レンズ状銀河

レンズ状銀河は、目立つバルジ成分だけでなく、目に見える円盤成分も持っている点で独特です。典型的な渦巻銀河よりもバルジ対円盤比がはるかに高く、後期型銀河^{[注1 ]}の典型的な渦状腕構造を持っていませんが、中心棒状構造を示すことがあります。^{[ 4 ]}このバルジ優勢は、レンズ状銀河サンプルの軸比（つまり、円盤銀河の観測された短軸と長軸の比）の分布で見ることができます。レンズ状銀河の分布は0.25から0.85の範囲で着実に上昇しますが、渦巻銀河の分布は同じ範囲でほぼ平坦です。^{[ 5 ]}より大きな軸比は、正面から見た円盤銀河を観測するか、球状（バルジ優勢）銀河のサンプルを持つことで説明できます。バルジのある円盤銀河とバルジのない円盤銀河の2つを横から見たところを想像してみてください。軸比の定義に基づくと、目立つバルジを持つ銀河は、バルジを持たない銀河に比べて、エッジオン軸比が大きくなります。したがって、目立つ球状成分を持つ円盤銀河のサンプルでは、​​軸比が大きい銀河が多くなります。レンズ状銀河の分布が観測された軸比の増加とともに上昇するという事実は、レンズ状銀河が中心バルジ成分によって支配されていることを示唆しています。^{[ 4 ]}

レンズ状銀河は、渦巻銀河と楕円銀河の間の、理解が不十分な遷移状態であると考えられており、ハッブル系列では中間的な位置づけとなっています。これは、レンズ状銀河が円盤とバルジの両方の顕著な成分を持っているためです。円盤成分は通常特徴がなく、渦巻銀河と同様の分類システムは適用できません。バルジ成分は通常球形であるため、楕円銀河の分類も不適切です。したがって、レンズ状銀河は、存在する塵の量または中心棒の顕著さに基づいてサブクラスに分けられます。棒のないレンズ状銀河のクラスは S0 ₁、S0 ₂、S0 ₃であり、添え字の数字は円盤成分の塵の吸収量を示します。中心棒のあるレンズ状銀河の対応するクラスは SB0 ₁、SB0 ₂、SB0 ₃です。^{[ 4 ]}

レンズ状銀河の表面輝度プロファイルは、球状成分のセルシックモデルと、円盤の指数関数的に減少するモデル（セルシック指数 n ≈ 1）の和、そして棒状部分の第 3 の成分によってよく説明されます。[ 6 ]^{レンズ状銀河} の表面輝度プロファイルには、円盤スケール長の約 4 倍で切断が見られることがあります。^{[ 7 ]}これらの特徴は、渦巻銀河の一般的な構造と一致しています。しかし、レンズ状銀河のバルジ成分は、形態学的分類の観点から楕円銀河により近い関係にあります。レンズ状銀河の内部構造を支配するこの球状領域は、円盤成分よりも急峻な表面輝度プロファイル（セルシック指数は通常 n = 1 から 4 の範囲）を持っています。^{[ 8 ] [ 9 ]}レンズ状銀河のサンプルは、表面輝度プロファイルの分析によって、円盤のない（小さな核円盤を除く）楕円銀河の集団と区別することができる。^{[ 10 ]}

渦巻銀河と同様に、レンズ状銀河も中心棒構造を持つことがあります。通常のレンズ状銀河の分類システムは塵の含有量に依存しますが、棒状レンズ状銀河は中心棒の顕著性によって分類されます。SB0 ₁銀河は棒構造が最も不明瞭で、中心バルジの反対側に沿って表面輝度がわずかに増加しているという分類のみです。棒の顕著性は指数番号とともに増加するため、NGC 1460のような SB0 ₃銀河は、バルジとディスクの間の遷移領域を貫通する非常に明確な棒を持っています。^{[ 4 ]} NGC 1460は、実際にはレンズ状銀河の中で見られる最大の棒の 1 つを持つ銀河です。残念ながら、レンズ状銀河の棒の特性は詳細に研究されていません。これらの特性を理解すること、および棒の形成メカニズムを理解することは、レンズ状銀河の形成または進化の歴史を明らかにするのに役立ちます。^{[ 7 ]}

