GALAXY：特性、コンポーネント、タイプ、形成 - アルテ - 2025

銀河は、ガスや塵の雲、星、星雲、惑星、小惑星、彗星、ブラックホールの十億、と暗い物質のさえ多く、重力の力にすべての構造のおかげとしての天体との問題、の集合体です。

私たちの太陽系は、天の川と呼ばれる大きな渦巻銀河の一部です。ギリシャ語に由来するこの名前は、天球を横切る薄暗い帯に類似しているため、「牛乳の道」と解釈できます。

図1.ハッブル望遠鏡で見た、2535万光年離れたおとめ座の星座にあるソンブレロ銀河M104と呼ばれる美しいレンチキュラー銀河。出典：ウィキメディア・コモンズ。

澄んだ夏の夜には、さそり座と射手座の星座の間で非常によく観測できます。なぜなら、その方向が核であり、星の密度がはるかに高いためです。

銀河の発見の歴史

偉大なギリシャの思想家であり数学者であるアブデラのデモクリトス（紀元前460〜370年）が最初に示唆した-彼の時代には望遠鏡はなかった-天の川は実際には遠く離れた何千もの星で構成されていて、区別がつかなかった。その他。

ガリレオ（1564-1642）が彼に同意するまでしばらく時間がかかりました。望遠鏡を向けると、数え切れないほどの星が空にあることがわかりました。

ガリレオガリレイ-ソース：ドメニコティントレット

天の川は何千もの太陽系で構成され、全体が楕円形で中心を中心にリズミカルに回転していると推測したのは、ドイツの哲学者、イマヌエルカント（1724-1804）でした。

さらに、彼はまた、天の川などの他の星や惑星のセットが存在することを示唆し、それらをアイランドユニバースと呼びました。これらの島の宇宙は、小さなかすかな光のパッチとして地球から見えるでしょう。

20年後の1774年、メシエのカタログが登場しました。これは、フランスの天文学者チャールズメシエ（1730-1817）が作成した、現在までに見える103の深宇宙物体の集まりです。

これらの中には、単に星雲として知られている島の宇宙の候補者がいました。M31星雲はその1つで、現在はアンドロメダの隣接銀河として知られています。

ウィリアムハーシェル（1738-1822）は、深宇宙オブジェクトのリストを2,500に拡大し、最初に天の川の形状を説明しました。しかし、科学者たちはまだM31のような特定の星雲自体が天の川に似た巨大な星の集まりであることを認識していませんでした。

十分な解像度の望遠鏡が必要であり、1904年にカリフォルニアのウィルソン山天文台にある巨大な望遠鏡が直径100インチのミラーで構築されたときに購入できました。すでに巨大な天の川は無数の銀河団の中のたった1つの銀河なので、それまで宇宙の大きさが明らかになりませんでした。

1924年に、エドウィンハッブル（1889-1953）は、オブジェクトM31のセファイドのような星、アンドロメダと呼ばれる最も注目に値する渦巻状星雲を観測することにより、これらの渦巻星雲の1つまでの距離を測定しました。

セファイドは周期的に明るさを変える星であり、これは周期に比例します。明るいものほど周期が長くなります。

それまでにハロルド・シャプリー（1885-1972）は天の川の大きさを見積もっていましたが、その大きさからアンドロメダ星雲は天の川の内側にあると確信していました。

しかし、ハッブルはアンドロメダセファイドとの距離が天の川のサイズよりもはるかに大きいため、その中には見つからなかったと判断しました。アンドロメダは、天の川のように、それ自体が銀河でしたが、長い間、「銀河系外星雲」と呼ばれていました。

一般的な特性

銀河には形があり、後で見るように、この基準に従って分類できます。それらには質量も含まれており、動きがあるため、静的なエンティティではありません。

天の川やアンドロメダなどの巨大で非常に明るい銀河と、「小人」と呼ばれる銀河があり、最大で1000分の1の明るさです。サイズに慣れるために、天文学で使用されているいくつかの測定単位を知っておくと役立ちます。最初に光年があります。

光年は、光が1年間に移動する距離に等しい距離の単位です。光速は300,000 km / sであり、365日の秒数を掛けると、結果は約90億kmになります。

比較のために、太陽から地球までの距離は8.5光分、約1億5000万キロで、これは太陽系内の測定に役立つ1 AUまたは天文単位にほぼ相当します。次に太陽に最も近い星は4.2光年のプロキシマケンタウリです。

