ハッブルシーケンス

ハッブル系列は、 1926年にエドウィン・ハッブルによって発表された銀河の形態学的分類体系である。 ^{[1] [2] [3] [4]伝統的に表現される形が}音叉に似ていることから、ハッブル音叉図とも呼ばれる。ハッブル系列は、ジョン・ヘンリー・レイノルズとサー・ジェームズ・ジーンズによって発明された。^[5]

音叉法では、通常の銀河を、その外観（もともとは写真乾板上）に基づいて、楕円銀河、レンズ状銀河、渦巻き銀河の3 つの大まかなクラスに分類しました。4 番目のクラスには、不規則な外観を持つ銀河が含まれます。ハッブル系列は、専門的な天文学研究とアマチュア天文学の両方で、銀河を分類するための最も一般的に使用されているシステムです。

左側（通常、この順序で描かれる意味）には、楕円銀河があります。楕円銀河は、比較的滑らかで特徴のない光の分布を持ち、写真画像では楕円として表示されます。楕円銀河は、文字 E に続いて、空における楕円度の度合いを表す整数nで表されます。慣例により、 n は銀河の楕円度の 10 倍で、最も近い整数に丸められます。楕円度はe = 1 − ⁠と定義されます。   b / 1つの⁠  楕円の場合、a半長軸の長さ、b半短軸の長さです。^[6]ハッブル図では、楕円率は左から右に向かって増加し、ほぼ円形 (E0) の銀河は図の一番左にあります。天空の銀河の楕円率は、真の 3 次元形状とは間接的にしか関係がないことに留意することが重要です (たとえば、平らな円盤状の銀河は、正面から見るとほぼ円形に見え、横から見ると非常に楕円形に見えます)。観測的には、最も平らな「楕円形」銀河の楕円率はe = 0.7 (E7 と表記) です。しかし、画像を見るだけでなく、光のプロファイルと楕円率のプロファイルを研究することで、E5-E7銀河は、視線に対してさまざまな傾斜で見られる大規模なディスクを持つレンズ状銀河として誤分類されている可能性が高いことが1960年代に認識されました。^[7][8]初期型銀河の運動学の観測により、これがさらに確認されました。^[9][10][11]  

楕円銀河の例: M49、M59、M60、M87、NGC 4125。

ハッブル音叉の中心、つまり2つの渦巻き銀河の枝と楕円銀河の枝が合流する場所には、レンズ状銀河として知られる中間クラスの銀河があり、記号はS0で表されます。これらの銀河は、楕円銀河に似た明るい中央の膨らみと、その周囲を取り囲む広がった円盤状の構造で構成されています。渦巻き銀河とは異なり、レンズ状銀河の円盤には目に見える渦巻き構造がなく、活発に星を形成している量もそれほど多くありません。

銀河の画像だけを見ると、比較的正面からディスクが見えるレンズ状銀河は、E0～E3 型の楕円銀河と区別するのが難しく、多くのそのような銀河の分類は不確かです。真横から見ると、ディスクがよりはっきりと見え、光学波長での 吸収で目立つ塵の帯が見えることがあります。

ハッブルの銀河分類体系が最初に発表された当時、レンズ状銀河の存在は完全に仮説的なものでした。ハッブルは、レンズ状銀河は、非常に平坦な「楕円銀河」と渦巻き銀河の中間段階として必要であると信じていました。その後の観測（ハッブル自身、その他による）により、ハッブルの考えが正しいことが示され、S0クラスはアラン・サンデージによるハッブル系列の決定的な説明に含められました。^[12]ハッブル系列に欠けているのは、E0タイプとS0タイプの中間にある、中規模のディスクを持つ早期型銀河で、マーサ・リラーは1966年にそれらをES銀河と名付けました。

レンズ状銀河と渦巻銀河は合わせてディスク銀河と呼ばれることが多い。レンズ状銀河のバルジ対ディスクのフラックス比は、渦巻銀河の形態タイプ（Sa、Sbなど）ごとに異なる値を取ることができる。^[13]

