Loading article…
銀河は、恒星、恒星残骸、星間ガス、塵、暗黒物質が重力で結びついたシステムです。[1] [2]この単語はギリシャ語の galaxias ( γαλαξίας )に由来し、文字通り「乳白色」を意味し、太陽系を含む天の川銀河を指しています。銀河の平均星数は推定1億個で、[3] 1,000個未満の矮小銀河から、 [4] 100兆個の恒星を持つ最大の銀河である超巨星までの大きさがあり、各恒星は銀河の重心を周回しています。典型的な銀河の質量のほとんどは暗黒物質の形で存在し、その質量のわずか数パーセントが恒星や星雲の形で目に見えるだけです。超大質量ブラックホールは、銀河の中心部によく見られます。
銀河は、その視覚的な形態によって、楕円形、[5]、 渦巻き形、[6] 、不規則形に分類されます。天の川銀河は渦巻き銀河の一例です。2000億[7]（観測可能な宇宙には、 2 × 1011 ）から2兆個[8]の銀河がある。ほとんどの銀河は直径1,000から100,000パーセク（およそ3,000から300,000光年）で、数百万パーセク（またはメガパーセク）のオーダーの距離で隔てられている。比較のために言うと、天の川銀河の直径は少なくとも26,800パーセク（87,400光年）[9] [a]あり、最も近い大きな隣人であるアンドロメダ銀河とは750,000パーセク（250万光年）強しか離れていない。 [12]
銀河間の空間は、平均密度が 1立方メートルあたり1個未満の希薄なガス (銀河間物質) で満たされています。ほとんどの銀河は、重力によって銀河群、銀河団、超銀河団に編成されています。天の川銀河は局部銀河群の一部であり、アンドロメダ銀河とともに局部銀河群を支配しています。この銀河群はおとめ座超銀河団の一部です。最大規模では、これらの集団は通常、巨大な空隙に囲まれたシート状やフィラメント状に配置されています。[13]局部銀河群とおとめ座超銀河団はどちらも、ラニアケアと呼ばれるはるかに大きな宇宙構造に含まれています。[14]
語源
銀河という言葉は、ギリシャ語で天の川を意味するgalaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [15] [16] 「乳白色の（円）」からフランス語と中世ラテン語を経て借用されたものであり、空に乳白色の光の帯として現れることから名付けられた。ギリシャ神話では、ゼウスは、人間の女性から生まれた息子、赤ん坊のヘラクレスを、眠っているヘラの胸に置き、赤ん坊がヘラの神聖な乳を飲んで不死になるようにした。ヘラは授乳中に目を覚まし、見知らぬ赤ん坊に授乳していることに気付く。彼女は赤ん坊を押しのけると、乳が少しこぼれ、天の川として知られる光の帯ができた。[17] [18]
天文学の文献では、大文字の「銀河」という単語は、観測可能な宇宙の他の銀河と区別するために、天の川銀河を指すのによく使用されます。英語の「 Milky Way 」という用語は、 1380 年頃のジェフリー・チョーサーの物語にまで遡ることができます。
見よ、あそこに銀河がある。
人々はそれを天の川と呼んでいる。
それがなぜなのか。— ジェフリー・チョーサー『名声の家』 [16]
銀河は当初望遠鏡で発見され、渦巻き星雲として知られていた。18世紀から19世紀の天文学者の多くは、それらを未分解の星団または無銀河星雲とみなし、単に天の川銀河の一部であると考えられていたが、その真の構成と性質は謎のままであった。アンドロメダ銀河のようないくつかの近くの明るい銀河を大型望遠鏡で観測したところ、それらが巨大な星の集合体であることがわかり始めたが、見かけの暗さと星の数だけに基づくと、これらの天体の実際の距離は天の川銀河をはるかに超えるものであった。このため、それらは一般に島宇宙と呼ばれていたが、宇宙という言葉が存在の全体を暗示するため、この用語はすぐに使われなくなった。代わりに、それらは単に銀河として知られるようになった。[19]
命名法
数百万の銀河がカタログ化されていますが、アンドロメダ銀河、マゼラン雲、渦巻銀河、ソンブレロ銀河など、定着した名前が付けられているのはほんのわずかです。天文学者は、メシエカタログ、NGC (新総合カタログ)、IC (索引カタログ)、CGCG (銀河および銀河団のカタログ)、MCG (銀河形態カタログ) 、UGC (ウプサラ銀河総合カタログ)、PGC (主要銀河カタログ、LEDA としても知られる) などの特定のカタログの番号を使用して作業します。よく知られている銀河はすべて、これらのカタログの 1 つ以上に登場しますが、そのたびに異なる番号が付けられています。たとえば、メシエ 109 (または「M109」) は、メシエ カタログで番号 109 を持つ渦巻き銀河です。この銀河には、NGC 3992、UGC 6937、CGCG 269–023、MCG +09-20-044、PGC 37617（またはLEDA 37617）などの名称もあります。[20]数百万のより暗い銀河は、スローンデジタルスカイサーベイなどの天文調査 で識別子によって知られています。[21]
観察履歴
天の川
ギリシャの哲学者デモクリトス（紀元前450年～370年）は、天の川として知られる夜空の明るい帯は、遠くの星々で構成されているのではないかと提唱した。[22]しかし、 アリストテレス（紀元前384年～322年）は、天の川は「いくつかの大きく、数が多く、密集した星々の燃えるような噴出の点火」によって生じ、「点火は、天体の運動と連続する世界の領域である大気圏の上層部で起こる」と信じていた。[23]新プラトン主義の哲学者小オリンピオドロス（紀元 495年～570年頃）はこの見解に批判的で、天の川が月面下（地球と月の間に位置）にあるなら、地球上の時間や場所によって見え方が異なり、視差があるはずだと主張したが、実際にはそうではなかった。彼の見解では、天の川は天体であった。[24]
モハニ・モハメドによれば、アラビアの天文学者イブン・アル＝ハイサム（965–1037）が初めて天の川の視差を観測し測定しようと試みた。 [25]そして彼は「天の川には視差がないので、地球から遠く離れており、大気圏に属していないに違いないと判断した」。[26] ペルシャの天文学者アル＝ビルニー（973–1048）は、天の川銀河は「星雲の性質を持つ無数の断片の集まり」であると提唱した。[27] アンダルシアの天文学者アヴェンパス（ 1138年没）は、天の川銀河は互いにほとんど触れ合うほどの多くの星で構成されており、月面下の物質による屈折の影響で連続した像のように見えると提唱し、[23] [28]木星と火星の合の観測を、2つの物体が近いときにこれが起こる証拠として挙げた。[23] 14世紀、シリア生まれのイブン・カイイム・アル・ジャウズィヤは、天の川銀河は「恒星の球体に集まった無数の小さな星々」であると提唱した。[29]
天の川が多くの星で構成されているという実際の証拠は、1610年にイタリアの天文学者ガリレオ・ガリレイが望遠鏡を使用して調査し、非常に多くの暗い星で構成されていることを発見したときに得られました。[30] [31] 1750年にイギリスの天文学者トーマス・ライトは、彼の著書「宇宙の独創的理論または新仮説」で、天の川は太陽系に似ていますがはるかに大規模で、重力によってまとめられた非常に多くの星の回転体であり、その結果生じる星の円盤は、その内部から見ると空に帯として見える可能性があると正しく推測しました。[b] [33] [34]イマヌエル・カントは1755年の論文で、ライトの天の川の構造に関する考えを詳しく説明しました。[35]
天の川銀河の形と太陽の位置を記述する最初のプロジェクトは、 1785年にウィリアム・ハーシェルが空のさまざまな領域の星の数を数えることによって着手しました。彼は、太陽系が中心に近い銀河の形の図を作成しました。[36] [37]洗練されたアプローチを使用して、カプタインは1920年に太陽が中心近くにある小さな（直径約15キロパーセク）楕円体銀河の図に到達しました。球状星団のカタログに基づくハーロー・シャプレーによる別の方法は、直径約70キロパーセクの平らな円盤と太陽が中心から遠いという根本的に異なる図をもたらしました。[34]両方の分析は、銀河面に存在する星間塵による光の吸収を考慮に入れていませんでした。しかし、1930年にロバート・ジュリアス・トランプラーが散開星団を研究してこの効果を定量化した後、現在の天の川銀河の姿が浮かび上がった。[38]
他の星雲との違い
天の川銀河の外側にあるいくつかの銀河は、暗い夜に肉眼で見ることができます。その中には、アンドロメダ銀河、大マゼラン雲、小マゼラン雲、およびさんかく座銀河が含まれます。10世紀、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラーマン・アル・スーフィーが、アンドロメダ銀河を「小さな雲」と表現し、記録上最も古いアンドロメダ銀河の同定を行いました。[39] 964年に、彼はおそらく彼の『恒星の書』で「南アラブのアル・バクル」と呼んで大マゼラン雲について言及しました。 [40]なぜなら、彼が住んでいた場所では、南に約70度の偏角で見えなかったからです。16世紀のマゼランの航海まで、ヨーロッパ人にはあまり知られていませんでした。 [41] [40]アンドロメダ銀河は、後に1612年にシモン・マリウスによって独立して記録されました。[39]
1734年、哲学者エマヌエル・スウェーデンボルグは著書『プリンキピア』の中で、宇宙の外側に銀河団を形成した他の銀河が存在するかもしれないと推測した。銀河団は、目に見える範囲をはるかに超えて広がる宇宙の極小部分である。これらの見解は「現代の宇宙観に驚くほど近い」。[ 42] 1745年、ピエール・ルイ・モーペルテュイは、星雲のような天体の中には、星が自ら発する光を超える輝きなど、独特の特性を持つ星の集まりがあると推測し、明るい点は自転により巨大で平坦であるというヨハネス・ヘベリウスの見解を繰り返した。 [35] 1750年、トーマス・ライトは、天の川は平坦な星の円盤であり、夜空に見える星雲のいくつかは別々の天の川である可能性があると正しく推測した。[34] [43]
18世紀末、シャルル・メシエは星雲状の外観を持つ最も明るい天体109個を収録したカタログを編纂した。その後、ウィリアム・ハーシェルは5,000個の星雲のカタログを編纂した。 [34] 1845年、ロス卿はハーシェルがカタログ化した星雲を調査し、現在渦巻銀河として知られるメシエ天体M51の渦巻き構造を観測した。[44] [45]
1912年、ヴェスト・M・スリファーは最も明るい渦巻星雲の分光研究を行い、その組成を決定した。スリファーは渦巻星雲が大きなドップラー効果を持つことを発見した。これは、渦巻星雲が彼が測定した星の速度を上回る速度で動いていることを示唆している。彼は、これらの星雲の大部分が私たちから遠ざかっていることを発見した。[46] [47]
1917年、ヒーバー・ダウスト・カーティスは、当時は「大アンドロメダ星雲」と呼ばれていたアンドロメダ銀河、メシエ天体M31内で新星Sアンドロメダを観測した。写真記録を調べて、彼はさらに11個の新星を発見した。カーティスは、これらの新星は、この銀河内で発生したものよりも平均して10等級暗いことに気づいた。その結果、彼は距離を15万 パーセクと推定することができた。彼は、渦巻き星雲は実際には独立した銀河であるという、いわゆる「島宇宙」仮説の提唱者となった。[48]
1920年、ハーロー・シャプレーとヒーバー・カーティスの間で、天の川、渦巻星雲、宇宙の大きさの性質をめぐる大論争が起こった。カーティスは、アンドロメダ大星雲が外部銀河であるという主張を裏付けるために、天の川の塵の雲に似た暗黒帯の出現と、顕著なドップラー効果に注目した。[49]
1922年、エストニアの天文学者エルンスト・オピックは、アンドロメダ星雲が実際には遠方の銀河系外天体であるという説を裏付ける距離測定を行った。[50]エドウィン・ハッブルは、新しい100インチのウィルソン山望遠鏡を使用して、いくつかの渦巻き星雲の外側部分を個々の星の集まりとして分解し、いくつかのセファイド変光星を特定して、星雲までの距離を推定することができた。それらは天の川の一部であるには遠すぎた。[51] 1926年、ハッブルは今日まで使用されている銀河形態の分類を作成した。 [52] [53]
多波長観測
天文学の進歩は常に技術によって推進されてきました。光学天文学が何世紀にもわたって成功を収めた後、赤外線天文学が1830 年代に試みられましたが、開花したのは 1900 年代初頭になってからでした。 電波天文学は1930 年代に誕生し、1950 年代から 1960 年代にかけて成熟しました。問題は、空気は可視光線と電波しか通さず、近赤外線はわずかしか通さないことでした。最初の紫外線望遠鏡は1968 年に打ち上げられ、それ以来、電磁スペクトルのすべての領域で大きな進歩がありました。[54]
星間物質に存在する塵は可視光に対して不透明である。遠赤外線に対してはより透明であり、これを用いて巨大分子雲や銀河核の内部を詳細に観測することができる。[55]赤外線は、はるか昔に形成された遠方の赤方偏移銀河の観測にも用いられる。水蒸気と二酸化炭素は赤外線スペクトルの有用な部分の多くを吸収するため、高高度または宇宙に設置された望遠鏡が赤外線天文学に用いられる。[56]
銀河、特に活動銀河の最初の非視覚的研究は、無線周波数を使用して行われました。地球の大気は、5MHzから30GHzの電波をほぼ透過します 。電離層はこの範囲以下の信号をブロックします。[57]活動核から放出される活動ジェットのマッピングには、大型の電波干渉計が使用されました。
紫外線およびX線望遠鏡は、高エネルギーの銀河現象を観測することができます。遠方の銀河の星が近くのブラックホールの潮汐力によって引き裂かれると、紫外線フレアが観測されることがあります。[58]銀河団内の高温ガスの分布は、X線でマッピングできます。銀河の中心にある超大質量ブラックホールの存在は、X線天文学によって確認されました。[59]
現代の研究
