銀河

ギリシャの哲学者デモクリトス（紀元前450～370年）は、天の川として知られる夜空の明るい帯は遠くの星々で構成されている可能性があると提唱した。^{[ 22 ]}しかし、アリストテレス（紀元前384～322年）は、天の川は「大きく、数多く、互いに近いいくつかの星の燃えるような噴出の点火」によって生じ、「点火は天体の動きと連続している世界の領域である大気の上層部で起こる」と信じていた。^{[ 23 ]}新プラトン主義の哲学者小オリンピオドロス（紀元495年頃～570年）はこの見解を批判し、天の川が月下（地球と月の間に位置）であるならば、地球上の異なる時間や場所で異なって見えるはずであり、視差があるはずだが、実際にはないと主張した。彼の見解では、天の川は天体である。^{[ 24 ]}

モハニ・モハメドによれば、アラビアの天文学者イブン・アル＝ハイサム（965年～1037年）が天の川の視差を観測・測定する最初の試みを行い^{[ 25 ]}、その結果「天の川には視差がないため、地球から遠く離れており、大気圏に属していないに違いない」と判断した^{[ 26 ]} 。ペルシャの天文学者アル＝ビールーニー（973年～1048年）は、天の川銀河は「星雲状の星の性質を持つ無数の断片の集まり」であると提唱した。^{[ 27 ]}アンダルシアの天文学者アヴェンパセ（ 1138年没）は、天の川銀河は互いにほとんど接触している多数の星で構成されており、月面下の物質による屈折効果により連続した像のように見えると提唱した。 ^{[ 23 ] [ 28 ]}彼は、木星と火星の合の観測を、2 つの天体が近くにあるときにこれが起こる証拠として挙げた。^{[ 23 ]} 14 世紀には、シリア生まれのイブン・カイイム・アル＝ジャウズィーヤが、天の川銀河は「恒星の球体に密集した無数の小さな星」であると提唱した。^{[ 29 ]}

天の川が多数の星から成り立っているという実際の証拠は、1610年にイタリアの天文学者ガリレオ・ガリレイが望遠鏡を使って天の川を研究し、それが膨大な数の暗い星から成り立っていることを発見したときに得られました。^{[ 30 ] [ 31 ]} 1750年、イギリスの天文学者トーマス・ライトは、天の川は太陽系に似ているがはるかに大きなスケールで、重力によって結びついた膨大な数の星の​​回転体である可能性があり、その結果生じる星の円盤は、その内部からの視点では空の帯として見ることができると正しく推測しました。^{[ b ] [ 33 ] [ 34 ]} 1755年の論文で、イマヌエル・カントは、天の川の構造に関するライトの考えを詳しく述べました。^{[ 35 ]}

天の川の形状と太陽の位置を記述する最初のプロジェクトは、1785 年にウィリアム・ハーシェルが空のさまざまな領域の星の数を数えることによって行われました。彼は、太陽系が中心に近い銀河の形状の図を作成しました。^{[ 36 ] [ 37 ]} 1920 年にカプテインが改良されたアプローチを使用して、太陽が中心に近い 小さな (直径約 15キロパーセク) 楕円体銀河の画像に到達しました。ハーロー・シャプレーによる球状星団のカタログ化に基づく別の方法は、まったく異なる画像をもたらしました。直径約 70 キロパーセクの平らな円盤で、太陽は中心から遠く離れています。^{[ 34 ]}どちらの分析も、銀河面に存在する星間塵による光の吸収を考慮していませんでした。しかし、ロバート・ジュリアス・トランプラーが1930年に散開星団を研究してこの効果を定量化した後、現在の天の川銀河の像が現れた。^{[ 38 ]} 

天の川銀河以外の銀河のうち、暗い夜に肉眼で見えるものはいくつかあり、アンドロメダ銀河、大マゼラン雲、小マゼラン雲、さんかく座銀河などが含まれます。10 世紀、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラフマン・アル・スーフィーは、アンドロメダ銀河を「小さな雲」と表現し、記録に残る最古の識別を行いました。^{[ 39 ]} 964 年、彼は「恒星の書」の中で大マゼラン雲について言及し、「南アラブのアル・バクル」と呼んでいます。^{[ 40 ]}南緯約 70°にあるため、彼の住んでいた場所では見えなかったからです。16世紀のマゼランの航海まで、ヨーロッパ人にはあまり知られていませんでした。 ^{[ 41 ] [ 40 ]}アンドロメダ銀河は後に1612年にシモン・マリウスによって独自に観測された。 ^{[ 39 ]}

1734年、哲学者エマヌエル・スウェーデンボルグは著書『プリンキピア』の中で、宇宙の目に見える範囲をはるかに超えて広がる、銀河団を形成した他の銀河が存在する可能性があると推測した。スウェーデンボルグの見解は「現代の宇宙観に驚くほど近い」^{[ 42 ]} 。 1745年、ピエール・ルイ・モーペルテュイは、星雲のような天体の中には、星自身が発する光を超える輝きなど、独特の性質を持つ星の集まりがあると推測し、明るい斑点は質量が大きく、回転によって扁平になっているというヨハネス・ヘヴェリウスの見解を繰り返した^{[ 35 ]} 。 1750年、トーマス・ライトは、天の川は扁平な星の円盤であり、夜空に見える星雲の中には、別の天の川である可能性があると正しく推測した^{[ 34 ] [ 43 ] 。}

