【イラストでわかる】クェーサーとは何か
みなさんはクェーサーを知っていますか？クェーサーはとても明るい天体として知られています。この記事では、クェーサーとは何かを解説していきたいと思います。
謎の天体クェーサー
クェーサーは、非常に遠くにあり、宇宙で一番明るい天体です。地球から見ると、普通の星のように点状に見えます。
具体的に言うと、明るさは通常の銀河の100倍になります。距離は、約20億光年～130億光年程となります。
これらの特徴から、大量のエネルギーが、小さな領域から放出されているということが言えます。この異常に明るい天体の正体は、一体何なのでしょうか。
クェーサーの正体
クェーサーの正体は、異常に明るい銀河中心核です。つまり、クェーサーは1つの星ではなく、銀河の中心部分です。しかも、通常の銀河中心核よりも段違いに明るいのが特徴です。
クェーサーが段違いに明るい理由は、太陽の質量の10万~100億倍という巨大なブラックホールが原因と考えられています。
ブラックホールは、光すら脱出できない天体であるため、それ自身はエネルギーを放出しません。しかし、ブラックホールの周囲では、降着円盤と呼ばれる超高温のガスが渦巻いており、大量のエネルギーが放出されます。巨大ブラックホールの近くからは、ジェットが噴き出るものもあります。
1年間にブラックホール降着円盤に吸い込まれるガスは、太陽の質量の数倍にもなります。
クェーサーは活動銀河核の一種
クェーサーのように、異常に明るい銀河中心核を活動銀河中心核といいます。英語ではActive Galactic Nucleiといいます。また、これを略してAGNといいます。
活動銀河核の特徴としては、次の４つが挙げられます。
①異常に明るい
➁銀河に比べてサイズが小さい
③数日から数年の周期で明るさが変わる
④ジェットを出すものもある。
もちろんクェーサーも、この特徴に当てはまります。
活動銀河核の種類
活動銀河核には、いろいろな種類があります。これらは、クェーサーの仲間と考えてよいでしょう。
セイファート銀河
セイファート銀河は、普通の活動銀河核です。活動銀河核の中では比較的暗く、私たちの銀河系の近くにあります。私たちの銀河系の近くで見つかる銀河の１０％はセイファート銀河です。より明るい天体であるクェーサーとは、数値によって区別されています。具体的には、絶対光度－23等級より暗ければセイファート銀河、明るければクェーサーです。しかしながら、この分け方が絶対というわけでもありません。セイファート銀河はそれほど明るくないので、遠方では見つけにくいです。
LINER
LINER（ライナー）とは、低い電離度のイオン（N+やS+）や中性原子（O0）からの強い輝線をだす活動銀河核です。輝線とは、物質がだす光で、物質の種類によって光の波長が違います。例えば、水素原子がだすHα線の波長は656.3nmです。LINERは、発する輝線に特徴がある銀河核といえます。
クェーサー
クェーサーは、活動銀河核の中でも最も明るいものです。明るさは、絶対光度が－23等級より明るいものとされています。クェーサーは非常に明るいので、遠方にあっても発見することができます。この性質のため、初期宇宙の様子を調べるために使われたりもします。
電波銀河
電波銀河は、活動銀河核の内、強い電波を発するものです。ただし、とても明るい電波銀河はクェーサーと呼ばれます。また、電波の弱いクェーサーと区別するために、電波の強い銀河と呼ばれたりもします。
ブレーザー
ブレーザーは、ジェットの方向が、私たちの方を向いている銀河です。このため、ジェットを真正面から見るときと、少しずれたところで見るときが出てきます。ジェットは、進行方向に強い光を発するので、真正面で見たときと、少しずれたところで見るときでは、明るさが激しく変化します。
まとめ
クェーサーについて次のことが言えます。
いかがでしたか？この記事がお役に立てたら幸いです。
【イラストでわかる】ブラックホールと事象の地平面
みなさんはブラックホールをご存じですか？ブラックホールは、なんでも吸い込む穴として有名ですね。この記事では、ブラックホールがどのようなものであるのかを解説します。