.png/500px-Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png)
1944年、ヘンドリック・ファン・デ・フルストは、波長21 cmのマイクロ波放射が星間原子水素ガスから検出できると予測し、 [61] 1951年にそれが観測された。この放射は塵の吸収の影響を受けないため、ドップラーシフトを利用してこの銀河のガスの動きをマッピングすることができる。これらの観測から、この銀河の中心に回転する棒状構造があるという仮説が生まれた。 [62]電波望遠鏡の改良により、他の銀河でも水素ガスを追跡できるようになった。1970年代、ヴェラ・ルビンは、観測された銀河の回転速度と、目に見える恒星とガスの質量から予測される速度との間に食い違いがあることを発見した。今日、銀河の回転問題は、目に見えない大量の暗黒物質の存在によって説明できると考えられている。[63] [64]
1990年代初め、ハッブル宇宙望遠鏡は観測精度を向上させた。そのデータは、この銀河の失われた暗黒物質が、もともと暗く小さな星だけから成り立つわけではないことを証明するのに役立った。[65]ハッブル・ディープ・フィールドは、比較的空いている部分を長時間露光して撮影したもので、約1250億個の暗黒物質（観測可能な宇宙には、約1.25 × 10 11 個の銀河が存在する。 [66]人間には見えないスペクトルを検出する技術（電波望遠鏡、赤外線カメラ、X線望遠鏡）の向上により、ハッブル宇宙望遠鏡では検出できない他の銀河の検出が可能になった。特に、回避領域（天の川によって可視光の波長が遮られる空の領域）の調査により、多くの新しい銀河が明らかになった。[67]
ノッティンガム大学のクリストファー・コンセリスが率いる天体物理学ジャーナルに2016年に発表された研究では、ハッブル宇宙望遠鏡による20年間の画像を使用して、観測可能な宇宙には少なくとも2兆個の（2 × 10 12）の銀河である。[68] [69]しかし、その後のニューホライズンズ宇宙探査機による黄道光外からの観測により、この数は約2000億（2 × 1011）。[70] [ 71 ]
種類と形態
銀河には、楕円銀河、渦巻き銀河、不規則銀河の3つの主な種類があります。外観に基づいた銀河の種類に関するもう少し詳しい説明は、ハッブル系列で与えられています。ハッブル系列は視覚的な形態学的タイプ（形状）に基づいているため、スターバースト銀河の星形成率や活動銀河の中心核の活動など、銀河の重要な特性が欠落している可能性があります。[6]
多くの銀河は中心に超大質量ブラックホールを持っていると考えられている。これには天の川銀河も含まれ、その中心領域は銀河中心と呼ばれている。[72]
エリプティカル
ハッブルの分類システムでは、楕円銀河を楕円度に基づいて分類しており、ほぼ球形の E0 から非常に細長い E7 までの範囲に分類しています。これらの銀河は楕円形のプロファイルを持ち、見る角度に関係なく楕円形に見えます。外観にはほとんど構造がなく、通常、星間物質は比較的少ないです。その結果、これらの銀河では散開星団の割合も少なく、新しい星の形成率も低下しています。代わりに、一般的により古く、より進化した星が、共通の重心をランダムな方向に周回しています。星の形成は最初のバースト後に停止するため、これらの星には重元素の含有量が少ないです。この意味で、はるかに小さな球状星団といくつかの類似点があります。[73]
cD型銀河
最も大きな銀河はcD型銀河である。1964年にトーマス・A・マシューズらの論文で初めて説明された[74] 。これらは、より一般的なD型銀河のサブタイプであり、巨大楕円銀河であるが、はるかに大きい。これらは一般に超巨大楕円銀河として知られ、知られている銀河の中で最大かつ最も明るい。これらの銀河は、中心に楕円形の核があり、メガパーセクスケールに広がる淡い星のハローがある。[75]表面輝度のプロファイルは、半径（または核からの距離）の関数として、より小さな銀河よりもゆっくりと減少する。[76]
これらの cD 銀河の形成は依然として活発な研究分野ですが、有力なモデルは、高密度の銀河団の環境、またはランダムな過密度の銀河団の外側にあるより小さな銀河の合体の結果であるというものです。[77]これらのプロセスは、化石グループまたは化石クラスターの形成を促進するメカニズムであり、クラスターの中央には比較的孤立した大きな超巨星楕円銀河があり、これらの銀河衝突の残余物として広大な X 線雲に囲まれています。別の古いモデルでは、冷却流の現象を想定しています。これは、クラスター内の加熱されたガスが冷却されるにつれて中心に向かって崩壊し、その過程で星を形成します。[78]この現象は、ペルセウス座[79]などのクラスターや、より最近ではフェニックスクラスターで観測されています。[ 80 ]
シェル銀河
殻銀河は楕円銀河の一種で、ハロー内の星々が同心円状の殻状に配列されている。楕円銀河の約10分の1は殻のような構造を持つが、渦巻銀河では観測されていない。これらの構造は、より大きな銀河が小さな伴銀河を吸収するときに発達すると考えられている。つまり、2つの銀河の中心が近づくと、中心点の周りで振動し始め、その振動によって重力の波紋が生まれ、水面に広がる波紋のように星の殻が形成される。例えば、銀河NGC 3923には20以上の殻がある。[81]
スパイラル
渦巻銀河は渦巻く風車に似ている。そのような銀河に含まれる星やその他の可視物質は主に平面上に存在しているが、渦巻銀河の質量の大部分は、普遍回転曲線の概念によって実証されているように、可視成分を超えて広がる暗黒物質のほぼ球状のハロー内に存在している。[82]
渦巻銀河は、回転する恒星と星間物質、および一般に古い恒星でできた中央の膨らみから構成されています。膨らみから外側に向かって比較的明るい腕が伸びています。ハッブルの分類法では、渦巻銀河はS型としてリストされ、その後に文字 ( a、b、またはc ) が続きます。文字は、渦巻腕の密集度と中央の膨らみの大きさを示します。Sa銀河は、きつく巻かれた不明瞭な腕を持ち、比較的大きな核領域を持っています。その対極にあるSc銀河は、開いた明確な腕と小さな核領域を持っています。[83]不明瞭な腕を持つ銀河は、顕著で明確な渦巻腕を持つグランドデザイン渦巻銀河とは対照的に、凝集性渦巻銀河と呼ばれることがあります。 [84]銀河の回転速度は円盤の平坦度と相関関係にあると考えられており、渦巻銀河の中には厚い膨らみを持つものもあれば、薄くて密度の高いものもある。[85] [86]
渦巻き銀河では、渦巻き腕はほぼ対数螺旋の形をしており、このパターンは理論的には均一に回転する星の塊の乱れから生じることが示されています。星と同様に、渦巻き腕は中心の周りを回転しますが、一定の角速度で回転します。渦巻き腕は高密度物質、つまり「密度波」の領域であると考えられています。[87]星が腕を通過すると、各恒星系の空間速度は高密度の重力によって変更されます。（星が腕の反対側を離れると、速度は通常に戻ります。）この効果は、走行中の車でいっぱいの高速道路に沿って移動する減速の「波」に似ています。高密度は星の形成を促進し、そのため腕には多くの明るく若い星が隠れているため、腕が見えるのです。[88]
棒渦巻銀河
天の川銀河を含む渦巻銀河の大半は、中心核の両側に伸び、渦巻き腕構造に融合する線状の棒状の星の帯を持っている。[89]ハッブル分類法では、これらはSBで示され、その後に小文字 ( a、b、またはc ) が続き、渦巻き腕の形状を示す (通常の渦巻き銀河の分類と同じ方法)。棒は、中心核から外側に放射される密度波の結果として、または他の銀河との潮汐相互作用によって発生する一時的な構造であると考えられている。[90]多くの棒渦巻銀河は活動的であり、おそらく腕に沿って中心核にガスが流れ込む結果である。[91]
私たちの銀河である天の川銀河は、直径約30キロパーセク、厚さ約1キロパーセクの大きな円盤状の棒渦巻銀河[92]です。約2千億（2×10 11）[93]個の恒星を含み、総質量は太陽の約6千億（6×10 11 ）倍です[94]。
超発光スパイラル
最近、研究者たちは超高輝度渦巻き銀河と呼ばれる銀河について説明しました。この銀河は直径が437,000光年と非常に大きく（天の川銀河の直径87,400光年と比較）、質量は太陽の3400億倍で、かなりの量の紫外線と中赤外線を発しています。この銀河では星形成速度が天の川銀河の約30倍速いと考えられています。[95] [96]
その他の形態
- 特異銀河とは、他の銀河との潮汐相互作用により異常な特性を発現する銀河構成です。
- リング銀河は、裸の核を取り囲む星と星間物質のリング状の構造を持っています。リング銀河は、小さな銀河が渦巻き銀河の核を通過したときに発生すると考えられています。[97]このようなイベントはアンドロメダ銀河に影響を与えた可能性があり、赤外線で見ると多重リングのような構造を示します。[98]
- レンズ状銀河は、楕円銀河と渦巻銀河の両方の性質を持つ中間的な形態である。これらはハッブル分類S0に分類され、楕円形の星のハローを持つ不明瞭な渦巻き腕を持つ[99]（棒レンズ状銀河はハッブル分類SB0となる）。
- 不規則銀河は、楕円形または渦巻き形状に簡単に分類できない銀河です。
- Irr-I 銀河には何らかの構造があるが、ハッブルの分類体系とは明確に一致しない。
- Irr-II銀河はハッブル分類に似た構造を持たず、破壊された可能性がある。[100]近くの（矮小）不規則銀河の例としてはマゼラン雲が挙げられる。[101]
- 暗黒銀河または「超拡散」銀河は、極めて低光度の銀河です。天の川銀河と同じ大きさかもしれませんが、目に見える星の数は天の川銀河の1パーセントしかありません。このタイプの銀河を生成するための複数のメカニズムが提案されており、異なる暗黒銀河が異なる方法で形成された可能性があります。[102]低光度の1つの候補の説明は、銀河が初期段階で星形成ガスを失い、その結果古い恒星集団が生じたというものです。[103] [104]
ドワーフ
大型の楕円銀河や渦巻銀河が目立つにもかかわらず、ほとんどの銀河は矮小銀河です。[105]矮小銀河は他の銀河系と比較すると比較的小さく、天の川銀河の約100分の1の大きさで、数十億個の星しかありません。青色コンパクト矮小銀河には、若く、高温で、質量の大きい星の大きなクラスターが含まれています。直径がわずか100パーセクの超コンパクト矮小銀河も発見されています。[106]
多くの矮小銀河が単一の大きな銀河の周りを回っていることがある。天の川銀河には少なくとも12個のそのような衛星があり、まだ300～500個が発見されていないと推定されている。[107] 矮小銀河についての情報のほとんどは、2つの渦巻銀河、天の川銀河とアンドロメダ銀河、および多くの矮小銀河を含む局所銀河群の観測から得られたものである。これらの矮小銀河は、不規則銀河または矮小楕円銀河/矮小球状銀河に分類される。[105]
天の川銀河周辺の27個の銀河を研究した結果、矮小銀河の中心質量は、数千個または数百万個の恒星があるかどうかに関係なく、太陽の約1000万倍であることがわかりました。これは、銀河が主に暗黒物質によって形成され、最小サイズは、より小さなスケールでは重力合体できない温かい暗黒物質の一種を示している可能性があることを示唆しています。[108]
バリエーション
交流
銀河間の相互作用は比較的頻繁に起こり、銀河の進化において重要な役割を果たす。銀河間のニアミスは潮汐相互作用による歪みをもたらし、ガスと塵の交換を引き起こす可能性がある。[109] [110] 衝突は、2つの銀河が直接互いを通過し、合体しないだけの相対運動量がある場合に発生する。相互作用する銀河の星は通常衝突しないが、2つの形態内のガスと塵が相互作用し、時には星形成を引き起こす。衝突は銀河の形状を著しく歪ませ、棒状、リング状、または尾のような構造を形成する可能性がある。[109] [110]
相互作用の極限は銀河の合体であり、銀河の相対的な運動量が不十分で、互いを通り抜けることができなくなる。その代わりに、銀河は徐々に合体して、1つの大きな銀河を形成する。合体により、銀河の元の形態に大きな変化が生じる可能性がある。一方の銀河がもう一方の銀河よりもはるかに重い場合、その結果は共食いとして知られ、より重い大きな銀河は比較的乱されずに残り、小さい方の銀河は引き裂かれる。天の川銀河は現在、いて座矮小楕円銀河とおおいぬ座矮小銀河を共食いしている最中である。[109] [110]
スターバースト
星は銀河の中で、巨大な分子雲を形成する冷たいガスの蓄えから作られます。一部の銀河では、例外的な速度で星を形成することが観測されており、これはスターバーストとして知られています。このような活動が続けば、銀河の寿命よりも短い期間でガスの蓄えが消費されます。そのため、スターバースト活動は通常、銀河の歴史の中で比較的短い期間である約1000万年しか続きません。スターバースト銀河は宇宙の初期の歴史ではより一般的でしたが、[112]今でも総星生成量の約15％を占めていると推定されています。[113]
スターバースト銀河は、塵の集中したガスと、周囲の雲を電離させてH II 領域を形成する大質量星を含む新しく形成された星の出現を特徴とする。[114]これらの星は超新星爆発を起こし、周囲のガスと強力に相互作用する膨張した残骸を作り出す。これらの爆発は、ガス領域全体に広がる星形成の連鎖反応を引き起こす。利用可能なガスがほぼ消費されるか分散された場合にのみ、活動は終了する。[112]
スターバーストは、銀河の合体や相互作用と関連していることが多い。このようなスターバースト形成相互作用の原型は、より大きなM81との接近遭遇を経験したM82である。不規則銀河では、スターバースト活動の間隔を置いた塊がよく見られる。[115]
電波銀河
電波銀河は、目に見える構造をはるかに超えて広がる巨大な電波放射領域を持つ銀河です。これらのエネルギーの高い電波ローブは、活動銀河核からのジェットによって駆動されています。[116]電波銀河は、ファナロフ・ライリー分類に従って分類されます。FR Iクラスは電波輝度が低く、より細長い構造を示します。FR IIクラスは電波輝度が高いです。電波輝度と構造の相関関係は、これら2種類の銀河の源が異なる可能性があることを示唆しています。[117]
