クエーサーの一覧

クエーサーとは、非常に遠方に存在する、明るく活動的な銀河の中心核のことです。その名称は「準恒星状電波源 (quasi-stellar radio source)」に由来しますが、電波を強く放射しないものも多く見つかっているため、現在では単に「準恒星状天体 (quasi-stellar object, QSO)」と呼ばれることが一般的です。これらの天体は、非常にコンパクトな領域から信じられないほど大量のエネルギーを放出しており、その正体は超大質量ブラックホールへの物質降着に伴う現象と考えられています。視覚的には恒星のように点に見えることから、「準恒星状」と呼ばれますが、そのスペクトルからは恒星とは全く異なる特徴が見られます。

クエーサーの正式な名称は、天体カタログにおける登録番号が用いられます。例えば、B1950.0座標系に基づくQxxxx±yyや、J2000.0座標系に基づくQSO Jxxxx±yyyyといった形式で表記され、中にはQSRという接頭辞が付くこともあります。これらの天体は非常に遠方にあるため、現在の観測技術をもってしても、肉眼で直接観測できるクエーサーは存在しません。

クエーサーはその性質や観測される形態によって様々な種類に分類されます。カタログ番号以外に一般的に知られる固有名を持つ「命名されたクエーサー」や、重力レンズ効果によって地球から見て一つのクエーサーが複数個に見える「複数の像を持つクエーサー」があります。また、視線上にごく近い位置にあるものの、物理的な相互作用はしていないと考えられる「クエーサーのアソシエーション」（二重クエーサー、三重クエーサーなどとして観測されることもあります）と、実際に重力によって互いに影響を与え合っている「物理的なクエーサー群」（例えば連星クエーサー）は区別されます。さらに、「大クエーサー群（LQG）」と呼ばれる、宇宙の大規模構造である銀河フィラメントに関連した広範囲にわたるクエーサーの集合体も見つかっていますが、これは個々のクエーサーが密接に結合しているものではありません。一部のクエーサーからは、相対論的な効果と観測者からの視線方向によって、ジェットが見かけ上光速を超えて運動しているように見える「超光速運動を見せるクエーサー」も観測されており、これらは「超光速クエーサー」と呼ばれることがあります。

クエーサーは非常に遠方に存在するため、宇宙の膨張に伴って我々から高速で遠ざかっています。天体が遠ざかる速度（後退速度）は、その光のスペクトルに見られる赤方偏移（z値）によって推定できます。多くのクエーサーは、後退速度が光速を超えるものも少なくありません。特に、赤方偏移zが1を超える全てのクエーサーは、宇宙の膨張によって光速よりも速く我々から遠ざかっています。かつて、見かけの超光速運動に関連して、z=2.326やz<2.4といった上限が議論されたこともありましたが、現在ではz>1のクエーサーの後退速度が光速を超えることは標準的な宇宙モデルにおいて自然な結果と理解されています。観測されているクエーサーの大部分は、この赤方偏移がz=2からz=5の間に分布しており、これは宇宙史の比較的初期にあたる時代に対応しています。z=1はおよそ光速で遠ざかっていることに相当します。

クエーサーは、発見当初から宇宙の最も遠い天体候補として注目されてきました。1964年には、発見されたクエーサーが当時の宇宙最遠記録を更新しました。この記録は長らく破られず、1997年になるまで、宇宙で最も遠い天体といえばクエーサーであるという認識が一般的でした。しかし、1997年に銀河団CL 1358+62による重力レンズ効果で明るく増光された非クエーサー銀河ペア（CL 1358+62 G1 & CL 1358+62 G2）が発見され、その最遠記録を更新することになりました。現在でも、非常に遠方のクエーサーの探査は進められており、初期宇宙の様子を知る上で重要な手がかりとなっています。

クエーサーの中には、他のクエーサーと比較して突出した明るさや、極端な赤方偏移を持つものなど、「極端なクエーサー」や「最も強力なクエーサー」として知られる天体も存在します。これらのクエーサーは、超大質量ブラックホールの活動や、初期宇宙における構造形成を理解する上で貴重な研究対象となっています。

このように、クエーサーは遠方の活動的な銀河中心核であり、その多様な分類や驚異的な速度、宇宙最遠記録の歴史など、天文学において非常に重要な研究対象となっています。

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