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| 天の川 | |
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| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 17時間45分40.03599秒[1] |
| 偏角 | −29° 00′ 28.1699″ [1] |
| 距離 | 7.935 ～ 8.277 kpc (25,881 ～ 26,996 ly ) [2] [3] [4] [a] |
| 特徴 | |
| タイプ | Sb; Sbc; SB(rs)bc [5] [6] |
| 質量 | 1.15 × 10 12 [7] [8] [9] M ☉ |
| 星の数 | 1000億～4000億（（1–4）× 10 11）[12] [13] |
| サイズ | 26.8 ± 1.1 kpc (87,400 ± 3,600 光年) (直径; D 25等輝度線) [10] [b] |
| 薄いディスクの厚さ | 220–450パーセク（718–1,470光年）[14] |
| 厚いディスクの厚さ | 2.6 ± 0.5 kpc (8,500 ± 1,600 ly) [14] |
| 角運動量 | 〜1 × 10 67 J s [15] |
| 太陽の銀河回転周期 | 212ミル[16] |
| スパイラルパターン回転周期 | 2億2000万～3億6000万[17] |
| バーパターン回転期間 | 160～180百万[18] |
| CMB 静止系に対する相対速度 | 552.2 ± 5.5 km/s [19] |
| 太陽の位置での脱出速度 | 550 km/s [20] |
| 太陽の位置における暗黒物質の密度 | 0.0088+0.0024 −0.0018 M ☉ pc −3 (0.35+0.08 −0.07GeV cm −3 ) [20] |
天の川銀河[c]は太陽系を含む銀河であり、その名前は地球から見た銀河の外観を表しています。肉眼では個別に識別できない星々から形成された、夜空に見えるぼんやりとした光の帯です。
天の川銀河は棒渦巻銀河で、D 25等光直径は26.8 ± 1.1キロパーセク(87,400 ± 3,600光年)と推定されているが[10]、渦巻き腕の厚さは約 1,000 光年 (バルジではさらに厚い) しかない。最近のシミュレーションでは、いくつかの目に見える恒星も含む暗黒物質領域は、直径が最大で約 200 万光年 (613 kpc) に及ぶ可能性があることが示唆されている。[26] [27]天の川銀河にはいくつかの衛星銀河があり、局部銀河群の一部である。局部銀河群はおとめ座超銀河団の一部であり、この超銀河団自体もラニアケア超銀河団の一部である。[28] [29]
太陽系には1000億～4000億の恒星[30] [31]と、少なくとも同数の惑星[ 32 ] があると推定されている。[33]太陽系は、銀河中心から半径約27,000光年（8.3kpc）[34]のオリオン腕の内縁に位置しており、オリオン腕はガスと塵が渦巻き状に集まる領域の一つである。最も内側の10,000光年にある恒星は膨らみと、膨らみから放射状に伸びる1本以上の棒状構造を形成している。銀河中心は、いて座A*として知られる強力な電波源で、41億（±0.034）万太陽質量の超大質量ブラックホールである。[35] [36]天の川銀河で最も古い恒星は、宇宙そのものと同じくらい古く、おそらくビッグバンの暗黒時代の直後に形成されたと考えられる。[37]
ガリレオ・ガリレイは1610年に初めて望遠鏡で光の帯を個々の星に分解しました。1920年代初頭まで、ほとんどの天文学者は天の川銀河に宇宙のすべての星が含まれていると考えていました。 [ 38] 1920年に天文学者のハーロー・シャプレーとヒーバー・ダウスト・カーティスの間で行われた大論争の後、[39]エドウィン・ハッブルの観測により、天の川銀河は多くの銀河のうちの1つに過ぎないことが示されました。
語源と神話
バビロニアの叙事詩『エヌーマ・エリシュ』では、天の川は太古の塩水の竜 ティアマトの切断された尾から作られ、バビロニアの国神マルドゥクがティアマトを殺した後に天に置いたとされている。[40] [41]この物語はかつて、ティアマトがニップルのエンリルによって殺されたという古いシュメールのバージョンに基づいていると考えられていたが、[42] [43]現在では、マルドゥクがシュメールの神々よりも優れていることを示す意図を持ったバビロニアの宣伝者の純粋な創作であると考えられている。[43]
ギリシャ神話では、ゼウスは、人間の女性から生まれた息子である赤ん坊のヘラクレスを、眠っているヘラの胸に置き、赤ん坊が神の乳を飲んで不死になるようにした。ヘラは授乳中に目を覚まし、見知らぬ赤ん坊に授乳していることに気づく。彼女は赤ん坊を押しのけると、乳が少しこぼれ、天の川として知られる光の帯ができた。別のギリシャ物語では、捨てられたヘラクレスはアテナによってヘラに授乳させられるが、ヘラクレスの強引さにより、ヘラは痛みを感じて彼を胸から引き離した。[44] [45] [46]
Llys Dôn（文字通り「 Dônの宮廷」）は、カシオペア座の伝統的なウェールズ語名です。Dônの子供のうち少なくとも3人は天文学と関連があります。Caer Gwydion（「グウィディオンの要塞」）は天の川の伝統的なウェールズ語名であり、[47] [48] Caer Arianrhod（「アリアンロッドの要塞」）はかんむり座です。[49] [50]
西洋文化では、「天の川」という名前は、夜空を横切るぼんやりとした「乳白色」の輝く帯のように見えることに由来しています。この用語は、古典ラテン語の via lacteaの翻訳であり、これはヘレニズム時代のギリシャ語 γαλαξίαςから派生したもので、 γαλαξίας κύκλος ( galaxías kýklos )の短縮形で、「乳白色の円」を意味します。古代ギリシャ語の γαλαξίας ( galaxias ) は、語源はγαλακτ -, γάλα (「乳」) + -ίας (形容詞を形成) で、私たちの、そして後にそのようなすべての星の集まりを指す「銀河」の語源でもあります。[51] [52] [53]
天の川、または「ミルクサークル」は、ギリシャ人が空に特定した11の「円」のうちの1つに過ぎず、他の円には黄道帯、子午線、地平線、赤道、蟹座と山羊座の熱帯、北極圏と南極圏、そして両極を通過する2つのコルルサークルがありました。 [54]
一般的な名前
- 「鳥の道」は、ウラル語、テュルク語、バルト語のいくつかの言語で使用されている。北方の人々は、北半球を渡り鳥が渡りながら銀河の進路をたどることを観察していた[55]。「鳥の道」（フィンランド語、エストニア語、ラトビア語、リトアニア語、バシキール語、カザフ語）という名前は、他の言語ではいくつかのバリエーションがあり、例えば、チュヴァシ語、マリ語、タタール語では「灰色（野生）ガチョウの道」、エルジャ語とモクシャ語では「鶴の道」である。
- ハウス川：南オーストラリアのアデレード平原に住むカウルナ族は、天の川をカウルナ語で「家の川」を意味するウォドリパリと呼んでいた。 [56]