18 世紀末頃、シャルル・メシエは星雲状の外観を持つ最も明るい天体 109 個を収録したカタログを作成した。その後、ウィリアム・ハーシェルは 5,000 個の星雲のカタログを作成した。 ^{[ 34 ]} 1845 年、ロス卿はハーシェルがカタログ化した星雲を調査し、現在渦巻銀河として知られるメシエ天体 M51の渦巻き構造を観測した。^{[ 44 ] [ 45 ]}

1912年、ヴェスト・M・スライファーは、最も明るい渦巻星雲の分光研究を行い、その組成を調べた。スライファーは、渦巻星雲はドップラーシフトが大きいことを発見し、これは彼が測定した星の速度を超える速度で移動していることを示している。彼は、これらの星雲の大部分が私たちから遠ざかっていることを発見した。^{[ 46 ] [ 47 ]}

1917年、ヘーバー・ダウスト・カーティスは、当時メシエ天体M31として知られていたアンドロメダ銀河の「大アンドロメダ星雲」内で新星Sアンドロメダを観測した。写真記録を調べたところ、さらに11個の新星が見つかった。カーティスは、これらの新星が平均してこの銀河内で発生した新星よりも10等級暗いことに気づいた。その結果、彼は15万パーセクという距離の推定値を出すことができた。彼は、渦巻星雲は実際には独立した銀河であると主張する、いわゆる「島宇宙」仮説の提唱者となった。^{[ 48 ]} 

1920年、ハーロー・シャプレーとヘバー・カーティスの間で、天の川、渦巻星雲、宇宙の大きさに関する大論争が繰り広げられた。カーティスは、アンドロメダ大星雲が外部銀河であるという主張を裏付けるために、天の川の塵雲に似た暗い帯の出現と、顕著なドップラーシフトに注目した。 ^{[ 49 ]}

1922年、エストニアの天文学者エルンスト・エピックは、アンドロメダ星雲が実際に遠く離れた銀河外天体であるという理論を裏付ける距離測定を行った。^{[ 50 ]}エドウィン・ハッブルは、新しい100インチのマウント・ウィルソン望遠鏡を使用して、いくつかの渦巻星雲の外側の部分を個々の星の集まりとして分解し、いくつかのケフェイド変光星を特定した。これにより、星雲までの距離を推定することができた。それらは天の川の一部であるには遠すぎた。^{[ 51 ]} 1926年、ハッブルは今日まで使用されている銀河形態の分類を作成した。 ^{[ 52 ] [ 53 ]}

このアンドロメダ銀河の紫外線画像には、若い大質量星を含む青い領域が写っている。

天文学の進歩は常に技術によって推進されてきた。光学天文学における数世紀にわたる成功の後、近年の数十年間は電磁スペクトルの他の領域で大きな進歩が見られた。^{[ 54 ]}

星間物質中に存在する塵は可視光に対して不透明です。遠赤外線に対してはより透明であり、巨大分子雲や銀河核の内部領域を詳細に観測するために使用できます。 ^{[ 55 ]}赤外線は、はるか昔に形成された遠方の赤方偏移銀河を観測するためにも使用されます。水蒸気と二酸化炭素は赤外線スペクトルの有用な部分の多くを吸収するため、赤外線天文学には高高度または宇宙望遠鏡が使用されます。^{[ 56 ]}

銀河、特に活動銀河の最初の非視覚的研究は、電波周波数を使用して行われました。地球の大気は、5 MHzから 30 GHz の間の電波に対してほぼ透明です。電離層はこの範囲より低い信号を遮断します。^{[ 57 ]}複数の電波望遠鏡を組み合わせることで、超長基線干渉法によって活動銀河核から放出される活発なジェットをマッピングすることができます。^{[ 58 ]}  

紫外線望遠鏡やX線望遠鏡は、高エネルギーの銀河現象を観測することができる。遠方の銀河の星が近くのブラックホールの潮汐力によって引き裂かれると、紫外線フレアが観測されることがある。^{[ 59 ]}銀河団内の高温ガスの分布はX線によってマッピングできる。銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在することは、X線天文学によって確認されている。^{[ 60 ]}

1944年、ヘンドリック・ファン・デ・ハルストは、星間原子水素ガスから波長21cmのマイクロ波放射が検出可能になると予測し^{[ 63 ]}、1951年にそれが観測された。この放射は塵の吸収の影響を受けないため、そのドップラーシフトを使用してこの銀河内のガスの動きをマッピングすることができる。これらの観測により、この銀河の中心に回転する棒状構造が存在するという仮説が立てられた^{[ 64 ]} 。電波望遠鏡の改良により、他の銀河でも水素ガスを追跡できるようになった。1970年代、ヴェラ・ルービンは、観測された銀河の回転速度と、星やガスの可視質量から予測される回転速度との間に矛盾があることを発見した。今日、銀河の回転問題は、大量の目に見えない暗黒物質の存在によって説明されると考えられている^{[ 65 ] [ 66 ]}。