電波銀河は巨大電波銀河（GRG）としても分類され、その電波放射はメガパーセク（326万光年）規模に及ぶ。アルキオネウスはFR IIクラスの低励起電波銀河で、観測された電波放射が最も大きく、ローブ構造は5メガパーセク（16×10 6 光年）に及ぶ。比較のために、同様の大きさの巨大電波銀河として3C 236があり、ローブの幅は1500万光年である。ただし、電波放射は必ずしも主銀河自体の一部とはみなされないことに注意する必要がある。 [118]
巨大電波銀河は、中心銀河の超大質量ブラックホールによって駆動される相対論的ジェットによって生成される電波ローブの存在を特徴とする特別なクラスの天体である。巨大電波銀河は、その規模が通常の電波銀河と異なり、その大きさは数メガパーセクに達し、その母銀河の直径よりもはるかに大きい。[119]
「通常の」電波銀河は、超大質量ブラックホールや巨大な中性子星を源としていません。その代わりに、超新星によって加速された相対論的電子からのシンクロトロン放射を源としています。これらの源は比較的短命であるため、通常の電波銀河からの電波スペクトルは、星形成を研究するのに特に適しています。[120]
活動銀河
観測可能な銀河の中には、活動銀河核（AGN）を含むものがあり、その場合は「活動的」と分類される。[121]銀河の総エネルギー出力のかなりの部分は、星、塵、星間物質ではなく、活動銀河核から放出される。AGNには複数の分類と命名法があるが、光度が低いものはセイファート銀河と呼ばれ、ホスト銀河よりもはるかに高い光度を持つものは準恒星天体またはクエーサーと呼ばれる。AGNのモデルは、核内の可視光線と紫外線の放射が周囲の塵やガスによって吸収され、反射されるため、その光のかなりの部分が遠赤外線周波数にシフトすることを示唆している。[122]
活動銀河核の標準モデルは、銀河の中心核にある超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲に形成される降着円盤に基づいています。活動銀河核からの放射は、物質が円盤からブラックホールに向かって落下する際の重力エネルギーによって生じます。 [123] [124] AGN の明るさは、SMBH の質量と物質がそこに落下する速度に依存します。これらの銀河の約 10% では、正反対の 2 つの高エネルギージェットが銀河の中心核から光速に近い速度で粒子を放出します。これらのジェットを生成するメカニズムは十分に理解されていません。[125]
セイファート銀河
セイファート銀河は、クエーサーとともに活動銀河の2大グループのうちの1つである。セイファート銀河は、クエーサーのような核（非常に明るく、遠くにある明るい電磁放射源）を持ち、表面輝度が非常に高いが、クエーサーとは異なり、その主銀河は明瞭に検出できる。[126]望遠鏡で見ると、セイファート銀河は、中心核の上に明るい星が重なった普通の銀河のように見える。セイファート銀河は、スペクトルで観測される周波数に基づいて、2つの主要なサブタイプに分けられる。[127]
クエーサー
クエーサーは活動銀河核の中で最もエネルギーが高く、最も遠い位置にある。非常に明るいクエーサーは、電波や可視光などの電磁エネルギーの高赤方偏移源として最初に特定され、銀河のような拡張源よりも恒星に似ているように見えた。その明るさは天の川銀河の100倍にもなる。[128]最も近い既知のクエーサーであるマルカリアン231は、地球から約5億8100万光年離れている。 [129]一方、他のクエーサーはUHZ1ほど遠く、約132億光年離れたところで発見されている。[130] [131]クエーサーは、重力が光のレンズとして機能するという現象を初めて実証したことで注目に値する。[132]
その他のAGN
ブレーザーは、地球の方向を向いた相対論的ジェットを持つ活動銀河であると考えられています。電波銀河は、相対論的ジェットから電波を放射します。これらのタイプの活動銀河の統一モデルは、観測者の位置に基づいてそれらの違いを説明します。[125]
活動銀河核（およびスターバースト領域）に関連する可能性があるのは、低電離核輝線領域（LINER）です。LINER型銀河からの放射は、弱電離元素によって支配されています。弱電離線の励起源には、ポストAGB星、AGN、衝撃波などがあります。[133]近傍銀河の約3分の1は、LINER核を含むと分類されています。[124] [133] [134]
明るい赤外線銀河
高輝度赤外線銀河 (LIRG) は、光度 (電磁力出力の測定値) が 10 11 L☉ (太陽の光度) を超える銀河です。ほとんどの場合、エネルギーのほとんどは、周囲の塵を加熱し、赤外線でエネルギーを再放射する多数の若い星から来ています。LIRG になるほど高い光度には、少なくとも 18 M☉ yr −1の星形成率が必要です。超高輝度赤外線銀河 (ULIRG) は、少なくとも 10 倍明るく、180 M☉ yr −1を超える速度で星を形成します。多くの LIRG は AGN からも放射します。[135] [136]赤外線銀河は、他のすべての波長を合わせたよりも多くのエネルギーを赤外線で放射し、ピーク放射は通常 60 から 100 ミクロンの波長で発生します。 LIRGは渦巻銀河の強い相互作用と合体によって生成されると考えられている。[137]局所宇宙では珍しいが、LIRGとULIRGSは宇宙が若かった頃にはより一般的であった。[136]
物理的な直径
銀河には本来明確な境界がなく、中心からの距離が増すにつれて恒星密度が徐々に減少するという特徴があるため、銀河の実際の大きさを測定するのは困難です。しかし、天文学者は過去数十年にわたって、銀河の大きさを定義するためのいくつかの基準を設定してきました。
角直径
1936 年のエドウィン ハッブルの時代から、銀河の直径を特徴づける試みが行われてきました。最も初期の試みは、銀河の観測角度と推定距離に基づいており、角直径(「メートル法直径」とも呼ばれる) を導き出しました。[138] このタイプの測定には、2 つの重要な問題があります。1 つは、銀河までの推定距離を赤方偏移に関連する空間膨張に合わせて補正する必要があること、もう 1 つは、より遠い観測では最も明るい天体が優先的に選択されるため、角直径データの収集が選択バイアスの影響を受けることです。[139]
等光直径
等光直径は、見かけの表面輝度に基づいて銀河の大きさを測定する従来の方法として導入されました。[140] 等光線は、銀河の図などの図で、等しい明るさの点に隣接する曲線であり、銀河の範囲を定義するのに役立ちます。銀河の見かけの輝度フラックスは、等光の輝度深度を定義する平方秒角あたりの等級の単位（mag/arcsec 2 、 mag arcsec −2と表記されることもあります）で測定されます。この単位がどのように機能するかを説明すると、典型的な銀河は、中心領域で18 mag/arcsec 2の輝度フラックスを持っています。この明るさは、空の1平方秒角の領域に均等に広がっている18等級の仮想的な点状物体（星など）の光に相当します。[141]等光直径は、典型的には青色Bバンドの25mag/ arcsec2までの全ての光を囲む領域として定義され、[142] D25標準と呼ばれます。[143]
有効半径（半光度）とその変化
半光度半径（有効半径、R eとも呼ばれる）は、銀河全体の輝度フラックスに基づいた尺度である。これは、銀河全体の輝度フラックスの半分、つまり 50% が放射される半径である。これは、1948 年にジェラール・ド・ヴォークルールによって初めて提案された。 [147] 50% を使用するという選択は恣意的なものであったが、1963 年の RA フィッシュによるさらなる研究で有用であることが証明された。 [148]この研究でフィッシュは、楕円銀河の明るさとそれぞれの R e を関連付ける光度集中法則を確立した。また、1968 年のホセ・ルイス・セルシックによる研究[149]では、銀河の質量と半径の関係を定義した。[140]
R e を定義するには、銀河全体の輝度フラックスを捉える必要があり、2000年にベルシャディが採用した方法では、任意の半径の輝度フラックス（局所フラックスとして定義）を全体の平均フラックスで割った値が0.2になるように、サイズの2倍を測定することを提案している。[150]半光度半径を使用すると、銀河のサイズを大まかに推定できますが、その形態を決定するのに特に役立つわけではありません。[151]
この方法にはいくつかのバリエーションが存在する。特に、ESO-ウプサラ銀河カタログでは、銀河の直径を計算するために、青色光（Bバンドの特定のフィルターを通して検出された光）の50％、70％、90％の値が使用されていた。[152]
ペトロシアンマグニチュード
1976年にヴァエ・ペトロシアンが初めて説明したこの方法の修正版[153]は、スローン・デジタル・スカイ・サーベイ（SDSS）で使用されています。この方法は、その半径が輝度フラックスの方位角（水平）平均プロファイルによって決定される銀河の数学的モデルを採用しています。特に、SDSSはRバンド（可視スペクトルの赤い部分、658 nm）のペトロシアン等級を使用して、背景ノイズの影響を打ち消しながら、銀河の輝度フラックスが可能な限り捕捉されるようにしました。輝度プロファイルが指数関数的な銀河の場合、その輝度フラックスのすべてが捕捉されると予想され、ド・ヴォークルールの法則に従うプロファイルに従う銀河の場合は80％が捕捉されると予想されます。[154]
ペトロシアン等級は赤方偏移や距離に依存しないという利点があり、ペトロシアン半径は銀河全体の光束で定義されるため、銀河の見かけの大きさを測定することができます。[155]
この方法の初期のバージョンに対する批判は、赤外線処理分析センターによって発表されており、[156]この方法では等光直径を使用する場合よりも値の誤差の大きさ（最大10％）が発生するとされています。ペトロシアン等級の使用には、ペトロシアン開口部の外側の光のほとんどを見逃すという欠点もあります。ペトロシアン開口部は、特に楕円銀河の場合、距離と赤方偏移が大きいほど信号対雑音比が高くなります。[157]この方法の修正は、銀河がセルシックの法則に従うという仮定に基づいて、2005年にグラハムらによって発表されました。[155]
近赤外線法
この方法は、 2MASSが以前に使用していた等光度測定法を改良して使用しています。2MASS は近赤外線で動作するため、より暗く、より低温で、より古い星を認識できるという利点があり、通常 B フィルターを使用する他の方法とは異なるアプローチを採用しています。2MASS が使用する方法の詳細は、Jarrett らによる文書で詳しく説明されており、この調査ではいくつかのパラメータを測定しています。[158]
標準の開口楕円（検出領域）は、 K sバンド（波長約 2.2 μm）の赤外線等光線で20 mag/arcsec 2と定義されます。銀河全体の光束を収集する方法は少なくとも 4 つあります。1 つ目は、中心から 7 秒角伸びる円形の開口、20 mag/arcsec 2の等光線、銀河の想定範囲をカバーする放射状の光分布で定義される「全」開口、およびクロン開口（第 1 モーメント半径の 2.5 倍として定義され、「全」開口のフラックスの積分）です。[158]
大規模構造物
深宇宙の調査によると、銀河は集団やクラスターを形成して発見されることが多い。過去数十億年の間に同程度の質量を持つ他の銀河と有意な相互作用をしていない孤立銀河は比較的少ない。[159]調査された銀河のうち、この意味で孤立しているのはわずか5%程度である。[160] [161]しかし、過去には他の銀河と相互作用したり、合体したりした可能性があり、[162]より小さな衛星銀河が今も周回している可能性もある。[163]
最も大きなスケールでは、宇宙は継続的に膨張しており、その結果、個々の銀河間の距離が平均的に増加しています（ハッブルの法則を参照）。銀河団は、相互の重力引力を通じて、局所的なスケールでこの膨張を克服することができます。これらの団は、暗黒物質の塊がそれぞれの銀河を引き寄せたため、初期に形成されました。近くのグループは後に合併して、より大規模なクラスターを形成しました。この進行中の合併プロセスと、流入するガスの流入により、クラスター内の銀河間ガスは30〜100メガケルビンの非常に高い温度に加熱されます。[164]クラスターの質量の約70〜80％は暗黒物質の形で、10〜30％はこの加熱されたガスで構成され、残りの数パーセントは銀河の形をしています。[165]
ほとんどの銀河は、他の銀河と重力的に結びついています。これらは、フラクタルのような階層的なクラスター構造の分布を形成し、そのような最小の集まりはグループと呼ばれます。銀河群は、最も一般的なタイプの銀河団です。これらの構成には、宇宙の銀河の大部分（およびバリオン質量の大部分）が含まれています。 [166] [167]このようなグループに重力的に結びついたままであるためには、各メンバー銀河は、逃げるのを防ぐのに十分な低速度を持っている必要があります（ビリアル定理を参照）。ただし、運動エネルギーが不十分な場合、グループは合併によってより少数の銀河に進化する可能性があります。[168]
銀河団は、重力によって結びついた数百から数千の銀河で構成されています。[169]銀河団は、多くの場合、最も明るい銀河団として知られる単一の巨大な楕円銀河によって支配されており、時間の経過とともに、その衛星銀河を潮汐力で破壊し、その質量を自身の質量に追加します。[170]
