クェーサーやセイファート銀河など活動銀河中心核(AGN)のスペクトルには、NV、CIV、SiIV、MgIIなどのイオンによる紫外線領域の共鳴線、および半禁制線CIII]など、線幅が広く、強い特徴的な輝線が見られる。光学的に同定されたQSOの約10%については、これらの著しい輝線の短波長側に同一イオンによる幅の広い吸収線が隣接して存在し、その吸収物質の視線速度が光速の十分の一にも達するものがあることが知られていて、このようなクェーサーを幅広吸収線(BAL)QSOと呼んでいる。

　強い輝線を放つ広輝線(BLR)領域は、中心核に最も近い領域であると考えられている。このことは、広輝線が中心核の構造を知る上で重要なプローブとなることをも意味している。なぜなら、第一に広輝線が、中心部の力学的構造について情報をもたらしてくれるからであり、第二に広輝線は、中心核からの連続光のエネルギーすなわち紫外放射を再放射する領域であり、我々が直接観測できないLyman端よりも短波長側の電離のエネルギー源について貴重な情報を与えてくれるからである。

　最初の幅広吸収線QSOとしてPHL5200が発見されて以来、このような、幅の広い吸収線がいかに形成されたかを説明する試みがいくつか為されてきた。幅広吸収線QSOの吸収線の形が、P-Cygni型輪郭と似ていることから、膨張する殻での共鳴散乱であるとの解釈が提唱された。この仮説は、短波長側の深い吸収線をよく再現することができ、成功をおさめたかのように見えた。しかし、典型的なP-Cygni輪郭は膨張速度がゼロの輝線領域から次第に吸収量が深くなり、膨張速度が最大となるところで吸収量が最大となり強度ゼロになる、なだらかな吸収線輪郭を示す。ところが実際の幅広吸収線QSOの輪郭は、輝線端で急激に吸収量が最大となり、膨張速度が大きくなるとなだらかに回復するという吸収線輪郭を示し、典型的なP-Cygni型とはまさに正反対の特徴を示す。幅広吸収線QSOの吸収線輪郭が典型的なP-Cygni輪郭とは形が異なっている理由の一つは、幅広吸収線に伴う流出流が球対称な流れではないためと思われる。実際、QSOのまわりのガスが円盤状に分布していることを示すいくつかの傍証がある。

　この幅広吸収線の形成領域の幾何学的構造については、未だに推測の域を出ない。なぜなら、QSOは遥か遠方の宇宙にあって、その中心核付近の構造を直接解像して観測することができないからである。現在、最も受け入れられている描像は、AGNの中心に超大質量ブラックホールが存在し、降着円盤がそのまわりにあるというものである。幅広吸収線QSOの偏光スペクトル観測により、吸収線が大きく偏光していることが報告され、これは散乱物質の非対称な分布を示すものと解釈され、円盤構造の存在を強く示唆するものとされている。この円盤構造モデルに基づき、幅広吸収線QSOの幾何構造を説明するモデルとして、光電離した雲モデル、輻射による円盤風(Disk-Wind)モデル、磁場による流出モデルなど、中心部からの高速流の起源を説明するためのいくつかのアイデアが提唱された。

　現在最も期待できるモデルは降着円盤モデルである。なぜなら、中心核からのプラズマ流出、視線方向への電離雲による部分的な遮光効果などを矛盾なく説明できるからである。近年、銀河中心の巨大ブラックホールの周辺に降着円盤が存在することは、NGC4258の水メーザーの観測や銀河系中心の赤外星の高速運動などで確かめられた。これらの発見は活動銀河中心核にも一般に巨大ブラックホールがあり、降着円盤が存在する可能性を示唆している。

　AGNの広輝線に付随する吸収線と円盤構造との関係を示唆する傍証の数々は、銀河中心核の中心部のガス流出現象をモデル化するのに、円盤構造を考慮することが不可欠であることを示している。そこで、本研究では、QSOの幅広吸収線流を記述する動力学的モデルを構築し、その輻射スペクトルを再現することを目標とした。

　円盤の大きさや、円盤の広がり角については観測から得られる値を採用し、次のような描像を採用した。まず、超巨大ブラックホールのまわりに降着円盤の存在を仮定する。広輝線を放つ領域は、中心から10光日の距離に広がっているとする。これは、光反響(light echo)効果から得られた数字である。幅広吸収線を形成するガスは、降着円盤からガス圧もしくは輻射圧を受け、円盤と垂直方向上に持ち上げられる。このガスは、中心のエネルギー源からの強い輻射場に曝されて電離する。そして、輻射圧によってこのプラズマは動径方向に吹き飛ばされ、これにより青方偏移した吸収線が形成される。幅広吸収線領域は、輝線領域から数パーセクの距離まで広がっているとする。

　本研究で幅広吸収線QSOのスペクトルを算出するために導入したプログラムは、Lucy’83によって開発された膨張する殻での共鳴線の形成を記述するモンテカルロコードをもとにしている。このコードは、Abbott and Lucy’85で恒星風の力学構造を取り扱うために使われたり、最近ではLucy and Abbott’93でWolf-Rayet windの力学構造をモデル化するのに使われている。今回の幅広吸収線QSOのモデルでは、円盤内での輻射輸送に特に力点をおき、このモンテカルロ法で解いた。この手法の最大の利点は、複雑な幾何学構造を持った膨張する媒質の中で形成される吸収線を取り扱うことができる点である。一般に、動く媒質の中での散乱の解析的な取り扱いは極めて困難である。なぜなら、輻射源と吸収するガスの相対的な速度がドップラー偏移を引き起こすからである。モンテカルロ法による輻射輸送の取り扱いの基本は、ガスを通過する光子束の軌跡を追跡して行くことである。各々の光子束の軌跡をすべて追跡するため、動くガスの中でドップラー偏移した共鳴散乱光子の波長を決定することができる。また、同様にしてその空間位置も高い精度で決定することができる。よってどんな幾何学構造をもつ散乱媒質でも考察することが可能となる。そして今回、我々はこれを円盤構造に適用した。

　入力するスペクトルエネルギー分布(SED)は、AGNの場合、一般にpower lawによって記述するが、もともとのコードは黒体輻射で書かれているため不適切である。この点に関してはコードを改良する必要があった。また電離構造は、SEDを変えることによって違ったものとなってしまう。よって電離構造もエネルギー・バランスを数値的に解いて考慮した。

　上述のモンテカルロコードによって、幅広吸収線QSOにおいて典型的なイオンの共鳴散乱を適切に扱いつつ、円盤風上での輻射輸送を計算することが可能となった。特定の幅広吸収線QSOをモデル化するには、このコードに、個々のイオンの密度と速度分散を入力する必要がある。速度分散は、吸収線輪郭から終端速度を読みとることにより、直接換算して求めることができる。一方、密度に関しては観測されたスペクトルにモデルスペクトルを合致させるように、何回か試行錯誤を繰り返す必要がある。化学組成については、まず太陽組成を用い、モデルスペクトルの最終計算結果が観測されるスペクトルに合わない場合には組成比に補正が必要と判断し、変更を加えることとした。

　計算の結果として、円盤-風モデルにおける線吸収による輻射圧加速効果をCIV1549、SiIV1394など高階電離イオンの共鳴線、及びMgII2798など低階電離イオンの共鳴線について具体的に算出し、観測される線輪郭と比較して評価することができた。いろいろな物理過程を考慮したモデルではあるが、モデルが必要とする自由パラメータは、比較的少ない。その中でも特に重要なのが、中心核の電離紫外線光度と中心のブラックホールの質量、およびダストによる星間赤化量である。