矮小銀河

矮小銀河は、約1000から数十億の恒星で構成された小さな銀河であり、天の川銀河の2000〜4000億の恒星と比較されます。 ^[1]天の川銀河の近くを公転し、300億を超える恒星を含む大マゼラン雲[2]は、矮小銀河^に分類されることもありますが、本格的な銀河であると考える人もいます。矮小銀河の形成と活動は、より大きな銀河との相互作用に大きく影響されると考えられています。天文学者は、形状と構成に基づいて、さまざまな種類の矮小銀河を特定しています。

一説によると、矮小銀河を含むほとんどの銀河は、暗黒物質^[4]と関連して、または金属を含むガスから形成されるとされています。しかし、NASAの銀河進化探査 機は、金属量の少ないガスから形成される新しい矮小銀河を特定しました。これらの銀河は、しし座の2つの巨大な銀河の周りの水素とヘリウムの雲であるしし座リングに位置していました。^[5]

矮小銀河はその小ささゆえに、近隣の渦巻銀河に引き寄せられ引き裂かれ、その結果恒星の流れが生じ、最終的には銀河の合体を引き起こすことが観測されている。^[6]

局部銀河群には多くの矮小銀河があり、これらの小さな銀河は、天の川銀河、アンドロメダ銀河、さんかく座銀河などのより大きな銀河の周りを回っていることが多い。2007年の論文^[8]は、多くの矮小銀河が天の川銀河とアンドロメダ銀河の初期の進化の間に銀河の潮汐によって作られたことを示唆している。潮汐矮小銀河は、銀河が衝突し、それらの重力質量が相互作用するときに生成される。銀河物質の流れは、親銀河とそれらを取り囲む暗黒物質のハローから引き離される。^{[9] 2018年の研究では、いくつかの局部矮小銀河は、}ビッグバン後の最初の10億年以内の暗黒時代に非常に早く形成されたことを示唆している。^[10]

天の川銀河の周りを周回する矮小銀河は20個以上知られており、最近の観測^[11]により、天文学者は天の川銀河最大の球状星団であるオメガケンタウリが、実は中心にブラックホールを持つ矮小銀河の中心核であり、ある時点で天の川銀河に吸収されたのではないかと考えるようになった。

• 楕円銀河：矮小楕円銀河（dE）
• 矮小球状銀河(dSph): かつては矮小楕円銀河のサブタイプであったが、現在では別個のタイプとみなされている^{[引用が必要]}
• 不規則銀河：矮小不規則銀河（dIrr）
• 渦巻銀河：矮小渦巻銀河（dS）^[13]
• マゼラン型矮星
• 青色コンパクト矮小銀河（以下のセクションを参照）
• 超小型矮小銀河（以下のセクションを参照）

天文学において、青色コンパクト矮小銀河（BCD銀河）は、若く、高温で、大質量の星々の大きな集団を含む小さな銀河である。これらの星々のうち最も明るいものは青く、銀河自体も青く見える。^[15]ほとんどのBCD銀河は、矮小不規則銀河または矮小レンズ状銀河としても分類される。BCD銀河は星団で構成されているため、均一な形を欠いている。ガスを激しく消費するため、形成時に星が非常に激しくなる。

BCD 銀河は、新しい星を形成する過程で冷えます。銀河の星はすべて異なる時期に形成されるため、銀河には冷えて物質を蓄積し、新しい星を形成する時間があります。時間が経つにつれて、この星形成によって銀河の形が変わります。

近くの例としては、NGC 1705、NGC 2915、NGC 3353、UGCA 281などがある。^{[16] [17] [18] [19]}

超微光矮小銀河（UFD）は、数百から10万個の恒星を含む銀河の一種で、宇宙で最も暗い銀河です。^{[20] UFDは、外見は}球状星団（GC）に似ていますが、性質が大きく異なります。GCとは異なり、UFDには大量の暗黒物質が含まれており、より広がっています。UFDは、2005年のデジタルスカイサーベイ、特にスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の登場により初めて発見されました。^{[21] [22]}

UFDは、知られている中で最も暗黒物質が優勢なシステムです。これまでに発見されたUFDはすべて、ビッグバンからわずか数百万年後、再イオン化の時代以前の非常に初期に形成された可能性が高い古代のシステムであるため、天文学者はUFDが初期宇宙に関する貴重な情報をエンコードしていると考えています。^[23]最近の理論的研究では、古代のUFDよりもはるかに後の時期に形成された若いUFDの集団の存在が仮説として立てられています。^[24]これらの銀河は、これまでのところ 私たちの宇宙 では観測されていません。

超小型矮小銀河（UCD）は、非常に高い恒星密度を有する非常にコンパクトな銀河の一種で、2000年代に発見されました^{[25] [26] [27]}。その大きさは200光年程度で、約1億個の恒星を含むと考えられています。^[28]これらは、豊富な銀河団の中心部を通過する潮汐力相互作用によってガスと周辺の恒星が剥ぎ取られた核形成矮小楕円銀河の中心核であると理論づけられています。 ^[29] UCDは、おとめ座銀河団、ろ座銀河団、アベル1689、かみのけ座銀河団などで発見されています。^[30] 特に、次世代おとめ座銀河団調査チームにより、おとめ座銀河団の中心領域で前例のないほど大規模な約100個のUCDのサンプルが発見されました。^[31]おとめ座UCDの全体的特性に関する初めての比較的堅牢な研究は、UCDが通常の球状星団とは異なる力学的^[32] および構造的^{[33]特性を持つことを示唆している。UCDの極端な例は、約5400万光年離れた}M60-UCD1で、半径160光年以内に約2億太陽質量を含む。その中心領域の星は、天の川銀河の地球領域の星よりも25倍密集している。^{[34] [35]} M59-UCD3は、半光度半径r _hが約20パーセクでM60-UCD1とほぼ同じ大きさであるが、絶対視等級は約-14.6で40%明るくなっている。これにより、M59-UCD3は2番目に密度の高い既知の銀河となっている。^[36] 恒星の軌道速度に基づくと、おとめ座銀河団の2つのUCDには、銀河の質量の13%と18%の超大質量ブラックホールが存在すると主張されている。 ^[37]

• 
  ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した矮小銀河UGC 685。^[40]

• 銀河の形態分類 – 外観に基づいて銀河を分類するシステム
• 最も近い銀河のリスト
• エンドウ豆銀河 – 明るい青色のコンパクト銀河の可能性のあるタイプ

ウィキメディア・コモンズには、矮小銀河に関連するメディアがあります。

• 天の川銀河の衛星銀河 2014年2月19日アーカイブウェイバックマシン
• 「ホビットの銀河」に関する科学記事 2009 年 3 月 28 日にWayback Machineにアーカイブされました
• SPACE.com の「ホビットの銀河」に関する記事