クエーサー（Quasar）とは何か？
クエーサー（Quasar）とは、「Quasi-Stellar Radio Source（恒星状電波源）」の略称で、見た目は恒星のように点光源として観測されますが、実態は非常に活動的な銀河核（活動銀河核、AGN）の一種です。中心にある超大質量ブラックホールへ物質が降着（落ち込む）する際に放出される莫大なエネルギーにより、宇宙でもっとも明るい天体の一つとして知られています。クエーサーは銀河の中心部に位置し、巨大な重力と高温・高エネルギーのガスの相互作用を通じて非常に強い電磁波を放出します。
1. 発見の歴史
1.1. 名称の由来
クエーサーは、1960年代はじめに電波源として発見されました。当初、電波望遠鏡で観測される強い電波源が、可視光で見ると星のような点光源にしか見えなかったことから「Quasi-Stellar Radio Source（恒星状電波源）」と呼ばれました。
その後、可視光や電波以外の波長でも非常に強い放射が観測され、「クエーサー（Quasar）」という省略された呼称が定着するようになりました。
1.2. 3C273の発見
1963年に天文学者のマーテン・シュミット（Maarten Schmidt）が、クエーサーの一つである3C273のスペクトルを詳しく調べた結果、非常に高い赤方偏移（レッドシフト）をもつことを突き止めました。これは、観測対象が我々から遠ざかっていることを示し、また宇宙論的なスケールの遠方天体であることが判明。ここから、クエーサーは「遠い宇宙から飛来する驚異的に明るい天体」として注目を集めるようになりました。
2. 特徴と構造
2.1. 超大質量ブラックホール
クエーサーの根幹には、太陽の数百万倍から数十億倍の質量を持つ超大質量ブラックホールが存在します。このブラックホールの重力井戸に降着円盤（ガスや塵が渦巻き状に集まる円盤）が形成され、物質がブラックホールへ落ち込む際に膨大なエネルギーが放出されます。クエーサーの強烈な輝きは、主にこの降着円盤やジェットの活動によるものです。
2.2. 降着円盤
降着円盤はブラックホール付近に存在するガスが光速に近い速度で渦巻いているため、非常に高温となりX線から紫外線領域で明るく輝きます。圧力や温度が非常に高くなることで、観測可能な電磁波スペクトルの幅広い範囲にわたって放射が生み出されます。
2.3. relativisticジェット
一部のクエーサーでは、ブラックホールの極方向にRelativisticジェットと呼ばれる物質の噴出流が高速で放出されます。これは、電磁場やガスの流体力学的効果によって加速される結果と考えられています。このジェットからは電波からガンマ線まで、広い波長域で強い放射が観測されます。
2.4. トーラス構造
クエーサーなどの活動銀河核は、ブラックホールを取り囲む環状の塵やガスの構造（トーラス）を持つと考えられています。観測方向に応じて、トーラスが可視光や赤外線で観測されるか、あるいはその奥に隠されてしまうかが変わります。結果として、クエーサーは視線方向やエネルギー帯によって見え方が変わるのが特徴です。
3. 明るさとエネルギー
3.1. 宇宙でもっとも明るい天体の一つ
クエーサーの光度は銀河全体の光度を上回るほど極めて高く、数千億個の恒星を含む銀河の輝きさえも凌駕するとされています。これは、ブラックホールへの降着という非常に効率のよいエネルギー生成プロセス（質量エネルギーへの変換）によるものです。
3.2. 絶対等級
クエーサーの明るさを示す絶対等級は、通常の恒星や銀河と比べて大幅に明るい値を示します。たとえば、光度が最も高いクエーサーの一つは太陽の数千兆倍もの明るさがあると推定されています。
3.3. 観測上の問題
クエーサーが極めて遠方にある場合、地球上や近傍からはその実態を細部まで観測することが難しくなります。そのため、クエーサーの構造解明には電波干渉計やX線衛星、宇宙望遠鏡など多様な観測手段が用いられています。
4. 赤方偏移（レッドシフト）と宇宙論的意義
4.1. 赤方偏移の高さ
クエーサーの多くは非常に遠方に存在し、光が我々のもとに届くまでに数十億年を要します。そのため、スペクトルの特徴線(スペクトル線)は大きく赤方向へシフトして観測されます。赤方偏移の値 zz が大きいほど、より遠方の天体を示しています。
4.2. 宇宙初期の情報
宇宙が形成されて間もない頃から既に存在するクエーサーも観測されています。これにより、初期の銀河形成や超大質量ブラックホールの進化を探るうえで、クエーサーは貴重な手がかりを与えてくれます。クエーサーの光を通して、宇宙初期のガスの組成や物質分布を研究することも可能です。
4.3. 宇宙の膨張とハッブルの法則
赤方偏移は、観測者と天体との間の相対速度（宇宙の膨張）を示す指標の一つです。クエーサーを用いてハッブルの法則（遠方の天体ほど大きな赤方偏移を持つ）を調べることで、宇宙の膨張速度やダークエネルギーの性質などを研究するうえでも重要な役割を果たします。
5. クエーサーと活動銀河核（AGN）の関係
活動銀河核（AGN）は、クエーサーと同様に超大質量ブラックホールの活動により強いエネルギーを放射している銀河の中心領域を指します。クエーサーはAGNの中でも特に光度が極めて高いものを指すため、AGNの一形態であるとも言えます。AGNにはセイファート銀河やブレーザーなど、様々なタイプがありますが、それらは観測方向やブラックホール周囲の構造、ジェットの有無などにより分類されます。
6. 現在の研究と今後の展望
6.1. 超大質量ブラックホールの成長過程
まだ宇宙が若い時代（ビッグバンから数億年〜数億年程度）にも、太陽質量の数十億倍にも及ぶブラックホールが存在していた事実は、どのように短い時間でそこまで成長したのかという大きな謎を投げかけています。クエーサーの観測により、超大質量ブラックホールの成長モデルを検証する研究が進められています。
6.2. 電波干渉計・重力波天文学との連携
近年、電波干渉計（例：VLBI）を用いた高分解能観測や重力波天文学との相互補完が注目されています。特に重力波観測とクエーサーの活動やブラックホール連星系の研究を合わせることで、ブラックホール同士の合体過程やジェットの生成機構をより深く理解できる可能性があります。
6.3. 次世代望遠鏡・多波長観測
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）などの次世代大型宇宙望遠鏡や、30m級の超大型地上望遠鏡（ELT）の計画などにより、可視光・赤外線やX線・ガンマ線にわたる多波長での高精度観測が期待されています。これらの技術的進歩によって、クエーサーの構造や周囲のガス分布、さらには銀河間物質の状態などがより詳しく解明されるでしょう。
7. まとめ
クエーサーは、超大質量ブラックホールへの降着過程が引き起こす、宇宙でも屈指の明るさを誇る天体です。数十億光年もの彼方からやってくる膨大な光や電波は、宇宙の初期段階に関する手がかりを多く含んでいます。そのため、クエーサーの研究はブラックホールの成長過程、銀河形成の歴史、さらには宇宙全体の膨張といった様々な天文学・宇宙物理学の謎を解くうえで重要な役割を担っています。今後の観測技術の進歩や理論研究の発展により、クエーサーがもたらすさらなる発見と宇宙の理解の深化が期待されています。
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