銀河の合体

銀河の合体は、 2つ（またはそれ以上）の銀河が衝突するときに発生します。これは、銀河の相互作用の中で最も激しいタイプです。銀河間の重力相互作用とガスと塵の間の摩擦は、関与する銀河に大きな影響を与えますが、このような合体の正確な影響は、衝突角度、速度、相対的なサイズ/組成など、さまざまなパラメータに依存しており、現在、非常に活発な研究分野となっています。銀河の合体は、合体率が銀河の進化の基本的な測定値であり、また、銀河が長い時間をかけて現在の形に成長した方法についての手がかりを天文学者に提供するため、重要です。^{[ 1 ]}

合体中、各銀河の星と暗黒物質は接近する銀河の影響を受けます。合体の後期段階では、重力ポテンシャルが非常に速く変化し始め、星の軌道が大きく変化し、以前の軌道の痕跡がなくなります。このプロセスは「激しい緩和」と呼ばれます。^{[ 2 ]}例えば、2 つの円盤銀河が衝突すると、最初は星が 2 つの別々の円盤の平面内で秩序だった回転をしています。合体中、その秩序だった運動はランダムなエネルギーに変換されます (「熱化」)。結果として生じる銀河は、複雑でランダムな相互作用する軌道のネットワークで銀河の周りを公転する星によって支配されます。これは楕円銀河で観測されるものです。

銀河の合体は、極めて大量の星形成が行われる場所でもある。^{[ 5 ] [ 6 ]}大規模な合体中の星形成率（SFR）は、各銀河のガス量と赤方偏移に応じて、毎年数千太陽質量相当の新しい星に達することがある。^{[ 7 ] [ 8 ]}典型的な合体のSFRは、年間100太陽質量未満である。^{[ 9 ] [ 10 ]}これは、毎年数個の新しい星（約2個の 新しい星）しか生成しない我々の銀河と比較すると大きい。^{[ 11 ]}銀河の合体では、星が実際に衝突するほど接近することはほとんどないが、巨大な分子雲は急速に銀河の中心に落下し、そこで他の分子雲と衝突する。^{[ 12 ]}これらの衝突によって、これらの雲が凝縮して新しい星が形成される。この現象は、近傍宇宙の合体銀河で見ることができる。しかし、このプロセスは、現在見られる楕円銀河の大部分を形成した合体時に、より顕著に現れました。この合体は、おそらく10億～100億年前に起こったと考えられており、当時は銀河内にガス（そして分子雲）がはるかに多く存在していました。また、銀河の中心から離れた場所では、ガス雲同士が衝突し、衝撃波が発生してガス雲内での新しい星の形成が促進されます。こうした激しい衝突の結果、銀河は合体後に新しい星を形成するために利用できるガスがほとんど残っていない傾向があります。したがって、銀河が大規模な合体に関与し、その後数十億年が経過すると、その銀河には若い星（恒星進化を参照）がほとんど残っていないことになります。これが、現在見られる楕円銀河に見られる現象であり、分子ガスも若い星も非常に少ないのです。これは、楕円銀河が大規模な合体の最終産物であり、合体中にガスの大部分が消費されるため、合体後の星形成が停止してしまうためと考えられています。^{[ 13 ]}これはポストスターバースト段階、別名PSB段階と呼ばれる段階です。PSB段階は複数の原因で引き起こされる可能性がありますが、赤方偏移0～2付近の銀河合体はこの段階の最も一般的な原因であり、宇宙の他のどの現象よりも急速に星形成を終息させることができます。^{[ 14 ]} 

銀河の合体は、銀河形成についてより詳しく知るために、コンピュータでシミュレートすることができます。このシミュレーションの有名な例の 1 つは、おそらく私たちの天の川銀河とアンドロメダ銀河の合体です。ハッブル宇宙望遠鏡によって提供された情報を使用したコンピュータシミュレーションは、衝突から 20 億年後、相互作用する銀河は重力の影響で完全に融合し、局所宇宙でよく見られるような 1 つの楕円銀河に変化することを示しています。^{[ 17 ]}過去 10 年間、私たちはディープラーニング、特に畳み込みニューラルネットワークの助けを借りて銀河の合体をシミュレートする技術に関して大きな進歩を遂げ、合体イベントの時間スケールやプロセス内で発生する各段階に関する情報を推測するためにも利用できるようになりました。^{[ 18 ]}研究チームは、Gadget N体/SPHシミュレーションを利用してシミュレーションを実行し、Sbc-Sbc型およびGG型の銀河合体の関連時間スケールを予測することができました。最初の通過は合体開始後0.39～1.28 Gyrの間に発生し、最大分離は0.68～1.91 Gyrの間であり、合体イベントは合体のサブタイプに応じて1.17～3.76 Gyrに発生したと考えられています。^{[ 19 ]}同様に、このようなシミュレーションの使用は、合体後のイベントにも拡張できます。別の研究チームは、別のシミュレーションフレームワークを利用して、合体後のイベントを4つの段階とその期間に大まかに分割し、合体後のプロセス全体が1.76 Gyrにわたることを明らかにしました。^{[ 20 ]}

