矮小球状銀河

矮小球状銀河（dSph ）は、塵がほとんどなく、古い恒星集団を持つ、小さく低光度の銀河を指す天文学の用語です。これらは、天の川銀河の伴銀河として、またアンドロメダ銀河（M31）の伴銀河系として局部銀河群で発見されています。外観や、ガスや塵がほとんどないか全くなく、最近の星形成がないなどの特性は矮小楕円銀河に似ていますが、形状はほぼ球状で、一般に光度は低くなります。

矮小楕円銀河の半径は球状星団よりもはるかに大きいにもかかわらず、光度と表面輝度が低いため、発見がはるかに困難です。矮小楕円銀河の光度の範囲は広く、既知の矮小楕円銀河の光度は数桁にわたります。^[1]光度が非常に低いため、最も光度が低い既知の矮小楕円銀河であるこぐま座、りゅうこつ座、りゅう座の質量光度比 (M/L) は天の川銀河よりも高くなっています。^[2]矮小楕円銀河にはガスがほとんどないか全くなく、最近の星形成の明らかな兆候はありません。^{[3] [4]}局部銀河群内では、矮小楕円銀河は主に天の川銀河とM31 の近くで発見されています。^{[5] [6]}

最初に発見された矮小球状銀河は、1938年の「ちょうこく座」銀河と「ろな座」銀河でした。 ^[2]スローン・デジタル・スカイ・サーベイでは、2007年までに11個の矮小球状銀河が発見されました。 ^[7] 2015年までに、さらに多くの超微光球状銀河が発見されましたが、それらはすべて天の川銀河の衛星でした。^[8 ] 2015年のダークエネルギーサーベイでは、9個の潜在的に新しい球状銀河が発見されました。 ^[9]各球状銀河は、発見された星座にちなんで命名されており、例えばいて座矮小球状銀河は、すべて数ギガ年にわたって形成された、一般的に1～2億年よりはるかに古い星で構成されています。^[2]

例えば、カリーナ矮小球状銀河の星の98%は20億年以上前に形成されており、約30億年前、70億年前、130億年前の3回のバーストで形成されています。^[2]カリーナの星は金属が乏しいこともわかっています。^[10]これは星団とは異なります。星団にはほぼ同じ時期に形成された星があるのに対し、矮小球状銀河では複数のバーストで星が形成されるからです。^[2]

最も低光度の矮小球状銀河の暗さやそこに含まれる恒星の性質から、一部の天文学者は、矮小球状銀河と球状星団は明確に区別された異なる種類の天体ではないかもしれないと示唆している。^[11]しかし、他の最近の研究では、矮小球状銀河内の恒星の運動から推定される質量の総量は、恒星自体の質量で説明できる質量の何倍にもなるという違いが見つかっている。研究により、矮小球状銀河の動的質量は約 10 ⁷  M _☉であり、これは dSph 銀河の低光度にもかかわらず非常に大きいことが明らかになっている。^[1]

矮小球状銀河のより暗い光度では、矮小球状銀河と星団をどのように区別するかについては普遍的な合意が得られていないが、多くの天文学者は天体のダイナミクスに応じてこれを決定している。より多くの暗黒物質があるように見える場合、それは巨大で暗い星団ではなく、矮小球状銀河である可能性が高い。現在主に受け入れられているラムダ冷暗黒物質宇宙論モデルでは、暗黒物質の存在は、暗黒物質の兆候がほとんどまたはまったく見られない球状星団とは異なるクラスの天体として矮小球状銀河を分類する理由としてよく挙げられる。矮小球状銀河には極めて大量の暗黒物質があるため、「最も暗黒物質が優勢な銀河」という称号に値するかもしれない。^[12]

dSphsにおける暗黒物質の優位性を示すさらなる証拠としては、矮小球状銀河のフォルナックスの例が挙げられる。この銀河は、天の川銀河の重力の影響が小さいため、動的平衡状態にあると仮定して暗黒物質の質量と量を推定することができる。^{[13]フォルナックス銀河とは異なり、}おおぐま座にある矮小球状銀河UMa2は、天の川銀河からの強い潮汐擾乱を受けているという証拠がある。^[9]

研究のテーマは、矮小球状銀河の内部ダイナミクスが、周回する銀河の重力潮汐力学によってどの程度影響を受けるかである。言い換えれば、矮小球状銀河は、周回する天の川銀河や他の銀河の重力場によって平衡状態に達するのを妨げられる可能性がある。^[2]例えば、六分儀座矮小球状銀河の速度分散は 7.9±1.3 km/s であり、これはビリアル定理によれば恒星の質量だけでは説明できない速度分散である。六分儀座矮小球状銀河と同様に、ヘルクレス座矮小球状銀河のこれまでの研究では、その軌道経路がヘルクレス座に含まれる質量に対応していないことが明らかになっている。^{[14]さらに、}おおぐま座にある矮小球状銀河UMa2が天の川銀河からの強い潮汐擾乱を受けているという証拠がある。^[9]