ブラックホールの特徴
ブラックホールとは、一言でいえば、
なんでも吸い込み、入ったら最後、二度と出られない穴
です。ブラックホールがなんでも吸い込むのは、非常に重力が強いからです。このため、宇宙で一番早い光さえ吸い込まれてしまいます。
ブラックホールは、一旦中に入ると外にでてこれません。そのため、ブラックホールの中のことは何もわかりません。ブラックホールについても分かることは限られていて、質量、角運動量、電荷の3つしか持たないといわれています。これをノーヘア定理といいます。髪の毛がないという意味です。
ただし、ブラックホールの外側については、観測が可能です。そのため、ブラックホールの外側を研究することで、ブラックホール自体のことを知ろうという動きがあります。
事象の地平面
ブラックホールは、吸い込まれると二度と出てこれなくなるといいましたが、それならばどこまでなら近づけるでしょうか。その答えは、事象の地平面の外側までです。事象の地平面とは、それより内側に入ると二度と出てこれなくなる境界のことです。この事象の地平面がブラックホールの表面です。
事象の地平面は、シュバルツシルト半径に一致します。シュバルツシルト半径は、ブラックホールの半径です。星の質量M、万有引力定数G、光速度cを用いると、シュバルツシルト半径は次のようになります。\[ R_s = -\frac{2GM}{c^{2}} \tag{1} \]したがって、シュバルツシルト半径は、星の質量が大きいほど大きくなることが分かります。
事象の地平面における時空の歪み
重力が存在する場所では、時間と空間がゆがみます。それでは、この歪みによって、何が起こるでしょうか。
時間の遅れ
重力は時空を歪めます。すなわち、時間と空間が、重力がない場合に比べて遅くなったり、縮んだりします。
具体的な式
ブラックホールの中心から距離ｒの位置にいる人の時間Δt*と十分遠くにいる人の時間Δt∞には、\[ Δt_∞=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{R_s}{r}}}Δt_* \tag{4}\]という関係があります。ここでRsはシュバルツシルト半径です。この式に、ｒ＝Rsを代入してみましょう。(4)式は、次のようになります。\[ Δt_∞=\frac{1}{\sqrt{1-1}}Δt_* =∞×Δt_* \tag{5}\]この式から、事象の地表面にいる人の時間は、十分遠くにいる人の時間に比べて無限に遅くなることが分かります。遠くから見ると、事象の地表面では何をやるにも無限の時間がかかるので、そこにいる人は止まって見えます。
光の波長の変化
時空の歪みによって、光の波長も影響を受けます。これを重力赤方偏移といいます。
具体的な式
遠くまで届いたときの振動数を、波長をとすると\[ v_∞= \sqrt{1-\frac{R_s}{r}}v_*、λ_∞=\frac{1}{\sqrt{1-\frac{R_s}{r}}}λ_* \tag{6}\]という関係になります。この式に、ｒ＝Rsを代入してみましょう。(6)式は、次のようになります。\[ v_∞= \sqrt{1-1}v_*=0×v_*、λ_∞=\frac{1}{\sqrt{1-1}}λ_*=∞×λ_* \tag{7}\]このことから、シュバルツシルト半径の位置から発せられた光は、遠くから見ると、振動数が０、波長が無限大となります。このような光は見ることができないので、ブラックホールから発せられた光は見ることができません。
重力赤方偏移の導出をしたい方は下の記事がおすすめです。
シュバルツシルト解
シュバルツシルト解
ブラックホールを表現する式として、シュバルツシルト解があります。これは、一般相対性論から導かれる式です。シュバルツシルト解は 次のようになります。\[ ds^{2} = -\begin{pmatrix}1-\frac{2GM}{c^{2}r}\end{pmatrix}d\begin{pmatrix}ct\end{pmatrix}^{2}+\frac{dr^{2}}{\begin{pmatrix}1-\frac{2GM}{c^{2}r}\end{pmatrix}}+r^{2}\begin{pmatrix}dθ^{2}+sin^{2}θdφ^{2}\end{pmatrix} \tag{2} \]この式の左辺のds2は、線素の2乗といいます。相対性理論では、この線素の2乗を使っていろいろな時空の形を表すことができます。
