セイファート銀河

セイファート銀河は、活動的な中心を持つ特殊な銀河の一種です。1940年代に天文学者カール・セイファートによって初めて系統的に分類されたことからこの名が付けられました。これらの銀河は、多くが渦巻銀河あるいは不規則銀河の形をしており、特に際立って明るい中心核を持つのが特徴です。中心核の明るさは、銀河本体のそれよりも強い場合さえあります。

この強力な中心核の活動は、中心に潜む巨大なブラックホールが引き起こしていると考えられています。中心核から放たれる光は、1年以下の短い期間で明るさを変化させる性質（変光）を示します。この急速な変光は、光を放出している領域が直径1光年よりもさらに狭い、非常にコンパクトな範囲であることを示唆しています。

セイファート銀河の顕著な特徴の一つは、水素、ヘリウム、窒素、酸素などの様々な元素からの非常に明るい輝線スペクトルが観測されることです。これらの輝線は、幅広い波長範囲に広がった（ドップラー幅が大きい）形状をしています。これは、輝線の起源となるガスが秒速500kmから4000kmという高速で運動していることを物語っています。したがって、これらの輝線は中心のブラックホールを取り巻く降着円盤の近辺から放射されていると考えられています。

輝線の発生源として、降着円盤自体の表面や、中心エンジンから円錐状に放出される電離ガスの中にあるガス雲などが候補として挙げられています。残念ながら、現在の観測技術では十分な解像度が得られないため、輝線を放射している領域の正確な構造はまだ明確には分かっていません。しかし、降着円盤の各部分が観測者に対して異なる速度を持つため、ブラックホールの周囲をガスが速く回転しているほど、そこから放射される輝線は幅広くなります。中心核に照らされたガス雲も、場所によって異なる速度を持つと考えられます。

このことから、セイファート銀河のスペクトルに見られる輝線のうち、幅が狭いものは中心核から比較的遠く、速度の遅い領域から、幅が広いものはブラックホールにより近く、高速で運動している領域から生じていると考えられます。この解釈は、幅の狭い輝線が変光を示さない（放射領域が大きい）のに対し、幅の広い輝線は比較的短い時間スケールで変光する（放射領域が小さい）という観測事実によっても支持されています。このように、輝線の幅や変光の性質に基づいて、それぞれ「狭線領域」(narrow line region; NLR)、「広線領域」(broad line region; BLR)と呼ばれています。変光の有無を利用して輝線領域の位置や構造を調べる手法は、「reverberation mapping」（反射光マッピング）と呼ばれます。

可視光だけでなく、セイファート銀河は電波、赤外線、紫外線、X線といった様々な波長の電磁波でも強い放射を示します。電波での放射は、セイファート銀河から吹き出すジェットにおけるシンクロトロン放射によるものと考えられています。赤外線の放射は、中心核近くの塵が他の波長の光を吸収し、熱として再放射したものです。X線などの高エネルギーの光子は、ブラックホール近傍の高温のガス（コロナ）による逆コンプトン散乱によって生じると推測されています。

セイファート銀河は、そのスペクトルに見られる輝線の性質によって、主に1型と2型に分類されます。スペクトルに狭い輝線と広い輝線の両方が見られるものを1型、狭い輝線のみが見られるものを2型と呼びます。近年では、狭い輝線と広い輝線の相対的な強さに応じて、1.5型や1.9型のようにさらに細かく分類されることもあります。現在広く受け入れられている活動銀河の統一モデルでは、輝線を放射する中心領域が塵の円環状構造（トーラス）に囲まれていると考えられています。もし観測者の視線がこの塵のトーラスに正対していれば、狭い輝線と広い輝線の両方が観測され、セイファート1型に見えます。一方、視線がトーラスを横切る方向にある場合、広い輝線成分が塵に隠されてしまい、狭い輝線のみが見えるセイファート2型として観測される、と解釈されています。

興味深いことに、一部のセイファート2型銀河では、広い輝線成分が偏光した光としてのみ観測されることがあります。これは、広線領域からの光が、中心核を囲む高温のガス（ハロー）によって散乱され、その散乱された光が間接的に我々の視線に入ってくることで見えていると考えられています。この現象は、セイファート2型銀河の典型例であるNGC 1068で初めて発見されました。

もう一度検索