銀河系間の星

銀河間星は、銀河内星または放浪星とも呼ばれ、どの銀河にも重力的に束縛されていない星です。1990年代後半には科学界で多くの議論の的となりましたが、現在では、銀河間星は他の星と同様に銀河内で生成され、その後、銀河の衝突、または複数の星からなる系が多くの銀河の中心にある超大質量ブラックホールに近づきすぎた結果として放出されたと考えられています。

科学文献では、銀河間星は総称して銀河内恒星集団、略してIC集団と呼ばれています。^[1]

星は銀河の中にのみ存在するという仮説は、1997年に銀河間星が発見されたことで反証されました。^[2]最初に発見されたのはおとめ座銀河団で、現在では約1兆個の星が存在すると推定されています。^[2]

これらの星がどのように発生するかは未だ謎ですが、科学的に信頼できる仮説がいくつか天体物理学者によって提案され、発表されています。

最も一般的な仮説は、2つ以上の銀河の衝突により、一部の星が銀河間空間の広大な空の領域に投げ出されるというものです。星は通常銀河内にありますが、銀河が衝突すると重力によって追い出されることがあります。星は大きな銀河の重力よりも小さな銀河の重力から逃れやすいため、銀河間星は主に非常に小さな銀河から発生した可能性があると一般的に考えられています。^[3]しかし、大きな銀河が衝突すると、重力の乱れによっても星が追い出される可能性があります。2015年、銀河間空間の超新星に関する研究により、2つの巨大な楕円銀河の銀河衝突中に、超大質量ブラックホールの中心が融合したため、祖先の星がホスト銀河から追い出されたことが示唆されました。^[4]

銀河衝突仮説と相互に排他的ではない別の仮説は、銀河間星が、銀河中心の超大質量ブラックホール（もしあれば）との接近遭遇によって、その起源の銀河から放出されたというものである。このようなシナリオでは、銀河間星は元々多重星系の一部であり、他の星は超大質量ブラックホールに引き込まれ、間もなく銀河間星となる星は加速されて非常に高速で放出された可能性が高い。このようなイベントは、理論的には星を非常に高速に加速して超高速星になり、銀河全体の重力井戸から脱出する可能性がある。 ^[5]この点に関して、モデル計算（1988年以降）では、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールが平均して10万年に1つの星を放出すると予測されている。^[6]

1997 年、ハッブル宇宙望遠鏡は、おとめ座銀河団で多数の銀河間星を発見しました。1990 年代後半には、科学者たちはろ座銀河団で別の銀河間星のグループを発見しました。

2005 年、スミソニアン天体物理学センターで、ウォーレン・ブラウンと彼のチームは、ドップラー法を使って超高速星の速度を計測しようと試みた。この方法では、物体が何かに向かって遠ざかったり、何かに向かって動いているときに音に生じるのと同様の変化を光で観測する。しかし、発見された速度は推定の最小値に過ぎず、実際には研究者が発見した速度よりも速い可能性がある。「新たに発見された追放星の 1 つは、銀河系に対して時速約 125 万マイルで、おおぐま座の方向に動いている。24 万光年離れている。もう 1 つは、時速 143 万マイルで外向きに、18 万光年離れた蟹座に向かっている。」^[5]

2000年代後半、起源不明の銀河間物質からの拡散光が発見されました。2012年には、それが銀河間星から発生する可能性があることが示唆され、実証されました。その後の観測と研究により、この問題は詳しく取り上げられ、銀河系外の拡散背景放射についてより詳細に説明されました。^{[7] [8]}

ヴァンダービルト大学の天文学者らは、アンドロメダ銀河と天の川銀河の間にある天の川銀河の端に675個以上の恒星を発見したと報告している。彼らは、これらの恒星は天の川銀河の中心から放出された超高速（銀河間）恒星であると主張している。これらの恒星は赤色巨星で金属量（恒星内の水素とヘリウム以外の化学元素の割合の尺度）が高く、銀河系内起源であることを示している。銀河の円盤の外側にある恒星は金属量が低く、年齢が高い傾向があるためである。^[9]

最近発見された超新星の中には、最も近い恒星や銀河から数十万光年離れた場所で爆発したことが確認されているものもある。^{[10] [4]}天の川銀河付近で発見された銀河間星候補のほとんどは、銀河中心ではなく、天の川銀河の円盤か他の場所で発生したものと思われる。^{[11] [12]}

2005年、スピッツァー宇宙望遠鏡は、宇宙からの背景放射にこれまで知られていなかった赤外線成分を発見した。それ以来、他の宇宙望遠鏡によって、青色やX線を含む他の波長でのいくつかの異方性が検出され、現在ではそれらはまとめて拡散銀河外背景放射と呼ばれている。科学者たちはいくつかの説明を議論してきたが、2012年に初めて、この拡散放射が銀河間星から発生する可能性があることが示唆され、示された。もしそうだとすれば、それらは全体として銀河系で見られる質量と同じぐらいの質量を占める可能性がある。そのような規模の集団は、かつては光子不足の危機を説明すると考えられていたが、暗黒物質問題の大部分を説明するかもしれない。^{[7] [8] [13] [14]}

最初の銀河間星は、おとめ座銀河団で発見されました。これらの星は孤立していることで有名で、最も近い銀河から約30万光年離れています。正確な質量を決定するのは難しいものの、銀河間星はおとめ座銀河団の質量の約10％を占めると推定されており、その質量は2,500の銀河のどれよりも重い可能性があります^[9]。

2012年、天文学者はアンドロメダ銀河に向かう天の川銀河の端に約675個の放浪星を特定した。これらの星は、中心の超大質量ブラックホールとの相互作用によって天の川銀河の中心から放出された可能性が高い。ヴァンダービルト大学のケリー・ホリー・ボッケルマンとローレン・パラディーノが率いる研究では、これらの星の異常な赤い色と高い速度が強調され、銀河中心からの劇的な旅を示している。^[9]

• 青色はぐれ星 – 予想よりも明るく青い主系列星
• HE 0437-5439  – ドラド座の超高速星
• 銀河間塵 – 銀河間空間の銀河間の宇宙塵
• 銀河団内媒体 – 銀河団に浸透する過熱プラズマ
• 放浪惑星 – 恒星の重力に縛られていない惑星、または恒星間惑星
• 不規則ブラックホール – 星間または銀河間天体
• 恒星運動学 – 恒星の動きの研究

• Graham, ML; Sand, DJ; Zaritsky, D .; Pritchet, CJ (2015 年 7 月 2 日)。「ハッブル宇宙望遠鏡による画像化による無宿主型Ia 超新星の確認」。天体物理学ジャーナル。807 (1): 83。arXiv : 1505.03407。Bibcode : 2015ApJ...807...83G。doi : 10.1088/0004-637X/807/1/83。ISSN 1538-4357  。
• Sand, David J.; Graham, Melissa L.; Bildfell, Chris; et al. (2011年2月22日). 「多時代近傍銀河団調査における銀河団内超新星」. The Astrophysical Journal . 729 (2): 142. arXiv : 1011.1310 . Bibcode :2011ApJ...729..142S. doi :10.1088/0004-637X/729/2/142. ISSN  0004-637X.