ティーカップ銀河

ティーカップ銀河（ティーカップぎんが、英:Teacup galaxy）、またはティーカップAGN、またはSDSS J143029.89+133912.0（J1430+1339）は、低赤方偏移のタイプ2クエーサーの1つである。市民科学プロジェクトのギャラクシー・ズーで参加者の市民ボランティアによって発見され、Voorwerpjesと呼ばれる天体のグループであると分類されたのち、電離ガスが広がる様子がティーカップの持ち手に見えることからこの愛称で呼ばれ、SIMBADなどのデータベースや論文中でもこの呼称が使われる。

銀河ティーカップ銀河は銀河バルジが支配的な見た目をしており、非対称な殻状の構造やを持つ。この殻状の構造は直近で2つの銀河が合体を起こした名残である。また、ダストレーンが存在していることから、ガスが豊富な銀河が合体を起こしたことが示唆される。そしてハッブル宇宙望遠鏡がこの銀河を詳細観測した際の画像からは、いくつかの星団の候補がこの銀河内に見つかっており、大西洋上のカナリア諸島にあるカナリア大望遠鏡での観測ではティーカップ銀河は111kpcにも広がる電離ガスを貯め込んでいることが明らかになっている。可視光と電波波長で観測できるバブル構造がこの銀河間物質全体にわたって広がっている。

活動銀河核ティーカップAGNの初期の研究では、明確な証拠こそないもののこの天体が急激な減光中にあると見られていた。その中でチリの超大型望遠鏡（VLT）に搭載された近赤外線積分視野観測用分光器（SINFONI）での観測で、銀河核が青方偏移を示し、1600–1800 km/sのアウトフローが存在することが分かった。そしてスウィフトX線観測衛星とXMM-Newton、チャンドラX線観測衛星によるX線での観測で、パワフルながら隠されていた活動銀河核が存在していることが分かった。こうした新しい観測結果から、AGNが急激な減光をしていなくとも、過去10万年で最大でも25分の1程度の減光幅であれば十分であると示された。

バブル構造

バブル構造のうちの1つはギャラクシー・ズーのボランティアによってスローン・デジタル・スカイサーベイ（SDSS）の画像から、5kpcに及ぶ電離ガスのループ構造として見つかった。このループはやといった輝線で強く光っており、そのためSDSSでのカラー割り振りでは紫色に写る。またティーカップ銀河では[O II]線の輝線も強く、有名なクエーサー3C 48と同じような[O II]/Hβの輝線強度比を示す。

アメリカの超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）で行われた詳細観測では10 - 12 kpc大の2つのバブル構造が発見され、東部バブルと呼ばれるそのうちの1つは光学観測で見えるループ構造に対応している一方で、西部バブルと呼ばれるもう1つの構造は電波観測でしか見ることができない。この観測ではAGNから北東方向に向けて明るい放射が見つかり、これは高速（ - 740 km/s）の電離ガス流だとされている。これらのバブルはそれぞれ小規模な電波ジェットやクエーサー風で形成されたと考えられている。

チャンドラによるX線観測で、このうち東部バブルに対応する位置からX線の放射が観測された。チャンドラのデータは、バブル内部にさらに高温のガスが存在する証拠も示しており、ブラックホールからの物質流が到達していることを示唆している。このようなクエーサーの放射で起こされる風がティーカップ銀河で見られる泡構造を作った可能性が指摘された。

バブル構造をVLTの（MUSE）で観測したところ、ジェットが星間物質を強く攪乱させている様子が観測された。さらに研究者は、バブルの端部分に年齢が1億年から1.5億年未満の若い恒星の集団を発見し、バブル構造が星形成のトリガーになっていることが示唆された。これは星形成のポジティブフィードバックとして知られている。アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）による観測では、電波ジェットが分子ガスを圧縮し加速させている様子が見つかった。これにより、電波ジェットに対して垂直な、横方向のアウトフローが生まれる。この観測は一酸化炭素分子が発する電波の観測に基づいている。

ティーカップ銀河

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