赤外線銀河
↑ G. H. Rieke, M. J. Lebofsky "The luminosity function for field galaxies in the infrared" The astrophysical journal, Vol. 304, 1986, p.332
↑ Sanders et al.1996, p.760
↑ Sanders et al. 1996, p.761
↑ Sanders et al. 1996, p.773 Table 3 "IRAS galaxy properties versus L i r {\displaystyle L_{ir}} "より抜粋
↑ Sanders et al. 1996, p.768
↑ ここでは波長40-500μmの領域のこと。
↑ I. F. Mirabel, D. B. Sanders "21 centimeter survey of luminous infrared galaxies" The astrophysical journal, Vol. 335, 1998, p.104
↑ M {\displaystyle M} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} は太陽質量を意味する。
↑ Sanders et al. 1996, p.767
↑ 芝井 広『銀河誕生の謎に迫る』名古屋大学理学部・理学研究科 広報誌 03, 2002年, pp.10-11
↑ Murphy et al. chapter 4.1
↑ W. A. Baan, P. A. D. Wood, A. D.
星生成過程から発せられる光と、AGNから発せられる光では、発生の仕組みが違うので輝線強度比を観測すれば容易に区別できる。しかし、これはAGNからの可視光線が直接観測できればそこにAGNが存在することがわかるというだけで、可視光線による分光観測でAGNの特徴が見られないからといって、そこにAGNが無いとは限らない。AGNがダストに埋もれていればAGNからの可視光線が観測できないので、AGNの特徴を示さないからである。特に超高光度赤外線銀河の場合はエネルギー源と目される核が大きく、しかもダストに隠されていることが多いので、そこで何が起こっているか特定するのは難しい。しかし、対象の赤外線銀河のエネルギー源は、放射されている赤外線のスペクトルや他の波長域の電磁波のスペクトルを調べることによって推測することができる。例えば、次のような方法がある。
それは星間に存在するPAH(芳香族炭化水素)からの放射を利用する方法である。通常の星生成領域では、星からの紫外線によりPAHが励起され、いくつかの特定の波長の赤外線を放射する。その中でも、特に波長3.
↑ 例えば、J. Low, D. E. Kleinmann "Proceedings of the Conference on Seyfert Galaxies and Related Objects: 17 Infrared Observations of Seyfert Galaxies, Quasistellar Sources, and Planetary Nebulae" Astronomical Journal, Vol. 73, 1968, p. 868 を参照。
↑ G. H. Rieke et al, p.326
↑ A Quarter Century of Infrared Astronomy
↑ 観測機器を液体ヘリウムで冷却しているので、液体ヘリウムがなくなるとそれで観測を終える。
1 2 3 4 RGBSサンプル
↑ M. J. Rees, J. L. Silk, M. W. Werner, N. C. Wickramasinghe "Infrared Radiation from Dust in Seyfert Galaxies" Nature Vol. 223, 1969, p.37
↑ Sanders et al. 1996, p.758
1 2 今西、p.400
↑ マーフィらは4つの超高光度赤外線銀河を観測し、何キロパーセク にも広がった星生成による赤外線放射源と、その広がった放射の合計と同じかそれより強く赤外線を放射する小さな放射源を持っていると報告している(Murfy at el, chapter 4.1)。