SB0 ₁ ( NGC 2787 )

SB0 ₂ ( NGC 1533 )

SB0 ₃ ( NGC 1460 )

分類による棒状レンズ状銀河

NGC 1375とNGC 1175は、いわゆる箱型のバルジを持つレンズ状銀河の例です。これらはSB0 pecに分類されます。箱型のバルジは、主に渦巻銀河であるエッジオン銀河に見られますが、レンズ状銀河ではまれです。^{[ 11 ]}

多くの点で、レンズ状銀河の構成は楕円銀河の構成に似ています。例えば、どちらも主に古い、つまり赤い星で構成されています。すべての星は約 10 億年以上前のものと考えられており、これはタリー・フィッシャー関係からのずれと一致しています(下記参照)。これらの一般的な恒星の特徴に加えて、球状星団は、質量と光度が同程度の渦巻銀河よりもレンズ状銀河でより頻繁に見られます。また、分子ガスはほとんどなく (そのため星形成がありません)、有意な水素 α 線や 21 cm 線放射もありません。最後に、楕円銀河とは異なり、かなりの量の塵が存在する可能性があります。^{[ 4 ]}

レンズ状銀河は、渦巻銀河と楕円銀河の両方と運動学的特性を共有しています。^{[ 14 ]}これは、レンズ状銀河のバルジと円盤の性質が大きいためです。バルジ成分は、中心速度分散によって支えられている圧力であるという点で、楕円銀河と似ています。この状況は風船に似ており、空気粒子（バルジの場合は星）の動きはランダムな動きによって支配されています。しかし、レンズ状銀河の運動学は、回転によって支えられている円盤によって支配されています。回転による支えは、円盤内の星の平均的な円運動が銀河の安定性に関与していることを意味します。したがって、運動学はレンズ状銀河と楕円銀河を区別するためによく使用されます。楕円銀河とレンズ状銀河の区別を決定するには、速度分散（σ）、回転速度（v）、および楕円率（ε）の測定に頼ることがよくあります。^{[ 14 ]}レンズ状銀河と楕円銀河を区別するために、通常は固定された ε に対する v/σ 比を調べます。たとえば、レンズ状銀河と楕円銀河を区別するための大まかな基準は、楕円銀河は ε = 0.3 に対して v/σ < 0.5 であるということです。^{[ 14 ]}この基準の背後にある動機は、レンズ状銀河は顕著なバルジとディスク成分を持つのに対し、楕円銀河はディスク構造を持たないということです。したがって、レンズ状銀河は、楕円銀河に比べてバルジ成分がそれほど顕著ではないことに加えて、無視できない回転速度 (ディスク成分による) のため、楕円銀河よりもはるかに大きな v/σ 比を持ちます。しかし、各銀河に対して単一の比率を使用するこのアプローチは、一部の初期型銀河ではv/σ比が測定される半径に依存するため問題がある。たとえば、中間スケールの円盤を持つE銀河とS0銀河をつなぐES銀河は、中間半径で高いv/σ比を持ち、その後、大きな半径で低い比率に低下する。^{[ 15 ] [ 16 ]}

円盤銀河の運動学は通常、Hαまたは21 cm輝線によって決定されますが、レンズ状銀河は一般的に低温ガスが不足しているため、これらの輝線は通常存在しません。^{[ 7 ]}そのため、レンズ状銀河の運動学的情報と大まかな質量推定は、輝線測定よりも信頼性の低い恒星吸収線から得られることがよくあります。また、レンズ状銀河の正確な回転速度を導出することはかなり困難です。これは、レンズ状銀河の傾斜測定が困難であること、バルジと円盤の境界領域での投影効果、および真の回転速度に影響を与える恒星のランダムな運動の複合効果です。^{[ 17 ]}これらの効果により、レンズ状銀河の運動学的測定は通常の円盤銀河に比べてかなり困難になります。