シュバルツシルト半径
この式で、ｒ＝Rsのときを考えてみましょう。すると上の式は次のようになりますね。\[ ds^{2} = -\begin{pmatrix}1-1\end{pmatrix}d\begin{pmatrix}ct\end{pmatrix}^{2}+\frac{d\begin{pmatrix}\frac{2GM}{c^{2}}\end{pmatrix}^{2}}{\begin{pmatrix}1-1\end{pmatrix}}+\begin{pmatrix}\frac{2GM}{c^{2}}\end{pmatrix}^{2}\begin{pmatrix}dθ^{2}+sin^{2}θdφ^{2}\end{pmatrix} \tag{3} \]この式は、右辺第2項において、0で割ることになってしまい、上手く計算できません。つまり、シュバルツシルト解の値がおかしくなるところがシュバルツシルト半径であるといえます。
ブラックホールの種類
先ほどのシュバルツシルト解は、静止したブラックホールを表したものです。この他にも、自転するかどうか、電荷を持つかを考えることで、シュバルツシルト解とあわせて4種類のブラックホールを考えることができます。
シュバルツシルトブラックホール
シュバルツシルトブラックホールは、自転せず、電荷も持たない最も単純なブラックホールです。このブラックホールは、球対称です。
カーブラックホール
地球や太陽のように自転しているブラックホールをカーブラックホールといいます。自転をしていることを、角運動量を持つといいます。かーブラックホールは、自転による遠心力のため、横につぶれた軸対称の形になっています。
ライスナー＝ノルドシュトルムブラックホール
自転をしない、すなわち角運動量を持たないが、電荷を持つブラックホールをライスナー＝ノルドシュトルムブラックホールといいます。
カー＝ニューマンブラックホール
自転をしている、すなわち角運動量をもち、さらに電荷も持っているブラックホールをカー＝ニューマンブラックホールといいます。
最後に
シュバルツシルト解について式の導出もしてみたい方は、以下の記事がおすすめです。
いかがでしたか？この記事がお役に立てたら幸いです。
【イラストでわかる】ハッブルの法則と宇宙膨張
みなさんは、宇宙は常に膨張しているということを知っていますか？中には、宇宙はビッグバンによって無から生まれたことをご存じの方もいらっしゃるかもしれません。それでは、宇宙が膨張しているということはなぜ分かったのでしょうか。これからくわしく解説していきたいと思います。
ハッブルの法則
ハッブルの法則は、アメリカの天文学者ハッブルが1929年に提唱した法則です。この法則がどういったものであるかを簡単に言うと、
遠くの銀河ほど速いスピードで後退している
というものです。さらに、
後退速度は地球から銀河までの距離に比例する
ことも分かっています。これを数式で表すと、
（ 後退速度v）=（ハッブル定数H）×（銀河までの距離d）
となります。ここで、銀河の後退速度をv、地球から銀河までの距離をdとしています。また、Hはハッブル定数です。
ハッブル定数の値
最新のハッブル定数の値は71km/s/Mpcです。単位の中にあるMpc（メガパーセク）は、1Mpc≒3.1×10^19kmです。
宇宙の年齢
銀河はどんどん遠ざかっています。逆に言えば、時間を遡っていくと、銀河の距離は0になります。銀河の距離が0であるところを宇宙の始まりと考えると、銀河の距離dは、後退速度vを一定として次のように表すことができます。
（銀河までの距離d）＝（宇宙の年齢）×（後退速度v）
宇宙が始まってから今まで一定速度vで進むと、距離dだけ離れるという意味です。この式では、後退速度が一定であると仮定しています。
