活動銀河核（AGN）とは？定義・特徴・相対論的ジェットと観測

活動銀河核（AGN）の定義・特徴、相対論的ジェットの仕組みと観測手法を図解でわかりやすく解説。最新研究や観測例も紹介。

活動銀河核（AGN）は、銀河の中心にあるコンパクトな領域です。銀河の中心部にある活動銀河核は、電磁スペクトルの中で巨大な輝度を放っています。活動銀河核からの放射は、銀河の中心にある超巨大ブラックホールの引力によって引きずり込まれた質量が原因であると考えられています。

この電磁波は、ラジオ、マイクロ波、赤外線、光学、紫外線、X線、ガンマ線の各波長帯で観測されています。

AGNが存在する銀河は、活動銀河と呼ばれています。AGNは、宇宙で最も明るく、持続的な電磁放射源です。遠くにある天体を発見するために利用することができます。宇宙に関するすべての理論は、AGNを考慮しなければなりません。AGNは宇宙に関する基本的な事実の一つである。

いわゆる相対論的ジェットは、電波銀河やクェーサーなどのAGNから発生する非常に強力なプラズマのジェットです。その長さは数千光年から数十万光年にも及びます。

AGNのエネルギー源と基本構造

AGNが放つ膨大なエネルギーの源は、中心にある超巨大ブラックホール（質量は典型的に10⁶〜10¹⁰太陽質量）に降着する物質の運動エネルギーと重力ポテンシャルエネルギーです。降着円盤（アクリションディスク）で物質が落ち込む際に摩擦や磁場で加熱され、多波長の光を放出します。黒体に近いスペクトルを示す温度の高い部分は紫外〜軟X線を作り、周囲のコロナやジェットが硬X線・ガンマ線を作ります。

AGNの代表的な構成要素：

• 超巨大ブラックホール：重力の中心。
• 降着円盤：光学〜紫外、軟X線を放射する主要部位。
• コロナ：高温電子で構成され、ハードX線を生成。
• 広域線領域（BLR）：ブラックホール近傍、数日〜数年スケールで変化する幅の広い輝線を出すガス。
• 狭域線領域（NLR）：BLRより外側にある低速度のガスが放つ幅の狭い輝線。
• 塵のトーラス：赤外線を放射し、観測方向によって中心部を遮蔽する。
• 相対論的ジェット：一部のAGNから極方向に噴出する高速プラズマ流。

観測上の特徴（波長・時間スケール）

• マルチ波長観測が必須：AGNはラジオからガンマ線まで広範に放射するため、全波長での観測が重要です。
• スペクトル特徴：連続スペクトル（ビッグブルーバンプ＝降着円盤）と、幅の広い/狭い輝線（BLR/NLR）が同居します。
• 変光性：内側ほど短い時間スケールで変化し、数時間〜数十年の変動が観測されます。変光性から領域のサイズや物理過程が推定できます。
• 極化：光や電波の偏光観測は磁場構造やジェットの性質を知る手段です。
• 超光速運動：ジェット中の締め切り効果と投影効果により見かけ上の超光速運動がVLBIで観測されます。

AGNの分類と統一モデル

伝統的な分類には、

• セイファート銀河（Seyfert）：活動的な近傍銀河。1型（広線あり）と2型（広線が弱い・隠蔽）に分かれる。
• クェーサー（Quasar）：非常に明るく遠方に見えるAGN。光度が高く銀河光を凌ぐ。
• 電波銀河（Radio galaxy）：強い電波ジェット・古典的ラジオ構造を持つ。
• ブレザー（Blazar）：ジェットがほぼ観測方向に向いているため、強い変光と高エネルギー放射を示す（BL Lac型・FSRQ型）。
• LINER：低輝度活動核、異なる励起機構が議論される。

統一モデルでは、観測される違いの多くは角度（観測方向）やトーラスによる遮蔽、及び降着率（Eddington比）やジェットの有無によると説明されます。

相対論的ジェットの物理と観測

AGNジェットは磁場でコロナや円盤からコロナにより加速・コリメートされると考えられます。ジェットの特徴：

• 流速はライトホールに近い相対論的速度（ローレンツ因子Γは数〜数十）をとることがあり、これが強いビーミング効果と見かけの明るさ増加をもたらします。
• 放射機構は主にシンクロトロン放射（無線〜光）と逆コンプトン散乱（X線〜ガンマ線）。ホットスポットやラボスフェア（ローブ）は長距離にわたる電波構造を形成します。
• 組成（電子・陽電子対か、電子・陽子か）は完全には決まっていませんが、観測的・理論的な両面から議論が続いています。
• VLBI（超長基線電波干渉計）はジェットの内部構造や超光速運動、明るいコアの詳細観測に有効です。

AGNの役割：銀河進化と宇宙論的意義

AGNは単なる明るい天体ではなく、銀河形成・進化に大きく関与します。主要な点：

• フィードバック：AGNの放射やジェットは周囲のガスを加熱・吹き飛ばし、星形成を抑制または誘導することがあり、これが銀河の質量成長や形態に影響します（クエーサーモード、ラジオモード）。
• 共進化：中心ブラックホール質量と銀河の星動態を示すM–σ関係など、ブラックホールと銀河の共進化が示唆されています。
• 宇宙の灯台：極めて遠方に見えるため、初期宇宙の研究や大規模構造のトレーサーとして有用です。

観測手法と最新の進展

AGN研究はマルチメッセンジャー・マルチ波長が鍵です。代表的な観測装置と分野：

• 電波：VLBI、ALMAでジェットや分子ガスを高解像度観測。
• 赤外：JWSTや赤外望遠鏡で塵トーラスや星形成を探る。
• X線：Chandra、XMM-Newtonでコロナや吸収を調べる。
• ガンマ線：FermiやCherenkov望遠鏡で高エネルギー放射を観測。
• ニュートリノ・多メッセンジャー：一部のブレザーは高エネルギーニュートリノとの関連が報告され、ジェット中での粒子加速とも関連が示唆されています。

まとめ

活動銀河核（AGN）は超巨大ブラックホールへの降着とそれに伴う多様な物理過程によって駆動される、宇宙で最も強力な持続的放射源の一つです。相対論的ジェット、広域・狭域線領域、塵トーラスなど複雑な構造を持ち、マルチ波長観測や時間ドメイン天文学、さらには多メッセンジャー観測によってその本質が徐々に明らかにされています。AGNは銀河の進化や宇宙の歴史を理解する上で不可欠な存在です。

質問と回答

Q: 活性銀河核とは何ですか?

Q: AGNからの電磁波は、どのような波長帯で観測されるのですか?

Q: AGNを持つ銀河はどのように呼ばれていますか?

Q: AGNは何に使われるのですか?

Q: なぜ宇宙に関するすべての理論がAGNを考慮しなければならないのですか?

Q: 相対論的ジェットとは何ですか?

Q: AGNの中には、相対論的ジェットがどの程度の長さに達するものがあるのでしょうか?

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