２０１９年度（秋金４）１

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール
９.１ 活動銀河の分類・種類

宇宙地球と生命銀河の活動性は、中心部分の超巨大BHに起因する活動銀河中心核によるものと、活発な星形成活動によるものに大別される。

第１１回目「活動銀河と超巨大ブラックホール」「ダーク・マター」

東京学芸大学 自然科学系
広域自然科学講座 宇宙地球科学分野（教育学部・理科・地学教室）
講師 ・ 西浦 慎悟

1【活動銀河中心核】【星形成活動】

・ セイファート銀河 ： 銀河中心部の明る・ スターバースト銀河 ： 普通の銀河よりもさが卓越しており、中心部に大質量BHが存在していると考えられている。早期型渦巻銀河であることが多い。

活発な星生成活動（10－100 M◎/yr）を行っている銀河。渦巻銀河または不規則銀河に多い。

・ クェーサー ： セイファート銀河以上に中・ 赤外線銀河 ： 普通の銀河よりも強い赤外心が明るく、超大質量BHを持っていると思われる。楕円銀河であることが多い（？）

線を放射する銀河。渦巻銀河や不規則銀河、合体銀河、相互作用銀河に多い。

・ 電波銀河 ： 普通の銀河よりも強い電波を放射する銀河。中心に大質量BHを持っていると考えられている。楕円銀河・合体銀河に多い。

・ 超高光度赤外線銀河：赤外線銀河の中でも、特にクェーサー級のエネルギーを遠赤外線で放射する銀河。ほぼ全てが合体銀河と考えられている。

2９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

９.２ 電波銀河↑電波銀河NGC5128（= Cen Ａ）

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

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電波ジェットと電波ローブについては、中心核の近くから強力な電波を放射するFR I 型電波ジェットと、ローブの端の方から強力な電波を放射するFR II 型電波ジェットに分類される。
電波ジェット/ローブの形状は、親銀河やその環境と関係があると考えられている。

↑電波銀河M87（= Vir Ａ）[6cm 電波画像@VLA]↑電波銀河Cyg A (3C405)の電波画像

多くの電波銀河は、銀河の「中心核部分」と、そこから双極方向に伸びたジェット構造に付随した「ローブ部分」から強力な電波が放射されている。

電波強度

VPRG

PRG

非常に強力

強力

電波ジェット/ローブ FR II 型 (one-side) FR I 型 (two-side)

電波銀河は、楕円銀河であることが多いが、特に強力な電波を放射する
Very Powerful Radio Galaxy (=VPRG)は、そのほとんどが合体銀河である。

3２↑電波銀河3C449の電波画像

4

親銀河

合体銀河

巨大楕円銀河

親銀河の環境フィールド

銀河団

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９.３ セイファート銀河

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

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一見、普通の渦巻銀河だが、中心部分が非常に明るい。1940年代に、セイファート(Seyfert)が、これらの中心核領域のスペクトルに強い輝線を発見したことに由来する命名。中心核領域に106－7 M◎ の巨大なブラックホールを持つと考えられている。

I型セイファート銀河 NGC 3227

II型セイファート銀河 Mkn 1157

輝線の幅は、それを放射する電離ガスの運動速度を示しており、I 型 セイファート銀河中心核の輝線の幅は、数1000 km/s から 10000 km/s もの高速運動を示唆していた。

 非常に明るい中心核、常識を越えた高速運動を実現するシステムとして、超巨大ブラックホールが考案された。
偏光観測から、II型セイファート銀河中心核にも、幅の広いバルマー輝線が発見された。偏光は可視光の反射によって生じる現象のため、中心核領域に、反射物質の存在が示唆された。

セイファート銀河 左) NGC1068 と、右) NGC 4051 の可視光画像（skyviewによる、DSS1 redprint から）56９.４ クェーサー

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

７９.５ 活動銀河中心核の統一モデル

非常に強力な電波を放射することで見つかった。かつては「準恒星状電波源」や「準星」と呼ばれた。今では、銀河であることが分かっており、電波が弱いものも見つかっている。

↑クェーサー3C273の可視光画像（
skyviewによる、DSS1 redprint から）↑クェーサー3C273の可視光画像（HSTによって、明るい中心領域をマスクして撮影）
ダストによるトーラス(ドーナツ状)構造と、観測方向によって、クェーサーやセイファート銀河、電波銀河を統一的に理解できる。

