輝線銀河（きせんぎんが、英語: emission-line galaxy）は、そのスペクトル中に顕著な輝線（原子や分子が特定の波長で放出する光）を示す銀河の総称である。通常の銀河が示す星の吸収線スペクトルとは異なり、輝線銀河は電離したガスからの放射が支配的であり、銀河内の物理状態や星形成活動を観測する上で極めて重要な天体である。
概要 銀河のスペクトルにおいて輝線が観測されることは、その銀河内部に熱い電離ガスが存在することを意味する。これらの中性水素や重元素の原子は、近傍の高温星からの紫外線や、活動銀河核 (AGN) からの高エネルギー放射によって励起され、再結合する際に特有の波長の光を放出する。代表的な輝線には、水素のHα線（656.3 nm）、[O III]（二階電離酸素）、[N II]（一階電離窒素）などがある。
分類
輝線銀河は、輝線を生じさせている主たるエネルギー源によっていくつかのカテゴリーに分類される。
スターバースト銀河: 非常に活発な星形成が行われている銀河。大質量星から放出される強力な紫外線が周囲の水素ガスを電離させ、強い輝線を引き起こす。 活動銀河 (AGN) : 銀河中心核に超巨大ブラックホールを持ち、その降着円盤からのエネルギーがガスを電離させるもの。セイファート銀河やクエーサーなどがこれに含まれる。 青色コンパクト矮小銀河 (BCG) : 金属量が低く、爆発的な星形成を行っている小型の銀河。 H II銀河: 星形成領域（H II領域）からの輝線が銀河全体の光度を支配しているタイプ。
観測と物理的性質 輝線の強度比を分析することで、銀河の物理的性質を詳細に推定できる（BPT図などが用いられる）。
星形成率: Hα線の強度は、銀河内における若く高温な大質量星の数に直接比例するため、現在の星形成率を測定する主要な指標となる。 金属量: [O III]/Hβや[N II]/Hαなどの輝線比を用いることで、星間物質中の酸素や窒素などの重元素の含有量（金属量）を算出できる。 電離状態: 輝線スペクトルの特徴から、その電離源が星形成（光電離）によるものか、AGNによるものかを判別できる。
天文学的意義 輝線銀河の観測は、宇宙における銀河進化の研究において不可欠である。特に、初期宇宙で観測される高赤方偏移の銀河は多くが輝線銀河であり、宇宙再電離の解明や、初期の星形成様式を知るための重要な観測対象となっている。
参考文献
脚注