宇宙に存在する銀河のさまざまな種類

銀河とは正確には何でしょうか。簡単に言えば、銀河は、星、星の残骸、その他の天体が重力によって拘束された星系です。それぞれの銀河は形や大きさが異なり、重心を中心に回転します。

 

天の川を含む銀河に関する知識は、紀元前5世紀のアリストテレスの哲学的思考から、1920年代初頭のエドウィン・ハッブルの画期的な発見、そして20世紀後半と21世紀の主要な科学的発見へと進化してきました。

 

観測可能な宇宙には、2兆個以上の銀河があると推定されます。これまでに発見された銀河のほとんどには、それぞれ特徴があり、形や大きさが大きく異なります。

 

異なる銀河を分類するために、天文学者と研究者たちは、エドウィン・ハッブルが提唱したハッブル シーケンスという形態分類を使用しています。この分類は、個々の銀河を正確に研究するのに役立ちます。

 

ハッブルの方法は、1959年にフランスの天文学者ジェラール・ド・ヴォクルールによって後に修正されました。これらの分類と他のいくつかの特性に基づいて、さまざまな種類の銀河について説明していきます。

 

ハッブルシーケンス

 

ハッブル分類スキームの銀河

 

1926年、エドウィン・ハッブルは銀河の形態学的分類スキームであるハッブル分類を初めて提唱しました。この分類では、楕円銀河、渦巻銀河、レンズ状銀河を主要な3分類として認識します。これらの幅広い銀河分類は、さらに細分化され音叉図と呼ばれる系列を形成しています。

 

楕円銀河

楕円銀河は一般的に滑らかで特徴がありません。ハッブル分類スキームでは、銀河を扁平率に基づいて分類しており、E0はほとんど球状の銀河で、E7は非常に細長い銀河です。

 

楕円銀河の最も顕著な特徴の1つは、散開星団（数千個の星の集団）の数が非常に少なく、星形成率が低いことです。これらの銀河は一般に、より古く、進化した星で構成されています。

 

観測可能な宇宙で最大の銀河は楕円形です。その多くは、直径が70万光年以上あり、質量は約100000000000000太陽質量(M☉)つまり10 ^ 13 M☉となります。

 

楕円銀河の例：メシエ 87（M87）、IC 1101、マフェイ 1（最も近い楕円銀河）

 

渦巻銀河

 

NGC7793（渦巻銀河）、画像提供：NASA / JPL-Caltech /R. Kennicutt

 

渦巻銀河は、明るい渦巻腕（主に2つ）と、主に古い星で構成される中央のバルジによって認識されます。ハッブル分類では、渦巻銀河は英語の文字Sで示され、その後に添え字a、b、またはcが続きます。添え字は渦巻腕の巻き込みの強さを示します（aは巻き込みが強いことを示します）。

 

渦巻銀河の腕は、まだ形成中の若い星が多数存在するため、はっきりと見えます。

 

棒渦巻銀河

棒渦巻銀河は、基本的に、中央に棒状の構造を持ち、両側から外側に伸びる渦巻銀河です。これまでに観測されたすべての渦巻銀河の半分以上は、実際には棒渦巻銀河です。ハッブルでは、棒渦巻銀河をSBとして表され、その後に、通常の渦巻銀河と同様に英語の小文字a、b、cが続きます。

 

これらの銀河系の棒は一時的なものと見なされ（時間の経過とともに崩壊します）、核からの外向きのエネルギー放出、または隣接する銀河の強力な潮汐力の相互作用によって引き起こされます。

 

20億個の星（そのうちの1つは太陽）を含む天の川は、かつては渦巻銀河として分類されていましたが、現在は棒渦巻銀河として確認されています。

 

棒渦巻銀河の例：天の川、アンドロメダ銀河、子持ち銀河

 

レンズ状銀河

渦巻銀河の2つの枝が分岐するハッブル系列の中間に、シンボルS0で表される中間銀河があります。

 

このタイプの銀河はレンズ状銀河として知られています。核に明るいバルジがあり、外観は楕円形です。しかし、渦巻銀河とは異なり、渦巻腕はなく、新しい星を次々と生み出す可能性はありません。

 

レンズ状銀河の例：車輪銀河、NGC 2787

 

ドゥ・ボークルール分類

 

ハッブルドゥ・ボークルール銀河の形態分類図

 

ハッブル シーケンスに基づいて、フランスの天文学者ドゥ・ボークルールは銀河の形態分類の拡張を提唱しました。ドゥ・ボークルールは、ハッブルの分類は不完全であり、完全に説明されていないと主張しました。

 

ドゥ・ボークルールの系統では、楕円、渦巻、レンズ状、および不規則銀河の主要な分類は維持されますが、銀河の輪、棒、および渦巻腕に焦点を当てた、より詳細な分類が導入されました。

