赤外線銀河
Elias, B. F. Madore, K. Matthews, G. Neugebauer and N. Z. Scoville "Ulteraluminous infrared galaxies and the origin of quasers" The Astrophosical Journal, Vol. 325, 1988, pp. 74 - 91.
↑ "発達初期の銀河には腕(渦巻き)がなく、腕は後から発達した"という説の名残で、楕円銀河などの腕のない銀河を早期型と呼ぶ。
↑ L. J. Tacconi, R. Genzel, D. Lutz, D. Rigopoulou, A. J. Baker, C. Iserlohe, and M. Tecza "Ultralumious infraread galaxies: QSOs in formation"The Astrophysical Journal, Vol. 580, 2002, pp. 73-83. Genzel et al. 2001. と同じ手法で超高光度赤外線銀河とクエーサーを比較した。
1 2 谷口義明、岡村定矩、祖父江義明編『シリーズ現代の天文学第4巻 銀河I-銀河と宇宙の階層構造』日本評論社、2007年、pp.150-151 に掲載されている表により換算した。
1 2 D. Elbaz et al. "The bulk of the cosmic infrared background resolved by ISOCAM" Astronomy and astrophysics, Vol. 384, 2002, pp.
これは天の川銀河の7-20倍の量に当たる。また、その大量の分子ガスのために、新しい星が多く生まれている。天の川の銀河系では、1年間に太陽の質量1ヶ分程度の新しい星が生まれているのに対し、例えば、典型的な超高光度銀河の周辺部では合計して太陽質量の10-20倍、中心部では太陽質量の50-80倍もの量の新しい星が生まれている。
宇宙には誘導放出によってマイクロ波を発している天体がある。特に赤外線銀河の中には、天の川銀河内に見られるOHメーザー(水酸基がメーザー媒質になっている天然メーザー)と比べて10倍もの強さのマイクロ波を発しているOHメーザーが存在することが知られている。このような強力な天然メーザーはメガメーザーと呼ばれる。1982年、超高光度赤外線銀河のArp 220(IC4553)内にメガメーザーが発見されて以来、多くのメガメーザーが見つけられている。メガメーザーの多くは、赤外線光度が2×10 L {\displaystyle L} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} より大きく、f60/f100が0.75-1.2の赤外線銀河に見つかっている。銀河の中では、星間ダストから放射される赤外線によって水酸基が励起され、そのエネルギーがマイクロ波として誘導放出されているものと考えられている。
その名が表す通りに、赤外線で強く輝いていることが最大の特徴である。可視光で輝いている通常の銀河の場合は赤外線による発光は弱い。従来から可視光で観測されてきた天の川銀河近傍の天体で、10 L {\displaystyle L} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} より大きい赤外線光度をもつものはまれである。以前から知られていたセイファート銀河やスターバースト銀河の中には赤外線でも強く輝いているものがあるが、それでも、可視光で輝いている銀河で、赤外線の光度が10 L {\displaystyle L} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} より大きいものはほとんどない。波長ごとの放射流束(flux)を比較すると、全体の赤外線光度が大きくなるほどf60/f100(波長100μmの放射流束に対する波長60μmの放射流束の比)が大きく、f12/f25が小さくなる傾向がある。これらの波長ごとの比は、直感的に言えば発光源の色味を示す。また、波長の短いものの放射流束の率が高いということは、より暖かい色である(またはより"青い")ことを示す。実際に放射エネルギーの連続スペクトルグラフを描くと、100μmから60μmの付近にピークがある。