電波銀河

電波銀河

電波銀河（radio galaxy）は、非常に強力な電波を放射する活動銀河の一種です。その光度は最大で10³⁹Wにも達し、放射される電波は10 MHzから100 GHzという広範囲の周波数にわたります。強力な電波を放出する活動銀河としては、クエーサーやブレーザーなども知られており、これらは電波銀河と類似した天体と考えられています。

電波放出のメカニズム

電波銀河からの強い電波は、主にシンクロトロン放射というメカニズムによって生じます。これは、相対論的速度で運動する電子などの荷電粒子が磁場の中で旋回する際に放出する電磁波です。観測される電波が非常に滑らかで広帯域であり、かつ強く偏光しているという特徴は、シンクロトロン放射の理論と一致します。この放射の存在は、電波を放射する領域に、少なくとも相対論的な電子と磁場を含むプラズマが存在することを示唆しています。プラズマは中性であるため、電子の他にも陽子や陽電子が含まれていると考えられます。

シンクロトロン放射を起こす領域における粒子や磁場のエネルギー密度を、観測された放射光から直接正確に決定することは困難です。しかし、観測される放射率を与えるための最低エネルギー条件を計算することは可能です。長年にわたり、実際のエネルギーがこの最低エネルギーに近いという確証はありませんでした。

シンクロトロン放射と関連のある過程として、逆コンプトン散乱があります。これは、相対論的な粒子が周囲の光子と相互作用し、その光子をより高エネルギーに散乱する現象です。逆コンプトン散乱による放射は、特にX線領域で重要であることが分かっています。この過程で放出される光子のエネルギー密度は、主に電子の密度（と既知の光子の密度）に依存するため、逆コンプトン散乱を観測することで、粒子と磁場のエネルギー密度を推定する手がかりが得られます。この方法による研究の結果、多くの強力な電波源が、実際に最低エネルギー状態にかなり近いエネルギーを持っていることが明らかになってきています。

シンクロトロン放射は電波だけでなく、粒子が十分なエネルギーを持つ場合や磁場が強い場合は、赤外線、可視光、紫外線、そして電子のエネルギーが1テラ電子ボルトを超えるとX線としても観測されます。シンクロトロン放射を他の放射過程と区別するためには、放射の偏光度や連続スペクトルの形状などが利用されます。銀河中心から噴き出すジェットや、構造の端にあるホットスポットは、しばしば高エネルギーのシンクロトロン放射の源となります。ただし、特にX線領域では、シンクロトロン放射と逆コンプトン放射を観測から明確に区別することは難しく、天体によってはどちらの過程が支配的か議論となる場合があります。電波銀河における粒子の加速機構としては、フェルミ加速などの可能性も考えられています。

特徴的な構造

電波銀河は、中心の活動核から遠く離れた広範囲にわたって、特徴的な電波の構造を形成します。最も一般的で大規模な構造は「ローブ」と呼ばれ、中心核の両側に、しばしば対称的な、おおよそ楕円形の巨大な領域として現れます。比較的低光度の電波源では、より引き延ばされた形状の「プリューム」と呼ばれる構造が見られることがあります。また、一部の電波銀河には、中心核からローブに向かって伸びる細長い構造が見られ、これは「ジェット」と呼ばれます。有名な例としては、おとめ座銀河団に位置する銀河M87のジェットがあります。

1970年代以降、最も広く受け入れられているモデルでは、ローブやプリュームは、銀河中心の活動核から相対論的な速度で噴出する高エネルギー粒子のビームや磁場によってエネルギーが供給されていると考えられています。ジェットは、まさにこのエネルギーを運ぶビームそのものが可視化されたものであると解釈されています。