AUは、広く使用されているもう1つの単位である秒単位のパーセクまたは視差を生じさせます。ポイントがパーセクの距離にあるということは、その視差が地球と太陽の間で1アーク秒に等しいことを意味します。次の図でそれを明らかにします。

図2.パーセクを定義するスキーム。出典：ウィキメディア・コモンズ。Kes47（？）

サイズ、動き、化学組成

銀河のサイズは非常に多様で、星が1000個しかないほど小さいものから、後で詳しく説明する巨大楕円銀河までさまざまです。

したがって、私たちの天の川は直径約10万光年あり、大きな銀河ですが、最大ではありません。NGC 6872は幅520,000光年で、天の川の直径の約5倍で、現在までに知られている最大の渦巻銀河です。

銀河は静的ではありません。一般的に言って、星やガスや塵の雲は中心の周りを回転運動しますが、銀河のすべての部分が同じ速度で回転するわけではありません。中央の星は、差動回転と呼ばれるもので、外側の星よりも速く回転します。

化学組成に関して、宇宙で最も一般的な元素は水素とヘリウムです。星の内部では、核融合炉のように、私たちが知っている最も重い元素は周期表を通して形成されます。

銀河の色と光度は時間とともに変化します。若い銀河は古い銀河よりも青く明るいです。

楕円形の銀河は赤くなる傾向があり、古い星が多数ありますが、不規則な銀河が最も青くなっています。渦巻銀河では、青は中心に向かって集中し、赤は周辺に向かって集中しています。

銀河の成分

銀河を観察すると、次のような構造が特定できます。これらは、天の川に存在します。これは、最もよく研​​究されているため、モデルとして採用されました。

ディスコとハロ

私たちの銀河の2つの基本的な構造は、円盤とハローです。ディスクは銀河によって定義された中央平面にあり、新しい星を生み出す星間ガスを大量に含んでいます。また、古い星と散開星団-構造が不十分な星のグループです。

すべての銀河が同じ星形成率を持っているわけではないことに注意してください。楕円銀河は、渦巻とは異なり、はるかに低率であると考えられています。

太陽は銀河系の銀河円盤の対称面にあり、円盤内のすべての星と同じように、銀河の周りをほぼ円形で銀河の回転軸に垂直な経路をたどります。1つの軌道を完了するのに約2億5000万年かかります。

ハローは塵とガスがはるかに少ない領域であるため、銀河を密度の低い回転楕円体体積で覆います。それには、球状星団、重力の作用によってグループ化された円盤よりはるかに古い星、個々の星、そしていわゆる暗黒物質が含まれています。

暗黒物質は、その性質が不明なタイプの物質です。これは、電磁放射を放出せず、その存在が、外部の星が予想よりも速く動いているという事実を説明するために提案されたことにその名が由来しています。

銀河の中心に対して星が動く速度は、物質がどのように分布しているかに依存します。これは、星が軌道に留まることによる重力の引力であるためです。速度が速いほど、見えない物質、つまりダークマターが存在します。

球根、銀河核、そしてバー

円盤とハローは別として、銀河にはふくらみ、中央のふくらみ、または銀河核があり、星の密度が高いため、非常に明るくなっています。

その形状はほぼ球形ですが、天の川はピーナッツのようですが、その中心にはブラックホールでできた核があり、多くの銀河、特にスパイラルのもの。

すでに述べたように、核の近くにあるオブジェクトは、遠くにあるオブジェクトよりもはるかに速く回転します。速度は中心までの距離に比例します。

私たちのようないくつかの渦巻銀河には、中心を通り抜けて渦巻腕が現れる構造のバーがあります。禁止されていない渦巻銀河よりも禁止されています。

桿体は、端から球根への物質の輸送を可能にし、核における星の形成を促進することによってそれを厚くすると考えられています。

図3.天の川のコンポーネント。太陽は腕の1つにあり、銀河の中心の周りの回転運動と垂直運動を持っています。出典：ウィキメディア・コモンズ。

銀河の種類

望遠鏡を通して銀河を観察するときに最初に評価されるのは、その形状です。たとえば、大きなアンドロメダ銀河はらせん状であり、一方、その伴銀河NGC 147は楕円形です。

銀河の分類システムはそれらの形状に基づいており、今日最もよく使用されているのは、1926年頃にエドウィンハッブルによって作成されたハッブルの音叉またはシーケンスであり、その後、新しい情報が出現したときに自分自身や他の天文学者によって修正されました。

