銀河の形成と進化

宇宙論における銀河の形成と進化の研究は、均質な始まりから異質な宇宙を形成した過程、最初の銀河の形成、銀河が時間とともに変化する様子、近隣の銀河で観察される多様な構造を生み出した過程に関係している。構造形成理論によれば、銀河の形成はビッグバンの余波における微小な量子ゆらぎの結果として起こると仮定されている。観測された現象と概ね一致する最も単純なモデルはラムダCDMモデルである。つまり、クラスター化と融合によって銀河が質量を蓄積し、その形状と構造の両方を決定する。重粒子と暗黒物質の両方をシミュレートする流体力学シミュレーションは、銀河の形成と進化の研究に広く使用されている。

宇宙空間では実験が不可能なため、銀河の進化に関する理論やモデルを「テスト」する唯一の方法は、観測結果と比較することです。銀河がどのように形成され進化したかを説明するには、観測された銀河の特性や種類を予測できなければなりません。

エドウィン・ハッブルは、現在ハッブル音叉図として知られる初期の銀河分類体系を作成しました。この分類体系では、銀河を楕円銀河、通常の渦巻き銀河、棒渦巻き銀河（天の川銀河など）、不規則銀河に分類しました。これらの銀河の種類は、現在の銀河進化理論によって説明できる以下の特性を示します。

• 銀河の多くの特性（銀河の色等級図を含む）は、基本的に 2 種類の銀河があることを示しています。これらのグループは、渦巻き型に近い青い星形成銀河と、楕円銀河に近い赤い非星形成銀河に分けられます。
• 渦巻銀河は非常に薄く、密度が高く、比較的速く回転しますが、楕円銀河の星はランダムな方向の軌道を持っています。
• 巨大銀河の大半は中心に超大質量ブラックホールを持っており、その質量は太陽の何百万倍から何十億倍にも及びます。ブラックホールの質量は、ホスト銀河のバルジまたは球状質量と結びついています。
• 金属量は銀河の絶対等級（明るさ）と正の相関関係にあります。

天文学者は現在、円盤銀河が最初に形成され、その後銀河の合体によって楕円銀河に進化したと考えている。

現在のモデルでは、銀河の質量の大部分は暗黒物質で構成されているとも予測されている。暗黒物質は直接観測できない物質であり、重力以外の手段で相互作用しない可能性がある。この観察は、銀河が直接観測できるよりもはるかに多くの質量を持っていなければ、銀河が現在のように形成されず、目に見えるように回転することもできないことから生じる。

銀河の進化の最も初期の段階は、その形成です。銀河が形成されると、円盤状になり、円盤上に螺旋状の「腕」構造があるため、渦巻き銀河と呼ばれます。これらの円盤状の星の分布が物質の雲からどのように発達するかについてはさまざまな理論がありますが、現時点では、観測結果を正確に予測するものはありません。

1962年、オリン・J・エッゲン、ドナルド・リンデン・ベル、アラン・サンデージ^[1]は、円盤銀河は巨大なガス雲の一体的な崩壊によって形成されるという理論を提唱した。初期宇宙の物質分布は、主に暗黒物質からなる塊の中にあった。これらの塊は重力的に相互作用し、互いに潮汐トルクを与えて、角運動量を与えるように作用した。バリオン物質は冷えると、いくらかのエネルギーを散逸させ、中心に向かって収縮した。角運動量が保存されるため、中心近くの物質は自転を加速する。次に、回転するピザ生地のボールのように、物質は密な円盤状に形成される。円盤が冷えると、ガスは重力的に安定しないため、単一の均質な雲のままでいられなくなる。円盤は壊れ、これらの小さなガス雲が星を形成する。暗黒物質は重力相互作用のみで消散しないため、ディスクの外側のダークハローと呼ばれる領域に分布したままになります。観測により、ディスクの外側に星が存在することが示されており、これは「ピザ生地」モデルにはあま​​り当てはまりません。銀河は小さな祖先が合体して形成されるという考えは、レナード・サールとロバート・ジン^[2]によって初めて提唱されました。トップダウン形成シナリオとして知られるこの理論は非常に単純ですが、もはや広く受け入れられていません。