超銀河団には数万の銀河が含まれ、それらは集団やグループ、時には個別に発見される。超銀河団規模では、銀河は広大な空洞を取り囲むシート状やフィラメント状に配列されている。[172]この規模を超えると、宇宙はどの方向でも同じ（等方性かつ均質）であるように見えるが、[173]この概念は近年、この規模を超えると思われる大規模構造の多数の発見によって疑問視されている。現在までに発見された宇宙最大の構造であるヘラクレス座・かんばん座のグレートウォールは、長さが100億光年（3ギガパーセク）である。[174] [175] [176]
天の川銀河は、直径が約1メガパーセクの比較的小さな銀河群である局部銀河群のメンバーです。天の川銀河とアンドロメダ銀河は、このグループの中で最も明るい2つの銀河です。他のメンバー銀河の多くは、これら2つの矮小な伴銀河です。[177]局部銀河群自体は、おとめ座超銀河団内の雲のような構造の一部です。おとめ座超銀河団は、おとめ座銀河団を中心とした銀河のグループとクラスターの大規模で拡張された構造です。[178]また、おとめ座超銀河団はラニアケア超銀河団の一部です。[179]
磁場
銀河は独自の磁場を持っています。銀河の磁場は、渦巻き腕の形成やガス雲の角運動量の輸送など、さまざまな方法で銀河のダイナミクスに影響を与えます。後者の効果は特に重要で、ガス雲の重力崩壊、ひいては星形成に必要な要素です。[180]
渦巻銀河の典型的な平均等分配強度は、約 10 μG (マイクロガウス) または 1 nT (ナノテスラ) です。比較すると、地球の磁場の平均強度は約 0.3 G (ガウス) または 30 μT (マイクロテスラ) です。天の川銀河の近隣にあるM 31やM33などの電波の弱い銀河の磁場はより弱く (約 5 μG)、一方、M 51、M 83、NGC 6946 などの星形成率の高いガス豊富な銀河の平均磁場は 15 μG です。顕著な渦巻腕では、冷たいガスと塵も集中している領域で、磁場強度は 25 μG にも達することがあります。最も強い全等分配磁場 (50～100 μG) は、スターバースト銀河、たとえば M 82 やアンテナ銀河で発見されました。 NGC 1097や他の棒銀河の中心のような核爆発領域でも見られる。[180]
形成と進化
形成
初期宇宙における銀河の形成に関する現在のモデルは、ΛCDMモデルに基づいています。ビッグバンから約 30 万年後、再結合と呼ばれるイベントで水素とヘリウムの原子が形成され始めました。ほぼすべての水素は中性 (非イオン化) で光を容易に吸収し、星はまだ形成されていませんでした。その結果、この期間は「暗黒時代」と呼ばれています。この原始物質の密度変動 (または異方性不規則性) から、より大きな構造が現れ始めました。その結果、バリオン物質の塊が冷たい暗黒物質ハロー内で凝縮し始めました。 [182] [183] これらの原始構造により、ガスが凝縮して原始銀河、つまり最初の銀河の前身である大規模なガス雲ができました。[184] : 6
ガスが暗黒物質ハローの重力に落ち込むと、圧力と温度が上昇します。さらに凝縮するには、ガスはエネルギーを放射する必要があります。このプロセスは、より重い元素に比べて放射効率の悪い水素原子と分子が支配的な初期宇宙ではゆっくりと進行しました。ガスの塊が集まって回転するディスクを形成すると、温度と圧力が上昇し続けます。ディスク内のいくつかの場所は、星を形成するのに十分な密度に達します。
原始銀河が形成され収縮し始めると、その中に最初のハロー星、いわゆる「種族III星」が出現した。 [185]これらは原始ガスで構成されており、ほぼ完全に水素とヘリウムであった。最初の星からの放射が残りのガスを加熱し、さらなる星形成を誘発する。第一世代の星からの紫外線放射は周囲の中性水素を膨張球内で再イオン化し、最終的には宇宙全体に広がった。この現象は再イオン化と呼ばれる。[186]最も質量の大きい星は激しい超新星爆発で崩壊し、重元素（「金属」）を星間物質に放出する。[187] [184] : 14 この金属含有量は種族II星に組み込まれる。
初期銀河形成の理論モデルは、数多くの洗練された天文観測によって検証され、情報提供されてきた。[184] : 43 測光観測は、系統的誤差をもたらす可能性のある多数のメカニズムのため、一般に分光学的確認が必要である。例えば、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による高赤方偏移（z ~ 16）の測光観測は、後にz ~ 5に近づくように修正された。[188] それでも、JWSTや他の観測所からの確認済み観測が蓄積されており、初期銀河を理論予測と系統的に比較することができるようになっている。[189]
初期銀河における個々の種族IIIの星の証拠はさらに困難である。一見確認された分光学的証拠でさえ、他の起源を持つことが判明する可能性がある。例えば、天文学者は、赤方偏移値が6.60であるコスモス赤方偏移7銀河における種族IIIの星のHe II放射の証拠を報告した。 [190]その後の観測[191]では、初期銀河の星と一致しない金属の輝線O IIIが見つかった。 [185] : 108
進化
星が形成され、放射線を放出し、場合によっては爆発し始めると、銀河形成のプロセスは非常に複雑になり、重力、放射線、熱エネルギーの相互作用が関与します。多くの詳細はまだ十分に理解されていません。[193]
銀河形成から10億年以内に、重要な構造が現れ始める。[194] 球状星団、中心の超大質量ブラックホール、金属の少ない種族IIの星の銀河バルジが形成される。超大質量ブラックホールの生成は、追加される物質の総量を制限することで、銀河の成長を積極的に制御する上で重要な役割を果たしていると思われる。[195]この初期の時代に、銀河は大規模な星形成の爆発を起こす。[196]
その後の20億年の間に、蓄積された物質は銀河円盤に落ち着きます。[197]銀河はその生涯を通じて、高速雲や矮小銀河から落下する物質を吸収し続けます。 [198]この物質は主に水素とヘリウムです。恒星の誕生と死のサイクルによって重元素の量がゆっくりと増加し、最終的には惑星の形成が可能になります。[199]
銀河における星形成率は、その局所的な環境に依存する。孤立した「ボイド」銀河は恒星質量あたりの星形成率が最も高く、渦巻銀河に関連する「フィールド」銀河は星形成率が低く、密集した銀河団内の銀河は星形成率が最も低い。[201]
銀河の進化は、相互作用や衝突によって大きく左右される。銀河の合体は初期の時代には一般的で、銀河の大部分は形態が特異なものだった。[202]星間の距離を考えると、衝突する銀河の恒星系の大部分は影響を受けない。しかし、渦巻き腕を構成する星間ガスと塵が重力によって剥ぎ取られ、潮汐尾と呼ばれる長い星列が形成される。こうした形成の例は、NGC 4676 [203]やアンテナ銀河[204]で見ることができる。
天の川銀河と近くのアンドロメダ銀河は、約130 km/sの速度で互いに近づいており、横方向の動きに応じて、約50億年から60億年後に衝突する可能性があります。天の川銀河はこれまでアンドロメダほど大きな銀河と衝突したことはありません。しかし、過去には他の銀河と衝突して合体したことがあります。[205]宇宙論的シミュレーションによると、110億年前に、天の川銀河はクラーケンと呼ばれる特に大きな銀河と合体しました。[206] [207]
このような大規模な相互作用はまれである。時間が経つにつれて、同じ大きさの2つのシステムの合体はまれになる。ほとんどの明るい銀河は、過去数十億年間基本的に変化しておらず、星形成の純速度もおそらく約100億年前にピークに達した。[208]
今後の動向
天の川銀河のような渦巻銀河は、渦巻き腕に高密度の星間水素分子雲がある限り、新しい世代の星を生み出します。 [209]楕円銀河にはこのガスがほとんど存在しないため、新しい星はほとんど形成されません。[210]星形成物質の供給は有限であり、星が利用可能な水素供給をより重い元素に変換すると、新しい星の形成は終了します。[211] [212]
現在の星形成の時代は最長 1000 億年続くと予想され、その後、約 10 兆年から 100 兆年 (10 13 –10 14 年) で「恒星時代」は終わりを迎え、可視宇宙で最も小さく、最も長寿命の恒星である小さな赤色矮星が衰退し始める。恒星時代の終わりには、銀河はコンパクトな天体、すなわち褐色矮星、冷却または低温の白色矮星(「黒色矮星」)、中性子星、ブラックホールで構成される。最終的には、重力緩和の結果として、すべての恒星は中心の超大質量ブラックホールに落ちるか、衝突の結果として銀河間空間に投げ出される。[211] [213]
ギャラリー
-
銀河（左/上、右/下）：NGC 7541、NGC 3021、NGC 5643 、 NGC 3254、 NGC 3147 、NGC 105、NGC 2608、 NGC 3583 、NGC 3147、MRK 1337、NGC 5861、NGC 2525、NGC 1015、UGC 9391、NGC 691、NGC 7678、NGC 2442、NGC 5468、NGC 5917、NGC 4639、NGC 3972、アンテナ銀河、NGC 5584、M106、NGC 7250、NGC 3370、NGC 5728、NGC 4424、NGC 1559、NGC 3982、NGC 1448、NGC 4680、M101、NGC 1365、NGC 7329、NGC 3447 -
![ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が近赤外線と中赤外線で撮影した19個の渦巻き銀河の正面図。古い星は青く見え、銀河の中心に密集している。輝く塵は星の周りや星の間に存在し、赤とオレンジの色合いで見える。まだ完全に形成されておらず、ガスと塵に包まれた星は明るい赤で見える。[214]](https://img-server.japedia.wiki/wikipedia/commons/thumb/d/df/PHANGS_image_mosaic.jpg/500px-PHANGS_image_mosaic.jpg)
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が近赤外線と中赤外線で撮影した19個の渦巻き銀河の正面図。古い星は青く見え、銀河の中心に密集している。輝く塵は星の周りや星の間に存在し、赤とオレンジの色合いで見える。まだ完全に形成されておらず、ガスと塵に包まれた星は明るい赤で見える。[214]
参照
注記
- ^ これはD25標準を使用して測定された直径です。2018年の研究では、この直径を超える円盤星が存在することが示唆されましたが、これが表面輝度プロファイルにどの程度影響するかは明らかではありません。[10] [11]
- ^ ライトは天の川銀河を「大渦」と呼び、その直径を8.64×10 12マイル（13.9×10 12 km）と推定した。[32]
参考文献
- ^ スパーク & ギャラガー 2000、p.私
- ^ Hupp, Erica; Roy, Steve; Watzke, Megan (2006年8月12日). 「NASAが暗黒物質の直接的な証拠を発見」NASA . 2020年3月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年4月17日閲覧。
- ^ ハウエル、エリザベス、ハーヴェイ、アイルサ（2022年2月11日）。「宇宙には星がいくつあるか？ - 星の総数を推定することはできるか？」Space.com 。 2022年7月16日閲覧。
- ^ Strigari, Louis E.; Bullock, James S.; Kaplinghat, Manoj; Simon, Joshua D.; Geha, Marla ; Willman, Beth; Walker, Matthew G. (2008). 「天の川銀河の衛星銀河の共通質量スケール」Nature . 454 (7208): 1096–1097. arXiv : 0808.3772 . Bibcode :2008Natur.454.1096S. doi :10.1038/nature07222. ISSN 0028-0836. PMID 18756252.
- ^ Hoover, Aaron (2003年6月16日). 「UF天文学者：宇宙は予想よりわずかにシンプル」（プレスリリース）.フロリダ大学. 2011年7月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年3月4日閲覧。
- 出典: Graham, Alister W.、Guzmán, Rafael (2003)。「HST によるコマ内の矮小楕円銀河の測光、および矮小楕円銀河と明るい楕円銀河の構造的二分法に関する説明」。The Astronomical Journal。125 ( 6): 2936–2950。arXiv : astro -ph/0303391。Bibcode : 2003AJ .... 125.2936G。doi :10.1086/374992。S2CID 13284968 。
- ^ ab Jarrett, TH「近赤外線銀河形態アトラス」。赤外線処理・分析センター。カリフォルニア工科大学。2023年11月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月9日閲覧。
- ^ Chemla, Sarah (2021年1月14日). 「天文学者は宇宙の銀河の数について間違っていた」エルサレムポスト。2021年1月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年1月14日閲覧。
- ^ サンダース、トビー（2023年7月25日）。「宇宙には銀河がいくつあるか？あなたが思っているよりずっと多い」BBCサイエンスフォーカス。2024年1月9日閲覧。
- ^ ab Goodwin, Simon P.; Gribbin, John ; Hendry, Martin A. (1998). 「天の川銀河の相対的な大きさ」(PDF) . The Observatory . 118 : 201–208. Bibcode :1998Obs...118..201G.
