アクティブ銀河核とは何ですか？

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1970年代に、天文学者は天の川銀河の中心にあるコンパクトな電波源に気づき、これを射手座Aと名付けました。超大質量ブラックホール（SMBH）。それ以来、天文学者たちは宇宙にあるすべての大きな銀河の中心にあるSMBHを理論化するようになりました。

ほとんどの場合、これらのブラックホールは静かで目に見えないため、直接観測することはできません。しかし、物質が巨大な浮き沈みに落ちている間、それらは放射線で燃え上がり、他の銀河よりも多くの光を放出します。これらの明るい中心はアクティブ銀河核として知られているものであり、SMBHの存在の最も強力な証拠です。

説明：

アクティブ銀河核（AGN）から観測された光度の巨大なバーストは、超大質量ブラックホール自体によるものではないことに注意してください。しばらくの間、科学者たちは、光さえもブラックホールのイベントホライズンから逃れることはできないことを理解してきました。

代わりに、ラジオ、マイクロ波、赤外線、光、紫外（UV）、X線、およびガンマ線の波長帯での放射を含む大量の放射線バーストが、黒を囲む冷たい物質（ガスとダスト）から発生しています穴。これらは、超巨大ブラックホールを周回する降着円盤を形成し、徐々にそれらに物質を供給します。

この領域の信じられないほどの重力は、何百万度のケルビンに達するまでディスクの材料を圧縮します。これにより明るい放射が生成され、光学UV波長帯でピークとなる電磁エネルギーが生成されます。高温の物質のコロナも降着円盤の上に形成され、X線エネルギーまで光子を散乱させることができます。

AGNの放射の大部分は、降着円盤の近くの星間ガスや塵によって遮られる可能性がありますが、これはおそらく赤外波長帯で再放射されます。そのため、電磁スペクトルの大部分（すべてではないにしても）は、SMBHと冷たい物質の相互作用によって生成されます。

超大質量ブラックホールの回転磁場と降着円盤の間の相互作用は、ブラックホールの上下にある物質を相対論的な速度（つまり、光速のかなりの割合）で発射する強力な磁気ジェットも生成します。これらのジェットは数十万光年に及ぶ可能性があり、観測された放射線の2番目の潜在的な発生源です。

AGNのタイプ：

通常、科学者はAGNを2つのカテゴリに分類します。これらは、「静音」および「拡声」核と呼ばれます。無線ラウドカテゴリは、降着円盤とジェットの両方によって生成される無線放射を持つAGNに対応します。無線静穏AGNは、ジェットまたはジェット関連の放出が無視できるという点でより単純です。

カールセイファートは1943年にAGNの最初のクラスを発見しました。「セイファート銀河」は、その輝線で知られている一種の電波のないAGNであり、それらに基づいて2つのカテゴリに細分されます。タイプ1のセイファート銀河には、光学放射線が狭くて広くなっています。これは、高密度ガスの雲の存在と、核の近くの1000〜5000 km / sのガス速度の存在を意味します。

対照的に、タイプ2セイファートのエミッションラインは狭いだけです。これらの細い線は、核からの距離が遠い低密度のガス雲と、約500〜1000 km / sのガス速度が原因です。 Seyfertsと同様に、他のサブクラスの電波が静かな銀河には、電波が静かなクエーサーやライナーが含まれます。

低電離核放出線領域銀河（LINER）は、非常に強い低電離線（名前が示すとおり）を除いて、セイファート2銀河と非常に似ています。それらは現存する最低の光度のAGNであり、それらが実際に超大質量ブラックホールへの降着によって供給されているのかとしばしば疑問に思っています。

電波の大きい銀河は、電波銀河、クエーサー、ブレザーなどのカテゴリに分類することもできます。名前が示すように、電波銀河は、電波の強い放射体である楕円銀河です。クエーサーは最も明るいタイプのAGNであり、セイファートに似たスペクトルを持っています。

ただし、それらの恒星吸収機能は弱いか存在しない（つまり、ガスの点で密度が低い可能性が高い）点と、セイファートで見られる広い線よりも狭い輝線が弱い点で異なります。ブレイザーは、ラジオソースであるAGNの非常に可変的なクラスですが、スペクトルに輝線を表示しません。

検出：

歴史的に言えば、銀河の中心部には、AGNとして識別されることを可能にする多くの特徴が観察されています。たとえば、降着円盤を直接見ることができるときはいつでも、核光放射を見ることができます。降着円盤が原子核の近くのガスや塵によって覆い隠されているときはいつでも、AGNはその赤外線放射によって検出できます。

次に、さまざまなタイプのAGNに関連付けられている広くて狭い光輝線があります。前者の場合、それらは冷たい物質がブラックホールに近づくたびに生成され、放出物質がブラックホールの周りを高速で回転する結果です（放出された光子のドップラーシフトの範囲を引き起こします）。前者の場合、より遠い冷たい材料が原因で、輝線が狭くなります。

次に、電波連続体とX線連続体の放出があります。電波放射は常にジェットの結果ですが、X線放射はジェットまたは電磁放射が散乱する高温のコロナから発生する可能性があります。最後に、X線の放出があります。これは、X線が核と核の間にある冷たい重い物質を照らすときに発生します。

これらの兆候は、単独でまたは組み合わせて、天文学者が銀河の中心で多数の検出を行うようにし、そこにさまざまなタイプの活動している核を識別するようにしました。

天の川銀河：

天の川の場合、進行中の観測により、Sagitarrius Aに付着した物質の量は、非アクティブな銀河核と一致していることが明らかになりました。過去には活動的な核があったと理論づけられてきましたが、その後、無線静穏期に移行しました。ただし、数百万（または10億）年後に再びアクティブになる可能性があることも理論化されています。

アンドロメダ銀河が数十億年で私たちの銀河と融合するとき、その中心にある超大質量ブラックホールは私たちのものと融合し、はるかに大規模で強力なものを生み出します。この時点で、結果として得られる銀河の核–ミルクドロメダ（アンドリルキー）銀河でしょうか？ –それがアクティブになるのに十分な材料があることは確かです。

アクティブな銀河核の発見により、天文学者はいくつかの異なるクラスの銀河をグループ化することができました。また、天文学者は銀河のサイズがその核心の振る舞いによってどのように識別できるかを理解することができます。そして最後に、それは天文学者が過去にどの銀河が合併を経験したか、そしていつか私たち自身のために何が来るかを理解するのにも役立ちました。

私たちはスペースマガジンに銀河に関する多くの記事を書きました。超大質量ブラックホールのエンジンに燃料を供給するものは何か、天の川はブラックホールになる可能性があるのか、超大質量ブラックホールとは何か、超大質量ブラックホールをオンにする、超大質量ブラックホールが衝突したときに何が起こるか？

詳細については、銀河に関するハッブルサイトのニュースリリースと、NASAの銀河に関するサイエンスページをご覧ください。

天文学キャストは銀河核と超大質量ブラックホールについてのエピソードも持っています。これがエピソード97：銀河とエピソード213：超巨大ブラックホールです。

ソース：