レンズ状銀河 の例: M85、M86、NGC 1316、NGC 2787、NGC 5866、ケンタウルス座A。

ハッブル系列図の右側には、渦巻き銀河を囲む 2 つの平行な枝があります。渦巻き銀河は、星が(通常は 2 本の腕を持つ)渦巻き構造を形成する平らな円盤と、バルジと呼ばれる中央の星の集中部分で構成されています。また、すべての渦巻きのおよそ半数は棒状の構造を持つことが観測されており、棒は中央のバルジから伸び、腕は棒の端から始まります。音叉図では、通常の渦巻きは上部の枝を占め、文字 S で示されます。一方、下部の枝には棒渦巻きが含まれ、記号 SB が与えられます。両方のタイプの渦巻きは、渦巻き構造の詳細な外観に応じてさらに細分化されます。これらの細分化のいずれかに属するかどうかは、次のように、形態タイプに小文字を追加することで示されます。

• Sa (SBa) – きつく巻かれた滑らかな腕、大きく明るい中央の膨らみ
• Sb (SBb) – Sa (SBa) よりも渦巻き腕が緩やか。膨らみがやや薄い。
• Sc (SBc) – 緩く巻かれた渦巻き腕で、個々の星団や星雲に明確に分離されている。より小さく、より暗いバルジ

ハッブルはもともと渦巻銀河を3つのクラスに分類していました。これはジェラール・ド・ヴォークルール^[14]によって拡張され、4つ目のクラスが追加されました。

• Sd (SBd) – 非常に緩く巻かれた断片的な腕。光のほとんどは腕にあり、膨らみにはない。

Sd クラスは厳密にはド・ヴォークルール分類システムの一部ですが、ハッブル系列に含まれることがよくあります。基本的な渦巻き型を拡張して、外観をより細かく区別することができます。たとえば、外観が上記の 2 つのクラスの中間である渦巻き銀河は、メインの銀河型に小文字を 2 つ追加して識別されることがよくあります (たとえば、Sb と Sc の中間である銀河の場合は Sbc)。

私たちの天の川銀河は、一般的にScまたはSBcに分類され、^[15]明確な腕を持つ棒渦巻き銀河となっています。

規則的な渦巻き銀河の例: (視覚的に) M31 (アンドロメダ銀河)、M74、M81、M104 (ソンブレロ銀河)、M51a (渦巻き銀河)、NGC 300、NGC 772。

棒渦巻銀河の例: M91、M95、NGC 1097、NGC 1300、NGC1672、NGC 2536、NGC 2903。

ハッブルの分類に当てはまらない銀河は、規則的な構造（円盤状または楕円体状）を持たず、不規則銀河と呼ばれます。ハッブルは不規則銀河を2つのクラスに分類しました。^[16]

• Irr I銀河は非対称な形状をしており、中心の膨らみや明らかな渦巻き構造を欠いている。代わりに、若い星の個々のクラスターが多数含まれている。
• Irr II銀河はより滑らかで非対称な外観をしており、個々の恒星や恒星団に明確に分離されていない。

ド・ヴォークルールはハッブル系列を拡張し、マゼラン雲にちなんでIrr I銀河を「マゼラン不規則銀河」と名付けた。マゼラン雲はハッブルがIrr Iに分類した天の川銀河の2つの衛星である。大マゼラン雲でかすかな渦巻き構造^[17]が発見されたことから、ド・ヴォークルールは不規則銀河を、大マゼラン雲のように渦巻き構造の証拠を示す銀河（記号Sm）と小マゼラン雲（記号Im）のように明らかな構造を持たない銀河にさらに分類した。拡張ハッブル系列では、マゼラン不規則銀河は通常、ハッブル音叉の渦巻き枝の端に配置される。

不規則銀河の例: M82、NGC 1427A、大マゼラン雲、小マゼラン雲。

楕円銀河とレンズ状銀河は一般に「早期型」銀河と総称され、渦巻き銀河と不規則銀河は「後期型」銀河と呼ばれる。この命名法は、ハッブル系列が楕円銀河からレンズ状銀河を経て棒状または規則渦巻き銀河へと進化する系列を反映したものであるという、一般的だが誤った信念の源である^[18]。実際、ハッブルは最初からそのような解釈は暗示されていないことを明確にしていた。