あらゆる形態の銀河ペアを追跡することができ、すべての重力、さらに星間ガスの流体力学と散逸、ガスからの星形成、超新星によって星間媒体に放出されるエネルギーと質量も考慮に入れることができます。このような銀河合体シミュレーションのライブラリは、GALMER の Web サイトにあります。^{[ 21 ]}メリーランド州ボルチモアの宇宙望遠鏡科学研究所のジェニファー・ロッツが率いる研究は、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像をよりよく理解するためにコンピュータ シミュレーションを作成しました。^{[ 1 ]}ロッツのチームは、質量が等しい銀河ペアの合体から巨大銀河と小さな銀河の相互作用まで、幅広い合体の可能性を考慮しようとしました。チームはまた、銀河のさまざまな軌道、起こりうる衝突の影響、銀河が互いにどのように向き合っているかを分析しました。全体として、このグループは57種類の合併シナリオを考案し、10種類の異なる視点から合併を検討した。 ^{[ 1 ]}  

これまで観測された中で最大級の銀河合体の一つは、銀河団CL0958+4702にある4つの楕円銀河から成っていた。これは宇宙で最大級の銀河の一つを形成する可能性がある。^{[ 22 ]}

銀河の合体は、合体する銀河の数、相対的な大きさ、ガスの豊富さといった特性に基づいて、明確なグループに分類することができる。

標準的な宇宙論モデルでは、どの銀河も、数個または多数のダークマターハローの連続的な合体によって形成されたと考えられており、その合体ではガスが冷えてハローの中心で星が形成され、20世紀に歴史的に銀河として識別された光学的に見える天体となる。これらのダークマターハローの合体、ひいてはそれに対応する星形成の数学的グラフのモデル化は、当初は純粋に重力的なN体シミュレーション^{[ 25 ] [ 26 ]}を解析するか、統計的（「半解析的」）公式の数値的実現を使用するかのいずれかで扱われた^{[ 27 ] 。}

1992年にミラノで開催された観測宇宙論会議で、^{[ 25 ]} Roukema、Quinn、Petersonは、宇宙論的N体シミュレーションから抽出された暗黒物質ハローの最初の合体履歴ツリーを示した。これらの合体履歴ツリーは、星形成率と進化的集団合成の式と組み合わされ、異なる宇宙論的時代における銀河の合成光度関数（本質的に明るい銀河と暗い銀河の数の統計）をもたらした。^{[ 25 ] [ 26 ]}暗黒物質ハロー合体の複雑なダイナミクスを考えると、合体履歴ツリーをモデル化する際の根本的な問題は、あるタイムステップのハローが前のタイムステップのハローの子孫であるかどうかを定義することである。Roukemaのグループは、後のタイムステップのハローが前のタイムステップのハローの粒子の50パーセント以上を厳密に含むことを要求することでこの関係を定義することにした。これにより、2つのタイムステップの間で、どのハローも最大で1つの子孫しか持たないことが保証された。^{[ 28 ]}この銀河形成モデリング手法は、合成スペクトルと観測結果に匹敵する対応する統計的特性を持つ銀河集団のモデルを迅速に計算します。^{[ 28 ]}

独立して、レイシーとコールは、同じ 1992 年の会議で^{[ 29 ]}プレス・シェクター形式と動的摩擦を組み合わせて、統計的に暗黒物質ハローの合体履歴ツリーとそれに対応するハローの恒星コア (銀河) の形成のモンテカルロ実現を生成する方法を示した。^{[ 27 ]}カウフマン、ホワイト、ガイデルドーニは、1993 年にこのアプローチを拡張し、ガスの冷却、星形成、超新星からのガスの再加熱、および円盤銀河が楕円銀河に仮説上変換されるための半解析式を含めた。^{[ 30 ]}カウフマン グループと岡本と長嶋は、後にN体シミュレーションから導出された合体履歴ツリーのアプローチを採用した。 ^{[ 31 ] [ 32 ]}

合体過程にある、あるいは合体によって形成されたと考えられている銀河には、以下のようなものがある。

• アンテナ銀河
• マウス銀河
• ケンタウルス座A
• NGC 7318
• Arp 273

• 膨張（天文学）
• 恒星ストリーム一覧
• 質量不足
• エンドウ豆銀河

• アンドロメダ銀河が銀河衝突に関与- NBCニュース
• 「GALMER：銀河合体シミュレーション」