1990年代以降、ハッブル宇宙望遠鏡は観測精度を向上させた。そのデータによって、この銀河の失われた暗黒物質は、本来暗くて小さい星だけで構成されているわけではないことが明らかになった。^{[ 67 ]}ハッブル・ディープ・フィールドは、比較的空の空虚な領域を極めて長時間露光した画像で、約1250億個の星が存在するという証拠を提供した。観測可能な宇宙には1.25 × 10 ^{11 個の銀河が存在する。 [ 68 ]}人間には見えないスペクトルを検出する技術の向上(電波望遠鏡、赤外線カメラ、X 線望遠鏡) により、ハッブル宇宙望遠鏡では検出されない他の銀河を検出することが可能になった。特に、回避領域(天の川によって可視光の波長で遮られる空の領域) での調査により、多数の新しい銀河が発見された。^{[ 69 ]}

ノッティンガム大学のクリストファー・コンセリスが主導し、 2016年に天体物理学ジャーナルに掲載された研究では、多くのデータソースを分析し、観測可能な宇宙（z=8まで）には少なくとも2兆個の（2 × 10 ¹² ) 銀河は、ハッブル画像で直接観測される銀河の 10 倍以上である。^{[ 70 ] : 12 [ 71 ]}しかし、黄道光の外側からニュー ホライズンズ宇宙探査機で行われた後の観測では、コンセリスよりも少ない宇宙光しか観測されなかったが、それでも直接観測では銀河が見落とされていることを示唆している。^{[ 72 ] [ 73 ]}

ハッブル分類システムでは、楕円銀河を楕円率に基づいて等級付けしており、ほぼ球形のE0から非常に細長いE7まであります。これらの銀河は楕円体状の形状をしており、どの角度から見ても楕円形に見えます。外観には構造がほとんど見られず、星間物質も比較的少ないのが一般的です。そのため、これらの銀河には散開星団の割合が少なく、新しい星の形成率も低くなっています。代わりに、一般的に古く進化が進んだ星が、共通の重心の周りをランダムな方向に公転しています。星形成は最初の爆発の後停止するため、星には重元素の存在量が少ないです。この点で、はるかに小さい球状星団といくらか似ています。^{[ 75 ]}

cD型銀河

最大の銀河は、タイプ cD 銀河です。1964 年に Thomas A. Matthews らが発表した論文で初めて記述された^{[ 76 ]} 、これらはより一般的な D 銀河のサブタイプであり、巨大な楕円銀河ですが、はるかに大きいのが特徴です。これらは一般的に超巨大楕円銀河として知られており、既知の銀河の中で最大かつ最も明るい銀河を構成しています。これらの銀河は、中心に楕円形の核を持ち、メガパーセク規模にまで広がる広範囲で淡い星のハローがあります。^{[ 77 ]}表面輝度の半径 (または中心からの距離) の関数としてのプロファイルは、より小さな銀河よりも緩やかに減少します。^{[ 78 ]}

これらの cD 銀河の形成は依然として活発な研究分野ですが、有力なモデルは、高密度の銀河団の環境、あるいはランダムな過密度を持つ銀河団外の環境における、より小さな銀河の合体の結果であるというものです。^{[ 79 ]}これらのプロセスは、化石群または化石銀河団の形成を促進するメカニズムであり、そこでは、比較的孤立した大きな超巨大楕円銀河が銀河団の中心にあり、これらの銀河衝突の残骸として広範囲の X 線雲に囲まれています。別の古いモデルでは、冷却流の現象が想定されています。これは、銀河団内の加熱されたガスが冷却されるにつれて中心に向かって収縮し、その過程で星を形成するというものです。^{[80] この現象は、ペルセウス座銀河団[81]や、最近ではフェニックス銀河団[ 82 ]など}の銀河^団で観測さ^れています。

シェル銀河

シェル銀河は、ハロー内の星が同心円状のシェル状に配置されている楕円銀河の一種です。楕円銀河の約1割がシェル状の構造を持ち、渦巻銀河ではこれまで観測されたことがありません。これらの構造は、より大きな銀河がより小さな伴銀河を吸収する際に形成されると考えられています。2つの銀河の中心が近づくと、中心点の周りで振動し始め、その振動によって重力の波紋が生じ、水面に広がる波紋のように星のシェルが形成されるのです。例えば、銀河NGC 3923には20個以上のシェルがあります。^{[ 83 ]}

渦巻銀河は、渦を巻く風車に似ています。このような銀河に含まれる星やその他の可視物質は大部分が平面上にありますが、渦巻銀河の質量の大部分は、可視成分を超えて広がるほぼ球形の暗黒物質のハローに存在し、これは普遍的な回転曲線の概念によって実証されています。^{[ 85 ]}

