赤外線銀河
赤外線銀河(せきがいせんぎんが、infrared galaxy)とは、銀河の内部からのエネルギーにより銀河の星間ガスや塵が暖められ、それが赤外線を強く再放射している銀河である。エネルギーのほとんどを赤外線で放射しており、赤外線(8-1000μm)の光度(luminosity)が太陽の10倍(しばしば10 L {\displaystyle L} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} と表記される)以上のものを高光度赤外線銀河(LIRG)といい、10倍以上のものは特に超高光度赤外線銀河(ULIRG、ultra luminous infrared galaxy)と呼ばれる。10倍以上のものをHLIGR又はHyLIGと呼ぶ。赤外線銀河は星や銀河の生成・発達と密接に関係があると考えられている。
赤外線による天体の観測は、1800年にウィリアム・ハーシェルが赤外線を発見したことに始まる。ハーシェルは太陽光線の中に赤外線を発見したのである。しかし、感度の良い赤外線検出器がなかったため、しばらくの間は惑星や明るい恒星の赤外線を検出することにとどまっていた。しかし、1961年、フランク・J・ローが従来の検出器より桁違いに感度の良いゲルマニウムボロメータを開発する。そして、その後さまざまな材料を利用した性能の良い検出器が開発された。1980年代になると、この検出器を並べて、観測結果を2次元イメージで記録することができるアレイ検出器が開発され、これは赤外線天文衛星にも搭載されるようになった。1983年のIRASでは62個の検出素子を並べたアレイ検出器が用いられ、2006年の赤外線天文衛星あかり(日本)では、256×256および512×412のアレイ検出器が用いられている。
一方、赤外線で掃天観測する試みは1960年代半ばから行われ、ウィルソン山天文台で方鉛鉱を用いた赤外線検出器で全天の約75%の掃天を行ったのが始めである。この時、可視光線ではほとんど見えないが、赤外線で輝く比較的温度の低い恒星を数多く発見した。その後、様々な観測により、我々の銀河系を含む多くの銀河の中心、クェーサーや活動銀河が赤外線を強く発していることも発見された。
地上の望遠鏡からの観測に加えて、弾道飛行をするロケット、気球、飛行機などによる高高度での赤外線による観測も行われた。地上からの観測をする場合、大気中の水蒸気が宇宙からの赤外線を吸収するし、大気自身も赤外線を発しているので、観測の邪魔になるからである。