レンズ状銀河は渦巻銀河の進化段階であるため、渦巻銀河と同様のタリー・フィッシャー関係を持つはずですが、光度/絶対等級軸にずれがあります。これは、レンズ状銀河の恒星集団が明るく赤い星で占められていることによるものです。この効果の例は、隣の図で見ることができます。^{[ 7 ]}渦巻銀河のデータとレンズ状銀河の最適近似線は同じ傾きを持ち（したがって同じタリー・フィッシャー関係に従います）、ΔI ≈ 1.5だけずれていることがはっきりとわかります。これは、レンズ状銀河はかつて渦巻銀河でしたが、現在は古い赤い星で占められていることを意味します。

ガスの不在、塵の存在、最近の星形成の欠如、回転による支持はすべて、星形成でガスをすべて使い果たした渦巻銀河に期待される属性である。^{[ 7 ]}この可能性は、ガスが乏しい、あるいは「貧血」な渦巻銀河の存在によってさらに高まる。渦巻パターンが消散した場合、結果として生じる銀河は多くのレンズ状銀河に似ているだろう。^{[ 23 ]}ムーアらはまた、潮汐ハラスメント（近くの他の銀河からの重力の影響）が、密度の高い領域でこのプロセスを助ける可能性があることを記録している。^{[ 24 ]}しかし、この理論を最も明確に支持しているのは、彼らが上で議論したタリー・フィッシャー関係のわずかにシフトしたバージョンに固執していることである。

2012年の論文では、カナダの天文学者シドニー・ヴァン・デン・ベルフが最初に提案した、レンズ状銀河と矮小楕円銀河の新しい分類システム（S0a-S0b-S0c-dSph）が、渦巻銀河と不規則銀河のハッブル分類（Sa-Sb-Sc-Im）と並行していることが示されており、この考えを裏付け、渦巻銀河と不規則銀河の分類が、レンズ状銀河と矮小楕円銀河の新しい分類と非常によく似ていることを示している。^{[ 25 ]}

^{バースタイン[ 26 ]}とサンデージ^{[ 27 ]}の分析によると、レンズ状銀河は一般的に他の渦巻銀河よりも表面輝度がはるかに高いことが示されています。また、レンズ状銀河は渦巻銀河よりもバルジ対ディスク比が大きいと考えられており、これは渦巻銀河からの単純な減光とは矛盾する可能性があります。^{[ 28 ] [ 29 ]} S0が他の渦巻銀河の合体によって形成された場合、これらの観測結果は適合し、球状星団の頻度の増加も説明できます。ただし、一般的なセルシックプロファイルと棒状構造の両方を含む中心バルジの高度なモデルは、バルジが小さいことを示しており^{[ 30 ]}、したがって矛盾は軽減されていることに留意する必要があります。また、合体した銀河が今日見られるものとはかなり異なっていたと仮定しない限り、合体ではタリー・フィッシャー関係からのずれを説明することはできません。

少なくとも一部のレンズ状銀河における円盤の形成は、既存の球状構造の周囲にガスや小さな銀河が降着することによって起こると考えられており、これは高赤方偏移のコンパクトな巨大な球状銀河と、近傍の巨大なレンズ状銀河に見られる同様にコンパクトな巨大なバルジを一致させるための説明として最初に提案された。^{[ 31 ]} 「ダウンサイジング」シナリオでは、より大きなレンズ状銀河が最初に形成された可能性があり、これはより多くのガスが利用可能であった若い宇宙において起こり、質量の小さい銀河は、孤立した初期型銀河LEDA 2108986の場合のように、円盤形成物質を引き付けるのに時間がかかった可能性がある。銀河団内では、ラム圧剥離によってガスが除去され、円盤の発達をさらに進める可能性のある新しいガスの降着が妨げられる。