- 天空のエミュー：ニューサウスウェールズ州とクイーンズランド州の間に住むゴメロイ族は、夜空に広がる天の川を「天空の巨大なエミュー」と呼んでいました。 [57]
- 天の川: 英語やラテン語を含む多くのヨーロッパ言語は、直接的または間接的に、天の川のギリシャ語名を借用しています。
- サンティアゴへの道：天の川は伝統的に、聖地コンポステーラへ向かう巡礼者の道しるべとして使われていたため、天の川は「サンティアゴへの道」と呼ばれていました。[58]興味深いことに、La Voje Ladee「天の川」は巡礼路を指すのにも使われていました。[59]
- 天空のガンジス川：このサンスクリット名 ( आकाशगंगा Ākāśagaṃgā ) は、ヒンズー教の信仰に従って多くのインドの言語で使用されています。
- 銀河: この中国語名「銀河」(銀河) は、韓国やベトナムを含む東アジア全域で使用されています。日本と韓国では、「銀河」(日本語:銀河、ローマ字: ginga、韓国語: 은하、RR : eunha ) は、一般的に銀河を意味します。
- 天の川:天の川は日本語では「天の川」と呼ばれ、中国語では別名「天河」とも呼ばれます。
- 麦わらの道:西アジア、中央アジア、バルカン半島の一部では、天の川の名称は麦わらを意味する言葉に関連している。今日では、アラブ人に加えて、ペルシャ人、パキスタン人、トルコ人もこの語を使用している。この語は中世のアラブ人によって広められ、アラブ人はアルメニア人からこの語を借りたのではないかと考えられている。 [60]
- ウォルシンガム・ウェイ：イギリスでは、天の川は、イングランドのノーフォークにあるウォルシンガムの聖母の聖堂にちなんでウォルシンガム・ウェイと呼ばれていました。それは、そこに集まる巡礼者への道しるべ、または巡礼者自身の象徴であると理解されていました。[61]
- 冬の街: スウェーデン人などのスカンジナビア人は、この銀河を冬の街 ( Vintergatan ) と呼んでいます。これは、この銀河が北半球では冬に最もはっきりと見えるためで、特に高緯度では夏には夜遅くの太陽の輝きで見えなくなることがあるためです。
外観
天の川は、夜空に約30度のアーチを描く、ぼんやりとした白い光の帯として見ることができます。[62]全天の肉眼で見える個々の星はすべて天の川銀河の一部ですが、「天の川」という用語はこの光の帯に限定されています。[63] [64]この光は、銀河面の方向にある未分解の星やその他の物質の集積から発生します。帯の周りの明るい領域は、星雲として知られる視覚的に柔らかい斑点として現れます。これらの中で最も目立つのは、銀河の中央バルジの一部である大いて座星雲です。 [65]帯内のグレートリフトやコールサックなどの暗い領域は、星間塵が遠くの星からの光を遮る領域です。インカやオーストラリアの先住民を含む南半球の人々は、これらの領域を暗黒雲星座と認識していました。[66]天の川が隠れている空の領域は回避領域と呼ばれます。[67]
天の川の表面輝度は比較的低い。光害や月明かりなどの背景光によって視認性は大幅に低下する。天の川が見えるようになるには、空が1平方秒角あたり約20.2等級より暗くなければならない。 [68]限界等級が約+5.1等級以上であれば見えるはずで、+6.1等級ではかなり詳細に見える。[69]このため、天の川は明るい都市部や郊外からは見えにくいが、月が地平線の下にある田舎から見ると非常に目立つ。 [d]人工夜空の明るさの地図によると、地球の人口の3分の1以上が光害のために自宅から天の川を見ることができない。[70]
地球から見ると、天の川銀河面の可視領域は、30の星座を含む空の領域を占めています。[e]銀河の中心は、天の川が最も明るい射手座の方向にあります。射手座から、ぼんやりとした白い光の帯がぎょしゃ座の銀河反中心まで回っているように見えます。その後、帯は空の残りの部分を回り、射手座に戻り、空をほぼ等しい2つの半球に分割します。[71]
銀河面は、黄道（地球の軌道面）に対して約 60° 傾いています。天の赤道に対して、銀河面はカシオペヤ座の北から南の南まで通過しており、これは、銀河面に対する地球の赤道面と黄道面の傾斜が大きいことを示しています。銀河の北極は、かみのけ座β星の近くの赤経12時間49分、赤緯+27.4° ( B1950 ) にあり、銀河の南極は、こくしつ座α星の付近にあります。この傾斜が大きいため、夜の時間や年によって、天の川アーチは空で比較的低く、または比較的高く見えることがあります。北緯約 65° から南緯 65° の観測者にとって、天の川は1 日に 2 回、真上を通過します。 [要出典]
天文学の歴史
古代の肉眼による観察
アリストテレス（紀元前384年 - 322年）は著書『気象学』の中で、ギリシャの哲学者アナクサゴラス（紀元前 500年頃- 428年）とデモクリトス（紀元前460年 - 370年）が、天の川銀河は地球の影のために直接見ることができない星の輝きであり、他の星は太陽から光を受け取りながらも太陽光線に隠れて輝いていると提唱したと述べている。[72]アリストテレス自身は、天の川銀河は星とともに地球の上層大気の一部であり、大気圏の最も外側に位置しているために消散せず恒星が燃えた副産物であり、その大円を構成していると信じていた。彼によれば、天の川銀河が乳白色に見えるのは地球の大気の屈折によるという。[73] [74] [75]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、もし天の川が月より下にあるのなら、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、実際にはそうではないと主張した。彼の見解では、天の川は天体である。この考えは後にイスラム世界に影響を与えることになる。[76]
ペルシャの天文学者アル・ビルニー（973–1048）は、天の川は「星雲の性質の無数の断片の集まり」であると提唱した。 [ 77]アンダルシアの天文学者アヴェムパス（ 1138年没）は、天の川は多くの星で構成されているが、地球の大気圏では連続した像のように見えると提唱し、1106年か1107年に木星と火星が合するのを観測したことを証拠として挙げた。 [74]ペルシャの天文学者ナスィルッディーン・アルトゥースィ（1201–1274）は著書『タズキラ』の中で、「天の川、すなわち銀河は、非常に多くの小さな星が密集して構成されており、その集中と小ささのため、雲のような斑点のように見える。このため、色はミルクに例えられた」と記している。[78] イブン・カイイム・アル・ジャウズィヤ（1292-1350）は、天の川銀河は「恒星の球体に集まった無数の小さな星々」であると提唱した。[79]
望遠鏡による観測
天の川が多くの星で構成されているという証拠は、1610年にガリレオ・ガリレイが望遠鏡を使って天の川を調べ、それが非常に多くの暗い星で構成されていることを発見したときに得られました。ガリレオはまた、天の川の外観は地球の大気の屈折によるものであると結論付けました。 [80] [81] [73] 1755年の論文で、イマヌエル・カントはトーマス・ライトの以前の研究を参考にして、[82]天の川は太陽系に似た、しかしはるかに大きなスケールの重力によってまとめられた、非常に多くの星の回転体である可能性があると（正しく）推測しました。[ 83 ]結果として生じる星の円盤は、円盤内の私たちの視点から見ると、空の帯として見えるでしょう。ライトとカントはまた、夜空に見える星雲のいくつかは、私たちの銀河に似た、それ自体が独立した「銀河」である可能性があると推測しました。カントは天の川銀河と「銀河系外星雲」の両方を「島宇宙」と呼んだが、この用語は1930年代まで使われていた。[84] [85] [86]