ハッブルは一種の銀河進化を表すと信じてこの計画を設計しましたが、今日ではそうではないことが知られています。文字は、銀河を指定するためにシーケンスで使用されます。楕円銀河の場合はE、渦巻銀河の場合はS、不規則な形状の場合はIrrです。

図4.ハッブルの音叉。出典：ウィキメディア・コモンズ。

楕円銀河

左側の音叉の首には、文字Eで表される楕円銀河があります。それらを構成する星は、ほぼ均一に分布しています。

文字に付随する数字は、銀河の楕円率-楕円率-を示します。これは、最も球形であるE0から始まり、最も平坦なE7までです。楕円率が7より大きい銀河はありません。このパラメーターをasと表記すると、観測されています。

Є= 1-（β/ɑ）

楕円の見かけの長軸と短軸としてそれぞれαとβを使用します。ただし、地球からの眺めしか得られないため、この情報は相対的です。たとえば、エッジに表示されている銀河が楕円形、レンチキュラー、または渦巻であるかどうかを知ることはできません。

巨大楕円銀河は、宇宙で最大の天体の1つです。それらは観察が最も簡単ですが、矮小楕円銀河と呼ばれるはるかに小さいバージョンがはるかに豊富です。

図5.星座Fornaxの楕円銀河NGC1316。別の小さな銀河と合流しています。出典：画像クレジット：NASA / JPL-Caltech / CTIO。

レンチキュラー銀河とスパイラル銀河

レンチキュラー銀河は、らせん状の腕のない円盤型ですが、禁止することもできます。それらの命名法はS0またはSB0であり、図の分岐点にあります。ディスク上のほこりの量（高吸収ゾーン）に応じて、S01、SB01からS03、SB03に細分されます。

S銀河は適切な渦巻銀河ですが、SBは縞模様の渦巻銀河です。銀河の大部分はこの形をしています。

銀河の両方のクラスは、次に、らせん状の腕の容易さの程度によって区別され、小文字でマークされます。これらは、最大のバルジのサイズとディスクの長さを比較することによって決定されます：Lバルジ/ Lディスク。

図6.カシオペア座にあるアンドロメダの美しい渦巻銀河。出典：NASAのWikimedia Commons Image）。

たとえば、この商が≈0.3の場合、銀河は単純な渦巻状の場合はSaと表示され、禁止されている場合はSBaと表示されます。これらでは、渦巻きはよりきついように見え、腕の星の集中はより希薄です。

シーケンスが右に進むにつれて、らせんは緩く見えます。これらの銀河のバルジ/ディスク比は、Lバルジ/ Lディスク≈0.05です。

銀河に中間的な特徴がある場合、小文字を2つまで追加できます。たとえば、天の川はSBbcとして分類されています。

不規則な銀河

これらは、上記のパターンのいずれとも形状が一致しない銀河です。

ハッブル自身はそれらを2つのグループに分けました：Irr IとIrr II。

Irr II銀河は、無定形であり、認識できる内部構造はありません。Irr IとIrr IIは通常、楕円銀河や雄大な渦巻銀河よりも小さいです。一部の著者は、それらを矮小銀河と呼ぶことを好む。最もよく知られている不規則な銀河には、Irr Iとして分類された隣接するマゼラン雲があります。

図7. 1834年にジョンハーシェルによってケンタウルス座で発見された不規則な銀河NGC5408。最初は惑星状星雲であると考えられていました。出典：ウィキメディア・コモンズ。

ハッブルシーケンスの公開後、フランスの天文学者Gerard de Vaucouleurs（1918-1995）は、Irr IおよびIrr IIの命名法を削除し、Ir IをSd-SBd銀河としてらせん状の腕を持つと呼ぶことを提案しました。 Sm-SBmまたはIm（「m」はマゼラン銀河の場合）。

最後に、形状が本当に不規則で、渦巻きの痕跡がない銀河は、単にGoと呼ばれます。これにより、現代の分類は次のようになっています。

銀河はどのように形成されますか？

銀河形成は今日活発な議論の主題です。宇宙学者たちは、初期の宇宙はかなり暗く、ガスと暗黒物質の雲で満たされていたと信じています。これは最初の星がビッグバンから数億年以内に形成されたという理論によるものです。