渦巻銀河は、回転する星と星間物質の円盤と、一般的に古い星からなる中心バルジで構成されています。バルジから外側に向かって伸びているのは、比較的明るい腕です。ハッブル分類体系では、渦巻銀河はタイプSとしてリストされ、その後に渦巻腕の密集度と中心バルジの大きさを示す文字（ a、b、またはc ）が続きます。Sa銀河は、密に巻かれた不明瞭な腕を持ち、比較的大きな中心領域を持っています。もう一方の極端な例として、Sc銀河は、開いた明確な腕と小さな中心領域を持っています。^{[ 86 ]}不明瞭な腕を持つ銀河は、目立つ明確な渦巻腕を持つグランドデザイン渦巻銀河とは対照的に、綿毛渦巻銀河と呼ばれることがあります。 ^{[ 87 ]}銀河の回転速度は円盤の平坦さと相関関係にあると考えられており、渦巻銀河の中には厚いバルジを持つものもあれば、薄くて密度の高いものもある。^{[ 88 ] [ 89 ]}

渦巻銀河では、渦状腕はほぼ対数螺旋の形をしており、このパターンは、均一に回転する星の塊の擾乱によって生じることが理論的に示されています。星と同様に、渦状腕も中心の周りを回転しますが、一定の角速度で回転します。渦状腕は高密度の物質の領域、つまり「密度波」であると考えられています。^{[ 90 ]}星が腕を通過すると、各恒星系の空間速度は高密度の重力によって変化します。（星が腕の反対側を離れると、速度は正常に戻ります。）この効果は、走行中の車でいっぱいの高速道路に沿って移動する減速の「波」に似ています。腕が見えるのは、高密度が星形成を促進し、そのため多くの明るく若い星を宿しているためです。^{[ 91 ]}

• 特異銀河とは、他の銀河との潮汐相互作用によって特異な性質を発達させた銀河の集まりである。
  • リング銀河は、むき出しの核を囲む星と星間物質のリング状構造を持つ。リング銀河は、より小さな銀河が渦巻銀河の核を通過する際に発生すると考えられている。^{[ 100 ]}アンドロメダ銀河は赤外線で観測すると多重リング状構造を示すため、このような現象がアンドロメダ銀河に影響を与えた可能性がある。^{[ 101 ]}
• レンズ状銀河は、楕円銀河と渦巻銀河の両方の特性を持つ中間的な形態です。これらはハッブル分類S0に分類され、楕円形の星のハローを持つ不明瞭な渦状腕を有しています^{[ 102 ]}（棒状レンズ状銀河はハッブル分類SB0を受けます）。
• 不規則銀河とは、楕円銀河や渦巻銀河といった形態に容易に分類できない銀河のことである。
  • Irr-I型銀河は構造を持っているものの、ハッブル分類体系に完全には当てはまらない。
  • Irr-II銀河はハッブル分類に似た構造を持たず、破壊されている可能性がある。^{[ 103 ]}近傍の（矮小）不規則銀河の例としては、マゼラン雲が挙げられる。^{[ 104 ]}

• 暗黒銀河または「超拡散銀河」は、極めて低光度の銀河です。天の川銀河と同じ大きさかもしれませんが、見える星の数は天の川銀河のわずか 1 パーセントしかありません。このタイプの銀河を生成する複数のメカニズムが提案されており、異なる暗黒銀河が異なる方法で形成された可能性があります。^{[ 105 ]}低光度の候補となる説明の 1 つは、銀河が初期段階で星形成ガスを失い、その結果、古い恒星集団になったというものです。^{[ 106 ] [ 107 ]}

大きな楕円銀河や渦巻銀河が目立つにもかかわらず、ほとんどの銀河は矮小銀河です。^{[ 108 ]}それらは他の銀河構造と比較すると比較的小さく、天の川の約100分の1の大きさで、星はわずか数十億個しかありません。青色のコンパクトな矮小銀河には、若い高温の巨大な星の大きな集団が含まれています。直径がわずか100パーセクの超コンパクトな矮小銀河も発見されています 。^{[ 109 ]}

多くの矮小銀河は、より大きな単一の銀河の周りを公転している可能性があります。天の川銀河には少なくとも12個のそのような衛星銀河があり、推定300～500個がまだ発見されていません。^{[ 110 ]} 矮小銀河に関する情報のほとんどは、2つの渦巻銀河、天の川銀河とアンドロメダ銀河、および多くの矮小銀河を含む局所銀河群の観測から得られています。これらの矮小銀河は、不規則銀河または矮小楕円銀河/矮小球状銀河に分類されます。^{[ 108 ]}

天の川銀河の近隣にある27個の矮小銀河を調べたところ、すべての矮小銀河の中心質量は、星の数が数千個であろうと数百万個であろうと関係なく、およそ1000万太陽質量であることがわかった。これは、銀河は主にダークマターによって形成されており、最小サイズは、より小さなスケールでは重力による合体を起こすことができない温かいダークマターの一種を示している可能性があることを示唆している。^{[ 111 ]}

