クエーサー

クエーサーとは

クエーサー（Quasar）は、非常に遠い距離に位置しながらも、極めて明るく輝く天体です。光学望遠鏡では恒星のように点光源に見えますが、内部構造は観測できません。クエーサーという名前は、「準恒星状(quasi-stellar)」の短縮形です。強い電波を放射する「QSS（準恒星状電波源）」と、電波が比較的弱い「QSO（準恒星状天体）」の2種類があります。発見当初はQSSが最初でしたが、現在ではQSOの方が多く見つかっています。日本語では「準星」や「恒星状天体」とも呼ばれます。

概要

現在では、クエーサーは非常に遠方にある活動銀河核の一種と考えられています。比較的近い距離にあるセイファート銀河などと同様に、活動銀河核を持つ銀河の一種です。クエーサーのスペクトルには大きな赤方偏移が見られます。この赤方偏移は、クエーサーが地球から非常に高速で遠ざかっていることを示しており、ハッブルの法則から、クエーサーが非常に遠い場所に存在することがわかります。遠距離にも関わらず明るく見えることから、クエーサーは典型的な銀河の100倍ものエネルギーを放出していると考えられています。最も遠いクエーサーとして知られているのは、2021年に発見されたJ0313-1806で、赤方偏移はz=7.642に達しています。

クエーサーの中には、明るさが急激に変化するものがあります。この明るさの変化は、クエーサー本体が非常に小さいことを示唆しています。最も明るく見えるクエーサーでも13等級の明るさしかありません。また、全てのクエーサーが強い電波を放射するわけではなく、電波が弱いものが大部分（全体の約90%）を占めています。クエーサーは、宇宙誕生から10億年もしないうちに形成され始め、宇宙が20億～30億歳頃に最も多く存在していました。光学的激変天体（OVV）として定義されたものは、ブレーザーに分類されます。

特徴

観測されている数百個のクエーサーは、全て大きな赤方偏移を持っており、その値は0.16から7.5程度にまで及びます。これは距離に換算すると600Mpcから4000Mpcという遠距離に相当します。多くのクエーサーは1000Mpc以上の距離に存在します。観測されるクエーサーは非常に暗いものの、大きな赤方偏移を持つほど遠方にあるため、実際には宇宙で最も明るい天体と考えられています。クエーサーの明るさは、一般的に10の38乗Wから10の42乗Wに達し、平均的には10の40乗Wの規模です。これは銀河系の1000倍、太陽の10兆倍もの明るさに相当します。光の速度は有限であるため、遠距離にあるクエーサーを観測することは、過去の宇宙からの光を観測していることになります。

遠方にあっても観測できるほどの明るさを持つクエーサーは、膨大なエネルギー源を持つことから、活動銀河の一種として認識されることが多くなっています。クエーサーの放射は、相対論的ジェットやローブと呼ばれる構造を持つこともあります。クエーサーは電波、赤外線、可視光、紫外線、X線、γ線など、あらゆる電磁波で観測されます。

また、クエーサーは時間とともに明るさが変化することが知られています。その周期は数日、数時間、時には数週間、数ヶ月、数年と様々です。短い周期で変化することから、クエーサーは非常に小さな領域からエネルギーを放出していると考えられています。大きな天体であれば、明るさの変化は光速を超えて伝わらないため、変化が全体に伝わるまで時間がかかります。しかし、クエーサーが短い周期で変光するということは、変化が天体全体に瞬時に及んでいる、つまり天体が小さいという解釈になります。

放射の発生機構

クエーサーは活動銀河とほぼ同様の特徴を示すため、多くの研究者がクエーサーの放射を活動銀河と比較してきました。最も有力な説は、クエーサーは大質量ブラックホールをエネルギー源としているというものです。クエーサーの強力な光度は、大質量ブラックホールを取り巻く降着円盤のガスや塵がブラックホールに落ち込む際の摩擦によって生み出されていると考えられています。この過程では、落下する質量の約50%がエネルギーに変換されます。これは核融合によるエネルギー変換効率よりも非常に高いです。平均的なクエーサーの明るさ（10の40乗W）を生み出すためには、大質量ブラックホールは1年あたり恒星を10個飲み込む必要があります。現在知られている最も明るいクエーサーの場合、毎年1000太陽質量程度の物質を消費していると考えられています。

クエーサーは、その周辺環境によって活動が活発になったり、停止したりすると考えられています。例えば、100億年もの間、物質が供給され続けることはないと考えられます。このメカニズムは、クエーサーが初期宇宙にのみ多く見られる理由を説明するのに役立ちます。降着円盤によるエネルギー生成は、大質量ブラックホールの周囲の物質が消費し尽くされると停止します。このことから、私たちの銀河系を含む多くの銀河は、過去にクエーサーの段階を経験し、現在は中心のブラックホールへの物質供給がなくなったため、エネルギー放射活動をしていないと考えられます。活動銀河や大質量ブラックホールによるエネルギー放射活動は現在も見られますが、クエーサーが活動していた時期に比べると非常に少なくなっています。