上の式とハッブルの法則から宇宙の年齢を求めることができます。
宇宙の年齢＝d/v＝1/H
この式を使って実際に宇宙の年齢を求めてみましょう。電卓を用いるなどして実際に計算してみてください。
続きを読む【イラストでわかる】チャンドラセカール質量
みなさんはチャンドラセカール質量はご存じですか？チャンドラセカール質量は白色矮星の上限質量としてよく知られています。この記事では、チャンドラセカール質量について解説します。
目次
チャンドラセカール質量とは
チャンドラセカール質量は、白色矮星の上限質量としてよく知られています。
よりくわしく述べると、チャンドラセカール質量は、絶対零度（－273℃）の電子の縮退圧によって支えられている星の上限質量です。電子の縮退圧により支えられている星とは、例えば白色矮星です。
チャンドラセカール質量の理解において、電子の縮退圧は重要なキーワードになります。そこで、これから先は電子の縮退圧について解説します。長いですがお付き合いください。
縮退圧
縮退圧とは、星の重力による収縮を防ぐ力です。縮退圧を生み出すのは、フェルミ粒子と呼ばれる粒子です。この世はさまざまな物質で構成されていますが、これをバラバラにしていくと素粒子と呼ばれる粒になります。
ボース粒子とフェルミ粒子
素粒子は、ボース粒子とフェルミ粒子の二つに分けられます。このうちボーズ粒子は、同じ場所に同じエネルギーの粒子が何個でも存在することができます。
一方、フェルミ粒子は、同じ場所に同じエネルギーの粒子が2つより多く存在することができません。（スピン1/2の場合）これをパウリの排他律といいます。
ボース粒子とフェルミ粒子についてはこちらの記事で詳しく解説されています。
フェルミ縮退
フェルミ粒子の特性は、フェルミ縮退と呼ばれる現象を引き起します。これは、通常より粒子が高いエネルギーを持ってしまう現象です。通常は、粒子のエネルギーは温度に依存します。しかし、高密度の環境下では、低いエネルギーを持てる粒子の数が少なくなります。粒子は、通常、できるだけ低いエネルギーでいようとするのですが、高密度下ではそうもいかないのです。従って、低いエネルギーを持てなかった粒子は高いエネルギーを持たざるを得ないのです。ちなみに、フェルミ縮退によって通常より高くなった分のエネルギーのことをフェルミエネルギーといいます。
超高密度の環境下では、フェルミ粒子がもつ運動量が飛躍的に大きくなり、縮退圧がとてつもなく大きくなります。その結果、巨大な質量をもつ星を支えることができるようになります。
電子の縮退圧
素粒子の標準模型によれば、電子はフェルミ粒子です。つまり、電子を含む高密度の星ではフェルミ縮退が起こることになります。電子の縮退圧とは、電子がフェルミ縮退によって得るエネルギーによる圧力ということになります。
白色矮星
白色矮星は、太陽と同じくらいの質量をもちながら、半径は100分の１ほどです。しかも、核融合反応が起きないため、核エネルギーによって星を支えることができません。それにもかかわらずつぶれてブラックホールにならないのは、縮退圧のおかげなのです。
縮退圧が支える質量
フェルミ縮退による縮退圧は、星の重力による収縮を防ぎます。ですが、これにも限界があります。これがチャンドラセカール質量です。チャンドラセカール質量は太陽の質量の約1.4倍です。
限界質量を超えるとどうなるのか
チャンドラセカール質量を超えると、重力が縮退圧を勝り、重力崩壊を始めます。その後の命運は星によって異なります。
白色矮星では、チャンドラセカール質量を超えると、超新星爆発が起こります。
最後に
下の記事は、チャンドラセカール質量について数式を交えてわかりやすく解説しています。具体的な計算を知りたいという方はどうぞ。
いかかでしたか？この記事がお役に立てたら幸いです。
【イラストでわかる】超新星爆発のしくみ
みなさんは超新星爆発をご存じですか？超新星爆発の光は凄まじく、銀河にも匹敵します。この記事では、超新星爆発のしくみについてくわしく解説します。
恒星の進化
超新星爆発は、星の進化と密接に関わっています。そのため、超新星爆発の理解には恒星の進化の知識が欠かせません。ここで簡単に解説します。ご存じの方は読み飛ばしてください。