銀河間の相互作用は比較的頻繁に起こり、銀河の進化において重要な役割を果たすことがあります。銀河が接近すると、潮汐相互作用によって歪みが生じ、ガスや塵の交換が起こることがあります。^{[ 112 ] [ 113 ]} 衝突は、2つの銀河が互いに直接通過し、合体しないだけの十分な相対運動量を持っている場合に発生します。相互作用する銀河の星は通常衝突しませんが、2つの銀河内のガスと塵が相互作用し、星形成が引き起こされることがあります。衝突によって銀河の形状が大きく歪み、棒状、環状、または尾状構造が形成されることがあります。^{[ 112 ] [ 113 ]}

相互作用の極限は銀河の合体であり、銀河の相対運動量が互いにすり抜けるには不十分です。代わりに、それらは徐々に合体して単一のより大きな銀河を形成します。合体は銀河の元の形態に大きな変化をもたらす可能性があります。一方の銀河が他方よりもはるかに質量が大きい場合、その結果は共食いとして知られており、より質量の大きい大きな銀河は比較的影響を受けずに残り、小さい銀河は引き裂かれます。天の川銀河は現在、いて座矮小楕円銀河とおおいぬ座矮小銀河を共食いしている最中です。^{[ 112 ] [ 113 ]}

星は、銀河内で巨大な分子雲を形成する冷たいガスの貯蔵庫から作られます。一部の銀河は、異常な速度で星を形成していることが観測されており、これはスターバーストとして知られています。もしそのような状態が続けば、銀河の寿命よりも短い期間でガスの貯蔵庫を消費してしまうでしょう。そのため、スターバースト活動は通常、銀河の歴史の中では比較的短い期間である約1000万年しか続きません。スターバースト銀河は宇宙の初期の歴史ではより一般的でしたが^{[ 115 ]}、現在でも全星生成の約15%を占めていると推定されています^{[ 116 ] 。}

スターバースト銀河は、ガスの塵の集中と、周囲の雲を電離してH II 領域を作り出す巨大な星を含む、新しく形成された星の出現によって特徴付けられます。^{[ 117 ]}これらの星は超新星爆発を起こし、周囲のガスと強力に相互作用する膨張する残骸を作り出します。これらの爆発は、ガス領域全体に広がる星形成の連鎖反応を引き起こします。利用可能なガスがほぼ消費または散逸したときにのみ、活動は終了します。^{[ 115 ]}

スターバーストは、銀河の合体や相互作用と関連付けられることが多い。このようなスターバースト形成相互作用の典型的な例は、より大きなM81と接近遭遇したM82である。不規則銀河は、間隔を置いてスターバースト活動の結び目を示すことが多い。^{[ 118 ]}

電波銀河は、可視構造をはるかに超えて広がる巨大な電波放射領域を持つ銀河です。これらの高エネルギー電波ローブは、活動銀河核からのジェットによって駆動されています。^{[ 119 ]}電波銀河は、ファナロフ・ライリー分類に従って分類されます。FR Iクラスは電波光度が低く、より細長い構造を示します。FR IIクラスは電波光度が高いです。電波光度と構造の相関関係は、これら 2 種類の銀河の光源が異なる可能性があることを示唆しています。^{[ 120 ]}

電波銀河は、巨大電波銀河 (GRG) に分類されることもあり、その電波放射はメガパーセク (326 万光年) のスケールにまで及ぶことがあります。アルキオネウスは、FR II クラスの低励起電波銀河で、観測された電波放射が最大であり、ローブ構造は 5メガパーセク(16×10 ⁶光年) に広がっています。比較のために、同様のサイズの別の巨大電波銀河として3C 236があり、ローブの幅は 1500 万光年です。ただし、電波放射は必ずしも銀河本体の一部とはみなされないことに注意する必要があります。 ^{[ 121 ]}

巨大電波銀河は、中心銀河の超大質量ブラックホールによって駆動される相対論的ジェットによって生成される電波ローブの存在を特徴とする特殊な種類の天体です。巨大電波銀河は、通常の電波銀河とは異なり、はるかに大きなスケールにまで広がり、数メガパーセクにまで達し、宿主銀河の直径よりもはるかに大きくなります。^{[ 122 ]}

「通常の」電波銀河とは、電波エネルギー源が超大質量ブラックホールや巨大中性子星ではなく、超新星爆発によって加速された相対論的電子によって生成されるシンクロトロン放射から放射される銀河のことである。これらの源は比較的寿命が短いため、通常の電波銀河からの電波スペクトルは星形成の研究に特に適している。^{[ 123 ]}