セイファート銀河よりケタで大きな超大質量BHを持つと考えられている。また、スペクトルから I 型と I I型に分けられるが、II 型は数が希少である。

7６幅の広いバルマー輝線を持つものを I 型セイファート銀河、または、I 型セイファート銀河中心核、幅の狭いバルマー輝線を持つものを II 型セイファート銀河、または、II 型セイファート銀河中心核、と呼ぶ。

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９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

９９.６ 銀河のバルジとAGNの共進化

10９.７ スターバースト銀河
可視光

木曽観測所可視光カメラ

近赤外線
国立天文台すばる望遠鏡
銀河系に最も近いスターバースト銀河M82。
可視光 ：複雑なガス・ダスト分布。
近赤外線：ほぼ円盤銀河と思われる構造。
可視光(輝線): 円盤から垂直方向に吹き出す水素イオン・ガス。

左) 銀河の構造と、右) マゴリアン関係
バルジの質量と中心核の超巨大ブラックホールの質量の相関関係は、両者が互いに関係し合いながら形成・進化してきたことを示している。しかし、その具体的なプロセスは謎のままである。

9木曽観測所近赤外線カメラ

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９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

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M82の「二つ目玉」の正体は何か？

可視光

水素原子ガス

ガス多い
観測者

電波21cm輝線［H］（アメリカ国立電波天文台）

ガス少ない
一酸化炭素分子ガス

ガス多い
水素原子ガスと一酸化炭素分子ガスのリング状構造

スターバースト銀河M82の中心部の電波観測 電波2.6mm輝線［CO］（野辺山宇宙電波観測所）
からは、中性水素原子ガスと一酸化炭素分子ガスに「二つ目玉構造」が見つかった。

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 リング状に集まった水素原子ガスと一酸化炭素分子ガスを、ほぼ真横から見た構造だと考えられる。

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M82で何が起こっているのか？

X線で観たM82
可視光

Ｘ線

高温プラズマ

物質少ない物質多いプラズマの嵐が、物質の少ない銀河円盤垂直方向に吹き出す!

超新星残骸やブラックホール

一酸化炭素
分子ガス

中小質量星

大質量星+超新星爆発

観測方向
高温プラズマの激流

水素イオン(プラズマ) ガス

水素原子ガスチャンドラ衛星撮影

M82のＸ線観測からは、中心から外側に向かう高温プラズマの激しい流れと、中心部に存在する数10個ものブラックホールや中性子星と思われる高密度天体が見つかった。このブラックホールは、数1000太陽質量の中間質量ブラックホールと考えられている。

スターバーストによる大規模な星形成  大質量星の同時形成
 超新星爆発の同時発生  スーパーウィンド

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９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

９.３ 超高光度赤外線銀河（ウルトラ・スターバースト銀河）

９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

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・ 超高光度赤外線銀河（ULIRG）の渦巻銀河合体シナリオ

赤外線観測衛星アイラス(1980年代後半)

渦巻銀河

 遠赤外線でスターバースト銀河の数10倍から数100倍のエネルギー（クェーサーなみ）を放射している10個の銀河を発見。

銀河衝突！

さらに銀河合体!!

渦巻銀河

超高光度赤外線銀河（Ultra Luminous Infrared Galaxy = ULIRG）

豊富なガスとチリを持つ

紫外線
UGC05101

IRAS22491-1808
莫大なチリ10個全て(100%)が衝突銀河だった！
ARP220 銀河の進化に対する銀河衝突/銀河間相互作用の大きな影響力を示唆

遠赤外線

発見当初は、内部でクェーサーが形成されている、つまり、クェーサーの銀河衝突起源の証拠と考えられた。 後の研究から、それほど単純ではないことが分かってきた。

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ウルトラ・スターバースト
中心部では…

超高光度赤外線銀河の完成

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９. 活動銀河と超巨大ブラックホール

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・ 超高光度赤外線銀河（ULIRG）の多重合体シナリオ

18● 銀河衝突と銀河間相互作用

ULIRGの膨大なガスとチリの起源を説明できる↑アンテナ銀河（NGC4038/39）（DSSより）↑ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた様々な合体
銀河・衝突銀河・相互作用銀河↑ハッブル宇宙望遠鏡による超高光度赤外線銀河画像↑ＮＧＣ４６５０Ａ： 銀河中心を他の銀河が通り抜ける例（NASAハッブル宇宙望遠鏡撮影）