 

形態学に基づく他のタイプの銀河

特異銀河：その名前が示すように、特異銀河は大きさ、形、組成等が通常とは異なる銀河です。発見されたすべての銀河のうち、特異銀河として分類されているのはごくわずかです。 現在、天文学者によって特定された特異銀河はAGN（活動銀河核）と相互作用銀河の2種類です。

 

このタイプの銀河は、2つの銀河が互いに非常に接近したときの重力による綱引きの結果であると考えられています。影響を受けた2つの銀河は、大規模な潮汐の相互作用により、独特の視覚特性を発達させます。

 

ホーグのオブジェクト: 環状銀河|画像提供：NASAとハッブルヘリテージチーム

 

環状銀河：環状銀河には、比較的明るさのない核の周りを取り囲む、巨大で若い明るい星が多く存在します。ホーグのオブジェクトは約612メガ光年離れたへび座にある環状銀河の完璧な例です。

 

環状銀河の形成に関する主要な理論は、小さな銀河が大きな銀河の核近くを通過することで引き起こされる重力変化によるというものです。

 

不規則銀河：楕円銀河にも渦巻き銀河にも分類できない銀河は、不規則銀河として知られています。不規則銀河は混沌とした外観をしており、渦巻腕や中央のバルジがありません。不規則銀河は Irr-I銀河、lrr-II銀河、およびdI-銀河の3つのサブカテゴリーに分けることができます。これらはいずれもハッブルスキームでは分類できません。

 

活動銀河

ここまで銀河の形態や外観に基づいて銀河について説明しました。しかし、銀河の形に関係なく、活動銀河核が含まれている場合は、活動銀河として分類することもできます。

 

活動銀河核とは銀河の中心近くのコンパクトな領域であり、ほとんどすべての電磁スペクトルにわたって通常よりも高い光度を持っています。

 

活動銀河は電波の弱い AGNと電波の強いAGNの2つに分類されます。セイファート銀河のような電波の弱い AGNは狭く時に広い輝線を示し、まれに強いX線放射、弱い電波ジェットを示します。他のタイプの電波が弱いAGNは、ライナー、クエーサー2、および電波が弱いクエーサーです。

 

ハッブル望遠鏡撮影画像：ほぼ光速移動する活動銀河メシエ87が放出する物質のジェット

 

一方、電波が強いAGNの一種であるブレーザーは、高いX線と電波の放射、ジェットで区別され、変動が大きくなります。他の電波が強いAGNは、光学的に暴力的な可変クエーサーと電波銀河です。

 

スターバースト銀河

スターバースト銀河は、新しい星を非常に活発に形成することで知られています。星の形成率が非常に高いので、これらの銀河は他のどの種の銀河よりもはるかに速く星形成ガス貯留層全体を使用することになります。観測可能なスターバースト銀河のほとんどは、銀河の合体を経ているか、銀河の合体に遭遇しようとしています。

 

何年にもわたって、天文学者は個別の外見の特徴に基づいてスターバースト銀河を分類し、青色コンパクト矮小銀河、高光度赤外線銀河、ウォルフ・ライエ銀河としました。うち1つを以下に説明します。

 

高光度赤外線銀河：赤外線銀河は、おそらく単一のガス状の渦巻きであり、コンパクトな領域に詰め込まれた多数の星から、または活動銀河の核から赤外線の光度を取得します。 LIRGは太陽の1000億倍以上の明るさを持つと考えられています。

 

天の川銀河では毎年わずか7個の星が形成されるのに対し、高光度赤外線銀河の中には、約100個の新しい星を作り出すものがあると一般的に考えられています。そのため非常に高い光度レベルを維持します。

 

ライマン・アルファ・エミッタ―

 

左側は実際のライマン・アルファ・エミッタ―、右側は銀河のイメージ 画像提供：チャンドラ天文台

 

ライマン・アルファ・エミッター（LAE）は、ライマンアルファ輝線として知られる水素の連続スペクトルを放出する銀河タイプです。宇宙の遠方に位置するこれらの銀河は若く、通常は10 ^ 8太陽質量という小さな質量となります。

 

他の特徴として非常に高い特定の星形成率があり、これらの銀河が天の川自体のようなはるかに古く進化した銀河の進化を研究するために大きな価値があることを強く示唆しています。

 

低活動銀河

超拡散銀河（UDG）：UDGは、さまざまな銀河団に見られる非常に密度の低い銀河です。ほとんどのUDGは天の川とほぼ同じ大きさですが、目に見える星の数の1％程度しかありません。 UDGは、星形成ガスが不足しているため、主に古い星で構成されています。

 

低表面輝度銀河：このタイプの銀河はほとんどが矮小銀河であり、物質のほとんどは星ではなくガス状の水素の形態をとっています。星形成がないため、非常に暗いです。