矮小楕円銀河

矮小楕円銀河( dEs ) は、通常の楕円銀河よりも小さい楕円銀河です。銀河群や銀河団ではよく見られ、通常は他の銀河の伴銀河です。

「矮小楕円銀河」は、アンドロメダ銀河の衛星であるM32が原型である、まれな「コンパクト楕円銀河」クラスと混同すべきではない。1944年、ウォルター・バーデは、比較的距離が近いことから、矮小楕円銀河NGC 147とNGC 185を個々の星に分解して、局部銀河群のメンバーであることを確認した。1950年代には、近くのろ座銀河団とおとめ座銀河団でもdEが発見された。^[1]

矮小楕円銀河の青色の絶対等級は、 −18 < M _V < −14 の範囲内にあり、通常の楕円銀河よりも暗い。

通常の楕円銀河の表面輝度プロファイルは、以前はド・ヴォークルールのモデルを使用して近似されていましたが、dEsは指数関数的に減少する表面輝度プロファイルで近似されていました。しかし、両方のタイプは、セルシックモデルと呼ばれるより一般的な関数によく適合し、セルシック指数（表面輝度プロファイルの形状を定量化する）は銀河の光度の関数として連続性があります。 ^[2]これは、矮小楕円銀河と通常の楕円銀河が単一の系列に属していることを示していると解釈されています。

矮小球状銀河と呼ばれる、さらに暗いタイプの楕円銀河は、真に独特なクラスである可能性があります。

矮小楕円銀河は原始的な天体である可能性がある。現在支持されている宇宙論的ラムダ-CDM モデルでは、小さな天体 (暗黒物質とガスから成る) が最初に形成された。相互の重力により、これらの天体の一部は合体して融合し、より質量の大きい天体を形成する。さらに合体すると、さらに質量の大きい天体が形成される。合体プロセスは現在の銀河につながる可能性があり、「階層的合体」と呼ばれている。この仮説が正しければ、矮小銀河は今日の大規模な渦巻銀河の構成要素である可能性があり、さらに合体して巨大楕円銀河を形成すると考えられる。

もう一つの説^{[3]は、dE は低質量の}渦巻き銀河の残骸であり、銀河団内の通常の銀河との重力相互作用を繰り返して丸い形になったのではないかというものです。相互作用によって銀河の形態が変化し、恒星円盤の大部分が除去されるこのプロセスは、「銀河ハラスメント」と呼ばれています。この後者の仮説の証拠は、一部の dE に見られる恒星円盤と弱い渦巻き腕によるものだと主張されています。この代替仮説では、貧血の渦巻き腕と円盤は、現在変形した渦巻き銀河の元の恒星円盤の修正版です。

同時に、銀河ハラスメントのシナリオは全体像ではない。^[4]高度に孤立した矮小楕円銀河 CG 611 は、一貫した回転やかすかな渦巻き腕など、クラスター内の dE 銀河と同じ物理的特性を持っている。これらの特性は、dE 銀河が銀河団への浸漬を必要とする変化の過程を経る前は渦巻き銀河であった証拠となるとこれまで考えられていた。CG 611 には恒星円盤と反対方向に回転するガス円盤があり、^[5]この dE 銀河の円盤が集積イベントによって成長していることは明らかである。 CG 611 が銀河団に落ち込むと、銀河団のハローの高温 X 線ガスによる衝撃圧で CG 611 のガス円盤が剥がれ落ち、銀河団内の他の dE 銀河とすぐに似たガスの少ない dE 銀河が残る。つまり、高密度の銀河団環境内で星を除去したり、銀河の形を変えたりする必要はないため、dE 銀河がかつて渦巻き銀河であったという考えは覆される。

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