観測可能な銀河の中には、活動銀河核（AGN）を含む場合、「活動銀河」に分類されるものがある。^{[ 124 ]}銀河の総エネルギー出力のかなりの部分は、星、塵、星間物質ではなく、活動銀河核から放出される。AGNには複数の分類と命名法があるが、光度の低いものはセイファート銀河と呼ばれ、宿主銀河よりもはるかに光度の高いものは準恒星状天体またはクエーサーとして知られている。AGNのモデルでは、核内の光と紫外線の放射が周囲の塵やガスによって吸収および再放出されるため、その光のかなりの部分が遠赤外線周波数にシフトすると示唆されている。^{[ 125 ]}

活動銀河核の標準モデルは、銀河の中心領域にある超大質量ブラックホール（SMBH）の周りに形成される降着円盤に基づいています。活動銀河核からの放射は、円盤からブラックホールに向かって落下する物質の重力エネルギーによって生じます。 ^{[ 126 ] [ 127 ]} AGNの光度は、SMBHの質量と、物質がSMBHに落下する速度に依存します。これらの銀河の約10%では、正反対の2つの高エネルギージェットが銀河の中心から光速に近い速度で粒子を放出します。これらのジェットを生成するメカニズムはよく理解されていません。^{[ 128 ]}

高光度赤外線銀河 (LIRG) は、光度 (電磁出力の測定値) が 10 ¹¹ L☉ (太陽光度) を超える銀河です。ほとんどの場合、そのエネルギーの大部分は、周囲の塵を加熱する多数の若い星から来ており、その塵が赤外線でエネルギーを再放射します。LIRG になるのに十分な光度には、少なくとも 18  M☉  yr ⁻¹の星形成率が必要です。超高光度赤外線銀河 (ULIRG) は、さらに少なくとも 10 倍の光度を持ち、180  M☉  yr ⁻¹を超える率で星を形成します。多くの LIRG は、AGN からの放射も放出します。^{[ 138 ] [ 139 ]}赤外線銀河は、他のすべての波長を合わせたよりも多くのエネルギーを赤外線で放出し、ピーク放射は通常 60 ～ 100 ミクロンの波長です。 LIRGは渦巻銀河の強い相互作用と合体によって生成されると考えられている。^{[ 140 ]}局所宇宙ではまれだが、LIRGとULIRGは宇宙が若かった頃にはより一般的だった。^{[ 139 ]}

1936年のエドウィン・ハッブルの時代から、銀河の直径を特徴づける試みが行われてきた。初期の試みは、銀河がなす観測された角度と推定された距離に基づいており、角直径（「メートル直径」とも呼ばれる）につながった。^{[ 141 ]}

等光度線直径は、銀河の見かけの表面輝度に基づいて銀河の大きさを測定する従来の方法として導入されています。^{[ 142 ]}等光度線は、銀河の図などの図において、同じ明るさの点を結んだ曲線であり、銀河の広がりを定義するのに役立ちます。銀河の見かけの明るさのフラックスは、等級/平方秒角(mag/arcsec ² ; mag arcsec ⁻²と表記されることもあります) の単位で測定され、等光度線の明るさの深さを定義します。この単位がどのように機能するかを説明するために、典型的な銀河の中心領域では、明るさのフラックスが 18 mag/arcsec ²です。この明るさは、18 等級の仮想的な点状物体 (星など) の光が空の 1 平方秒角の領域に均等に広がっていることに相当します。^{[ 143 ]}等光度線直径は、通常、青色Bバンドで25等級/秒^角までのすべての光を囲む領域として定義され、^{[ 144 ]}これはD ₂₅標準と呼ばれます。^{[ 145 ]}

半光度半径（有効半径とも呼ばれる；R _e）は、銀河の全体的な輝度フラックスに基づく尺度です。これは、銀河の全輝度フラックスの半分、つまり50%が放出される半径です。これは、1948年にジェラール・ド・ヴォークルールによって初めて提案されました。 ^{[ 149 ]} 50%を使用するという選択は任意でしたが、1963年のRAフィッシュによるその後の研究で有用であることが証明されました。^{[ 150 ]}_{彼は、楕円銀河の明るさとそれぞれのR e}を関連付ける光度集中法則を確立し、1968年のホセ・ルイス・セルシック^{[ 151 ]}は、銀河の質量半径関係を定義しました。^{[ 142 ]}

_Reを定義する際には、銀河全体の輝度フラックスを捉える必要があり、2000 年に Bershady が採用した方法では、任意に選択された半径の輝度フラックス (局所フラックスとして定義) を全体の平均フラックスで割った値が 0.2 になるサイズの 2 倍を測定することを提案している。^{[ 152 ]}半光度半径を使用すると、銀河のサイズを大まかに推定できますが、その形態を決定するのに特に役立つわけではありません。^{[ 153 ]}

この方法にはいくつかのバリエーションが存在する。特に、ESO-Uppsala銀河カタログでは、全青色光（Bバンド専用フィルターを通して検出された光）の50%、70%、90%の値が銀河の直径を計算するために使用されていた。^{[ 154 ]}