より最近の理論には、ボトムアップのプロセスによる暗黒物質ハローのクラスター化が含まれています。大きなガス雲が崩壊して銀河を形成し、その中でガスが小さな雲に分解されるのではなく、物質はこれらの「小さな」塊（球状星団程度の質量）で始まり、その後、これらの塊の多くが融合して銀河を形成し、^[3]その後、重力によって引き寄せられて銀河団を形成したと提案されています。これにより、トップダウン理論と同じ理由で、暗黒物質がハローを形成するバリオン物質のディスク状の分布が依然として生じます。この種のプロセスを使用するモデルは、大きな銀河よりも小さな銀河が多いと予測し、これは観測と一致しています。

天文学者は現在、どのようなプロセスが収縮を止めるのかわかっていません。実際、円盤銀河形成の理論は、円盤銀河の回転速度とサイズを導き出すことに成功していません。明るい新しく形成された星や活動銀河核からの放射線が、形成中の円盤の収縮を遅らせる可能性があることが示唆されています。また、暗黒物質ハローが銀河を引っ張り、円盤の収縮を止める可能性があることも示唆されています。^[4]

ラムダCDMモデルは、ビッグバン後の宇宙の形成を説明する宇宙論モデルです。これは、異なるタイプの銀河の相対的な頻度など、宇宙で観測される多くの特性を予測する比較的単純なモデルですが、宇宙の薄い円盤銀河の数を過小評価しています。^[5]その理由は、これらの銀河形成モデルが多数の合体を予測しているためです。円盤銀河が同等の質量（少なくともその質量の15％）の別の銀河と合体する場合、その合体により円盤が破壊されるか、少なくとも大きく乱れる可能性があり、結果として生じる銀河は円盤銀河ではないと予想されます（次のセクションを参照）。これは天文学者にとって未解決の問題のままですが、必ずしもラムダCDMモデルが完全に間違っていることを意味するのではなく、宇宙の銀河の個体数を正確に再現するにはさらに改良する必要があることを意味します。

楕円銀河（最も有名なのはESO 306-17のような超巨星楕円銀河）は、これまでに知られている銀河の中でも最大級のものである。楕円銀河の恒星は銀河内でランダムな方向を向いた軌道上にある（つまり、円盤銀河のように回転していない）。楕円銀河の特徴は、渦巻銀河のように恒星の速度が必ずしも銀河の平坦化に寄与しないということである。^[6]楕円銀河の中心には超大質量ブラックホールがあり、これらのブラックホールの質量は銀河の質量と相関している。

楕円銀河の進化には主に2つの段階がある。最初の段階は、超大質量ブラックホールが冷却ガスを集積して成長することによって起こる。2番目の段階は、ブラックホールがガスの冷却を抑制することで安定化し、楕円銀河が安定した状態になるという特徴がある。 ^[7]ブラックホールの質量は、軌道上の星の速度の分散であるシグマと呼ばれる特性とも相関関係にある。この関係はM-シグマ関係として知られ、2000年に発見された。^[8]楕円銀河にはディスクがないことがほとんどだが、ディスク銀河のバルジの一部は楕円銀河に似ている。楕円銀河は、宇宙の混雑した領域（銀河団など）で見つかる可能性がより高い。

天文学者は現在、楕円銀河を宇宙で最も進化したシステムの一つと見なしている。楕円銀河の進化の主な原動力は、より小さな銀河の合体であるというのが広く認められている。宇宙の多くの銀河は他の銀河と重力で結びついており、つまり互いの引力から逃れることはできない。衝突する銀河の大きさが同じであれば、結果として生じる銀河はどちらの祖先とも似ておらず、^[9]楕円形になる。銀河の合体には多くの種類があり、必ずしも楕円銀河になるわけではなく、構造変化をもたらす。例えば、天の川銀河とマゼラン雲の間で小規模な合体が起きていると考えられている。