- ^ López-Corredoira, M.; Allende Prieto, C.; Garzón, F.; Wang, H.; Liu, C.; Deng, L. (2018年4月9日). 「天の川銀河の中心から25kpcを超えて検出されたディスク星」.天文学と天体物理学. 612 : L8. arXiv : 1804.03064 . Bibcode :2018A&A...612L...8L. doi :10.1051/0004-6361/201832880. S2CID 59933365.
- ^ フリーマン、デイビッド（2018年5月25日）。「天の川銀河は私たちが考えていたよりもはるかに大きいかもしれない」（プレスリリース）。CNBC。2018年8月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年8月13日閲覧。
- ^ Riess, Adam G. ; Fliri, Jürgen; Valls-Gabaud, David (2012). 「近赤外線におけるセフェイドの周期と光度の関係とハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3によるM31までの距離」。天体物理学ジャーナル。745 (2): 156。arXiv : 1110.3769。Bibcode : 2012ApJ ... 745..156R。doi :10.1088/ 0004-637X /745/2/156。S2CID 119113794 。
- ^ 「銀河団と大規模構造」ケンブリッジ大学。2012年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月15日閲覧。
- ^ ギブニー、エリザベス(2014)。「地球の新しい住所:「太陽系、天の川、ラニアケア」「ネイチャー. doi :10.1038/nature.2014.15819. S2CID 124323774.
- ^ オニオンズ、チャールズ・T. ; フリードリヒセン、GWS;バーチフィールド、ロバート・W.編 (1966)。『オックスフォード英語語源辞典』オックスフォード：クラレンドン・プレス、p.385。
- ^ ab Harper, Douglas. 「銀河」。オンライン語源辞典。2011年11月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年11月11日閲覧。
- ^ ウォーラー＆ホッジ 2003、91ページ
- ^ Konečný, Lubomír. 「天の川銀河の起源における象徴、農業、神話学」(PDF)。チェコ共和国科学アカデミー。 2006年7月20日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2007年1月5日閲覧。
- ^ ラオ、ジョー (2005 年 9 月 2 日)。「Explore the Archer's Realm」。Space.com。2010年10 月 31 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007 年1 月 3 日閲覧。
- ^ 「物体MESSIER 109 (M109)の結果」NASA/IPAC銀河系外データベース。カリフォルニア工科大学。 2023年1月13日閲覧。
- ^ 「スローンデジタルスカイサーベイとは?」スローンデジタルスカイサーベイ。2024年1月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年3月3日閲覧。
- ^ プルタルコス(2006)。全集第3巻: 随筆と雑集。エコー図書館。66ページ。ISBN 978-1-4068-3224-2. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ^ abc Montada, Josep Puig (2007年9月28日). 「Ibn Bâjja」.スタンフォード哲学百科事典. 2020年3月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年7月11日閲覧。
- ^ ヘイダルザデ 2008、23–25 ページ
- ^ モハメド 2000、49-50 ページ
- ^ Bouali, Hamid-Eddine; Zghal, Mourad; Lakhdar, Zohra B. (2005). 「光学現象の普及: 写真に関する最初の Ibn Al-Haytham ワークショップの設立」(PDF)。Flory, François (編)。第 9回光学およびフォトニクスの教育とトレーニングに関する国際トピカル会議。SPIEの議事録。第 9664 巻、第 9 回光学およびフォトニクスの教育とトレーニングに関する国際トピカル会議。Bibcode : 2005SPIE.9664E..22B。doi : 10.1117 /12.2207764。
- ^ オコナー、ジョン・J.、ロバートソン、エドマンド・F.、「アブ・アレイハン・ムハンマド・イブン・アフマド・アル・ビルニ」、マクチューター数学史アーカイブ、セント・アンドリュース大学
- ^ ヘイダルザデ 2008、p. 25、表2.1
- ^リビングストン、ジョン W. ( 1971)。「イブン・カイイム・アル・ジャウズィーヤ：占星術的占いと錬金術的変化に対する 14 世紀の弁明」アメリカ東洋学会誌。91 (1): 96–103。doi :10.2307/600445。JSTOR 600445。
- ^ ガリレイ、ガリレオ（1610年）。『星空の報告』。ヴェネツィア：トーマス・バリオーニ。pp.15-16 。 2024年1月10日閲覧。
- ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2002年11月). 「ガリレオ・ガリレイ」. MacTutor数学史アーカイブ.セントアンドリュース大学. 2016年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月8日閲覧。
- ^ ライト1750、73ページ。
- ^ ライト 1750、pp.48–。
- ^ abcd Evans, JC (1998年11月24日). 「Our Galaxy」.ジョージ・メイソン大学. 2003年9月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月4日閲覧。
- ^ ab カント、インマヌエル(2016 年 11 月 20 日) [1755]. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels [普遍的な自然史と天空の理論]。ケーニヒスベルクとライプツィヒ：ヨハン・フリーデリヒ・ペーターゼン。ISBN 978-3-89131-002-12016年11月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 イアン・ジョンストンによる英語訳はウェイバックマシンで閲覧可能（2014年8月29日アーカイブ）
- ^ ハーシェル、ウィリアム(1785)。「XII. 天体の構築について」。世界の多くの重要な地域における天才たちの現在の取り組み、研究、労働に関するいくつかの説明。ロンドン王立協会哲学論文集。第75巻。ロンドン。pp. 213–266。doi : 10.1098 /rstl.1785.0012。ISSN 0261-0523。S2CID 186213203。 2016年11月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年1月27日閲覧。ハーシェルの銀河図は 266 ページの直後に掲載されています。
- ^ ポール 1993、16-18ページ
- ^ Trimble, V. (1999). 「ロバート・トランプラーと空間の（非）透明性」アメリカ天文学会紀要. 31 (31): 1479. Bibcode :1999AAS...195.7409T.
- ^ ab ケップルとサナー、1998、p. 18
- ^ ab Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2004年3月11日). 「大マゼラン雲、LMC」.パリ天文台. 2017年6月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. 「Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 AD)」。Observatoire de Paris。2007年4月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年4月19日閲覧。
- ^ Gordon, Kurtiss J. (1969). 「渦巻き銀河の理解の歴史: メシエ33」(PDF) . Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 10 : 293–307. 2021年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF)。
- ^ライトの 『宇宙のオリジナル理論または新仮説』 (ダイソン、フリーマン J. ( 1979))から引用したテキストを参照。『宇宙を乱す』。パンブックス、p. 245。ISBN 978-0-330-26324-5. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ^ ペイン・ガポシュキン、セシリア・H. (1953)。「なぜ銀河は渦巻き状になっているのか？」サイエンティフィック・アメリカン。第189巻第3号。pp.89-99。ISSN 0036-8733。JSTOR 24944338 。
- ^ Steinicke , Wolfgang (2012). 「M51の謎：ロス卿、ロビンソン、サウス、そして1845年の渦巻き構造の発見」。天文学史遺産ジャーナル。15 (1): 19–29。Bibcode :2012JAHH...15...19S。doi :10.3724/ SP.J.1440-2807.2012.01.03。
- ^ スリファー、ベスト。M. (1913)。「アンドロメダ星雲の視線速度」。ローウェル天文台紀要。1 (8): 56–57。書誌コード:1913LowOB... 2 ...56S。
- ^ スリファー、ベスト M. (1915)。「星雲の分光観測」。ポピュラー天文学。第 23 巻。pp. 21–24。書誌コード:1915PA.....23...21S。
- ^ Curtis, Heber D. (1988). 「渦巻き星雲の新星と島宇宙理論」.太平洋天文学会刊行物. 100 :6. Bibcode :1988PASP..100....6C. doi : 10.1086/132128 .
- ^ Weaver, Harold. F. 「Robert Julius Trumpler」。米国科学アカデミー。2013年12月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月5日閲覧。
- ^ Öpik, Ernst (1922). 「アンドロメダ星雲の距離の推定」.天体物理学ジャーナル. 55 : 406. Bibcode :1922ApJ....55..406O. doi :10.1086/142680.
- ^ ハッブル、エドウィン P. (1929)。「恒星系としての渦巻き星雲、メシエ 31」。天体物理学ジャーナル。69 : 103–158。Bibcode : 1929ApJ ....69..103H。doi : 10.1086/143167。
- ^ ハッブル、エドウィン P. ( 1926)。「No. 324. 銀河系外星雲」。ウィルソン山天文台からの寄稿。324。ワシントン カーネギー研究所: 1–49。Bibcode :1926CMWCI.324....1H。
- ^ Sandage, Allan R. (1989). 「Edwin Hubble, 1889–1953」. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 83 (6): 351–362. Bibcode :1989JRASC..83..351S. 2024年2月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年4月21日閲覧。
- ^ リーケ、ジョージ・ヘンリー（2012年）。宇宙の測定：多波長の視点。ケンブリッジ大学出版局。p. xi. ISBN 978-0-521-76229-8。
- ^ 「近赤外線、中赤外線、遠赤外線」。赤外線処理・分析センター。カリフォルニア工科大学。2006年12月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月2日閲覧。
- ^ Fraknoi et al. 2023、144、202頁。
- ^ 「地球の上層大気が無線信号に与える影響」NASA。2012年5月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8月10日閲覧。
- ^ 「NASA 望遠鏡がブラックホールが恒星を食らう様子を観測」Galaxy Evolution Explorer . NASA . 2006 年 12 月 5 日。2010 年 4 月 25 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1 月 2 日閲覧。
- ^ Dunn, Robert (2005 年 8 月 9 日)。「X 線天文学入門」。天文学研究所X 線グループ。2007 年 1 月 1 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1 月 2 日閲覧。
- ^ Corbelli, E.; Salucci, P. (2000). 「M33 の拡張回転曲線と暗黒物質ハロー」.王立天文学会月報. 311 (2): 441–447. arXiv : astro-ph/9909252 . Bibcode : 2000MNRAS.311..441C . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x .
- ^ Tenn, Joe. 「Hendrik Christoffel van de Hulst」. The Bruce Medalists . Sonoma State University . 2012年1月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月5日閲覧。
- ^ López-Corredoira, M.; et al. (2001). 「DENIS における面内銀河バーとリングの探索」.天文学と天体物理学. 373 (1): 139–152. arXiv : astro-ph/0104307 . Bibcode :2001A&A...373..139L. doi :10.1051/0004-6361:20010560. S2CID 18399375.
- ^ Rubin, Vera C. (1983). 「渦巻き銀河の暗黒物質」. Scientific American . 第248巻、第6号、pp. 96–106. Bibcode :1983SciAm.248f..96R. doi :10.1038/scientificamerican0683-96.
- ^ Rubin, Vera C. (2000). 「回転銀河の100年」.太平洋天文学会刊行物. 112 (772): 747–750. Bibcode :2000PASP..112..747R. doi : 10.1086/316573 . S2CID 122927800.
- ^ 「ハッブル、暗黒物質の有力な説明を否定」。ハッブル・ニュース・デスク（プレスリリース）。NASA。1994年10月17日。2012年11月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月8日閲覧。
- ^ Mattson, Barbara (2002年11月27日). Gibb, Meredith (編). 「銀河はいくつあるか?」.宇宙を想像してみよう! . NASA . 2012年7月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月8日閲覧。
- ^ Kraan-Korteweg, RC; Juraszek, S. (2000). 「隠された宇宙の地図作成: 回避ゾーン内の銀河分布」オーストラリア天文学会刊行物. 17 (1): 6–12. arXiv : astro-ph/9910572 . Bibcode :2000PASA...17....6K. doi :10.1071/AS00006. S2CID 17900483.
- ^ Conselice, Christopher J.; et al. (2016). 「z < 8 での銀河数密度の進化とその意味」. The Astrophysical Journal . 830 (2): 83. arXiv : 1607.03909 . Bibcode :2016ApJ...830...83C. doi : 10.3847/0004-637X/830/2/83 . S2CID 17424588.
- ^ ファウンテン、ヘンリー（2016年10月17日）。「少なくとも2兆個の銀河」。ニューヨークタイムズ。2019年12月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年10月17日閲覧。
- ^ Lauer, Tod R.; et al. (2021年1月11日). 「ニューホライズンズ宇宙光学背景観測」.アストロフィジカルジャーナル. 906 (2): 77. arXiv : 2011.03052 . Bibcode :2021ApJ...906...77L. doi : 10.3847/1538-4357/abc881 . hdl :1721.1/133770. ISSN 1538-4357. S2CID 226277978.
- ^ 「ニューホライズンズ宇宙船が「宇宙はどのくらい暗いのか」という疑問に答える」。Phys.org。2021年1月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年1月15日閲覧。
- ^ Fraknoi et al. 2023、851–856、907–915頁。
- ^ Barstow, MA (2005). 「楕円銀河」.レスター大学物理学部. 2012年7月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年6月8日閲覧。
- ^マシューズ、トーマス A.; モーガン、ウィリアム W .; シュミット、マールテン( 1964)。「電波源で同定された銀河についての考察」天体物理学ジャーナル。140 :35。Bibcode :1964ApJ...140...35M。doi :10.1086/147890。
- ^ 「銀河の成長を追跡する」NASA 2017年2月6日2024年4月20日閲覧。
- ^ Tonry, John L. (1987). 「cD 銀河の特性」.楕円銀河の構造とダイナミクス. 第 127 巻. p. 89. Bibcode :1987IAUS..127...89T. doi :10.1007/978-94-009-3971-4_7. ISBN 978-90-277-2586-8. S2CID 117980521。
- ^ Tovmassian, Hrant M.; Andernach, Heinz (2012年12月11日). 「cD銀河とその親クラスターの形成について: cD銀河と親クラスターの形成」.王立天文学会月報. 427 (3): 2047–2056. arXiv : 1212.0238 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.22044.x .