1976 年にVahe Petrosianによって初めて記述された^{[ 155 ]}この方法の改良版がSloan Digital Sky Survey (SDSS) で使用されています。この方法は、銀河の半径が方位角 (水平) 平均輝度フラックスのプロファイルによって決定される銀河の数学的モデルを使用します。特に、SDSS は R バンド (658  nm、可視スペクトルの赤色部分) の Petrosian 等級を使用して、背景ノイズの影響を打ち消しながら銀河の輝度フラックスをできるだけ多く捉えるようにしました。輝度プロファイルが指数関数的な銀河の場合、その輝度フラックスのすべてを捉えることが期待され、de Vaucouleurs の法則に従うプロファイルに従う銀河の場合は 80% を捉えることが期待されます。^{[ 156 ]}

ペトロシアン等級は赤方偏移と距離に依存しないという利点があり、ペトロシアン半径は銀河全体の光束に基づいて定義されるため、銀河の見かけの大きさを測定できます。^{[ 157 ]}

この方法の初期バージョンに対する批判は、赤外線処理分析センターによって発表されており、^{[ 158 ]}この方法では等光度線直径を使用した場合よりも値の誤差が10%以上大きくなるとされています。ペトロシアン等級の使用には、特に楕円銀河の場合、銀河の全体的な明るさプロファイルに対して定義されるペトロシアン開口の外側の光の大部分を見逃すという欠点もあります。楕円銀河では、距離と赤方偏移が大きいほど信号対雑音比が高くなります。^{[ 159 ]}この方法の修正は、銀河がセルシックの法則に従うという仮定に基づいて、2005年にグラハムらによって発表されています。^{[ 157 ]}

この方法は、 2MASSが以前使用されていた等光度線測定法を応用して採用したものです。2MASS は近赤外線で動作するため、暗く、低温で、古い星を識別できるという利点があり、通常 B フィルターを使用する他の方法とは異なるアプローチを採用しています。2MASS で使用されている方法の詳細は、Jarrettらによる文書で詳細に説明されており、調査ではいくつかのパラメータを測定しています。^{[ 160 ]}

標準開口楕円（検出領域）は、K _sバンド（波長約 2.2 μm）の 20 mag/arcsec ²の赤外線等光度線によって定義されます。銀河全体の光束を集めるために、少なくとも 4 つの方法が用いられてきました。1 つ目は、中心から 7 秒角に広がる円形開口、20 mag/arcsec ²の等光度線、銀河の想定される範囲をカバーする放射状の光分布によって定義される「全」開口、および Kron 開口（「全」開口の光束の積分である第 1 モーメント半径の 2.5 倍として定義される）です。^{[ 160 ]}

初期宇宙における銀河形成の現在のモデルは、ΛCDMモデルに基づいています。ビッグバンから約30万年後、水素とヘリウムの原子が再結合と呼ばれる現象で形成され始めました。水素のほぼすべてが中性（非電離）で光を容易に吸収し、まだ星は形成されていませんでした。そのため、この時期は「暗黒時代」と呼ばれています。この原始物質の密度ゆらぎ（または異方性不規則性）から、より大きな構造が現れ始めました。その結果、大量のバリオン物質が冷たい暗黒物質ハロー内で凝縮し始めました。^{[ 184 ] [ 185 ]}これらの原始構造によってガスが凝縮し、最初の銀河の前駆体である大規模なガス雲である原始銀河が形成されました。^{[ 186 ] : 6}

ガスがダークマターハローの重力に落ち込むと、圧力と温度が上昇します。さらに凝縮するには、ガスはエネルギーを放射する必要があります。このプロセスは、より重い元素に比べて放射効率の低い水素原子や分子が支配的だった初期宇宙ではゆっくりと進行しました。ガスの塊が集まって回転する円盤を形成すると、温度と圧力は上昇し続けます。円盤内のいくつかの場所では、星を形成するのに十分な高密度に達します。

原始銀河が形成され収縮し始めると、その中に最初のハロー星、すなわち種族III星が現れた。 ^{[ 187 ]}これらは原始ガスで構成され、ほぼ完全に水素とヘリウムから成っていた。最初の星からの放射は残りのガスを加熱し、さらなる星形成を誘発するのに役立った。第一世代の星からの紫外線放射は、膨張する球体の中で周囲の中性水素を再電離し、最終的には宇宙全体に達し、この現象は再電離と呼ばれた。^{[ 188 ]}最も質量の大きい星は激しい超新星爆発を起こして崩壊し、重元素（「金属」）を星間物質に放出する。^{[ 189 ] [ 186 ] : 14}この金属成分は種族II星に取り込まれる。^{[ 190 ]}

初期銀河形成の理論モデルは、多数の多様な高度な天文観測によって検証され、情報提供を受けています。^{[ 186 ] : 43}測光観測は、系統誤差を引き起こす可能性のあるメカニズムが多数あるため、一般的に分光観測による確認が必要です。たとえば、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による高赤方偏移（z ~ 16）の測光観測は、後にz ~ 5に近い値に修正されました。^{[ 191 ]} それにもかかわらず、JWSTや他の観測所からの確認済みの観測が蓄積されつつあり、初期銀河と理論の予測との系統的な比較が可能になっています。^{[ 192 ]}

