楕円銀河

楕円銀河は、ほぼ楕円体の形をしており、滑らかでほとんど特徴のない像を呈する銀河の一種である。エドウィン・ハッブルがハッブル系列と1936年の著作『星雲の領域^』[1]で説明した4つの主要な銀河のクラスの1つであり、渦巻銀河やレンズ状銀河もその1つである。楕円銀河（E）は、大規模なディスクを持つレンズ状銀河（S0）や中規模のディスクを持つES銀河^{[2] [3] [4]}とともに、「早期型」銀河群のサブセットである。

楕円銀河のほとんどは、より古く質量の小さい恒星とまばらな星間物質で構成されており、多数の球状星団に囲まれている傾向がある。楕円銀河の星形成活動​​は通常最小限であるが、他の銀河と融合する際に短期間の星形成を経験することがある。^{[5]楕円銀河は、}おとめ座超銀河団の銀河の約10～15％を占めると考えられており、宇宙全体で支配的なタイプの銀河ではない。^{[6]楕円銀河は}、銀河団の中心近くに優先的に見られる。^[7]

楕円銀河の大きさは、数千万の星を持つ矮小楕円銀河から、銀河団の大部分を占める百兆個以上の星を持つ超巨星まで様々です。もともと、エドウィン・ハッブルは楕円銀河が渦巻銀河に進化したという仮説を立てましたが、後に誤りであることが判明しました。 ^[8]ただし、ガスとより小さな銀河の集積により、既存の楕円構造の周りに円盤が形成される可能性があります。^{[9] [10]} 楕円銀河内で発見された星は、平均して渦巻銀河内で発見された星よりもはるかに古いものです。^[8]

• 3C 244.1
• M49 (NGC 4472)
• M59 (NGC 4621)
• M60 (NGC 4649)
• M87（NGC 4486）の超大質量ブラックホールは、イベント・ホライズン・テレスコープによって撮影された最初のブラックホールでした。^{[11] [12]}
• M89 (NGC 4552)
• M105 (NGC 3379)
• NGC 4697、NGC 4697 グループの一部
• ESO 383-76 は、知られている中で最大の銀河の 1 つです。
• IC 1101 、アベル 2029の中心銀河
• ヘラクレス座A、超巨大楕円銀河
• 最も近い巨大楕円銀河、マフェイ1
• CGCG 049-033 は、発見された銀河ジェットの中で最も長いジェットを持つことで知られています。
• ケンタウルス座A（NGC 5128）は、特異な形態と珍しい塵の帯を持つ楕円/レンズ状の電波銀河です。
• へびつかい座超銀河団の噴火の源であるNeVe 1は、知られている中で最も強力な天文現象である。
• M86 ( 4406 )おとめ座にある楕円銀河またはレンズ状銀河

楕円銀河は、他の種類の銀河とは異なるいくつかの特性を持つ。楕円銀河は、星形成ガスが不足した球状または卵形の星の塊である。さらに、星間物質（ガスも塵も）が非常に少ないため、星形成率が低く、散開星団や若い星も少ない。むしろ、楕円銀河は古い恒星の集団が大部分を占めており、赤色をしている。大型の楕円銀河は、通常、球状星団の大規模なシステムを持つ。通常、球状星団には2つの異なる集団があり、1つはより赤く金属に富み、もう1つはより青く金属に乏しい。^[14]

楕円銀河と円盤銀河のバルジの力学的特性は類似しており、同じ物理的プロセスによって形成された可能性を示唆しているが、これはまだ議論の余地がある。楕円銀河とバルジの両方の光度プロファイルはセルシックの法則によく適合し、楕円銀河の構造パラメータ間のさまざまなスケーリング関係は、その集団を統一している。^[16]

すべての大質量楕円銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在する。46個の楕円銀河、20個の古典的バルジ、22個の擬似バルジを観測した結果、それぞれの中心にブラックホールが存在することがわかった。 ^[17]ブラックホールの質量は銀河の質量と密接な相関関係にあり、^{[18]周囲の星の}速度分散と中心のブラックホールの質量を関連付けるM-シグマ関係などの相関関係によって証明されている。