1974年、天文学者のバーナード・ファナロフとジュリア・リレイは、電波銀河をFRI（Fanaroff and Riley Class I）とFRII（Fanaroff and Riley Class II）の二つのクラスに分類しました。この分類は当初、電波構造における明るさの分布に基づいており、中心部に向かって明るくなるものがFRI、構造の端（特にローブの先端）が明るくなるものがFRIIとされました。この分類は、銀河の光度と密接に関連しており、FRIは比較的低光度、FRIIは高光度であるという明確な違いがあることが彼らの観測から明らかになりました。その後の詳細な観測によって、電波銀河の形態が、中心核から電波構造へのエネルギー伝達の効率と深く関連していることが分かっています。FRIタイプの銀河は、ジェットが比較的早くエネルギーを周囲に散逸させてしまうため、エネルギー伝達効率が低いと考えられています。対照的に、FRIIタイプの銀河はジェットがエネルギーを効率的にローブの先端まで運び、そこに「ホットスポット」と呼ばれる明るい領域を形成します。

進化と活動期間

3C236のような最大級の電波銀河は、数メガパーセクに及ぶ巨大なローブ構造を持ち、これは1000万年から1億年といった非常に長い時間をかけて成長してきたことを示唆しています。この長い時間スケールのため、電波銀河の活動のごく初期や末期など、特定の段階を直接詳細に観測することは難しく、その進化や活動期間については、理論的なモデルや多くの観測データを基にした推測に頼らざるを得ません。電波源は最初は小さく誕生し、時間の経過とともに巨大な構造へと成長していくと考えられています。ローブを持つ電波源のダイナミクスは比較的単純で、ジェットから供給されるエネルギーによってローブ内部の圧力が増加し、それが周囲の媒体を押しのけて構造が拡張していきます。この拡張速度は、銀河を取り巻く外部環境の密度や圧力によって影響を受けます。

かつては、強力な電波源は超音速で成長し、外部に衝撃波を形成していると推測されていました。しかし、近年のX線観測によって、強力なFRIIタイプの電波銀河のローブ内部の圧力は、周囲の外部圧力に対して、超音速で拡張するために必要なほど大きくないことが明らかになっています。超音速で拡張していることが明確に示されている既知の例としては、ケンタウルス座A銀河があり、これはおそらく比較的最近に中心核が活動を再開した結果と考えられています。

存在する環境

電波銀河として分類される強力な電波源の大部分は、楕円銀河に存在します。セイファート銀河のように、渦巻銀河の中にも中心核から弱いジェットを放出するものはありますが、電波銀河と呼ばれるほど強力な電波を出すケースは稀です。

なぜ楕円銀河に電波銀河が多いのかについては、いくつかの理由が考えられています。一つには、巨大な楕円銀河の多くは中心に非常に大質量なブラックホールを持っており、これが強力なジェットを駆動するエネルギー源となり得るという点です。また、楕円銀河は渦巻銀河に比べて、ジェットの形成や伝播を妨げる可能性のある冷たいガスや塵といった星間物質の量が少ないことが、強力な電波構造が発達しやすい環境を提供している可能性が指摘されています。冷たいガスを豊富に含む渦巻銀河では、ジェットの形成自体が阻害される可能性も考えられています。しかし、現時点では、これらの観測結果を完全に説明できる単一の確証的な理由は得られていません。

用語に関する補足

電波銀河だけでなく、クエーサーやブレーザーなども強力な電波を放出するため、「電波銀河（radio galaxy）」という用語は、厳密にはこれらの天体を含まない楕円銀河に特徴的な電波構造を持つ活動銀河のみを指す場合にやや不適切であるという指摘もあります。このため、「Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus」の頭文字をとったDRAGNという用語が提唱されたこともありますが、広く定着するには至っていません。また、「Extragalactic radio source（銀河系外電波源）」という用語も一般的ですが、スターバースト銀河など、活動的な中心核を持たない他の銀河系外天体も電波で検出されるため、これだけでは電波銀河を特定しにくいという曖昧さを含みます。これらの背景から、「Radio-loud active galaxy（電波が強い活動銀河）」という表現が、混乱を避けられるより正確な用語として用いられることもあります。

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