天の川の形と太陽の位置を記述する最初の試みは、 1785年にウィリアム・ハーシェルによって、目に見える空のさまざまな領域にある星の数を注意深く数えることによって行われました。彼は太陽系を中心近くに置いた天の川の形を示す図を作成しました。[87]
1845年、ロス卿は新しい望遠鏡を製作し、楕円形の星雲と渦巻き形の星雲を区別することができた。また、これらの星雲のいくつかに点光源があることも発見し、カントの以前の推測に信憑性を与えた。[88] [89]
1904年、ヤコブス・カプタインは星の固有運動を研究し、当時信じられていたように星はランダムではなく、ほぼ反対方向に動く2つの流れに分けられると報告した。[90]カプタインのデータは銀河系が回転していることを示す最初の証拠であることが後に判明し、[91]最終的にベルティル・リンドブラッドとヤン・オールトによる銀河系回転の発見につながった。[要出典]
1917年、ヒーバー・ダウスト・カーティスは、アンドロメダ大星雲（メシエ天体31）内の新星Sアンドロメダを観測した。写真記録を調べて、彼はさらに11個の新星を発見した。カーティスは、これらの新星が、天の川銀河内で発生したものよりも平均して10等級暗いことに気づいた。その結果、彼は距離を15万パーセクと推定することができた。彼は、渦巻き星雲が独立した銀河であるという「島宇宙」仮説の提唱者となった。[92] [93] 1920年、ハーロー・シャプレーとヒーバー・カーティスの間で、天の川銀河の性質、渦巻き星雲、宇宙の大きさに関する大論争が起こった。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、天の川銀河の塵の雲に似た暗黒帯の出現と、顕著なドップラーシフトに注目した。[94]
この論争は、 1920年代初頭にエドウィン・ハッブルがウィルソン山天文台の2.5メートル（100インチ）フッカー望遠鏡を使用して最終的に解決しました。この新しい望遠鏡の集光力により、彼はいくつかの渦巻き星雲の外側を個々の星の集まりとして分解した天体写真を撮ることができました。彼はまた、星雲までの距離を推定するためのベンチマークとして使用できるいくつかのセファイド変光星を特定することができました。彼はアンドロメダ星雲が太陽から275,000パーセク離れていることを発見しました。これは天の川の一部であるには遠すぎます。[95] [96]
衛星観測
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ESAの宇宙船ガイアは、10億個の星の視差を測定することで距離の推定値を提供し、2016年、2018年、2021年、2024年の4回にわたって天の川銀河の地図を公開する予定である。[97] [98]
ガイアのデータは「変革的」と評されている。ガイアは、1990年代の約200万個の星の観測数を20億個にまで拡大したと推定されている。測定可能な宇宙の体積は、半径で100倍、精度で1,000倍に拡大した。[99]
2020年の研究では、ガイアが銀河の揺れを検出したと結論付けられ、これは「非球形のハローの主軸に対する円盤の回転軸のずれによるトルク、または後期の落下中にハローに蓄積された物質、または近くの相互作用する衛星銀河とそれに伴う潮汐力」によって引き起こされた可能性がある。 [100] 2024年4月には、天の川銀河の磁場に関する初期研究（および関連マップ）が報告された。 [101]
天文学
サンの位置と近隣
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太陽はオリオン腕の内側の縁近く、局部バブルの局部毛羽立ちの範囲内、ラドクリフ波状構造とスプリット線状構造（旧グールドベルト）の間にある。[102] Gillessenら（2016）によるSgr A*の周りの恒星軌道の研究に基づくと、太陽は銀河中心から27.14 ± 0.46 kly（8.32 ± 0.14 kpc）[34]の距離にあると推定されている。Boehleら（2016）は、やはり恒星軌道解析を用いて、25.64 ± 0.46 kly（7.86 ± 0.14 kpc）というより小さな値を発見した。[103]現在、太陽は銀河系円盤の中心面より5～30パーセク（16～98 光年）上方または北方にある。[104]ローカルアームと次のアームであるペルセウスアームとの距離は約2,000パーセク（6,500光年）です。[105]太陽、そして太陽系は天の川銀河のハビタブルゾーンに位置しています。[106] [107]
太陽から半径15パーセク（49光年）の球面内には、絶対等級8.5より明るい恒星が約208個あり、密度は69立方パーセクに1個、または2,360立方光年に1個（最も近い明るい恒星のリストより）となる。一方、太陽から半径5パーセク（16光年）以内には、64個の既知の恒星（4個の 褐色矮星を除く）があり、密度は8.2立方パーセクに1個、または284立方光年に1個（最も近い恒星のリストより）となる。これは、明るい恒星よりも暗い恒星の方がはるかに多いという事実を示している。全天では、見かけの等級4より明るい恒星が約500個ある が、見かけの等級14より明るい恒星は1550万個ある。 [108]
太陽の道の頂点、または太陽の頂点は、太陽が天の川銀河の宇宙を移動する方向です。太陽の銀河運動の一般的な方向は、銀河中心の方向に対して約 60 度の角度で、ヘラクレス座の近くの星ベガに向かっています。天の川銀河の周りの太陽の軌道は、銀河の渦巻き腕と不均一な質量分布による摂動が加わり、ほぼ楕円形になると予想されます。さらに、太陽は軌道ごとに約 2.7 回銀河面を通過します。[109] [信頼できない情報源? ]これは、抗力 (減衰) 項のない単純な調和振動子の動作と非常によく似ています。これらの振動は、最近まで地球上の大量の生命体の絶滅期と一致すると考えられていました。[110] CO データに基づいて太陽が渦巻き構造を通過する影響を再分析しましたが、相関関係は見つかりませんでした。[111]
太陽系が天の川銀河を一周するのにかかる時間はおよそ2億4千万年（銀河年）なので[112] 、太陽はその一生の間に18～20回、人類の誕生以来の公転の1250分の1を周回したと考えられる。太陽系の天の川銀河中心の公転速度はおよそ220 km/s（490,000 mph）で、光速の0.073%である。太陽は太陽圏を時速84,000 km（52,000 mph）で移動する。この速度では、太陽系が1光年の距離を移動するには約1,400年かかり、1天文単位（AU ）を移動するには8日かかる。[113]太陽系は黄道に沿って黄道十二星座のさそり座の方向に向かっている。 [114]
銀河の象限
銀河象限、または天の川銀河の象限は、天の川銀河を分割した4つの円形セクターのうちの1つを指します。天文学の実践では、銀河象限の描画は銀河座標系に基づいており、太陽を地図作成システムの原点としています。[115]
