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Quasar (クエーサー)


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クエーサー (Quasar、QSO) とは、非常に離れた距離において極めて明るく輝いているために、光学望遠鏡では内部構造が見えず、恒星のような点光源に見える天体(quasi-stellar object)のこと。
Quasar、QSOという呼称は quasi-stellar object(準恒星状天体)を縮めたものである。日本語では準星などと呼ばれていた。
スペクトルの電波部分が弱いクエーサーのみを区別してQSOと呼ぶ場合もある。
また、以前はクエーサーがホワイトホールであるとする説もあった。

現在では活動銀河核の一種とされ、性質の類似から、クエーサーと比べて比較的近傍に存在する活動銀河核を持つ銀河の一種である「セイファート銀河」と同じ種族を構成すると考えられている。
クエーサーのスペクトルは大きな赤方偏移を持っている。この大きな赤方偏移は、クエーサーが地球から極めて高速で遠ざかっていることを意味するので、ハッブルの法則によりクエーサーは極めて遠い場所に存在することがわかる。クエーサーは非常に遠方にあるわりには明るく見え、実際の明るさを考えると典型的な銀河の100倍程度のエネルギーを放出していると考えることができる。

クエーサーの中には明るさが急激に変化しているものがある。これはクエーサーの本体が非常に小さいことを示唆している。
2007年6月11日には、最も赤方偏移の大きいクエーサーとして z = 6.43 のものがカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡(CFHT)によって発見された。

特徴
今まで観測されている数百個のクエーサーは全て大きな赤方偏移を持っており、その値は 0.06 から 6.4 にわたっている。 距離に直すと 240Mpc から 5500Mpc という遠距離に存在していることになり、多くのクエーサーは1000Mpc以上の距離にある。これほどの遠距離にある天体の光を観測するということは、現在観測しているクエーサーの光は遠い過去にクエーサーから出た光なので、クエーサーを見ることはそのまま遠い過去の宇宙を見ていることになる。観測されるクエーサーは非常に暗いが、これだけ大きな赤方偏移を生じるほど遠方にあることから、実際にはクエーサーは宇宙に存在する天体の中で最も明るいと考えられている。
一般的にクエーサーの明るさは1038 W(最も明るい電波銀河の光度)から 1042 W に達し、平均的には 1040 Wの規模である。これは銀河系の明るさの1000倍、太陽の10兆倍である。

クエーサーは活動銀河の一種と認識される場合が多い。すなわち、クエーサーの放射は相対論的ジェットやローブと呼ばれる構造を持つものもある。
クエーサーは電波・赤外線・可視光・紫外線・X線・γ線のあらゆる電磁波で観測される。

クエーサーはまた、時間とともに明るさが変化(変光)することが分かっている。
周期は数日、数時間、中には数週間、数ヶ月、数年というスケールで変化するものもある。短い周期で変化することもあることから、クエーサーは非常に小さな領域からエネルギーを放出していると考えられる。
なぜなら、物理現象は必ず光速以下で伝わるため、短い周期で変光するクエーサーは、その周期程度の時間で光が進む距離よりも小さいはずだからである。

Quasar (クエーサー) : Picture

Quasar Quasar
Quasar (CG)
(C) NASA
Quasar (CG)
(C) NASA
Quasar Quasar
Quasar
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Quasar
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Quasar Galaxy and Quasar
Quasar
(C) NASA
Galaxy and Quasar
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Quasar (CG)
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Quasar (CG)
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Quasar Quasar
Quasar
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Quasar (クエーサー) : Movie

The Most Distant Quasar Ever Discovered

放射の発生機構
クエーサーは活動銀河とほぼ同様の特徴を示すので、多くの研究者がクエーサーの放射を小さな活動銀河と比較してきた。クエーサーの正体として最も有力な説は、クエーサーは大質量ブラックホールをエネルギー源に持っている、というものである。クエーサーの強力な光度は、大質量ブラックホールを取り巻く降着円盤のガスや塵がブラックホールに落ち込む時の摩擦によって生み出されていると考えられている。
この物理過程では落ち込む質量の約50%をエネルギーに変換することが可能で、核融合によるエネルギー変換が質量の数%にとどまるのに比べて非常に変換効率が良い。1040 W というクエーサーの平均的な光度を生み出すには、大質量ブラックホールは1年あたり恒星を10個飲み込む計算になる。現在知られている最も明るいクエーサーの場合には、毎年1000太陽質量程度の物質を消費しているだろうと考えられている。

またクエーサーは、その周辺の環境によって「スイッチ」が入ったり切れたりすると考えられている。例えば、上に挙げたような割合で100億年も「餌」となる物質が供給され続けることはないと思われる。このメカニズムは、なぜクエーサーが初期の宇宙にのみ見られるのかという問題にもうまく説明を与える。つまり、降着円盤によるエネルギー生成は、大質量ブラックホールの周囲の物質が全て消費し尽くされると停止するのである。 このことから、我々の銀河系を含むほとんどの銀河は過去にクエーサーの段階を経験し、現在は中心のブラックホールに質量が供給されていないためにエネルギー放射活動をしない平穏な状態にある、とも考えられる。

クエーサーと初期宇宙
クエーサーは、ビッグバン後に宇宙の再電離が始まった時期についても手がかりを与えている。
クエーサーのスペクトルを観測すると、クエーサーと我々の間にある様々な物質による吸収線が見える。
この吸収線をガン・ピーターソンテストという以下の手法で調べることで、宇宙の再電離が始まった時期を推定できる。

観測するクエーサーが、再電離が起こるより前の(赤方偏移が大きい)時代にある場合、クエーサー周辺の銀河間ガスは中性水素の状態になっているため、クエーサーのスペクトルを見ると、水素のライマンα線より短い波長の光は中性水素によって全て吸収され、連続的な吸収領域が見える。
逆にクエーサーが再電離後の(赤方偏移が小さい)時期に存在する場合、銀河間ガスは全て電離水素になっているため、ライマンα線より短い波長域には連続的な吸収は見られず、クエーサーと我々の間に断片的に存在する中性水素の雲によって所々に鋭い吸収線が密集するライマンαの森と呼ばれるスペクトルを示す。
前者のような連続的な吸収域を持つ古いクエーサーは長く見つかっていなかったが、21世紀に入って z = 6 付近のクエーサーが見つかるようになるとこれらのスペクトルにガン・ピーターソン効果による吸収域が発見され再電離前のクエーサーではないかと考えられている。

クエーサーのもう一つの興味深い特徴は、ヘリウムより重い元素を含むことが分かっていることである。
このことは、ビッグバンの後、最初のクエーサーが生まれるまでの間に銀河が恒星(種族IIIの星)を大規模に生成する時期があったことを示唆している。しかし2004年現在、このような第1世代の星が存在した証拠はまだ発見されていないため、今後数年の間にこの種の星が見つからず、重元素を生み出す他のメカニズムも発見されない場合には、現在考えられている初期宇宙のシナリオは大きく修正を迫られるかもしれない。
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「ウィキペディア(wikipedia):フリー百科事典」より文章引用。

クエーサー. (2011, July 4). In Wikipedia.

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