 遠方のULIRGの殆どが多重合体銀河であることが示された。

171820１９７０年代： ヴェラ・ルービン等による多数の渦巻銀河の回転速度の観測から、渦巻銀河に普遍的にダーク・マターが存在する可能性が示唆された。

おとめ座銀河団の一部

現在まで、あらゆる光（電磁波=γ線、Ｘ線、紫外線、可視光線、赤外線、電波）の観測によって直接検出されていないが、重力に作用し、間接的には存在が示されている物質の総称。その正体は未だ不明である。

１９７８年： アインシュタイン衛星（NASA）が、楕円銀河や銀河団に、これらを包むような大量の高温プラズマを検出。これから楕円銀河や銀河団が可視光から予測される以上の質量を有することが確認された。

１９３３年： ツヴィッキーが「おとめ座銀河団」の銀河の速度分散が、目で見える銀河の総質量よりも大きいことを発見する。
渦巻銀河M100● 銀河・銀河団の可視質量の導出：
銀河・銀河団の観測から直接得られる物理量は光度（単位時間あたりに天体が放射するエネルギー量）である。

（東大木曽観測所）

１９７１年： ホールが、渦巻銀河を数値計算で再現する際、銀河のまわりをもっと大きな質量の物質が取り巻いている、とすると、その構造が安定化することを見出す。

銀河団 ： 銀河の集団
銀河 ： 恒星の集団

１９７４年： 今までケース・スタディの結果に過ぎなかった
ダーク・マターについて、オストライカー、ピーブルス、ヤヒ（東大木曽観測所） ルが、その存在を明確に主張した。

 恒星の質量・光度関係を銀河に応用して、その質量（可視質量）を算出する。

20↑アインシュタイン衛星（NASA）
log（恒星光度/太陽光度）● ダーク・マター （Dark Matter）

10. ダーク・マター

19

１０. ダーク・マター

19

銀河衝突・合体や相互作用によって、互いの銀河のガス同士が圧縮されて盛んな星生成が起こったり、反対に、ガスの剥ぎ取りによって星生成が抑制されたりする。超巨大BHどうしの合体もあり得る。

log（恒星質量/太陽質量）↑恒星の質量・光度関係

10. ダーク・マター● 渦巻銀河の力学質量の導出 ：10. ダーク・マター● 銀河団の力学質量の導出 １： （仮定） ・ 銀河団は質量Ｍ、半径Ｒの球形。

21（仮定） 渦巻銀河の回転は等速円運動。
回転速度Ｖ（Ｒ）
渦巻銀河中心から、距離 Ｒ を回転速度 Ｖ（Ｒ）
半径Ｒで、等速円運動する質量 ｍ の質点を考える。
質点
質量m（万有引力）＝（遠心力）、より・ 銀河団中心に対する銀河の「平均の運動速度の大きさ」はＶ3D。
・ 銀河団銀河の「平均の」質量はｍ。
・ 銀河団はビリアル平衡状態。

ｍ

R

Ｖ3D

M ( R )mV ( R) 2G
m
R
R2① 銀河団が個々の銀河を ② 個々の銀河が銀河団捕まえようとする万有引力 全体の万有引力に逆らっによるポテンシャル・エネル て、飛び散ろうとする運動エネルギーＴは、ギーＵの大きさは、

これを整理して、渦巻銀河質量Ｍ（Ｒ）

M ( R) RV ( R) 2GU G↑銀河団のモデル

渦巻銀河の回転曲線からは、ほぼ「V（R）=一定」とみなせる。すると、

M ( R)  Rとなり、非常に淡くみえる銀河の外側にも、大量の質量が存在することになる。
↑渦巻銀河の回転曲線

21Mm
R③ ビリアル平衡状態では、 ④ 観測で測定される速度成分
U = 2T が実現する。また、 はＶ3Dでは無く、その視線方向成分Vlosのみ。統計的に、V3D =①、②から、
23Vlos から、

M 

22

RＶ3DG

（高校物理などの気体の状態方程式の導出方法を参照のこと）

T M 

１m Ｖ 32 D
２2
３ R Ｖ losG

注） los = line of sight22

10. ダーク・マター● 銀河団の力学質量の導出 ２：

10. ダーク・マター● 重力レンズ ：天体から放射された光の進路が、途中に存在する天体の重力によって曲げられることで、あたかもレンズによる像の歪曲や集光が生じたように観測される現象。

23（仮定） ・ 銀河団の高温プラズマは静水圧平衡（圧力勾配と重力が釣り合った）状態にある。
・ 高温プラズマは球状に分布し、動径R方向の温度、電子密度をT（R）、ｎe（R）とする。