初期銀河における個々の種族III星の証拠はさらに困難である。一見確認された分光学的証拠でさえ、別の起源を持つ可能性がある。例えば、天文学者たちは、赤方偏移値6.60のコスモス赤方偏移7銀河における種族III星のHe _II輝線証拠を報告した。 ^{[ 193 ]}その後の観測^{[ 194 ]}では、初期銀河の星とは矛盾する金属輝線O _{IIIが発見された。} ^{[ 187 ]： 108}

星が形成され、放射線を放出し、場合によっては爆発すると、銀河形成のプロセスは非常に複雑になり、重力、放射線、熱エネルギーの相互作用が関係してきます。多くの詳細はまだよく理解されていません。^{[ 196 ]}

銀河形成から10億年以内に、重要な構造が現れ始めます。^{[ 197 ]}球状星団、中心の超大質量ブラックホール、金属量の少ない種族II星の銀河バルジが形成されます。超大質量ブラックホールの形成は、追加される物質の総量を制限することによって、銀河の成長を積極的に制御する上で重要な役割を果たしているようです。^{[ 198 ]}この初期の時代には、銀河は大規模な星形成の爆発を経験します。^{[ 199 ]}

その後の20億年の間に、蓄積された物質は銀河円盤に沈降する。^{[ 200 ]}銀河は生涯を通じて、高速雲や矮小銀河から落下する物質を吸収し続ける。 ^{[ 201 ]}この物質は主に水素とヘリウムである。恒星の誕生と死のサイクルによって重元素の存在量が徐々に増加し、最終的に惑星の形成が可能になる。^{[ 202 ]}

ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）

XDFの視野を月の視直径と比較すると、この小さな視野の中に、それぞれ数十億個の星からなる数千個の銀河が写っていることがわかる。

XDF（2012）の見解：それぞれの光の点は銀河であり、中には132億年も古いものもある^{[ 203 ]} 。観測可能な宇宙には2000億から2兆の銀河が存在すると推定されている。

XDFの画像は、（左から）完全に成熟した銀河、ほぼ成熟した銀河（50億年から90億年前）、そして若い星々が輝く原始銀河（90億年以上前）を示している。

銀河における星形成率は、その局所的な環境に依存する。孤立した「ボイド」銀河は恒星質量あたりの形成率が最も高く、渦巻銀河に関連する「フィールド」銀河は形成率が低く、密集した銀河団内の銀河は形成率が最も低い。^{[ 204 ]}

銀河の進化は、相互作用や衝突によって大きく影響を受ける可能性があります。銀河の合体は初期の時代には一般的で、大部分の銀河は形態的に特異でした。^{[ 205 ]}星間の距離を考えると、衝突する銀河の恒星系の大部分は影響を受けません。しかし、渦状腕を構成する星間ガスと塵の重力による剥ぎ取りによって、潮汐尾と呼ばれる長い星の列が生成されます。これらの形成の例は、NGC 4676 ^{[ 206 ]}やアンテナ銀河^{[ 207 ]}で見ることができます。

天の川銀河と近くのアンドロメダ銀河は秒速約130kmで互いに接近しており、横方向の動きによっては、約50億から60億年後に衝突する可能性がある。天の川銀河はこれまでアンドロメダ銀河ほど大きな銀河と衝突したことはないが、過去には他の銀河と衝突して合体したことがある。^{[ 208 ]}宇宙論的シミュレーションによると、110億年前にクラーケンと呼ばれる特に大きな銀河と合体した。^{[ 209 ] [ 210 ]} 

このような大規模な相互作用はまれである。時間が経つにつれて、同じ大きさの2つのシステムの合体は少なくなる。ほとんどの明るい銀河は過去数十億年間基本的に変化しておらず、星形成の正味の速度もおそらく約100億年前にピークに達した。^{[ 211 ]}

天の川銀河のような渦巻銀河は、渦状腕に星間水素の高密度分子雲が存在する限り、新しい世代の星を生み出します。 ^{[ 212 ]}楕円銀河はこのガスをほとんど持たないため、新しい星はほとんど形成されません。^{[ 213 ]}星形成物質の供給は有限です。星が利用可能な水素をより重い元素に変換すると、新しい星の形成は終了します。^{[ 214 ] [ 215 ]}

現在の星形成の時代は最大で 1000 億年続くと予想され、その後、約 10 兆～ 100 兆年 (10 ¹³～ 10 ¹⁴ 年) 後に「恒星時代」は終焉を迎えます。これは、観測可能な宇宙で最も小さく、最も長寿命の星である小さな赤色矮星が徐々に暗くなっていくためです。恒星時代の終わりには、銀河はコンパクトな天体、すなわち褐色矮星、冷却中または低温の白色矮星(「黒色矮星」)、中性子星、ブラックホールで構成されるようになります。最終的には、重力緩和の結果、すべての星は中心の超大質量ブラックホールに落ち込むか、衝突の結果として銀河間空間に投げ出されるかのいずれかになります。^{[ 214 ] [ 216 ]}