観測の歴史

現在観測されているクエーサーの中には、1950年代末には電波源として記録されていたものがあります。1960年頃までに数百個の電波源が見つかりましたが、正体は謎のままでした。1960年、電波源3C 48に対応する天体が光学観測されました。この天体のスペクトルには、正体不明の幅の広い輝線が含まれていましたが、当時は説明がつきませんでした。

1963年、電波源3C 273に対応する天体が光学観測され、同様の輝線が見つかりました。オランダのマーテン・シュミットは、この輝線が水素のスペクトル線が16%も赤方偏移していることを発見しました。この赤方偏移は、3C 273が秒速44000kmで遠ざかっていることを意味します。これを3C 48に当てはめると、赤方偏移は37%、光速の1/3もの速度で遠ざかっていることになります。アメリカのホン・イェー・チューは、このような天体を「準恒星状電波源(quasi-stellar radio source)」と名付け、クエーサーの研究が始まりました。

この発見直後から、クエーサーの大きな赤方偏移の原因は天文学者の間で議論になりました。ハッブルの法則に従うと非常に遠方の天体である可能性が示唆されましたが、定常宇宙論を支持する学者からは、クエーサーが放出するエネルギーは膨大で、既知のエネルギー変換過程では説明できないと反論されました。未知の反物質にエネルギー源を求める説や、ホワイトホール説もありました。また、クエーサーが近傍の天体なのか、遠方にあるのかも議論されました。赤方偏移は、重力ポテンシャルの深い「井戸」からの光（重力赤方偏移）によるものだという説もありました。

1970年代に入ると、降着円盤と宇宙ジェットの発生メカニズムが提案され、クエーサーの膨大なエネルギー源が活動銀河核によるものと理解が進みました。この結果は、クエーサーの位置関係を説明するとともに、宇宙が拡大していることを支持し、定常宇宙論を否定することになりました。現在ではクエーサーが宇宙論的距離にあるという見解は、ほぼ全ての研究者に受け入れられています。

1980年代に入ると、クエーサーは活動銀河の一種であるという統一モデルが提唱され、クエーサーがブレーザーや電波銀河と異なって見えるのは、地球から見た角度の違いであるという見方が広まりました。また、銀河系内部や近傍に存在し、クエーサーと似た性質を持つ天体はマイクロクエーサーと呼ばれますが、これはX線連星を伴う天体であり、クエーサーとは異なります。マイクロクエーサーは赤方偏移を示しません。

近年では観測技術が向上し、クエーサーAPM 08279+5255に地球上の海水の100兆倍の水が存在することが発見されるなど、研究が進展しています。

クエーサーと初期宇宙

クエーサーは、ビッグバン後の宇宙の再電離が始まった時期の手がかりを与えています。宇宙の再電離とは、中性水素が星からの高エネルギーを受けて再び電離水素となった現象です。これは、宇宙に最初に星が現れた時期と考えられています。中性水素にライマンα線より短い波長の光が当たると、光を吸収して連続的な吸収領域を示すスペクトルとして観測されます。電離水素は高エネルギー光を吸収しません。遠い天体からのスペクトル観測では、宇宙空間に残る中性水素によって吸収された結果、ライマンαの森と呼ばれる鋭い吸収線が密集するスペクトルが観測されます。この機構はガン・ピーターソン効果と呼ばれています。

21世紀に入り、z=6付近のクエーサーからガン・ピーターソン効果による吸収域が発見され、これは再電離前のクエーサーではないかと考えられました。この時期は、約128億年前です。理論上は宇宙誕生から1億年後、観測結果からは遅くても10億年後には第1世代天体が誕生し、宇宙の再電離が起きていたことが示唆されています。

クエーサーは、ヘリウムより重い元素を含むことがわかっています。これは、ビッグバン後、最初のクエーサーが生まれるまでの間に、銀河が恒星を大規模に生成する時期があったことを示唆しています。

利用

クエーサーは非常に遠方にあるため、平面光源として扱うことができます。地球に到達する電波は平面波とみなせるため、VLBI（超長基線[[電波干渉法]]）を用いて、電波の到達時間のずれを測定することで、大陸間の距離、プレートの移動、地球の自転の変動などを高精度で測定できます。

出典

谷口義明 (2004). クェーサーの謎 宇宙でもっともミステリアスな天体. 講談社. ISBN 978-4062574587

関連項目

大質量ブラックホール
Arp 220 - クエーサーに匹敵するほどの明るさを持つ銀河
プジョー・クアザール - クエーサーのフランス語読み「クアザール」が車名の由来

外部リンク

* 活動銀河核　JAXA宇宙研のX線天文グループ内コンテンツ

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