「赤外線銀河」の版間の差分

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[[File:NGC 1365 ESO.jpg|right|thumb|175px|NGC 1365<br />赤外線光度 10<sup>11.0</sup><math>L</math><small><math> _{\odot} </math></small>の赤外線銀河]]
 
'''赤外線銀河'''<ref name="daijiten"/>(せきがいせんぎんが、infrared galaxy<ref name="daijiten"/>)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[[高光度赤外線銀河]]<ref name="MAS"/>(LIRG<ref name="MAS"/>)<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[[超高光度赤外線銀河]]<ref name="MAS"/>(ULIRG<ref name="MAS"/>、ultra luminous infrared galaxy<ref name="MAS"/>)と呼ばれる。10<sup>13</sup>倍以上のものをHLIGR又はHyLIGと呼ぶ<ref Namename="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。
 
==特徴==
[[File:SEDApr220.png|right|thumb|360px|超高光度赤外線銀河 Arp220 の放射エネルギー分布]]
 
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 Namename="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。実際に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の放射流束が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]]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> )
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か月<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 Namename="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。
==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 Namename="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 Namename="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 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。</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。そのため、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 "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。</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
<math>\approx</math>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<math>\approx</math>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==
* 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 Namename="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 Namename="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 Namename="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 Namename="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 Namename="Evans2003"/>。
{{-}}
 
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 Namename="RGBS"/>。</small>
 
==注釈==
{{reflistReflist|refs=
<ref name="daijiten">{{Cite book|和書
|author =
== 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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