS"/>。ただし、VV340S単独の赤外線光度は10<sup>10.71</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>で、こちらは赤外線銀河の分類には入らない。紫外線の観測から、VV340全体としてスターバースト銀河の特徴を備えているが、生まれつつある星の集団の9割以上はVV340Nに見つかる。また、VV340Nは厚いダストに覆われているため紫外線による発光は弱い。X線による観測から、どちらの銀河も2つの核を持っており、特にVV340Nには活動銀河核があることが分かっている。つまり、VV340の２つの銀河はどちらも合体がすすんでいる銀河であるが、合体の結果が違う様子を見せ、それらの合体銀河同士がさらに合体しつつある状態にあるのである<ref>L. Armus, et al. Ch.6</ref>。
{{-}}
* NGC 4418
[[File:NGC 4418.jpg|thumb|175px|NGC 4418]]
:9.7μｍのシリケイトの吸収が強く出ていることでよく知られている<ref>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。</ref>。赤外線光度は10<sup>11.08</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small><ref Name="RGBS"/>。セイファート銀河に似たスペクトルを持っている。ガスやダストで深く覆われており、PAHの輝線がはっきり確認されていない<ref Name="Evans2003">A. S. Evanse, et al. ""Compct nucleus of the deep silicate absorption galaxy NGC 4418" The astronomical Journal, Vol. 125, 2003, pp. 2341-2347</ref>。また、近赤外線で観測しても、生まれつつある星のクラスターを観測することができず、AGNを特徴づける小さな核も観察できないので、発光のエネルギー源が特定できない<ref Name="Evans2003"/>。中・遠赤外線は差し渡し80パーセクより小さい範囲から発せられている<ref Name="Evans2003"/>。
{{-}}
<gallery caption="ギャラリー・赤外線銀河"
File:Hubble Interacting Galaxy NGC 6240 (2008-04-24).jpg|NGC 6240 （10<sup>11.85</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:NGC1068-hst-R658GB814.jpg|NGC1068（10<sup>11.27</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy UGC 8058 (2008-04-24).jpg|Mrk 231（10<sup>12,51</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy IC 883 (2008-04-24).jpg|Apr 193(10<sup>11,67</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy NGC 6621 (2008-04-24).jpg|NGC 6621(10<sup>11,23</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy UGC 4881 (2008-04-24).jpg}UCG 4881(10<sup>11,69</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy Arp 148 (2008-04-24).jpg|Arp 148(10<sup>11,61</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy NGC 1614 (2008-04-24).jpg|NGC 1614(10<sup>11,60</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy NGC 5257 (2008-04-24).jpg|NGC 5257/58(10<sup>11,55</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy Arp 256 (2008-04-24).jpg|Arp 256(10<sup>11,41</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
File:Hubble Interacting Galaxy NGC 3690 (2008-04-24).jpg|NGC 3690(10<sup>11,88</sup><math>L</math><small><math>_{\odot} </math></small>）
</gallery>
<small>（）内は赤外線光度を表す。数値はRGBSカタログによる<ref Name="RGBS"/>。</small>
==注釈==
{{reflist|2}}
==参考文献==
* L. Armus, et al. "GOALS: THE GREAT OBSERVATORIES ALL-SKY LIRG SURVEY" Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Volume 121, Issue 880, Jun 2009, pp. 559-576
*今西昌俊 「 [http://www.asj.or.jp/geppou/contents/geppou_vol098_p399.pdf 超高光度赤外線銀河のエネルギー源]」『天文月報』98巻6号、日本天文学会、1995年6月、pp.399-408
* [http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/ir_tutorial/ COOL COSMOS] - NASAの赤外線観測部門(IPAC)による一般向けの教育・啓蒙サイト。
** 特に[http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/ir_tutorial/hist_index.html COOL COSMOS - Background and Technology](2010年9月10日閲覧)
* [http://www.naoj.org/Pressrelease/2006/02/15/j_index.html 観測成果 - 塵に埋もれた超巨大ブラックホールたち - すばる望遠鏡] (2006年2月15日付、2010年4月9日閲覧
* T. W. Murphy, et al. "Age Dating Ultraluminous Infrared Galaxies along the Merger Sequence" The Astrophysical Journal, Volume 559, Number 1, 2001
* D. B. Sanders, I. F. Mirabel "LUMINOUS INFRARED GALAXIES" Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 34, 1996, pp. 749–92
* RGBSサンプル - D. B. Sanders, J. M. Mazzarella, D. C. Kim, J. A. Surace, B. T. Soifer "THE IRAS REVISED BRIGHT GALAXY SAMPLE" The Astronomical Journal Vol. 126, pp. 1607 - 1664, 2003.
==関連項目==
* [[超光度赤外線銀河|超高光度赤外線銀河]]
== 外部リンク ==
* [http://www.spacedaily.com/reports/How_To_Bake_A_Galaxy.html How To Bake A Galaxy] (SpaceDaily) Jun 19, 2006 (英語)
* [http://goals.ipac.caltech.edu The Great Observatory All-sky LIRG Survey (英語)]
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