 半径R内の質量M（R）は、本頁最下段のようになる。

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一般相対性理論の証拠の一つともされる。
虚像（力学質量） > （可視質量）
約１０倍↑ペルセウス座銀河団の可視画像（グレー）およびＸ線画像（等輝度線）。

 渦巻銀河の外側、銀河団銀河間空間にダーク・マターが存在することを示唆。

銀河団
観測者 ↑ハッブル宇宙望遠鏡による銀河団Abell 1689の画像

遠方の天体銀河団の像と重なって、各所に引き伸ばされた弓状の銀河の像が観測される。

kT ( R ・) R d ln ne ( R ) d ln T ( R )M (R)  ()Gμ m pd ln Rd ln R
虚像

ｋ ：ボルツマン定数、Ｇ ：万有引力定数、mp ：陽子質量、μ：平均の粒子質量2324↑重力レンズの概念図

 詳細な解析から、銀河団の質量やその空間分布などの情報が得られる。

10. ダーク・マター

25● ダーク・マターの候補 ：現在では、電磁波による観測では、・ ニュートリノ直接検出できない暗黒物質（ダーク・僅かに質量を持つことが分ったが、マター）が、銀河内部、銀河周辺部、現在では主要な候補ではない。
銀河団内の銀河と銀河の間、などに・ ニュートラリーノ存在すると考えられている。

電気的に中性の超対称性粒子だが、理論上の存在で未発見。ただし、ダーク・マターの最有力候補の一つ。

・ アクシオン
未発見の素粒子。強い磁場の中で光子に変わると考えられている。

・ 白色矮星、中性子星、ブラックホール
超高密度天体。一般に暗いため、検出が難しい。

・ 褐色矮星質量が小さく、恒星になれなかった↑「すばる」による重力レンズ観測から求められガス状天体。
た約10億光年×約2.5光年×奥行約10億光年・ 惑星のD.M.の空間分布図。

26【参考文献】
1) 富田晃彦 (2010), “活きている銀河たち 銀河天文学入門”, 恒星社厚生閣.
2) 岡村定矩 (1999), “銀河系と銀河宇宙”, 東京大学出版会.
3) 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”, ブルーバックス B-1458, 講談社.
4) 嶺重慎 (2010), “ブラックホール天文学”, 新天文学ライブラリー, 日本評論社. (画像：銀河とマゴリアン関係)
5) 谷口義明 (2000), “不思議な銀河の物語 銀河は例外をつくらない”, ポピュラー・サイエンス 219, 裳華房. (画像：M82中心部の構造)
6) アメリカ国立電波天文台HP (画像：Cen A, Vir A)7) 赤羽賢司・海部宣男・田原博人 (1988), “宇宙電波天文学”, 共立出版. (画像： 3C449, 3C405)
8) Skyview (https:/skyview.gsfc.nasa.gov/) (画像： DSS1によるNGC1068, NGC4051, 3C273, アンテナ銀河)
9) Robson, I. (1996), “ACTIVE GALACTIC NUCLEI”, WILEY. (画像：N3227の可視光スペクトル, Mkn 1157の可視光スペクトル)
10) NASA HP ( 画像：HSTによる3C273, M82のX線画像, HSTによる多重合体銀河, NGC4650A,様々な合体銀河, アインシュタイン衛星, Abell 1689に見られる重力レンズ,,)11) 岡村ほか編 (2012). “天文学辞典”, シリーズ 現代の天文学 別巻, 日本評論社. (画像： AGN統一モデル)
12) 東京大学木曽観測所HP (http://www.ioa.s.u-Tokyo.ac.jp/kisohp/, 画像：M82可視画像, M82近赤外画像,
M100, おとめ座銀河団[一部])
13) 国立天文台HP (http://www.nao.ac.jp/, 画像： M82可視光[輝線]画像, D.M.分布図 )14) Weliachew, Fomalont & Greisen (1984), A&A, 137, 335-342. (画像： M82のHI画像)
15) Nakai et al. (1987), PASJ, 39, 685-708. (画像： M82のCO画像, M82中心部のイメージ図)
16) Sanders et al. (1988), ApJ, 325, 74. (画像：ULIRGsの可視光画像[３個])17) 中嶋浩一 (2009), “天文学入門－星とは何か”, 丸善. (画像：恒星の質量・光度関係)
18) Nishiura et al. (2000), AJ, 120, 1691) (画像：渦巻銀河HCG7a の回転曲線)
19) 小山 (1992), “X線で探る宇宙”, 培風館. (画像：ペルセウス座銀河団のX線画像)

 未発見の素粒子の可能性が高い。他に「修正ニュートン力学」も主張されている。

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