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矮小楕円銀河（dE）は、通常の楕円銀河よりも小さい楕円銀河です。銀河群や銀河団によく見られ、通常は他の銀河の伴銀河として存在します。
「矮小楕円銀河」は、アンドロメダ銀河の衛星銀河であるM32がその典型例である、まれな「コンパクト楕円銀河」と混同してはならない。1944年、ウォルター・バーデは、比較的近距離にある矮小楕円銀河NGC 147とNGC 185を個々の星に分解することで、これらが局所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矮小楕円銀河が発見された。[ 1 ]
矮小楕円銀河は、−18 < M V < −14の範囲内の青色の絶対等級を持ち、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、どちらのタイプも、セルシックのモデルとして知ら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シーケンスに属していることを示していると解釈されます。
さらに暗いタイプの楕円銀河、矮小球状銀河と呼ばれるものは、真に独立した分類である可能性がある。
矮小楕円銀河は原始天体である可能性がある。現在有力視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なる）が最初に形成された。これらの天体は互いに重力で引き合い、合体してより質量の大きい天体を形成する。さらに合体が繰り返されると、さらに質量の大きい天体が形成される。この合体過程は現在の銀河の形成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、矮小銀河は今日の巨大な渦巻銀河の構成要素であり、それらが合体して巨大な楕円銀河を形成すると考えられている。
別の提案[ 3 ]では、dEは、クラスター内の通常の銀河との繰り返しの重力相互作用によってより丸い形状になった低質量渦巻銀河の残骸である可能性がある。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」と呼ばれている。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状腕によって主張されている。この別の仮説の下では、貧血の渦状腕と円盤は、現在変形した渦巻銀河の元の恒星円盤の修正版である。
同時に、銀河ハラスメントシナリオが全体像を捉えているとは言えません。[ 4 ]非常に孤立した矮小楕円銀河CG 611 は、コヒーレント回転やかすかな渦状腕など、銀河団内の dE 銀河と同じ物理的属性を持っています。これらの属性は、以前は、dE 銀河が銀河団に浸漬される必要がある変換プロセスの前に渦巻銀河であったことを示す証拠になると考えられていました。CG 611 は恒星円盤とは逆方向に回転するガス円盤を持っており、[ 5 ]この dE 銀河の円盤が降着イベントによって成長していることを明確に示しています。 CG 611が銀河団に落下した場合、銀河団の高温X線ガスのハローによるラム圧剥離作用 によってCG 611のガス円盤は剥ぎ取られ、ガスが乏しい矮小電子銀河が残る。この矮小電子銀河は、銀河団内の他の矮小電子銀河とすぐに似た姿になる。つまり、星の除去や銀河の高密度な銀河団環境内での銀河の形状変化は必要なくなり、矮小電子銀河がかつて渦巻銀河であったという考えは覆されることになる。