このような大きな銀河の合体は激しいものと考えられており、2つの銀河間のガスの摩擦相互作用によって重力衝撃波が発生し、新しい楕円銀河に新しい星が形成される可能性があります。^[10]さまざまな銀河の衝突の画像を連続して撮影することで、2つの渦巻銀河が1つの楕円銀河に合体するタイムラインを観察できます。^[11]

局部銀河群では、天の川銀河とアンドロメダ銀河は重力で結びついており、現在高速で接近している。シミュレーションによると、天の川銀河とアンドロメダ銀河は衝突軌道上にあり、50億年以内に衝突すると予想されている。この衝突の間、太陽と太陽系の残りの部分は天の川銀河の周りの現在の軌道から弾き出されると予想されている。残骸は巨大な楕円銀河になる可能性がある。^[12]

銀河進化の理論が成功すれば、説明しなければならないことの一つは、銀河の色等級図上に2つの異なる銀河群が存在することである。ほとんどの銀河は、この図の2つの異なる場所、「赤い系列」と「青い雲」に分かれる傾向がある。赤い系列の銀河は、一般的にガスや塵がほとんどない非星形成の楕円銀河であり、青い雲の銀河は塵の多い星形成渦巻銀河である傾向がある。^{[14] [15]}

前のセクションで説明したように、銀河は合体によって渦巻き構造から楕円構造へと進化する傾向があります。しかし、現在の銀河合体の速度では、すべての銀河が「青い雲」から「赤い系列」に移行する理由を説明できません。また、銀河内での星形成が停止する理由も説明できません。したがって、銀河進化の理論は、銀河内での星形成が停止する理由を説明できなければなりません。この現象は銀河の「クエンチング」と呼ばれます。^[16]

星は冷たいガスから形成される（ケニカット・シュミットの法則も参照）。そのため、銀河は冷たいガスがなくなると消滅する。しかし、消滅は比較的早く（10億年以内）起こると考えられており、これは銀河が冷たいガスの貯蔵庫を使い果たすのにかかる時間よりもはるかに短い。^{[17] [18]}銀河進化モデルは、銀河内の冷たいガスの供給を除去または遮断する他の物理的メカニズムを仮定することでこれを説明している。これらのメカニズムは、（1）冷たいガスが銀河に入るのを阻止したり、銀河が星を生成しないようにする予防的フィードバックメカニズムと、（2）ガスを除去して星を形成できないようにする排出フィードバックメカニズムの2つのカテゴリに大まかに分類できる。^[19]

理論上は「絞殺」と呼ばれる予防メカニズムが、冷たいガスが銀河に入らないようにしている。絞殺は、近くの低質量銀河で星形成を抑制している主なメカニズムである可能性が高い。^[20]絞殺の正確な物理的説明はまだ不明だが、銀河と他の銀河の相互作用に関係している可能性がある。銀河が銀河団に落ち込むと、他の銀河との重力相互作用により、それ以上のガスが集積するのを防ぎ、絞殺される可能性がある。^{[21]巨大な}暗黒物質ハローを持つ銀河では、「ビリアル衝撃加熱」と呼ばれる別の予防メカニズムも、ガスが星を形成できるほど冷えるのを防ぐ可能性がある。^[18]

銀河から冷たいガスを排出する放出プロセスは、より質量の大きい銀河が消滅する仕組みを説明できるかもしれない。^[22]放出メカニズムの1つは、銀河の中心にある超大質量ブラックホールによって引き起こされる。シミュレーションでは、銀河中心の超大質量ブラックホールにガスが集積すると高エネルギーのジェットが生成され、放出されたエネルギーによって星形成が消滅するほどの冷たいガスが放出されることが示されている。^[23]

私たちの天の川銀河と近くのアンドロメダ銀河は現在、星形成を行う青い銀河から受動的な赤い銀河への消滅の過程にあるようです。^[24]

暗黒エネルギーと暗黒物質は宇宙のエネルギーの大部分を占めるため、大規模構造形成をシミュレーションする際には（N体シミュレーションなどの方法を使用して）重粒子を無視することは有効です。しかし、銀河の目に見える構成要素は重粒子で構成されているため、銀河の詳細な構造を研究するには、シミュレーションに重粒子を含めることが重要です。最初、重粒子の構成要素は主に水素とヘリウムのガスで構成され、後に構造形成中に星に変化します。観測から、シミュレーションで使用されるモデルをテストし、銀河形成のさまざまな段階に対する理解を深めることができます。