象限は序数を使って記述されます 。たとえば、「銀河の第1象限」、「銀河の第2象限」、「天の川の第3象限」などです。[118]太陽から銀河中心まで伸びる光線を0° （ゼロ度）とする北銀河極から見ると、象限は 次のようになります。
銀河中心の北（地球からかみのけ座の方向に数十万光年離れた地点）から見ると、銀河の経度（ℓ）は反時計回りに増加します（正の回転）。銀河中心の南（地球からかみのけ座の方向に同様に離れた地点）から見ると、ℓは時計回りに増加します（負の回転）。
サイズと質量
サイズ
天の川銀河は局部銀河群の中で2大銀河のうちの1つである（もう1つはアンドロメダ銀河）が、その銀河円盤の大きさやそれが等光直径をどの程度定義するかはよくわかっていない。[11]銀河系内の恒星の大部分は直径26キロパーセク（8万光年）以内にあり、最も外側の円盤の外側にある恒星の数は、内側の円盤のスケール長で指数円盤を外挿すると、劇的に減少して非常に少ない数になると推定されている。[120] [11]
天文学では銀河の大きさを定義するためにいくつかの方法が使われており、それぞれが互いに異なる結果をもたらす可能性がある。最も一般的に使われている方法はD 25標準である。これは、Bバンド（可視スペクトルの青い部分にある光の波長445 nm ）での銀河の測光輝度が25 mag/arcsec 2に達する等光線である。[121]グッドウィンらによる1997年の推定では、他の17の渦巻銀河のセフェイド変光星の分布を天の川銀河のそれと比較し、それらの表面輝度との関係をモデル化した。これにより、銀河の円盤が指数円盤でよく表されると仮定し、銀河の中心表面輝度（μ 0）を1000とすると、天の川銀河の等光線直径は26.8 ± 1.1キロパーセク（87,400 ± 3,600光年）となった。22.1 ± 0.3 B -mag/arcsec −2、ディスクスケール長（h）は5.0 ± 0.5 kpc（16,300 ± 1,600 ly）である。[122] [10] [123]
これはアンドロメダ銀河の等光直径よりもかなり小さく、銀河の平均等光サイズである28.3 kpc (92,000 光年) よりもわずかに小さい。[10]この論文は、天の川銀河とアンドロメダ銀河は、これまで広く信じられていたように過度に大きな渦巻き銀河ではなく、また知られている中で最大のもの(前者が最大でなかったとしても) でもなく、むしろ平均的な普通の渦巻き銀河であると結論付けている。[124]天の川銀河の相対的な物理的規模を比較すると、太陽系から海王星までが米国の25セント硬貨 (24.3 mm (0.955 インチ))の大きさだとすると、天の川銀河は少なくとも米国本土の南北の最大線とほぼ同等になるだろう。[125] 1978年のさらに古い研究では、天の川銀河の直径は約23 kpc (75,000 光年) とより小さいとされている。[10]
2015年の論文では、比較的平坦な銀河面の上下に波打つ、さんかく座・アンドロメダ環（TriAnd Ring）と呼ばれるリング状の星のフィラメントがあることが発見されました。これは、いっかくじゅう座環とともに、少なくとも直径50kpc（160,000光年）で、主に円盤振動と天の川銀河の周囲を巻き込むことの結果であると示唆されており、[126]これは天の川銀河の外側の円盤自体の一部である可能性があり、したがって、このサイズに増加することで恒星円盤が大きくなっています。[127]より最近の2018年の論文では、後にこの仮説をある程度否定し、いっかくじゅう座環、A13、およびTriAnd Ringは、主な恒星円盤から弾き出された恒星の過密状態であり、RR Lyraeの恒星の速度分散がより高く、ハローのメンバーであることが判明したという結論を支持しました。[128]
2018年の別の研究では、銀河中心から26～31.5kpc（84,800～103,000光年）のところに、あるいはそれよりもさらに遠くに、円盤星が存在する可能性が高いことが明らかになった。この距離は、かつては円盤の恒星密度が急激に低下する距離であると考えられていたが、現在は約13～20kpc（ 40,000～70,000光年）を超えており、銀河ハローの古い種族に属する恒星を除いて、この限界を超える恒星はほとんど存在しないか、存在しないと予想されている。 [11] [129] [130]
2020年の研究では、天の川銀河の暗黒物質ハローの端は約292 ± 61 kpc（952,000 ± 199,000 ly）であると予測されており、これは直径584 ± 122 kpc（1.905 ± 0.3979 Mly）に相当します。[26] [27]天の川銀河の恒星円盤の厚さも最大約1.35 kpc（4,000 ly）と推定されています。[131] [132]
質量
略語: GNP/GSP: 銀河の北極と南極
天の川銀河の質量は、太陽質量の約8900億倍から1兆5400億倍（8.9 × 1011から1.54 × 1012太陽質量） [7] [8] [9]だが、恒星や惑星はこのうちのほんの一部に過ぎない。銀河系の質量の推定値は、使用する方法やデータによって異なる。推定範囲の下限は5.8 × 10約11 太陽質量（ M☉）で、アンドロメダ銀河の質量よりやや小さい。 [133] [134] [135] 2009年に超長基線干渉計（VLA）を使用した測定では、天の川銀河の外縁部の恒星の速度が最大254km/s（570,000mph）であることがわかった。 [136]
軌道速度は軌道半径内の総質量に依存するため、これは天の川銀河の質量がアンドロメダ銀河の質量の7 × 10とほぼ等しいことを示唆している。11 M ☉の中心から160,000 光年（49 kpc）以内にあります。 [137] 2010年にハロー星の視線速度を測定した結果、80キロパーセク以内の質量は7 × 1011 M ☉。 [138] 2014年の研究では、天の川銀河全体の質量は8.5 × 1011 M ☉ [139]ですが、これはアンドロメダ銀河の質量の半分にすぎません。 [139] 2019年の最近の天の川銀河の質量推定値は1.29 × 1012 M ☉ . [140]
天の川銀河の質量の多くは、通常の物質と重力的に相互作用する未知の目に見えない物質である暗黒物質であると思われます。暗黒物質ハローは、銀河中心から100キロパーセク（kpc）を超える距離まで比較的均一に広がっていると推測されています。天の川銀河の数学的モデルは、暗黒物質の質量が1～1.5 × 10であると示唆しています。12 M ☉。 [141] [142] [143] 2013年と2014年の研究では、質量の範囲が4.5 × 1012 M ☉ [144]から8 × 1011 M ☉。 [145]比較すると、天の川銀河のすべての星の総質量は4.6 × 1010 M ☉ [146]および 6.43 × 1010 M ☉ . [141]
恒星に加えて、質量の90%が水素、10%がヘリウムからなる星間ガスも存在し、 [147] [信頼できない情報源? ]水素の3分の2は原子の形で存在し、残りの3分の1は分子状水素である。[148]天の川銀河の星間ガスの質量は、星の総質量の10% [148]から15% [147]に等しい。星間塵は、ガスの総質量のさらに1%を占める。[147]
