渦巻銀河

渦状腕とは、棒状渦巻銀河と棒状でない渦巻銀河の中心から伸びる星の領域のことです。これらの細長い領域は螺旋に似ているため、渦巻銀河はその名で呼ばれています。当然ながら、渦巻銀河の分類によって腕の構造は異なります。例えば、Sc型銀河とSBc型銀河は非常に「ゆるやかな」腕を持ち、Sa型銀河とSBa型銀河は（ハッブル分類に基づくと）腕がしっかりと巻き付いています。いずれにしても、渦状腕には多くの若い青い星が含まれています（高い質量密度と高い星形成率による）。そのため、腕は非常に明るく輝いています。

バルジとは、星が密集した大きな集団のことである。この用語は、ほとんどの渦巻銀河に見られる中心部の星の集団を指し、多くの場合、外側の（指数関数的な）円盤光を内側に外挿した値を超える恒星の光の余剰分として定義される。

ハッブル分類によれば、Sa銀河のバルジは通常、金属含有量の少ない古い赤い星である種族II星で構成されています。さらに、Sa銀河とSBa銀河のバルジは大きい傾向があります。対照的に、Sc銀河とSBc銀河のバルジははるかに小さく^{[ 10 ]}、若い青い種族I星で構成されています。一部のバルジは楕円銀河のバルジと同様の特性を持ち（質量と光度を小さく縮小したもの）、他のバルジは単に円盤銀河と同様の特性を持つ高密度の円盤の中心として現れます。

多くのバルジの中心には超大質量ブラックホールが存在すると考えられている。例えば、我々の銀河系では、いて座A*と呼ばれる天体が超大質量ブラックホールである。渦巻銀河の中心にブラックホールが存在することを示す証拠は数多くあり、その中には、一部の渦巻銀河における活動銀河核の存在や、メシエ106のような銀河における大きなコンパクトな中心質量を発見した力学的測定結果などが含まれる。

星の棒状の伸びは、全渦巻銀河のおよそ3分の2で観測されている。^{[ 11 ] [ 12 ]}その存在は強い場合も弱い場合もある。エッジオン渦巻銀河（およびレンズ状銀河）では、棒の存在は、面外のX字型または（ピーナッツの殻のような）形状の構造によって識別できる場合があり、これらの構造は通常、面内棒の長さの半分で最大視認性を示す。^{[ 13 ] [ 14 ]}

渦巻銀河の星の大部分は、銀河の中心（銀河中心）の周りをほぼ円軌道で公転する単一の平面（銀河面）付近に位置しているか、あるいは銀河核の周りの球状の銀河バルジに位置している。

しかし、一部の恒星は球状ハロー、あるいは銀河球状体と呼ばれる銀河ハローの一種に属しています。これらの恒星の軌道挙動については議論がありますが、逆行軌道や非常に傾斜した軌道を示す場合もあれば、全く規則的な軌道をとらない場合もあります。ハロー星は、渦巻銀河に落下して合体する小さな銀河から獲得される可能性があります。例えば、いて座矮小楕円銀河は天の川銀河と合体する過程にあり、観測によると、天の川銀河のハローにあるいくつかの恒星はそこから獲得されたものです。

銀河円盤とは異なり、銀河ハローには塵がほとんど存在しないようで、さらに対照的に、銀河ハローの星は種族IIに属し、銀河円盤の種族Iの星よりもはるかに古く、金属量もはるかに低い（ただし、銀河バルジの星とは類似している）。銀河ハローには多くの球状星団も存在する。

ハロー星の運動は時折、銀河円盤を通過することがあり、太陽に近い小型の赤色矮星のいくつかは銀河ハローに属していると考えられています。例えば、カプテイン星やグルームブリッジ1830などがそうです。これらの星は銀河中心の周りを不規則に運動するため、しばしば異常に大きな固有運動を示します。

BRI 1335-0417は、2024 年現在、最も古く、最も遠い既知の渦巻銀河です。この銀河の赤方偏移は4.4 であり、その光が地球に到達するまでに 124 億年かかったことを意味します。^{[ 16 ] [ 17 ]}この称号のもう 1 つの候補はZhúlóng銀河で、ある論文によると赤方偏移は 5.2 と推定されています。^{[ 18 ]}

記録に残っている最古のグランドデザイン渦巻銀河はBX442です。110億年前のもので、これまでの発見よりも20億年以上も古いものです。研究者たちは、この銀河の形状は伴銀河の矮小銀河の重力の影響によるものだと考えています。この仮定に基づくコンピューターモデルによると、BX442の渦巻構造は約1 億年間続くとされています。^{[ 19 ] [ 20 ]}