宇宙論的シミュレーションでは、天体物理学的ガスは典型的にはオイラー方程式に従う非粘性理想気体としてモデル化され、オイラー方程式は主にラグランジュ法、オイラー法、または任意のラグランジュ-オイラー法の3つの異なる方法で表現できる。異なる方法は、特定の形式の流体力学方程式を与える。^[25]ラグランジュアプローチを使用してフィールドを指定する場合、観測者は空間と時間を通じて移動する際に、その固有の特性を持つ特定の流体塊を追跡すると想定されます。対照的に、オイラーアプローチは、時間の経過とともに流体が通過する空間内の特定の場所を強調します。

銀河の集団を形成するには、主にバリオン物理学によって支配されるさまざまな天体物理学的プロセスによって流体力学方程式を補完する必要があります。

衝突励起、電離、逆コンプトン散乱などのプロセスにより、ガスの内部エネルギーが散逸することがあります。シミュレーションでは、冷却関数をエネルギー方程式に結合して冷却プロセスを実現します。原始的な冷却に加えて、高温では、重元素（金属）の冷却が支配的です。^[26]の場合、星間物質の冷たい相をシミュレートするために、微細構造と分子の冷却も考慮する必要があります。 ${\displaystyle \ 10^{5}K<T<10^{7}K\,}$${\displaystyle \ T<10^{4}K\,}$

相対論的粒子や磁場を含む複雑な多相構造は、星間物質のシミュレーションを困難にしている。特に、高密度ガスに関連する短い時間スケールのために、星間物質の冷たい相のモデル化は技術的な困難を伴う。初期のシミュレーションでは、高密度ガス相は直接モデル化されることはなく、むしろ有効なポリトロープ状態方程式によって特徴付けられることが多かった。^{[27]最近のシミュレーションでは、ガス密度と温度の分布を記述するために}マルチモーダル分布^{[28] [29]}が使用され、多相構造が直接モデル化されている。しかし、星間物質の構造は星形成に直接影響するため、将来のシミュレーションではより詳細な物理プロセスを考慮する必要がある。

冷たく密度の高いガスが蓄積すると、重力崩壊を起こし、最終的に星を形成します。このプロセスをシミュレートするために、ガスの一部が衝突のない星粒子に変換されます。これは、同時代の単一金属の星の集団を表し、初期の基本的な質量関数によって記述されます。観測によると、分子ガスの星形成効率はほぼ普遍的であり、自由落下時間ごとに約1％のガスが星に変換されます。^[30]シミュレーションでは、計算された星形成率に基づく確率的サンプリング方式を使用して、ガスが星粒子に変換されるのが一般的です。一部のシミュレーションでは、確率的サンプリング方式に代わる方法を探り、星団を星形成の基本単位として扱うことで、星形成のクラスター化の性質をよりよく捉えることを目指しています。このアプローチでは、周囲の媒体から物質を集積することで星粒子の成長が可能になります。^[31]これに加えて、現代の銀河形成モデルでは、これらの星の進化と、それらがガス成分に戻す質量を追跡し、金属によるガスの濃縮につながります。^[32]