2019年3月、天文学者は天の川銀河のビリアル質量が半径約39.5kpc（13万光年）以内で太陽の1.54兆倍であると報告した。これは以前の研究で決定された量の2倍以上であり、銀河の質量の約90％が暗黒物質であることを示唆している。[7] [8]
2023年9月、天文学者は天の川銀河のビリアル質量はわずか2.06×10の11 太陽質量であり、これまでの研究で示された質量の10分の1に過ぎないと報告した。この質量はガイア宇宙船のデータから決定された。[149]
コンテンツ
天の川銀河には1000億から4000億の恒星[12] [13]と、少なくとも同数の惑星がある。[150]正確な数字は、特に太陽から300光年（90パーセク）以上離れた場所では検出が難しい、非常に低質量の恒星の数を数えることによって決まる。比較として、近隣のアンドロメダ銀河には推定1兆（10の12）個の恒星がある。[151]天の川銀河には、100億個の白色矮星、10億個の中性子星、1億個の恒星ブラックホールがあると考えられる。[f] [154] [155]恒星間の空間を満たしているのは、星間物質と呼ばれるガスと塵の円盤である。この円盤は少なくとも恒星の半径に匹敵する大きさを持ちますが[156]、ガス層の厚さは、冷たいガスでは数百光年、温かいガスでは数千光年に及びます[157] [158] 。
天の川銀河の星々の円盤には、その先には星が存在しない鋭い縁はない。むしろ、星の密度は天の川銀河の中心から離れるにつれて減少する。中心から半径およそ 40,000 光年 (13 kpc) を超えると、1 立方パーセクあたりの星の数は半径とともに大幅に減少する。[120]銀河の円盤を取り囲むのは、星と球状星団からなる球状の銀河ハローで、さらに外側に広がっているが、その大きさは天の川銀河の 2 つの衛星である大マゼラン雲と小マゼラン雲の軌道によって制限されており、これらの衛星が銀河中心に最も近づく距離は約 180,000 光年 (55 kpc) である。 [159]この距離かそれ以上では、ほとんどのハロー天体の軌道はマゼラン雲によって乱される。したがって、そのような天体は天の川銀河の付近から弾き出されると考えられる。天の川銀河の絶対視等級は約-20.9と推定される。[ 160 ] [161] [g]
重力マイクロレンズ効果と惑星通過観測の両方から、少なくとも天の川銀河の恒星の数と同じ数の恒星に束縛された惑星が存在する可能性があることが示唆されている。 [32] [162]また、マイクロレンズ効果の測定では、恒星に束縛されていない放浪惑星の数が恒星の数よりも多いことが示されている。 [163] [164]天の川銀河には、平均して恒星ごとに少なくとも1つの惑星があり、その結果、1000億から4000億の惑星が存在すると、ケプラー宇宙望遠鏡による2013年1月の5惑星系ケプラー32の研究で報告されている。[33] 2013年1月のケプラーデータの別の分析では、天の川銀河には少なくとも170億の地球サイズの太陽系外惑星が存在すると推定されている。 [165]
2013年11月、天文学者はケプラー宇宙ミッションのデータに基づき、天の川銀河内の太陽のような恒星と赤色矮星のハビタブルゾーンを周回する地球サイズの惑星が400億個もある可能性があると報告した。 [166] [167] [168]これらの推定惑星のうち110億個は太陽のような恒星を周回している可能性がある。[169] 2016年の研究によると、最も近い太陽系外惑星は4.2光年離れており、赤色矮星プロキシマ・ケンタウリを周回している可能性がある。 [170]このような地球サイズの惑星はガス惑星よりも多く存在する可能性があるが、[32]サイズが小さいため遠距離から検出するのは困難である。太陽系外惑星の他に、太陽系の外にある彗星である「太陽系外彗星」も検出されており、天の川銀河では一般的である可能性がある。[171]最近では、2020年11月には、天の川銀河に3億個以上の居住可能な太陽系外惑星が存在すると推定されています。[172]
宇宙の他のより遠い銀河と比較すると、天の川銀河はニュートリノの明るさが平均以下であり、私たちの銀河は「ニュートリノ砂漠」となっています。[173]
構造
天の川銀河は、歪んだガス、塵、恒星の円盤に囲まれた棒状の核領域で構成されています。 [174] [175]天の川銀河内の質量分布は、比較的緩く巻かれた腕を持つ渦巻き銀河を表すハッブル分類のSbc型によく似ています。 [5]天文学者は、1960年代に初めて、天の川銀河が通常の渦巻き銀河ではなく棒渦巻き銀河であると推測し始めました。 [176] [177] [178]これらの推測は、2005年のスピッツァー宇宙望遠鏡の観測で確認され、天の川銀河の中心の棒がこれまで考えられていたよりも大きいことが示されました。[179]
銀河中心
太陽は銀河系中心から25,000–28,000光年（7.7–8.6キロパーセク）離れている。この値は幾何学に基づく方法、または標準光源となる選択された天体の測定によって推定され、異なる手法によりこのおおよその範囲内でさまざまな値が得られる。[181] [103] [34] [182] [183] [184]内側の数キロパーセク（半径約10,000光年）には、バルジと呼ばれるほぼ球形の、ほとんどが古い恒星が密集している。[185]天の川銀河には以前の銀河同士の衝突と合体によりバルジが存在せず、代わりに中心棒によって形成された擬似バルジのみが存在するという説もある。 [186]しかし、文献では、バーの不安定性によって作られた（ピーナッツの殻のような）形状の構造と、半光年半径が0.5kpcと予想されるバルジの可能性との間で混乱が生じている。[187]
銀河系の中心部は、いて座A*（サジタリウスAスターと発音）と呼ばれる強力な電波源で特徴づけられている。中心付近の物質の動きは、いて座A*が巨大でコンパクトな天体を抱えていることを示している。[188]この質量の集中は、太陽の質量の410万～450万倍と推定される超大質量ブラックホール[h] [181] [189] （SMBH）として最もよく説明される。[189] SMBHの集積率は、活動していない銀河核と一致しており、1 × 10 −5 M ☉ /年。[190]観測によれば、ほとんどの通常の銀河の中心近くにSMBHが存在することが示されている。[191] [192]
天の川銀河の棒状構造の性質については活発に議論されており、その半分の長さと方向は1～5kpc（3,000～16,000光年）に及び、地球から銀河中心への視線に対して10～50度と推定されている。[183] [184] [193]天の川銀河には2つの別個の棒状構造があり、一方が他方の中に収まっていると主張する研究者もいる。[194]しかし、こと座RR型星には目立った銀河の棒状構造は見られない。[184] [195] [196]この棒状構造は「5kpcリング」と呼ばれるリングに囲まれている可能性があり、このリングには天の川銀河に存在する水素分子の大部分と、天の川銀河の星形成活動のほとんどが含まれている。アンドロメダ銀河から見ると、このリングは天の川銀河で最も明るい特徴となる。[197]核からのX線放射は、中心バー[190]と銀河の尾根[198]を取り囲む大質量星と一致している。