- ^ Bender, Ralf; Kormendy, John; Cornell, Mark E.; Fisher, David B. (2015 年 6 月 30 日). 「cD 銀河の構造と形成: Abell 2199 の NGC 6166」. The Astrophysical Journal . 807 (1): 56. arXiv : 1411.2598 . Bibcode :2015ApJ...807...56B. doi :10.1088/0004-637X/807/1/56. ISSN 1538-4357.
このアイデアは、冷却流問題の全盛期に考えられたもので、当時は、大量の X 線を放射する高温ガスがクラスター内に観測されていたものの、温度プロファイルを測定できませんでした。[...] この可能性は現在では実現不可能とみなされています。
- ^ Fabian, AC; Nulsen, PEJ (1977). 「銀河団における冷却ガスの亜音速降着」.王立天文学会月報. 180 (3): 479. Bibcode :1977MNRAS.180..479F. doi : 10.1093/mnras/180.3.479 .
- ^ McDonald, M.; McNamara, BR; Voit, GM; Bayliss, M.; Benson, BA; Brodwin, M.; Canning, REA; Florian, MK; Garmire, GP; Gaspari, M.; Gladders, MD; Hlavacek-Larrondo, J.; Kara, E.; Reichardt, CL; Russell, HR (2019年11月1日). 「冷却流の解剖学: フェニックス銀河団の中心核における純粋冷却に対するフィードバック応答」.アストロフィジカルジャーナル. 885 (1): 63. arXiv : 1904.08942 . Bibcode :2019ApJ...885...63M. doi : 10.3847/1538-4357/ab464c . 0004-637X.発行年月日
- ^ “Galactic onion”.欧州宇宙機関. 2020年8月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年5月11日閲覧。
- ^ Williams, MJ; Bureau, M.; Cappellari, M. (2010). 「渦巻き銀河とS0銀河の恒星および暗黒物質含有量に対する運動学的制約」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (4): 1665–1689. arXiv : 0909.0680 . Bibcode :2009MNRAS.400.1665W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x . S2CID 17940107.
- ^ スミス、ジーン（2000年3月6日）。「銀河 — 渦巻き星雲」。カリフォルニア大学サンディエゴ校、天体物理学・宇宙科学センター。2023年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年11月30日閲覧。
- ^ ヴァン・デン・ベルグ 1998、17ページ
- ^ Obreschkow, D.; Glazebrook, K. (2014年2月28日). 「渦巻き銀河の基本的な質量-スピン-形態関係」.アストロフィジカルジャーナル. 784 (1): 26. arXiv : 1312.4543 . Bibcode :2014ApJ...784...26O. doi :10.1088/0004-637X/784/1/26. ISSN 0004-637X.
- ^ 「太いのか平たいのか：銀河の形を整える」Phys.org 2014年2月27日。2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。4
- ^ ベルタン＆リン 1996、65-85ページ
- ^ ベルコラ 2003、355 ページ
- ^ Eskridge, PB; Frogel, JA (1999). 「棒渦巻銀河の真の割合はいくらか?」.天体物理学と宇宙科学. 269/270: 427–430. Bibcode :1999Ap&SS.269..427E. doi :10.1023/A:1017025820201. S2CID 189840251.
- ^ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). 「渦巻き銀河へのガス集積：棒状構造の形成と再生」.天文学と天体物理学. 392 (1): 83–102. arXiv : astro-ph/0206273 . Bibcode :2002A&A...392...83B. doi :10.1051/0004-6361:20020920. S2CID 17562844.
- ^ Knapen, Johan H.; Perez-Ramirez, Daniel; Laine, Seppo (2002). 「棒渦巻銀河の核周領域 — II. ホスト銀河との関係」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 337 (3): 808–828. arXiv : astro-ph/0207258 . Bibcode :2002MNRAS.337..808K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x . S2CID 10845683.
- ^ Alard, Christophe (2001). 「バルジのもう一つのバー」.天文学と天体物理学の手紙. 379 (2): L44–L47. arXiv : astro-ph/0110491 . Bibcode :2001A&A...379L..44A. doi :10.1051/0004-6361:20011487. S2CID 18018228.
- ^ サンダース、ロバート（2006年1月9日）。「天の川銀河は歪んでおり、太鼓のように振動している」（プレスリリース）。カリフォルニア大学バークレー校。2014年1月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年5月24日閲覧。
- ^ Bell, GR; Levine, SE (1997). 「天の川銀河の質量と矮小球状流のメンバーシップ」アメリカ天文学会紀要. 29 (2): 1384. Bibcode :1997AAS...19110806B.
- ^ サントス、ミゲル（2016年3月21日）。「私たちは新しいタイプの巨大銀河を発見しました」。Futurism。2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年3月21日閲覧。
- ^ Ogle, Patrick M.; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George (2016年1月1日). 「超高輝度渦巻き銀河」. The Astrophysical Journal . 817 (2): 109. arXiv : 1511.00659 . Bibcode :2016ApJ...817..109O. doi : 10.3847/0004-637X/817/2/109 . ISSN 0004-637X. S2CID 35287348.
- ^ Gerber, RA; Lamb, SA; Balsara, DS (1994). 「侵入者質量の関数としてのリング銀河の進化」アメリカ天文学会紀要26 :911 .書誌コード:1994AAS...184.3204G.
- ^ 「ISO、アンドロメダの隠された環を公開」（プレスリリース）。欧州宇宙機関。1998年10月14日。2006年5月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年5月24日閲覧。
- ^ 「スピッツァーがエドウィン・ハッブルが見逃したものを明らかにする」（プレスリリース）。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。2004年5月31日。2006年9月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月6日閲覧。
- ^ Barstow, MA (2005). 「不規則銀河」レスター大学2012年2月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月5日閲覧。
- ^ Fraknoi et al. 2023、879頁。
- ^ Pandya, Viraj; Romanowsky, Aaron J.; Laine, Seppo; Brodie, Jean P.; Johnson, Benjamin D.; Glaccum, William; Villaume, Alexa; Cuillandre, Jean-Charles; Gwyn, Stephen; Krick, Jessica; Lasker, Ronald; Martín-Navarro, Ignacio; Martinez-Delgado, David; van Dokkum, Pieter (2018年5月1日)。「光学および近赤外線測光による2つの超拡散銀河の恒星集団」。天体物理学ジャーナル。858 ( 1 ) : 29。arXiv : 1711.05272。Bibcode : 2018ApJ...858...29P。土井：10.3847/1538-4357/aab498。ISSN 0004-637X。
- ^ オーバーバイ、デニス（2024年1月26日）。「星のない銀河を何と呼ぶか？」ニューヨークタイムズ。2024年2月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ van Dokkum, Pieter G.; Abraham, Roberto ; Merritt, Allison; Zhang, Jielai; Geha, Marla ; Conroy, Charlie (2015年1月). 「かみのけ座銀河団にある天の川サイズの極めて拡散した銀河47個」. The Astrophysical Journal Letters . 798 (2): L45. arXiv : 1410.8141 . Bibcode :2015ApJ...798L..45V. doi :10.1088/2041-8205/798/2/L45. ISSN 2041-8205.
- ^ ab Mateo, Mario (1998). 「局所銀河群の矮小銀河」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 36 (1): 435–506. arXiv : astro-ph/9810070 . Bibcode :1998ARA&A..36..435M. doi :10.1146/annurev.astro.36.1.435. ISSN 0066-4146. S2CID 119333888.
- ^ Phillipps, S.; Drinkwater, MJ; Gregg, MD; Jones, JB (2001). 「フォルナックス銀河団の超小型矮小銀河」.アストロフィジカルジャーナル. 560 (1): 201–206. arXiv : astro-ph/0106377 . Bibcode :2001ApJ...560..201P. doi :10.1086/322517. S2CID 18297376.
- ^ Groshong, Kimm (2006年4月24日). 「天の川銀河の周囲に奇妙な衛星銀河が発見される」. New Scientist . 2015年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月10日閲覧。
- ^ Schirber, M. (2008年8月27日). 「矮小銀河のスリム化は起こらない」。ScienceNOW。 2020年5月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年8月27日閲覧。
- ^ abc 「銀河相互作用」。メリーランド大学天文学部。2006年5月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月19日閲覧。
- ^ abc 「相互作用銀河」スウィンバーン大学。2023年4月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年12月19日閲覧。
- ^ 「ハッブル望遠鏡、16歳の誕生日おめでとう！」ハッブル・ニュース・デスク（プレスリリース）NASA 2006年4月24日。2016年8月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8月10日閲覧。
- ^ ab 「スターバースト銀河」。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。2006年8月29日。2019年3月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8月10日閲覧。
- ^ Kennicutt, Robert C. Jr.; et al. (2005). 「スターバーストの人口統計とホスト銀河」。De Grijs, Richard、González Delgado, Rosa M. (編)。スターバースト: 30 Doradus から Lyman Break 銀河まで。天体物理学および宇宙科学図書館。第 329 巻。ドルドレヒト: Springer。pp . 187–194。Bibcode :2005ASSL..329..187K。doi : 10.1007/1-4020-3539-X_33。ISBN 978-1-4020-3538-8。
- ^ スミス、ジーン（2006年7月13日）。「スターバーストと衝突銀河」カリフォルニア大学サンディエゴ校天体物理学・宇宙科学センター。2023年12月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年8月10日閲覧。
- ^ Keel, William C. (2006年9月). 「Starburst Galaxies」.アラバマ大学. 2023年8月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月11日閲覧。
- ^ Adams, David J.; et al. (2004). Jones, Mark H.; Lambourne, Robert JA (編). 銀河と宇宙論入門. Cambridge University Press . pp. 142–144. ISBN 978-0-521-54623-2。
- ^ Kembhavi, Ajit K.; Narlikar, Jayant V. (2012) [1999]. 「電波特性」.クエーサーと活動銀河核：入門.ケンブリッジ大学出版局. pp. 214–272. ISBN 978-1-139-17440-4。
- ^ 「天文学入門：二重ローブ電波銀河」 メリーランド大学天文学部。2022年9月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年9月1日閲覧。
- ^ Oei, Martijn SSL; van Weeren, Reinout J.; Hardcastle, Martin J.; Botteon, Andrea; Shimwell, Tim W.; Dabhade, Pratik; Gast, Aivin RDJGIB; Röttgering, Huub JA; Brüggen, Marcus; Tasse, Cyril; Williams, Wendy L.; Shulevski, Aleksandar (2022年4月1日). 「5 Mpc以上の電波銀河の発見」.天文学と天体物理学. 660 : A2. arXiv : 2202.05427 . Bibcode :2022A&A...660A...2O. doi :10.1051/0004-6361/202142778. 0004-6361.図書館
- ^ Condon, JJ (1992年9月). 「通常の銀河からの電波放射」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 30 (1): 575–611. Bibcode :1992ARA&A..30..575C. doi :10.1146/annurev.aa.30.090192.003043. ISSN 0066-4146.
- ^ フラクノイら。 2023、p. 906.
- ^ Zakamska, Nadia L.; Strauss, Michael A.; Krolik, Julian H.; Collinge, Matthew J.; Hall, Patrick B.; Hao, Lei; Heckman, Timothy M.; Ivezi, eljko; Richards, Gordon T.; Schlegel, David J.; Schneider, Donald P.; Strateva, Iskra; Vanden Berk, Daniel E.; Anderson, Scott F.; Brinkmann, Jon (2003 年 11 月)。「Sloan Digital Sky Survey による候補タイプ II クエーサー。I. 0.3< Z でのサンプルの選択と光学特性」。The Astronomical Journal。126 ( 5 ) : 2125–2144。arXiv : astro-ph/0309551。doi : 10.1086/378610。0004-6256 .
- ^ Fraknoi et al. 2023、907-915頁。
- ^ ab Keel, William C. (2000). 「活動銀河核の紹介」アラバマ大学。2012年4月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月6日閲覧。
- ^ ab ロクナー、ジム。ギブ、メレディス（編）。「真ん中の怪物」。宇宙を想像せよ！ NASA 。 2009年3月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年12月20日閲覧。
- ^ ピーターソン、ブラッドリーM.（1997）。活動銀河核入門。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-47911-0。
- ^ Peterson, Bradley M. (2008 年 8 月 1日)。「中心ブラックホールとホスト銀河との関係」( PDF )。New Astronomy Reviews。最高角度分解能での活動銀河核:理論と観測。52 ( 6): 240–252。Bibcode :2008NewAR..52..240P。doi :10.1016/j.newar.2008.06.005。ISSN 1387-6473。S2CID 121460317 。
- ^ Fraknoi et al. 2023、899–906頁。
- ^ Kovačević, Andjelka B; Yi, Tignfeng; Dai, Xinyu; Yang, Xing; Čvorović-Hajdinjak, Iva; Popović, Luka Č (2020年5月21日). 「サブパーセク超大質量連星ブラックホール候補Mrk 231の短期周期変動の確認」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 494 (3): 4069–4076. arXiv : 2003.06359 . doi : 10.1093/mnras/staa737 . ISSN 0035-8711.