命名法は、順序における位置を指し、時間的な意味合いは危険を伴うと強調されている。分類全体は純粋に経験的であり、進化論に偏見を与えるものではない... ^[3]

渦巻銀河の円盤には多くの若い星や活発な星形成領域が存在するのに対し、楕円銀河は主に古い星の集団で構成されていることが観測されており、この進化論的描像は、その事実によって説得力を持つように思われる。実際、現在の証拠はその逆を示唆しており、初期宇宙は渦巻銀河と不規則銀河が大部分を占めていたようである。現在有力視されている銀河形成の描像では、現在の楕円銀河はこれらの初期の構成要素の合体によって形成されたとされている。一部のレンズ状銀河はこの方法で形成された可能性があるが、他のレンズ状銀河は既存の回転楕円体の周囲に円盤を形成した可能性がある。^{[19] [全文引用必要]}レンズ状銀河の中には、ガスが剥ぎ取られて星形成を続けるための燃料がなくなった進化した渦巻銀河である可能性もあるが、^[20] LEDA 2108986銀河は、これに関する議論のきっかけとなっている。

ハッブル分類法に対する一般的な批判は、銀河をクラスに割り当てる基準が主観的であるため、観測者によって銀河のクラスが異なってしまうことである（ただし、経験豊富な観測者は通常、ハッブル分類の1つ未満で意見が一致する）。^{[21] [22]}実際には欠点ではないが、1961年のハッブル銀河地図以来、^[23]形態タイプ（a、b、cなど）を割り当てるために使用される主な基準は、バルジ対ディスクのフラックス比ではなく、渦巻き腕の性質であり、そのため、レンズ状銀河と同様に、形態タイプごとにさまざまなフラックス比が存在する。 ^{[23] [全文引用が必要] [24] [全文引用が必要] [全文引用が必要] [25] [全文引用が必要]}

ハッブル分類法に対する別の批判は、2次元画像における銀河の外観に基づいているため、クラスは銀河の真の物理的特性と間接的にしか関係がないという点である。特に、方向の影響によって問題が生じる。同じ銀河でも、正面または「横向き」の視点ではなく、横から見ると非常に異なって見える。そのため、初期型系列は適切に表現されていない。ハッブル系列にはES銀河がなく、E5～E7銀河は実際にはS0銀河である。さらに、棒状ES銀河と棒状S0銀河も存在しない。視覚的分類は、暗い銀河や遠方の銀河に対しても信頼性が低く、銀河の外観は、観測される光の 波長によって変化する可能性がある。

それにもかかわらず、ハッブルの順序は銀河系外天文学の分野では今でも一般的に使用されており、ハッブルの型は、明るさ、色、質量（星とガス）、星形成率など、銀河の多くの物理的に関連する特性と相関していることが知られています。 ^[26]

2019年6月、ギャラクシー動物園プロジェクトの市民科学者は、特に渦巻き銀河に関する通常のハッブル分類は証拠に裏付けられていない可能性があると主張した。したがって、この分類は改訂する必要があるかもしれない。^{[27] [28]}

• 銀河の色と等級の図
• 銀河の形態分類

• 「銀河の分類入門」。銀河と宇宙。
• Jarrett, TH「近赤外線銀河形態アトラス」カリフォルニア工科大学。
• 「ハッブル音叉」。スピッツァー赤外線近傍銀河探査(SINGS)。宇宙望遠鏡科学研究所。2012 年 12 月 5 日のオリジナルからアーカイブ。
• 「スピッツァー宇宙望遠鏡レガシー科学プロジェクト」。スピッツァー赤外線近傍銀河調査 (SINGS)。宇宙望遠鏡科学研究所。^{[永久リンク切れ‍ ]}
• 「銀河分類参加プロジェクト」。Galaxy Zoo。