2023年6月、天文学者たちは新しいカスケードニュートリノ技術[199]を用いて初めて天の川銀河の銀河面からのニュートリノの放出を検出し、天の川銀河のニュートリノ画像を初めて作成したと報告した。[200] [201]
ガンマ線とX線
1970年以来、さまざまなガンマ線検出ミッションにより、銀河中心の方向から来る511keVのガンマ線が発見されています。これらのガンマ線は、陽電子（反電子）が電子と消滅することによって生成されます。 2008年には、ガンマ線の発生源の分布が低質量X線連星の分布に似ていることがわかり、これらのX線連星が陽電子（および電子）を星間空間に送り込み、そこで減速して消滅していることを示しているようです。[202] [203] [204]この観測は、 NASAとESAの衛星の両方によって行われました。1970年にガンマ線検出器は、放射領域が幅約10,000光年で、明るさが太陽の約10,000倍であることを発見しました。[203]
2010年、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡のデータを使用して、高エネルギーガンマ線放射の巨大な球状の泡が2つ、天の川銀河の中心核の北と南に検出された。各泡の直径は約25,000光年（7.7kpc）（銀河の推定直径の約1/4）で、南半球の夜空ではつる座とおとめ座まで伸びている。 [205] [206]その後、パークス望遠鏡による無線周波数での観測により、フェルミバブルに関連する偏光放射が特定された。これらの観測は、天の川銀河の中心部640光年（200パーセク）での星形成によって引き起こされた磁化された流出として最もよく解釈される。[207]
その後、2015年1月5日、NASAは、いて座A*から、通常の400倍の明るさの記録破りのX線フレアを観測したと報告した。この異常現象は、ブラックホールに落ち込む小惑星の破壊、またはいて座A*に流入するガス内の磁力線の絡み合いによって引き起こされた可能性がある。[180]
スパイラルアーム
銀河系のバーの重力の影響の外では、天の川銀河の円盤内の星間物質と星の構造は4つの渦巻き腕に分かれています。[208]渦巻き腕には通常、銀河の平均よりも高密度の星間ガスと塵が含まれており、HII領域[209] [210]と分子雲[211]によって追跡されるように、星形成がより集中しています。
天の川銀河の渦巻き構造は不確かで、現在のところ天の川銀河の腕の性質に関するコンセンサスはない。[212]完全な対数渦巻きパターンは、太陽付近の特徴を大まかにしか説明していない。 [210] [213]なぜなら、銀河は一般に、枝分かれしたり、合体したり、予期せずねじれたり、ある程度の不規則性がある腕を持つからである。[184] [213] [214]太陽が支脈 / 局所腕内にあるという可能性のあるシナリオ[210]はその点を強調し、そのような特徴はおそらく特異なものではなく、天の川銀河の他の場所にも存在することを示唆している。[213]腕のピッチ角の推定値は約 7° から 25° の範囲である。[156] [215]渦巻き腕は 4 つあると考えられており、すべて天の川銀河の中心付近から始まっている。[216]これらは次のように命名されており、腕の位置は画像に示されている。
2つの渦巻き腕、盾座・ケンタウルス座腕とカリーナ・いて座腕は、太陽の軌道の内側に天の川銀河の中心を回る接点を持っている。これらの腕に銀河系円盤内の平均星密度に比べて過剰な星密度がある場合、接点付近の星を数えることで検出できる。赤色巨星に主に敏感で、塵の消滅の影響を受けない近赤外線の2回の調査では、盾座・ケンタウルス座腕で予測された過剰な星を検出したが、カリーナ・いて座腕では検出されなかった。盾座・ケンタウルス座腕には、渦巻き腕がない場合に予想されるよりも約30%多くの赤色巨星が含まれている。 [215] [218]
この観測は、天の川銀河にはペルセウス座腕と盾座・ケンタウルス座腕という2つの主要な恒星の腕しかないことを示唆している。残りの腕には余分なガスは含まれているが、余分な古い星は含まれていない。[212] 2013年12月、天文学者は若い星と星形成領域の分布が天の川銀河の4つの腕の渦巻きの記述と一致することを発見した。[219] [220] [221]したがって、天の川銀河には、古い星が描く2つの渦巻きの腕と、ガスと若い星が描く4つの渦巻きの腕があるように見える。この明らかな矛盾の説明は不明である。[221]
3 kpc 近腕(膨張3 kpc 腕、または単に3 kpc 腕とも呼ばれる) は、1950 年代に天文学者のファン・ウォーデンと共同研究者によってH I (原子水素) の21 センチメートル電波測定によって発見されました。[222] [223]この腕は、中心バルジから 50 km/s以上で膨張していることがわかりました 。この腕は、太陽から約 5.2 kpc 、銀河中心から 3.3 kpcの距離にある第 4 銀河象限に位置しています。3 kpc 遠腕は、2008 年に天文学者のトム・デイム (ハーバード大学およびスミソニアン天体物理学センター) によって発見されました。この腕は、銀河中心から3 kpc (約 10,000 光年)の距離にある第 1 銀河象限に位置しています 。 [223] [224]
2011年に発表されたシミュレーションでは、天の川銀河がいて座矮小楕円銀河との度重なる衝突の結果として渦巻き腕構造を獲得した可能性があることが示唆された。[225]
天の川銀河には2つの異なる渦巻き模様があると考えられている。内側の渦巻き模様はいて座腕によって形成され、回転が速い。外側の渦巻き模様はりゅうこつ座腕とペルセウス座腕によって形成され、回転速度は遅く、腕はきつく巻かれている。このシナリオでは、異なる渦巻き腕のダイナミクスの数値シミュレーションによって示唆されているように、外側の模様は外側擬似リングを形成し、[226] 2つの模様は白鳥座腕によって接続される。[227]
主要な渦巻き腕の外側には、一角獣座リング（または外輪）があり、これは数十億年前に他の銀河から引き裂かれたガスと星のリングです。しかし、科学界の何人かのメンバーは最近、一角獣座構造は、天の川銀河の広がって歪んだ厚い円盤によって生じた過剰密度にすぎないと主張する立場を改めて表明しました。 [228]天の川銀河の円盤構造は「S」字カーブに沿って歪んでいます。[229]
ハロー
銀河系の円盤は、古い恒星や球状星団からなる球状のハローに囲まれており、その90%は銀河系中心から10万光年（30kpc）以内にある。[230]しかし、PAL 4やAM 1など、銀河系中心から20万光年以上離れた場所にある球状星団もいくつか見つかっている。天の川銀河の星団の約40%は逆行軌道を描いており、これは天の川銀河の自転とは逆方向に動いていることを意味する。[231]球状星団は、恒星の周りを惑星が楕円軌道で回るのとは対照的に、天の川銀河の周りをロゼット軌道で回ることがある。 [232]
ディスクには一部の波長で視界を遮る塵が含まれているが、ハロー部分には含まれていない。活発な星形成はディスク内で起こる（特に高密度領域を表す渦巻き腕内）が、星に崩壊する冷たいガスがほとんどないため、ハロー内では起こらない。[112] 散開星団も主にディスク内に位置する。[233]