- ^ Nemiroff, Robert; Bonnell, Jerry, eds. (2023年11 月10日). 「UHZ1: 遠方の銀河とブラックホール」。今日の天文学写真。NASA 、ミシガン工科大学。 2024年2月18日閲覧。
- ^ ボグダン、アコス;ゴールディング、アンディ D.ナタラジャン、プリヤンヴァダ。コヴァチ、オルソリヤ E.トレンブレイ、グラント R.チャダヤンムリ、ウルミラ。ボロンテリ、マルタ。クラフト、ラルフ P.フォーマン、ウィリアム R.ジョーンズ、クリスティーン。チュラゾフ、ユージン。ジュラヴレヴァ、イリーナ（2024年1月）。 「z ≈ 10 X 線クエーサーからの初期超大質量ブラック ホールの重いシード起源の証拠」。自然天文学。8 (1): 126–133。arXiv : 2305.15458。Bibcode :2024NatAs...8..126B。doi :10.1038/s41550-023-02111-9. ISSN 2397-3366. S2CID 258887541.
- ^ Blandford, RD; Narayan, R. (1992年9月). 「重力レンズ効果の宇宙論的応用」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 30 (1): 311–358. doi :10.1146/annurev.aa.30.090192.001523. ISSN 0066-4146.
- ^ ab Heckman, Timothy M. (1980). 「明るい銀河の核の光学および電波調査」(PDF) .天文学と天体物理学. 87 (1–2): 152–164. Bibcode :1980A&A....87..152H.
- ^ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace LW (1997). 「矮小」セイファート核の探索。V. 近傍銀河の核活動の人口統計」。天体物理学ジャーナル。487 (2): 568–578。arXiv : astro -ph/9704108。Bibcode : 1997ApJ ... 487..568H。doi :10.1086/304638。S2CID 16742031。
- ^ Pérez-Torres, Miguel; Mattila, Seppo; Alonso-Herrero, Almudena; Aalto, Susanne; Efstathiou, Andreas (2021年12月). 「明るい赤外線銀河における星形成と核活動：赤外線から電波までのレビュー」.天文学と天体物理学レビュー. 29 (1): 2. arXiv : 2010.05072 . Bibcode :2021A&ARv..29....2P. doi :10.1007/s00159-020-00128-x. ISSN 0935-4956. S2CID 253687419.
- ^ ab ベロッキ、E.;ペレイラ＝サンタエラ、M.コリーナ、L.ラビアーノ、A.サンチェス・ガルシア、M.アロンソ・ヘレロ、A.アリバス、S.ガルシア＝ブリージョ、S.ビジャール・マルティン、M.リゴポウロウ、D.ヴァレンティノ、F.パグリシ、A.ディアス・サントス、T.カッツォーリ、S.ウセロ、A. (2022 年 8 月)。 「低 z 銀河と高 z 銀河の間の局所 LIRG におけるコンパクトな分子ガスの放出」。天文学と天体物理学。664 : A60。arXiv : 2204.02055。ビブコード:2022A&A...664A..60B。doi :10.1051/0004-6361/202142802. ISSN 0004-6361.
- ^サンダース、デビッド B.; ミラベル、 IF (1996 年 9 月)。「明るい赤外線銀河」(PDF)。Annual Review of Astronomy and Astrophysics。34 ( 1): 749–792 [772–773]。Bibcode : 1996ARA&A..34..749S。doi : 10.1146/annurev.astro.34.1.749。ISSN 0066-4146 。
- ^ サンデージ、クロン、ロングエアー、1995 年、p. 43.
- ^ サンデージ、クロン、ロングエアー、1995 年、p. 73.
- ^ ab Chamba, Nushkia (2020). 「銀河の大きさの概念に関する歴史的視点」アメリカ天文学会研究ノート. 4 (7): 117. arXiv : 2010.07946 . Bibcode :2020RNAAS...4..117C. doi : 10.3847/2515-5172/aba951 . S2CID 223953458.
- ^ リチャード・ムショツキー「銀河の光度の測定」（PDF）。ASTR620 ：銀河。メリーランド大学天文学部。 2024年2月14日閲覧。
- ^ スパーク & ギャラガー 2000、1.3.1
- ^ Fouque, P.; Paturel, G. (1985年9月). 「銀河の標準測光直径。II - ESO、UGC、MCGカタログの縮小」.天文学と天体物理学. 150 (2): 192–204.書誌コード:1985A&A...150..192F.
- ^ 「大マゼラン雲オブジェクトの結果」NASA/IPAC銀河系外データベース。カリフォルニア工科大学。 2024年3月8日閲覧。
- ^ 「オブジェクトMESSIER 087（NGC 4486）の結果」NASA / IPAC銀河系外データベース。カリフォルニア工科大学。 2024年3月8日閲覧。
- ^ 「オブジェクトMESSIER 031（アンドロメダ銀河）の結果」NASA / IPAC銀河外データベース。カリフォルニア工科大学。 2024年3月8日閲覧。
- ^ De Vaucouleurs、ジェラール(1948)。 「星雲外の研究」。アンナレス・ダストロフィジーク。11 : 247。ビブコード:1948AnAp...11..247D。
- ^フィッシュ、ロバート A. ( 1963 )。「楕円銀河における光度集中法則の重要性」。天文学ジャーナル。68 :72。Bibcode : 1963AJ .....68R..72F。doi : 10.1086/109075。
- ^ Sérsic, José Luis (1968). 「断片化による銀河の形成について」チェコスロバキア天文学研究所紀要. 19 : 105.書誌コード:1968BAICz..19..105S.
- ^ Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Jangren, Anna (2000). 「銀河の非対称性: 近傍銀河および高赤方偏移銀河の物理的形態」. The Astrophysical Journal . 529 (2): 886–910. arXiv : astro-ph/9907399 . Bibcode :2000ApJ...529..886C. doi :10.1086/308300. S2CID 118962524.
- ^ Burgarella, D.; Buat, V.; Donas, J.; Milliard, B.; Chapelon, S. (2001). 「低赤方偏移と高赤方偏移における銀河円盤の紫外線可視性と定量的形態」.天文学と天体物理学. 369 (2): 421–431. arXiv : astro-ph/0101344 . Bibcode :2001A&A...369..421B. doi :10.1051/0004-6361:20010107. S2CID 858029.
- ^ Lauberts, Andris; Valentijn, Edwin A. (1989). ESO-Uppsala 銀河の表面測光カタログ。Bibcode : 1989spce.book.....L.
- ^ Petrosian, Vahe (1976). 「銀河の表面輝度と進化」.天体物理学ジャーナル. 210 : L53. Bibcode :1976ApJ...209L...1P. doi : 10.1086/182301 .
- ^ “The Petrosian magnific” Sloan Digital Sky Survey . 2023年8月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年4月20日閲覧。
- ^ ab Graham, Alister W.; Driver, Simon P.; Petrosian, Vahe; Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Crawford, Steven M.; Goto, Tomotsugu (2005). 「Petrosian Magnitudes and Radii による銀河の総等級と有効半径」.天文学ジャーナル. 130 (4): 1535–1544. arXiv : astro-ph/0504287 . Bibcode :2005AJ....130.1535G. doi :10.1086/444475. S2CID 11517686.
- ^ Jarret, Tom; Rosenberg, Jessica (1997年2月6日)。「円形および固定楕円形開口: ペトロシアン測光法と等光測光法」。極地におけるGALWORKSとIRAFのSTSDAS測光法の比較、WISE Science Data Center。カリフォルニア工科大学。 2024年4月20日閲覧。
- ^ 「SDSSフラックス、マグニチュード、直径の測定」NASA/IPAC銀河系外データベース。2017年7月19日。 2024年4月20日閲覧。
- ^ ab Jarrett, TH; Chester, T.; Cutri, R.; Schneider, SE; Huchra, JP (2003). 「2MASS 大型銀河アトラス」.天文学ジャーナル. 125 (2): 525–554. Bibcode :2003AJ....125..525J. doi : 10.1086/345794 . S2CID 117784410.
- ^ アルグド・フェルナンデス、M.;ヴァーリー、Ｓ．バーゴンド、G.ドゥアルテ・プエルタス、S.ラモス・カルモナ、E.サバター、J.フェルナンデス・ロレンソ、M.エスパーダ、D.サレンティック、J.ルイス、JE;レオン、S. (2015 年 6 月)。 「局所宇宙における孤立銀河、孤立ペア、孤立三重項のカタログ」。天文学と天体物理学。578 : A110. arXiv : 1504.00117。ビブコード:2015A&A...578A.110A。土井：10.1051/0004-6361/201526016。ISSN 0004-6361。
- ^ Karachentsev, ID; Makarov, DI; Karachentseva, VE; Melnyk, OV (2011年1月). 「z < 0.01の体積内の近傍孤立銀河のカタログ」. Astrophysical Bulletin . 66 (1): 1–27. arXiv : 1103.3990 . Bibcode :2011AstBu..66....1K. doi :10.1134/S1990341311010019. ISSN 1990-3413.
- ^ Melnyk, O.; Karachentseva, V.; Karachentsev, I. (2015年8月1日). 「2ミクロン全天サーベイから選択された孤立銀河の星形成率」.王立天文学会月報. 451 (2): 1482–1495. arXiv : 1504.07990 . doi : 10.1093/mnras/stv950 . ISSN 1365-2966.
- ^ Hirschmann, Michaela; De Lucia, Gabriella; Iovino, Angela; Cucciati, Olga (2013年8月1日). 「階層的銀河形成モデルにおける孤立銀河 - 現在の特性と環境史」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (2): 1479–1491. arXiv : 1302.3616 . Bibcode :2013MNRAS.433.1479H. doi : 10.1093/mnras/stt827 . ISSN 1365-2966.
- ^ Wang, Wenting; White, Simon DM (2012年8月21日). 「明るい孤立銀河の周りの衛星の存在量:衛星の存在量」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 424 (4): 2574–2598. arXiv : 1203.0009 . Bibcode :2012MNRAS.424.2574W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21256.x .
- ^ 「銀河群と銀河団」。チャンドラX線天文台。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。2024年2月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1月15日閲覧。
- ^ リッカー、ポール。「銀河団が衝突するとき」。サンディエゴスーパーコンピュータセンター。カリフォルニア大学サンディエゴ校。2023年8月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年4月21日閲覧。
- ^ Pompei, Emanuela; Dahlem, Michael; Iovino, Angela (2006 年 11 月 24 日)。Dahlem, Michael (編)。「Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies」。バーミンガム大学天体物理学および宇宙研究グループ。2007 年 6 月 13 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年1 月 15 日閲覧。
- ^ Ponman, Trevor (2005 年 2 月 25 日). 「銀河系: グループ」.バーミンガム大学天体物理学および宇宙研究グループ. 2009 年 2 月 15 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007 年1 月 15 日閲覧。
- ^ Girardi, Marisa; Giuricin, G. (2000). 「緩い銀河群の観測的質量関数」.天体物理学ジャーナル. 540 (1): 45–56. arXiv : astro-ph/0004149 . Bibcode :2000ApJ...540...45G. doi :10.1086/309314. S2CID 14059401.
- ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、これまで観測された中で最も遠い原始銀河団を特定」（プレスリリース）。NASA 、欧州宇宙機関。2018年6月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年1月22日閲覧。
- ^ Dubinski, John (1998). 「最も明るい銀河団の起源」. The Astrophysical Journal . 502 (2): 141–149. arXiv : astro-ph/9709102 . Bibcode :1998ApJ...502..141D. doi :10.1086/305901. S2CID 3137328. 2011年5月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ “ATLASGAL天の川銀河調査が完了”.ヨーロッパ南天天文台. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年3月7日閲覧。
- ^ Bahcall, Neta A. (1988). 「銀河団が示す宇宙の大規模構造」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 26 (1): 631–686. Bibcode :1988ARA&A..26..631B. doi :10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
- ^ Mandolesi, Nazzareno; et al. (1986). 「マイクロ波背景放射によって測定された宇宙の大規模均質性」Letters to Nature . 319 (6056): 751–753. Bibcode :1986Natur.319..751M. doi :10.1038/319751a0. S2CID 4349689.
- ^ ホルヴァート、イシュトヴァーン;バゴリー、ゾルト。ハッキラ、ジョン。トス、L. ヴィクトル (2015)。 「新しいデータはヘラクレスとコロナの万里の長城の存在を裏付けています。」天文学と天体物理学。584 : A48。arXiv : 1510.01933。ビブコード:2015A&A...584A..48H。土井：10.1051/0004-6361/201424829。S2CID 56073380。
- ^ ホルヴァート、イシュトヴァーン;バゴリー、ゾルト。ハッキラ、ジョン。トス、L. ヴィクトル (2014)。 「GRBの空間分布の異常」。科学紀要: 78. arXiv : 1507.05528。Bibcode :2014styd.confE..78H。土井: 10.22323/1.233.0078。
- ^ van den Bergh, Sidney (2000). 「局所群に関する最新情報」.太平洋天文学会刊行物. 112 (770): 529–536. arXiv : astro-ph/0001040 . Bibcode :2000PASP..112..529V. doi :10.1086/316548. S2CID 1805423.