恒星は、エネルギーと運動量を注入することで周囲のガスに影響を与えます。これにより、星形成のプロセスを制御するフィードバック ループが作成されます。星形成を効果的に制御するには、恒星のフィードバックによって銀河規模の流出が発生し、銀河からガスが排出される必要があります。エネルギーと運動量を周囲のガスに結合するために、特に超新星爆発を通じてさまざまな方法が利用されています。これらの方法は、エネルギーが熱的または運動的に蓄積される方法によって異なります。ただし、前者の場合、放射による過度のガス冷却は避ける必要があります。高密度で冷たいガスでは冷却が予想されますが、解像度が低いため、宇宙論的シミュレーションでは確実にモデル化できません。これにより、ガスが人為的に過度に冷却され、超新星フィードバック エネルギーが放射によって失われ、その有効性が大幅に低下します。後者の場合、運動エネルギーは熱化されるまで放射できません。しかし、大規模な銀河流出を実現するには、流体力学的に分離された風の粒子を使用して、活発な星形成領域を取り囲むガスに非局所的に運動量を注入する必要があるかもしれません。^[33]最近のモデルは、恒星フィードバックを明示的にモデル化しています。 [ ^34]これらのモデルは、超新星フィードバックを組み込むだけでなく、恒星風からのエネルギーと運動量の注入、光電離、若い大質量星から放出される放射線による放射圧など、他のフィードバックチャネルも考慮しています。^[35]宇宙の夜明けの間に、銀河形成は恒星フィードバックのために5〜30 Myrの短いバーストで発生しました。^[36]

^{超大質量ブラックホールのシミュレーションも検討されており、多くの銀河で観測されていること[37]}と、その質量が質量密度分布に与える影響を考慮して、数値的にそれらを暗黒物質ハローに導入する。その質量集積率は、ボンダイ・ホイルモデルによってモデル化されることが多い。

活動銀河核（AGN）は、超大質量ブラックホールの観測現象に影響を与え、さらにブラックホールの成長と星形成を調節する。シミュレーションでは、AGNフィードバックは通常、クエーサーモードと電波モードの2つのモードに分類される。クエーサーモードフィードバックは、ブラックホール成長の放射効率の高いモードにリンクされており、エネルギーまたは運動量の注入を通じて頻繁に組み込まれる。^[38]巨大銀河における星形成の調節は、相対論的粒子の高度にコリメートされたジェットの存在により発生する電波モードフィードバックによって大きく影響を受けると考えられている。これらのジェットは通常、冷却損失を相殺するのに十分なエネルギーを持つX線バブルにリンクされている。^[39]

理想的な磁気流体力学アプローチは、宇宙の磁場を近似的に表すため、宇宙論シミュレーションでよく利用されています。磁場がガスのダイナミクスに与える影響は、宇宙の大きなスケールでは一般に無視できます。しかし、磁場は重力に対する圧力サポートを提供し、宇宙線の伝播に影響を与えるため、星間物質の重要な構成要素です。^{[ 40]}

宇宙線は星間物質の圧力に寄与し^[42] 、重要な加熱経路として機能し^[43]、銀河ガスの流出を引き起こす可能性がある^[44]など、星間物質において重要な役割を果たしている。宇宙線の伝播は磁場の影響を強く受ける。そのため、シミュレーションでは、宇宙線のエネルギーとフラックスを記述する方程式が磁気流体力学方程式と結合されている。^[45]

放射流体力学シミュレーションは、放射と物質の相互作用を研究するために使用される計算方法です。天体物理学の分野では、放射流体力学は、宇宙の赤方偏移が高かった再イオン化の時代を研究するために使用されます。放射流体力学シミュレーションには、レイトレーシング、モンテカルロ、モーメントベースの方法など、いくつかの数値的方法が使用されます。レイトレーシングでは、シミュレーションを通じて個々の光子の経路をトレースし、各ステップで物質との相互作用を計算します。この方法は計算コストが高いですが、非常に正確な結果を得ることができます。

• 
  NGC 3610は明るい円盤状の構造を示しており、ごく最近形成されたことを示唆している。^[46]
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  NGC 891、非常に薄い円盤銀河
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  典型的な渦巻き銀河であるメシエ101を正面から見た画像
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  渦巻き銀河ESO 510-G13 は、別の銀河との衝突の結果、歪んでしまった。他の銀河が完全に吸収されると、歪みは消える。このプロセスには通常、数百万年、場合によっては数十億年かかる。

• 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

• NOAO の銀河画像ギャラリー 2002 年 8 月 2 日にWayback Machineにアーカイブされました
  • アンドロメダ銀河（M31）の画像 2002年10月21日アーカイブ、Wayback Machine
• 初期型（楕円形）銀河の受動的進化を計算できる JavaScript 計算機
• カナダの天体物理学者ドクターPによる銀河の進化に関するビデオ