21世紀初頭の発見により、天の川銀河の構造に関する知識に新たな次元が加わった。アンドロメダ銀河（M31）の円盤がこれまで考えられていたよりもはるかに遠くまで伸びていることが発見され、[234]天の川銀河の円盤がさらに遠くまで伸びている可能性が明らかになった。これは、白鳥座腕の外腕延長の発見[217] [235]と盾座・ケンタウルス座腕の同様の延長の発見[236]による証拠によって裏付けられている。いて座矮小楕円銀河の発見により、矮小銀河の極軌道と天の川銀河との相互作用により矮小銀河が引き裂かれ、銀河の破片のリボンが発見された。同様に、おおいぬ座矮小銀河の発見により、天の川銀河との相互作用により生じた銀河の破片のリングが銀河の円盤を取り囲んでいることがわかった。[要出典]
北天のスローン・デジタル・スカイ・サーベイは、天の川銀河内に現在のモデルには当てはまらないような巨大で拡散した構造（満月の約5,000倍の領域に広がっている）を示している。星の集まりは、天の川銀河の渦巻き腕の面に対してほぼ垂直に上昇している。提案されている解釈としては、矮小銀河が天の川銀河と合体しているというものがある。この銀河は仮に「おとめ座恒星流」と名付けられ、おとめ座の方向、約3万光年（9kpc）離れたところにある。[237]
ガス状ハロー
恒星ハローに加えて、チャンドラX線観測衛星、XMMニュートン、すざくは、大量の高温ガスを含むガスハローもあるという証拠を提供している。このハローは数十万光年にわたって広がっており、恒星ハローよりもはるかに遠く、大マゼラン雲と小マゼラン雲の距離に近い。この高温ハローの質量は、天の川銀河自体の質量とほぼ等しい。[238] [239] [240]このハローガスの温度は100万〜250万ケルビン（180万〜450万°F）である。[241]
遠方の銀河の観測によると、宇宙が誕生して数十億年しか経っていない頃、宇宙には暗黒物質の約6分の1のバリオン（通常物質）しか存在していなかった。しかし、天の川銀河のような近隣の銀河の観測に基づくと、現代の宇宙ではそれらのバリオンの約半分しか説明できない。[ 242]ハローの質量が天の川銀河の質量に匹敵するという発見が確認されれば、天の川銀河の周囲で失われたバリオンの正体が明らかになる可能性がある。[242]
銀河の回転
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天の川銀河の恒星とガスは中心の周りを差動的に回転しており、回転周期は場所によって異なります。渦巻銀河によくあることですが、天の川銀河のほとんどの恒星の公転速度は中心からの距離に大きく依存しません。中心の膨らみや外縁から離れた場所では、典型的な恒星の公転速度は 210 ± 10 km/s (470,000 ± 22,000 mph) です。[246]したがって、典型的な恒星の公転周期は移動した経路の長さにのみ正比例します。これは、2 体重力ダイナミクスが支配的で、異なる軌道にはそれに関連する速度が大幅に異なる太陽系内の状況とは異なります。回転曲線 (図に示す) はこの回転を表しています。天の川銀河の中心に向かうにつれて軌道速度は低くなり、7kpcsを超えると速度は高くなりすぎて万有引力の法則から予想される速度と一致しなくなります。[引用が必要]
もし天の川銀河に恒星、ガス、その他のバリオン（通常の）物質で観測される質量だけが含まれていたとしたら、回転速度は中心からの距離とともに減少するはずである。しかし、観測された曲線は比較的平坦であり、電磁放射では直接検出できない追加の質量があることを示している。この矛盾は暗黒物質に起因する。[243]天の川銀河の回転曲線は渦巻銀河の普遍的な回転曲線と一致しており、これは銀河に暗黒物質が存在することの最良の証拠である。あるいは、少数の天文学者は、重力の法則の修正が観測された回転曲線を説明できるかもしれないと提案している。[247]
形成
歴史
天の川銀河は、136億1千万年前のビッグバン直後、宇宙の質量分布における1つまたは複数の小さな過密度から始まりました。 [248] [249] [250]これらの過密度のいくつかは、現在の天の川銀河に残っている最古の星が形成された球状星団の種でした。天の川銀河の物質のほぼ半分は、他の遠方の銀河から来た可能性があります。[248]これらの星と星団は現在、天の川銀河の恒星ハローを構成しています。最初の星が誕生してから数十億年以内に、天の川銀河の質量は比較的速く回転するのに十分な大きさになりました。角運動量保存則により、これによりガス状の星間物質はほぼ球形から円盤に崩壊しました。したがって、後の世代の星はこの渦巻き状の円盤で形成されました。太陽を含むほとんどの若い星は、円盤内にあることが観測されています。[251] [252]
最初の星が形成され始めて以来、天の川銀河は銀河の合体（特に天の川銀河の成長初期）と銀河ハローからのガスの直接集積の両方を通じて成長してきた。[ 252]天の川銀河は現在、マゼラン雲を通じて、その最大の衛星銀河である大マゼラン雲と小マゼラン雲を含むいくつかの小さな銀河から物質を集積している。ガスの直接集積は、スミス雲のような高速雲で観測されている。[253] [254]
宇宙論的シミュレーションによれば、110億年前、この銀河はクラーケンと呼ばれる特に大きな銀河と合体した。[255] [256]恒星質量、角運動量、最外層の金属量などの天の川銀河の特性は、この100億年間に大きな銀河との合体が起きていないことを示唆している。このような最近の大きな合体が起きていないのは、同様の渦巻銀河の中では珍しい。隣のアンドロメダ銀河は、比較的大きな銀河との最近の合体によって形作られた、より典型的な歴史を持っているようだ。[257] [258]
最近の研究によると、天の川銀河とアンドロメダ銀河は、銀河の色と等級の図で「緑の谷」と呼ばれる領域に位置しており、この領域には「青い雲」（活発に新しい星を形成している銀河）から「赤い系列」（星形成のない銀河）への移行期にある銀河が集中している。緑の谷の銀河では、星間物質中の星形成ガスが枯渇するにつれて、星形成活動が鈍化している。同様の特性を持つシミュレートされた銀河では、天の川銀河とアンドロメダ銀河の衝突による星形成率の予想される短期的な増加を考慮しても、星形成は通常、今から約 50 億年以内に消滅している。[259]天の川銀河に似た他の銀河の測定結果から、天の川銀河は、現在も新しい星を形成している最も赤く明るい渦巻銀河の 1 つであり、最も青い赤い系列の銀河よりもわずかに青いことが示唆されている。[260]
年齢と宇宙史
球状星団は天の川銀河で最も古い天体の一つであり、天の川銀河の年齢の下限を定めている。天の川銀河の個々の星の年齢は、長寿命の放射性元素であるトリウム232やウラン238の存在量を測定し、その結果をそれらの元々の存在量の推定値と比較することで推定することができる。この手法は核宇宙年代学と呼ばれる。その結果、CS 31082-001の場合は約125±30億年[262]、BD +17° 3248の場合は約138±40億年という値が得られる。[263]
白色矮星が形成されると、放射冷却が始まり、表面温度は着実に低下します。これらの白色矮星の中で最も冷たいものの温度を測定し、予想される初期温度と比較することで、年齢を推定することができます。この技術により、球状星団M4の年齢は127±7億年と推定されました。これらの星団の中で最も古いものの年齢推定では、最もよく適合する推定値は126億年、95%信頼度の上限は160億年です。[264]