恒星は星間ガスから生まれ、その後様々に進化していきます。どのような命運をたどるかは恒星の質量によって決まっています。進化の過程は大きく分けて次の4通りです。
・太陽質量の0.08倍の質量以下では、核融合反応は起こらず、褐色矮星となります。
・太陽質量の0.08倍の質量以上8倍未満の星では、主系列星となって核融合反応を行た後、炭素を合成したところでそれ以上の反応がとまり、白色矮星となります。
・太陽の質量の8倍から10倍程度の星では、ネオンや酸素まで反応が進みます。この後は白色矮星になるか、超新星爆発を起こします。
・太陽の質量の10倍以上になると、核反応は鉄まで進み、その後重力崩壊を起こします。これにより超新星爆発が起こり、中性子星かブラックホールが誕生します。
超新星爆発のしくみ
超新星爆発とは、恒星がものすごく明るく輝く現象ですが、これが起こるしくみは2種類あります。それは、重力崩壊型超新星と、Ia型超新星です。ここではそれぞれについてそのしくみを解説します。
重力崩壊型超新星
重力崩壊型超新星は、太陽の8倍以上の質量をもつ恒星がその生涯を終えるときに起こす爆発です。
普通の星のエネルギーは、中心部での原子核融合反応により作られます。太陽の8倍以上の星では、
水素→ヘリウム→炭素→酸素→マグネシウム、ネオン、珪素などの重元素→鉄
の順に核融合反応が進んでいきます。鉄まで進むと、それ以上核融合反応は起こらないため、電子の縮退圧で支えられた状態になります。この鉄の部分が太陽の質量の1.4倍（チャンドラセカール質量）を超えると、重力崩壊が始まります。これが爆発の引き金となります。
この鉄コアは、重力崩壊によってどんどん収縮していきます。鉄コアは半径1万ｋｍほどですが、それが一気に半径１０ｋｍ程の中性子星（あるいはもっと重い場合にはブラックホールになります。
さらに収縮すると核力という力がはたらくようになり、この力が重力崩壊を止めます。ここで、内側の重力崩壊は止まりますが、外側の重力崩壊は止まっていないので、内側と外側がぶつかり、衝撃波が生じます。衝撃波はいったん弱まりますが、ニュートリノ加熱によって、星の外側まで広がっていくことができます。この衝撃波が星の表面まで到達すると、星が膨張を始めます。これが超新星爆発の始まりです。
ちなみに、超新星爆発そのもののエネルギーは超新星が光る要因の一つではありますが、超新星の非常に強い輝きを生み出しているわけではありません。超新星が明るく輝く要因となっているのは、爆発で放出されたニッケルが約6日の半減期でコバルトに崩壊するときに放出するエネルギーです。
ニュートリノ加熱について知りたい方はこちらの記事をどうぞ。
Ia型超新星
Ia型超新星は、白色矮星が起こす爆発です。ただし、白色矮星の近くにもう一つ星がある必要があります。
白色矮星の近くに星があると、相手の星から質量をもらうことができます。こうして白色矮星の質量はどんどん大きくなっていきます。これが太陽の1.4倍程度の質量（チャンドラセカール質量）に近づくと、核融合反応がものすごい勢いで起きるようになります。これによって大量の核反応エネルギーが生じます。エネルギーは、粒子の速度を速めるため、粒子は星内部で猛烈に動き回ることになります。この動きは重力を簡単に振り切れるので、星はバラバラになってしまいます。これが超新星爆発として観測されます。
また、白色矮星の近くにある星がなんであるかによって、超新星になる過程が変わります。この過程は2種類あって、それぞれ単縮退、2重縮退という名前がついています。
近くにある星が主系列星や、赤色巨星の場合には、相手の星から放出されたガスが、白色矮星に降り積もります。
近くにある星が白色矮星のときには、白色矮星同士が合体するときに、軽い方の星が壊れて重い方の星に降り積もります。
もう少し詳しく知りたい方には、以下の記事をお勧めします。
まとめ
最後に確認テストを用意したのでチャレンジしてみてください。
より発展的な内容を知りたい方は、下の記事がおすすめです。
いかかでしたか？この記事が少しでもお役に立てていたなら幸いです。
