銀河バルジ

天文学において、銀河バルジ（または単にバルジ）は、より大きな星形成の中に密集した星の集まりである。この用語は、ほとんどの渦巻銀河（銀河回転楕円体を参照）に見られる中心の星の集まりをほぼ排他的に指す。バルジは歴史的に、たまたま周囲に星の円盤がある楕円銀河であると考えられてきたが、ハッブル宇宙望遠鏡を使用した高解像度の画像により、多くのバルジが渦巻銀河の中心にあることが明らかになった。現在では、少なくとも2種類のバルジ、すなわち楕円銀河のようなバルジと渦巻銀河のようなバルジがあると考えられている。

楕円銀河に似た特性を持つバルジは、歴史的に見たバルジとの類似性から、「古典的バルジ」と呼ばれることが多い。^[2] これらのバルジは主に、より古い恒星、種族 II の恒星で構成されており、そのため赤みがかった色をしている (恒星の進化を参照)。^[3] これらの恒星は、銀河面に比べて本質的にランダムな軌道上にあり、バルジに明確な球形を与えている。^[3] 塵やガスがないため、バルジでは星形成がほとんど起こらない傾向がある。光の分布はセルシックプロファイルによって説明される。

古典的なバルジは、より小さな構造の衝突の結果であると考えられています。重力とトルクの激動により恒星の軌道が乱され、バルジの軌道がランダム化されます。どちらかの祖先銀河がガスに富んでいた場合、潮汐力によって新しく合体した銀河核への流入も発生する可能性があります。大規模な合体の後、衝撃によりガス雲が恒星に変わる可能性が高くなります（星形成を参照）。ある研究では、この視野の銀河の約80％に古典的なバルジがなく、大規模な合体を経験していないことが示唆されています。^[4] 宇宙に占めるバルジのない銀河の割合は、少なくとも過去80億年間はほぼ一定のままです。^[5] 対照的に、 （おとめ座銀河団などの）高密度の銀河団の約3分の2には古典的なバルジがあり、その混雑による混乱効果を示しています。^[4]

多くのバルジは、楕円銀河よりも渦巻銀河の中心領域に似た特性を持っています。^{[6] [7] [8]これらはしばしば}擬似バルジまたは円盤状バルジと呼ばれます。これらのバルジには、ランダムに周回しているのではなく、外側の円盤内の星と同じ平面で規則的に周回している星があります。これは楕円銀河とは大きく対照的です。

その後の研究（ハッブル宇宙望遠鏡を使用）では、多くの銀河のバルジには塵がまったくないわけではなく、むしろ多様で複雑な構造を示していることが示されています。^{[3]この構造は}渦巻銀河によく似ていますが、はるかに小さいです。巨大な渦巻銀河は通常、バルジに存在する渦巻の2～100倍の大きさです。これらが存在する場所では、これらの中心の渦巻が、それらが存在するバルジの光を支配します。通常、擬似バルジで新しい星が形成される速度は、ディスク銀河で星が形成される速度と同様です。バルジには、NGC 4314（写真参照）に示すように、外側のディスクで通常見られるよりもはるかに高い速度（面積あたり）で星を形成している核リングが含まれる場合があります。

渦巻き構造や若い星などの特性は、一部のバルジが楕円銀河や古典的バルジの形成と同じプロセスを経て形成されなかったことを示唆している。しかし、擬似バルジの形成に関する理論は古典的バルジの理論ほど確実ではない。擬似バルジは、古典的バルジを形成した合体よりも最近（過去 50 億年以内）に起こった、極めてガスが豊富な合体の結果である可能性がある。しかし、ディスクが合体プロセスを生き延びることは困難であり、このシナリオには疑問が投げかけられている。

多くの天文学者は、円盤に似たバルジは円盤の外側で形成され、合体プロセスの産物ではないと示唆しています。放置されると、円盤銀河は（不安定性への反応として）星とガスを再配置することがあります。このプロセスの産物（永年進化と呼ばれる）は、そのような銀河でよく観察されます。渦巻き円盤と銀河棒の両方が銀河円盤の永年進化の結果として生じます。永年進化は、ガスと星を銀河の中心に送るとも予想されています。これが起こると、銀河の中心の密度が増加し、円盤銀河と同様の特性を持つバルジが形成されます。

もしも銀河のゆっくりとした着実な進化^[9]が、多数のバルジの形成の原因となっているのであれば、その多くの銀河は、その円盤が形成されて以来、合体を経験していないことになる。これは、現在の銀河形成と進化の理論が、過去数十億年間の合体回数を大幅に過大予測していることを意味する。^{[3] [4] [5]}

真横から見た銀河は、X字型の箱型/ピーナッツ型のバルジを持つことがある。天の川銀河のバルジが箱型であることは、COBE衛星によって明らかにされ、その後、赤色巨星の助けを借りたVVV調査によって確認された。VVV調査では、2つの重なり合う赤色巨星の種族と、X字型のバルジも発見された。WISE衛星は、後にバルジがX字型であることが確認され、X字型は天の川銀河のバルジの質量の45%を占めている。^[10]箱型/ピーナッツ型のバルジは、実際には真横から見た銀河の棒である。 ^[11]他の真横から見た銀河も、X字型の箱型/ピーナッツ型の棒を示すことがある。

ほとんどのバルジと擬バルジは、中心に相対論的なコンパクト質量を持つと考えられており、これは伝統的に超大質量ブラックホールであると想定されている。このようなブラックホールは、定義上、直接観測することはできない（光はそこから逃れることができない）が、渦巻銀河のバルジと楕円銀河の中心の両方に、さまざまな証拠がその存在を示唆している。ブラックホールの質量は、バルジの特性と密接に相関している。M-シグマ関係は、ブラックホールの質量とバルジの星の速度分散を関連付けているが、^{[13] [14]} 他の相関関係には、バルジの星の総質量または光度、^{[15] [16] [17]} バルジ内の星の中心集中、^[18]銀河の遥か外縁部を周回する球状星団システム の豊富さ、 ^{[19] [20]} および渦巻腕の巻き角度が含まれる。^[21]

最近まで、周囲にバルジがなければ超大質量ブラックホールは存在し得ないと考えられていた。しかし現在では、バルジを伴わない超大質量ブラックホールを擁する銀河が観測されている。^{[4] [22] [23]} これは、バルジ環境が巨大ブラックホールの初期の起源と成長に厳密には不可欠ではないことを示唆している。

• 円盤銀河 – 銀河の形状の種類
• 渦巻銀河 – 中心核から渦巻構造が伸びている銀河の一種。
• 銀河座標系 – 太陽を中心とした球座標の天体座標系
• 銀河ハロー – 主な可視部分を超えて広がる銀河の球状部分
• 銀河コロナ – 銀河ハロー内の高温でイオン化したガス成分
• 銀河の形成と進化
• 質量不足 – 銀河の中心から失われた恒星の質量の量。おそらく連星系超大質量ブラックホールの作用によるものと思われる。フォールバックとしてウィキデータの説明を表示するページ
• M-シグマ関係 – 銀河バルジの質量と超大質量銀河の質量の関係フォールバックとしてウィキデータの説明を表示するページ