2022年現在、最も古い多腕渦巻銀河はA2744-DSG-z3である。その赤方偏移はz=3.059であり、これは地球から115億光年に相当する。^{[ 21 ] [ 22 ]}

A1689B11は、おとめ座のアベル1689銀河団にある非常に古い渦巻銀河です。 ^{[ 23 ]} A1689B11は地球から110億光年離れており、ビッグバンから26億年後に形成されました。^{[ 24 ] [ 25 ]}

2019年6月、Galaxy Zooを通じて市民科学者が、特に渦巻銀河に関する通常のハッブル分類は支持されない可能性があり、更新が必要になるかもしれないと報告した。 ^{[ 26 ] [ 27 ]}

銀河の回転と渦状腕の形成に関する研究の先駆者は、 1925年のベルティル・リンドブラッドでした。彼は、星が永久に螺旋状に並んでいるという考えは成り立たないことに気づきました。銀河円盤の回転角速度は銀河中心からの距離によって変化するため（標準的な太陽系型の重力モデルによる）、放射状の腕（スポークのようなもの）は銀河の回転に伴ってすぐに湾曲します。腕は銀河が数回回転すると、ますます湾曲し、銀河の周りをますますきつく巻き付いていきます。これは「巻き付き問題」と呼ばれています。1960年代後半の測定では、渦巻銀河内の星の軌道速度は銀河中心からの距離に対してニュートン力学から予想されるよりも確かに高いことが示されましたが、それでも渦巻構造の安定性を説明することはできませんでした。

1970年代以降、銀河の渦巻き構造については、主に2つの仮説またはモデルが存在してきた。

• 銀河円盤内の密度波によって引き起こされる星形成。
• 確率的自己伝播星形成モデル（SSPSFモデル）は、星間物質中の衝撃波によって引き起こされる星形成モデルである。衝撃波は、最近の星形成に伴う恒星風や超新星爆発によって発生し、自己伝播的かつ自己維持的な星形成につながる。そして、銀河円盤の差動回転によって渦巻構造が形成される。

これらの異なる仮説は互いに排他的なものではなく、それぞれ異なるタイプの渦状腕を説明できる可能性がある。

ベルティル・リンドブラッドは、腕は銀河の星やガスよりもゆっくりと回転する高密度領域（密度波）を表していると提唱した。ガスが密度波に入ると圧縮され、新しい星が作られる。その中には腕を照らす短命の青色星もある。^{[ 29 ]}

林氏と舒氏の歴史的理論

渦巻構造に関する最初の受け入れられた理論は、1964 年にCC LinとFrank Shuによって考案されました^{[ 30 ]。}彼らは、銀河のガスや星とは異なる速度で銀河の周りを回転する、一定の角速度で伝播する小振幅の波によって渦巻の大規模構造を説明しようとしました。彼らは、渦巻腕は渦巻密度波の現れであると示唆しました。彼らは、星がわずかに楕円軌道で移動し、その軌道の向きが相関している、つまり、楕円は銀河中心からの距離が増加するにつれて滑らかに（互いに）向きが変化すると仮定しました。これは右の図に示されています。楕円軌道が特定の領域で接近して腕の効果を生み出していることは明らかです。したがって、星は現在見られる位置に永遠に留まるのではなく、軌道を移動しながら腕を通過します。^{[ 31 ]}

渦状腕は、銀河の他の部分よりも若い星と質量が大きく明るい星の両方を含んでいるため、視覚的に明るく見えます。質量が大きい星ははるかに速く進化するため、^{[ 32 ]}その死は密度波のすぐ後ろに暗い背景のより暗い星を残す傾向があります。これにより、密度波がはるかに目立つようになります。^{[ 29 ]}

渦状腕は、銀河軌道を移動する古い恒星を通過するように見えるだけであり、恒星が必ずしも腕に沿って移動するわけではありません。^{[ 29 ]}恒星が腕を通過すると、各恒星系の空間速度は、局所的な高密度の重力によって変化します。また、新しく生成された恒星は、渦状腕内の位置に永久に固定されるわけではなく、恒星が腕の反対側を離れると、平均空間速度は正常に戻ります。^{[ 31 ]}

チャールズ・フランシスとエリック・アンダーソンは、20,000 個以上の近傍の星 (300 パーセク以内) の運動の観測から、星は渦状腕に沿って移動することを示し、星間の相互重力によって軌道が対数螺旋に沿って整列する仕組みを説明した。この理論をガスに適用すると、ガス雲間の衝突によって分子雲が生成され、その中で新しい星が形成され、壮大な設計の二重対称螺旋への進化が説明される。^{[ 33 ]}