楕円銀河は、銀河団や密集した銀河群で優先的に発見されます。

組織化と構造を持つ平坦な渦巻銀河とは異なり、楕円銀河はより立体的で、構造があまりなく、その星は中心の周りをややランダムな軌道で回っています。

最も大きな銀河は超巨大楕円銀河、またはcD型銀河である。楕円銀河は大きさも質量も大きく異なり、直径は3,000光年から70万光年以上、質量は太陽の10の⁵乗からほぼ10の^{13乗に及ぶ。 [19]}この範囲は、このタイプの銀河では他のどの銀河よりも広い。最も小さい矮小楕円銀河は、典型的な球状星団ほどの大きさはないが、星団には存在しない暗黒物質を大量に含んでいる。これらの小さな銀河のほとんどは、他の楕円銀河とは関連がない可能性がある。

楕円銀河のハッブル分類には、銀河像がどれだけ細長いかを表す整数が含まれています。分類は、銀河の等輝度線の長軸 ( a ) と短軸 ( b ) の比によって決定されます。

${\displaystyle 10\times \left(1-{\frac {b}{a}}\right)}$

したがって、 aがbに等しい球状銀河の場合、その数は 0 であり、ハッブル型は E0 です。文献での制限は E7 程度ですが、1966 年以来^[2] 、 E4 から E7 の銀河は、視線に対して異なる角度で傾斜したディスクを持つレンズ状銀河として誤分類されていることが知られています。これは、それらの恒星ディスクの回転を明らかにするスペクトル観測によって確認されています。 [ ^{21] [22]}ハッブルは、形状の分類は銀河の固有の形状と、銀河が観測される角度の両方に依存することを認識していました。そのため、ハッブル型 E0 の銀河の中には、実際には細長いものもあります。

楕円銀河には物理的な2つのタイプがあると言われることがある。1つは、ある方向が他の方向よりも大きいランダムな動き（異方性ランダム運動）によって形作られた、わずかに「箱型」の等輝度線を持つ巨大楕円銀河、もう1つは、ディスクを含む「円盤状」の通常楕円銀河と矮小楕円銀河である。^{[23] [24]}しかし、これは命名法の乱用であり、早期型銀河には、ディスクを持つものと持たないものの2種類がある。中規模のディスクを持つES銀河の存在を考えると、EからES、そして大きな半径で光を支配する大規模な恒星ディスクを持つS0銀河まで連続性があると予想するのは合理的である。

矮小球状銀河は独特なクラスのようで、その特性は不規則銀河や後期渦巻型銀河に似ています。

楕円スペクトルの大きい端には、ハッブルの分類を超えてさらに細分化されています。gE巨大楕円銀河の先には、D 銀河とcD 銀河があります。これらは小さい銀河に似ていますが、より拡散しており、中心にある巨大銀河というよりも、それらが存在する銀河団に属している可能性のある大きなハローがあります。

近年、早期型（E、ES、S0）銀河のかなりの割合（約25％）に残留ガス貯蔵庫^[25] と低レベルの星形成があることを示す証拠が示されています。^[26]

ハーシェル宇宙望遠鏡の研究者たちは、楕円銀河の中心にあるブラックホールが、星形成に必要なほどガスが冷却されない原因になっているのではないかと推測している。^[27]

• ファイアホースの不安定性
• 基本面（楕円銀河）
• 銀河の色と等級の図
• 銀河の形態分類
• ハッブルシーケンス
• レンズ状銀河
• オシプコフ・メリットモデル
• セルシックプロフィール

• Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010年6月)、Galaxy Formation and Evolution (第1版)、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0521857932

ウィキメディア・コモンズには、楕円銀河に関連するメディアがあります。

• 楕円銀河、SEDSメシエページ
• 楕円銀河（アーカイブ）