恒星生成メカニズムが導入されると、レートに上下があります。そして星は銀河を構成するものなので、銀河の形成につながるさまざまなメカニズムがあります。

重力の引力は、宇宙物体の形成を動かす原始的な力です。ある時点での物質のわずかな蓄積は、より多くの物質を引き付け、蓄積し始めます。

天の川はこのようにして始まったと考えられています。銀河の中で最も古い星であるハローの球状星団を最終的に引き起こした物質の小さな蓄積。

回転は、星形成のこの最初の期間に続く質量の蓄積に固有です。そして、回転によって角運動量が作成され、その保存により、球形の質量の崩壊が生じて、それを平らな円盤に変換します。

銀河は他の小さな銀河と融合することでサイズが大きくなる可能性があります。これは今日の天の川とその小さい隣人、マゼラン雲に当てはまると考えられています。

遠い将来に予想される別の合併は、ほとんどの銀河とは異なり、私たちに迫っているアンドロメダとの衝突です。アンドロメダは現在220万光年離れています。

宇宙にはいくつの銀河がありますか？

ほとんどの空間は空ですが、推定によると数百万、おそらく100兆の銀河があります。他の人たちは2兆個の銀河を推定しています。宇宙のほとんどは未踏のままであり、この質問に対する正確な答えはありません。

わずか12日で、ハッブル宇宙望遠鏡は最も多様な形態の10,000の銀河を発見しました。宇宙の実際の銀河の総数は不明です。望遠鏡で観察するときは、遠くだけでなく時間的にも進んでいることを強調する必要があります。

私たちが見る日光は、到達するのに8.5分かかりました。アンドロメダが双眼鏡で見るのは220万年前の見方です。それが地球から見えるものが観測可能な宇宙の範囲にある理由です。今のところ、その先にあるものを見る方法はありません。

観測可能な宇宙に存在する銀河の数を推定する1つの方法は、ハッブルまたはXDFから非常に深いフィールドショットを撮ることです。これは、天球の小さな領域を表しています。

そのようなショットの1つで、1500億光年離れた5500の銀河が見つかりました。この値に天球全体のXDFの量を掛けることで、言及されている1億個の銀河を推定しました。

すべてのことは、以前は現在よりも多くの銀河があったことを示していますが、今日見られるエレガントな渦巻銀河よりも小さく、青く、形が不規則です。

銀河の例

その巨大なサイズにもかかわらず、銀河は孤立しているのではなく、階層構造にグループ化されています。

天の川はいわゆるローカルグループに属し、すべてのメンバー（約54人）は1メガパーセク以下の距離にあります。次に、ローカルグループと同様の別のクラスターが現れるまで、銀河の密度は減少します。

発見された膨大な種類の銀河の中で、それらの特殊性についていくつかの驚くべき例を強調する価値があります。

巨大楕円銀河

これまでに見つかった最大の銀河は銀河団の中心にあります。それらは巨大な楕円銀河であり、その重力が他の銀河を引き寄せ、それらを飲み込みます。これらの銀河では、星の形成率が非常に低いため、成長を続けるには他の銀河を閉じ込めます。

アクティブな銀河

アクティブな銀河は、天の川のような通常の静かなものとは異なり、非常に高いエネルギーの周波数を放出します。これは、どの銀河にもよく見られる、星の核が放出する周波数よりもはるかに高い周波数です。

何十億もの太陽に相当するこれらの高エネルギー周波数は、1963年に発見されたクエーサーなどのオブジェクトの核から出てきます。驚いたことに、宇宙で最も明るいオブジェクトの1つであるクエーサーは、何百万年もの間このレートを維持できます。

セイファート銀河は活動的な銀河のもう一つの例です。これまでに数百個が発見されています。そのコアは、時間によって変動する高度に電離した放射線を放出します。

図8.セイファートM 106銀河出典：ウィキメディア・コモンズ。X線：NASA / CXC /大学 メリーランド州/ AS Wilson et al .; 光学：Pal.Obs。DSS; IR：NASA / JPL-Caltech; VLA：NRAO / AUI / NSF

中心付近では、大量のガス状物質が中心のブラックホールに向かって突進していると考えられています。質量の損失は、X線スペクトルの放射エネルギーを放出します。

電波銀河は楕円銀河であり、通常の銀河の1万倍以上の大量の無線周波数を放出します。これらの銀河には、物質のフィラメントによって銀河核にリンクされたソース-電波ローブ-があります。これらは、強い磁場の存在下で電子を放出します。

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