- ^タリー、リチャード ・ブレント(1982)。「局所超銀河団」。天体物理学ジャーナル。257 :389–422。Bibcode : 1982ApJ ...257..389T。doi : 10.1086 / 159999。
- ^ Tempel, Elmo (2014年9月1日). 「宇宙論：ラニアケア超銀河団に出会う」. Nature . 513 (7516): 41–42. Bibcode :2014Natur.513...41T. doi : 10.1038/513041a . PMID 25186896.
- ^ ab Beck, Rainer (2007). 「銀河の磁場」Scholarpedia . 2 (8): 2411. Bibcode :2007SchpJ...2.2411B. doi : 10.4249/scholarpedia.2411 .
- ^ 「銀河系大都市建設の秘密」（プレスリリース）。ヨーロッパ南天天文台。2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年10月15日閲覧。
- ^ 「原始銀河」ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。1999年11月18日。2008年3月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月10日閲覧。
- ^ フィルマニ、C.;アビラ・リース、ウラジミール (2003)。 「形態学的ハッブル系列の背後にある物理的プロセス」。Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica。17：107-120。arXiv : astro-ph/0303543。ビブコード:2003RMxAC..17..107F。
- ^ abc Dayal, Pratika; Ferrara, Andrea (2018年12月). 「初期銀河形成とその大規模影響」. Physics Reports . 780–782: 1–64. arXiv : 1809.09136 . Bibcode :2018PhR...780....1D. doi :10.1016/j.physrep.2018.10.002.
- ^ ab Klessen, Ralf S.; Glover, Simon CO (2023年8月18日). 「最初の星：形成、特性、および影響」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 61 (1): 65–130. arXiv : 2303.12500 . Bibcode :2023ARA&A..61...65K. doi :10.1146/annurev-astro-071221-053453. ISSN 0066-4146.
- ^ Barkana, Rennan; Loeb, Abraham (2001). 「初めに：最初の光源と宇宙の再イオン化」(PDF) . Physics Reports . 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode :2001PhR...349..125B. doi :10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID 119094218. 2021年3月14日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ オーバーバイ、デニス（2015年6月17日）。「宇宙を豊かにした最古の星の痕跡が発見される」。ニューヨークタイムズ。2019年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年6月17日閲覧。
- ^ Arrabal Haro, Pablo; Dickinson, Mark; Finkelstein, Steven L.; Kartaltepe, Jeyhan S.; Donnan, Callum T.; Burgarella, Denis; Carnall, Adam C.; Cullen, Fergus; Dunlop, James S.; Fernández, Vital; Fujimoto, Seiji; Jung, Intae; Krips, Melanie; Larson, Rebecca L.; Papovich, Casey (2023年10月26日). 「初期宇宙における非常に明るい銀河の確認と反証」. Nature . 622 (7984): 707–711. arXiv : 2303.15431 . Bibcode :2023Natur.622..707A. doi :10.1038/s41586-023-06521-7. ISSN 0028-0836. PMID 37579792.
- ^ Boylan-Kolchin, Michael (2023年4月13日). 「高赤方偏移銀河候補を用いたΛCDMのストレステスト」. Nature Astronomy . 7 (6): 731–735. arXiv : 2208.01611 . Bibcode :2023NatAs...7..731B. doi :10.1038/s41550-023-01937-7. ISSN 2397-3366. PMC 10281863. PMID 37351007 .
- ^ Sobral, David; et al. (2015年6月4日). 「再イオン化の時代に最も明るいLYMAN-α放射体に存在するPOPIII型恒星集団の証拠：分光法による確認」。The Astrophysical Journal。808 ( 2): 139。arXiv : 1504.01734。Bibcode : 2015ApJ ... 808..139S。doi :10.1088/ 0004-637x /808/2/139。S2CID 18471887 。
- ^ Bowler, RAA; McLure, RJ; Dunlop, JS; McLeod, DJ; Stanway, ER; Eldridge, JJ; Jarvis, MJ (2017 年 4 月 5 日)。「z = 6.6 ライマン α 放射源 'CR7' に Population III 星または直接崩壊ブラックホールの証拠なし」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。469 (1): 448–458。arXiv : 1609.00727。doi : 10.1093 /mnras/ stx839。ISSN 0035-8711 。
- ^ 「最初期銀河の兆候」欧州宇宙機関。2020年8月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年9月15日閲覧。
- ^ ロングエア2008、583ページ。
- ^ O'Callaghan, Jonathan (2022年12月6日). 「天文学者たちがJWSTの初期銀河の発見に取り組む」 . Scientific American . 2022年12月6日閲覧。
- ^ 「シミュレーションにより、成長するブラックホールが銀河形成を制御する様子が明らかに」（プレスリリース）。カーネギーメロン大学。2005年2月9日。2012年3月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月7日閲覧。
- ^ Massey, Robert; Heward, Anita (2007年4月21日). 「Caught in the act; Forming galaxies captured in the young Universe」.王立天文学会. 2013年11月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年4月20日閲覧。
- ^ 野口 正文 (1999). 「ディスク銀河の初期進化: 塊状の若い銀河ディスクにおけるバルジの形成」.天体物理学ジャーナル. 514 (1): 77–95. arXiv : astro-ph/9806355 . Bibcode :1999ApJ...514...77N. doi :10.1086/306932. S2CID 17963236.
- ^ Baugh, Carlton; Frenk, Carlos (1999 年 5 月)。「銀河はどのように作られるか?」物理学研究所。2007 年 4 月 26 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007 年1 月 16 日閲覧。
- ^ Gonzalez, Guillermo (1998). Rebolo, Rafael; Martin, Eduardo L.; Osorio, Maria Rosa Zapatero (編). 恒星の金属量と惑星の関係(PDF) .褐色矮星と太陽系外惑星. ASP カンファレンス シリーズ. 第 134 巻. pp. 431–437. Bibcode :1998ASPC..134..431G.
- ^ Moskowitz, Clara (2012年9月25日). 「ハッブル望遠鏡、これまでで最も遠い宇宙の姿を明らかにする」. Space.com . 2020年5月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年9月26日閲覧。
- ^ Rojas, Randall R.; Vogeley, Michael S.; Hoyle, Fiona; Brinkmann, Jon (2005 年 5 月 10 日). 「Sloan Digital Sky Survey におけるボイド銀河の分光特性」. The Astrophysical Journal . 624 (2): 571–585. arXiv : astro-ph/0409074 . Bibcode :2005ApJ...624..571R. doi :10.1086/428476. ISSN 0004-637X.
- ^ Conselice, Christopher J. (2007 年 2 月)。「宇宙の見えざる手」。Scientific American。第 296 巻、第 2 号。pp. 35–41。Bibcode : 2007SciAm.296b..34C。doi :10.1038/scientificamerican0207-34。
- ^ Ford, H.; et al. (2002年4月30日). 「The Mice (NGC 4676): Colliding Galaxies With Tails of Stars and Gas」.ハッブル・ニュース・デスク(プレスリリース). NASA . 2016年9月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月8日閲覧。
- ^ ストラック、カーティス (1999). 「銀河衝突」.物理学レポート. 321 (1–3): 1–137. arXiv : astro-ph/9908269 . Bibcode :1999PhR...321....1S. doi :10.1016/S0370-1573(99)00030-7. S2CID 119369136.
- ^ Buser, Roland (2000). 「天の川銀河の形成と初期進化」. Science . 287 (5450): 69–74. Bibcode :2000Sci...287...69B. doi :10.1126/science.287.5450.69. PMID 10615051.
- ^ Kruijssen, JM Diederik; Pfeffer, Joel L; Chevance, Mélanie; Bonaca, Ana; Trujillo-Gomez, Sebastian; Bastian, Nate; Reina-Campos, Marta; Crain, Robert A; Hughes, Meghan E (2020年10月). 「クラーケンの正体が明らかに ― E-MOSAICSシミュレーションで再構築された天の川銀河の合体史」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 498 (2): 2472–2491. arXiv : 2003.01119 . doi : 10.1093/mnras/staa2452 .
- ^ Young, Monica (2020年11月13日). 「星団が天の川銀河の過去に存在した「クラーケン」を明らかにする」Sky & Telescope。2020年11月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年11月15日閲覧。
- ^ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, AF; Charlot, S. (2007). 「スローンデジタルスカイサーベイにおける銀河の星形成史」.王立天文学会月報. 378 (4): 1550–1564. arXiv : astro-ph/0608531 . Bibcode :2007MNRAS.378.1550P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x . S2CID 15174718.
- ^ Kennicutt, Robert C. Jr.; Tamblyn, Peter; Congdon, Charles E. (1994). 「ディスク銀河における過去と未来の星形成」. The Astrophysical Journal . 435 (1): 22–36. Bibcode :1994ApJ...435...22K. doi :10.1086/174790.
- ^ ナップ、ジリアン R. (1999)。初期型銀河の星形成。第 163 巻。太平洋天文学会。p . 119。arXiv : astro-ph/9808266。Bibcode : 1999ASPC..163..119K。ISBN 978-1-886733-84-8. OCLC 41302839.
- ^ ab Adams, Fred; Laughlin, Greg (2006年7月13日). 「The Great Cosmic Battle」.太平洋天文学会. 2012年5月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年1月16日閲覧。
- ^ Choi, Charles Q. (2015年5月13日). 「宇宙の『殺人ミステリー』が解決：銀河は『絞殺されて死んでいる』」Space.com。2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年5月14日閲覧。
- ^ Pobojewski, Sally (1997 年 1 月 21 日)。「物理学は宇宙の暗黒面を垣間見せてくれる」ミシガン大学。2005 年 1 月 21 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007 年1 月 13 日閲覧。
- ^ 「ウェッブが19個の渦巻き銀河の構造を解明」ESA 2024年1月29日2024年1月30日閲覧。
文献
- ベルコラ、レイラ（2003年）。『天を見つめて：天の川発見の物語』CRC Press。ISBN 978-0-7503-0730-7. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ベルティン、ジュゼッペ、リン、チア・チャオ（1996）。銀河の螺旋構造：密度波理論。MITプレス。ISBN 978-0-262-02396-2. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ビニー、ジェームズ、メリフィールド、マイケル（1998）。銀河天文学。プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-00402-0. OCLC 39108765. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ディキンソン、テレンス（2004年）。『宇宙とその向こう側』（第4版）。Firefly Books。ISBN 978-1-55297-901-3. OCLC 55596414.
- フラクノイ、アンドリュー、他 (2023)。天文学2e。OpenStax。ISBN 978-1-951693-50-3。
- ヘイダルザデ、トフィグ（2008）。彗星の物理理論の歴史、アリストテレスからホイップルまで。シュプリンガー。ISBN 978-1-4020-8322-8. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). 銀河の形成と進化。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-85793-2. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ケップル、ジョージ R.サナー、グレン W. (1998)。夜空観察者ガイド、第 1 巻。ウィルマン・ベル。ISBN 978-0-943396-58-3. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ロングエア、マルコム S. (2008)。銀河形成。天文学と天体物理学ライブラリ (第 2 版)。ベルリン:シュプリンガー。doi : 10.1007 / 978-3-540-73478-9。ISBN 978-3-540-73477-2。
- メリット、デイビッド・R （2013）。銀河核のダイナミクスと進化。プリンストン大学出版。ISBN 978-1-4008-4612-2. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- モハメド、モハイニ (2000)。偉大なイスラム教徒の数学者。ペナービットUTM。ISBN 978-983-52-0157-8. OCLC 48759017. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ポール、エリック・R.（1993）。『天の川銀河と統計宇宙論、1890-1924年』ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-35363-2. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- サンデージ、アラン R. ; クロン、リチャード G. ;ロンゲア、マルコム S. (1995)。深宇宙。サースフェー上級コース、スイス天体物理学および天文学協会。第 23 巻。シュプリンガー出版。ISBN 978-3-54-058913-6。
- スパーク、リンダ S. ; ギャラガー、ジョン S. (2000)。宇宙の銀河：入門。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-59740-1. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ヴァン・デン・ベルグ、シドニー（1998）。銀河の形態と分類。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-62335-3. 2021年3月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年7月25日閲覧。
- ウォーラー、ウィリアム H.、ホッジ、ポール W. (2003)。銀河と宇宙のフロンティア。ハーバード大学出版局。ISBN 978-0-674-01079-6。
- ライト、トーマス（1750）。宇宙の独自の理論または新しい仮説。ロンドン：シャペル。2021年4月30日にオリジナルからアーカイブ。 2024年4月21日に取得。
... 星は、秩序や計画なしに、この世の空間全体に無差別に無限に分散および分布しているわけではありません。... この現象は、観察者の状況から生じる特定の効果に他なりません ...不定の空間に置かれた観察者にとって、 ...それは[つまり、天の川（ビア・ラクテア）]広大な星のリングです ...
外部リンク
銀河 Wikipediaの姉妹プロジェクト
ウィクショナリーの定義
コモンズからのメディア
ウィキニュースからのニュース
ウィキクォートからの引用
ウィキブックスの教科書
Wikiversity からのリソース
- NASA/IPAC 銀河系外データベース (NED)
- NED 赤方偏移に依存しない距離
- BBCのIn Our Timeの銀河
- 宇宙の地図帳
- 銀河 – 情報とアマチュア観測
- Galaxy Zoo – 市民科学による銀河分類プロジェクト
- 「スローンデジタルスカイサーベイによる宇宙飛行」 – バークレー研究所のアニメーションビデオ