2018年11月、天文学者は宇宙で最も古い星の一つを発見したと報告した。年齢約135億歳の2MASS J18082002-5104378 Bは、ほとんどがビッグバンから放出された物質でできた小さな超金属貧弱（UMP）星であり、おそらく最初の星の一つである。天の川銀河でこの星が発見されたことは、銀河がこれまで考えられていたよりも少なくとも30億年古い可能性があることを示唆している。[265] [266] [267]
天の川銀河のハローには、宇宙の年齢138億年に非常に近い年齢の恒星がいくつか見つかっている。2007年には、銀河ハローの恒星HE 1523-0901の年齢が約132億歳と推定された。当時、天の川銀河で知られている最古の天体であったため、この測定により天の川銀河の年齢の下限が設定された。[268]この推定は、超大型望遠鏡のUV可視エシェル分光器を使用して、R過程によって生成されたトリウムやその他の元素の存在によって引き起こされるスペクトル線の相対的な強度を測定することで行われた。スペクトル線の強度からさまざまな元素同位体の存在量が得られ、そこから核宇宙年代学を使用して恒星の年齢の推定値を導き出すことができる。[268]もう一つの恒星HD 140283は145±7億歳である。[37] [269]
地球の大気の歪みを補正するために適応光学を利用した観測によれば、銀河のバルジにある星の年齢は約128億年である。[270]
銀河の薄い円盤内の星の年齢も、核宇宙年代学を用いて推定されている。薄い円盤の星の測定から、薄い円盤は88±17億年前に形成されたと推定される。これらの測定は、銀河のハローと薄い円盤の形成の間に約50億年の空白があったことを示唆している。[271]数千の星の化学的特徴の最近の分析によると、100億年から80億年前の円盤形成時に星形成が1桁減少した可能性があることが示唆されている。このとき星間ガスは高温すぎて、以前と同じ速度で新しい星を形成することができなかった。[272]
天の川銀河を取り囲む衛星銀河はランダムに分布しているわけではなく、直径50万光年、幅5万光年のリング構造を形成する、より大きなシステムの分裂の結果であると思われる。[273] 40億年後にアンドロメダ銀河で予想されるような銀河間の接近は、巨大なガスの尾を引き裂くことがあり、それが時間の経過とともに合体して、主ディスクに対して任意の角度でリング状の矮小銀河を形成することがある。[274]
銀河系近隣地域
天の川銀河とアンドロメダ銀河は、巨大な渦巻き銀河の連星系で、局部銀河群と呼ばれる50個の密集した銀河のグループに属し、局部空隙に囲まれている。局部空隙自体は局部シート[275]の一部であり、さらにおとめ座超銀河団の一部でもある。おとめ座超銀河団の周囲には、多くの銀河が存在しない空隙がいくつかあり、北にはミクロスコープ空隙、左には彫刻刀空隙、右にはうしかい座空隙、南には杖座大空隙がある。これらの空隙は時間とともに形を変え、糸状の銀河構造を形成する。たとえば、おとめ座超銀河団は、グレートアトラクター[276]に引き寄せられており、グレートアトラクターはラニアケア[ 277]と呼ばれるより大きな構造の一部を形成している。
局部銀河群には、 2つの小さな銀河と多数の矮小銀河が天の川銀河を周回している。これらのうち最大のものは、直径32,200光年の大マゼラン雲である。 [278]この銀河には、小マゼラン雲という近い伴銀河がある。マゼラン雲流は、これら2つの小さな銀河から空の100°にわたって広がる中性水素ガスの流れである。この流れは、天の川銀河との潮汐相互作用によってマゼラン雲から引きずり出されたと考えられている。[279]天の川銀河を周回する矮小銀河には、おおいぬ座矮小銀河（最も近いもの）、いて座矮小楕円銀河、こぐま座矮小銀河、彫刻刀師矮小銀河、ろくぶんぎょう座矮小銀河、ろくぶんぎょう座矮小銀河、しし座I矮小銀河などがある。[280]
天の川銀河の最も小さな矮小銀河の直径はわずか500光年である。これらには、カリーナ矮小銀河、ドラコ矮小銀河、レオII矮小銀河が含まれる。天の川銀河に力学的に結びついている未検出の矮小銀河がまだ存在する可能性があり、これは2015年に夜空の比較的狭い範囲で天の川銀河の新しい衛星9個が検出されたことによって裏付けられている。 [280]オメガケンタウリの前身のように、すでに天の川銀河に吸収された矮小銀河もいくつかある。[281]
2005年[282]に研究者らは、天の川銀河のほとんどの衛星銀河が非常に大きな円盤上にあり、同じ方向に軌道を回っていると報告し、 2012年にはさらに確認された[283 ] 。これは驚きだった。標準的な宇宙論によれば、衛星銀河は暗黒物質のハローの中に形成され、広く分布し、ランダムな方向に動いているはずである。この矛盾は未だに説明されていない。[284]
2006 年 1 月、研究者らは、これまで説明のつかなかった天の川銀河の円盤の歪みが地図に描かれ、大マゼラン雲と小マゼラン雲が天の川銀河を周回する際に発生する波紋または振動で、天の川銀河の端を通過する際に振動を引き起こすことがわかったと報告した。これまで、この 2 つの銀河は天の川銀河の質量の約 2% で、天の川銀河に影響を与えるには小さすぎると考えられていた。しかし、コンピューター モデルでは、この 2 つの銀河の動きが暗黒物質の航跡を作り出し、天の川銀河全体への影響を増幅している。[285]
現在の測定では、アンドロメダ銀河は毎秒100～140キロメートル（時速22万～31万マイル）の速度で天の川銀河に近づいていると示唆されている。43億年後には、銀河の相対運動に対する未知の横方向成分の重要性に応じて、アンドロメダ銀河と天の川銀河の衝突が起こるかもしれない。衝突した場合、個々の星が衝突する可能性は極めて低いが[286] 、代わりに2つの銀河は約60億年かけて融合し、単一の楕円銀河、あるいは大きな円盤銀河[287]を形成するだろう。 [288]
速度
特殊相対性理論によれば、天の川銀河と比較できる「好ましい」慣性座標系は宇宙には存在しないが、天の川銀河は宇宙の座標系に対して速度を持っている。
そうした基準フレームの 1 つがハッブル フローで、これは空間の膨張による銀河団の見かけの運動です。天の川銀河を含む個々の銀河は、平均フローに比べて固有の速度を持っています。したがって、天の川銀河をハッブル フローと比較するには、宇宙の膨張が局所的なランダムな運動よりも優位に立つほど十分に大きな体積を考慮する必要があります。十分に大きな体積とは、この体積内の銀河の平均運動がハッブル フローに等しいことを意味します。天文学者は、この局所的な共動基準フレームに対して、天の川銀河が約 630 km/s (1,400,000 mph) で動いていると考えています。[289] [290]
天の川銀河は、大アトラクターと、その背後にあるシャプレー超銀河団などの他の銀河団のおおまかな方向に動いている。 [291]局部銀河群は、天の川銀河やアンドロメダ銀河などを含む重力で束縛された銀河の集まりで、おとめ座銀河団の近くに中心を置く局部超銀河団と呼ばれる超銀河団の一部である。ハッブル流の一部として、これらの銀河は互いに毎秒967キロメートル（時速216万マイル）の速度で遠ざかっているが、この速度は、局部銀河群とおとめ座銀河団の間の重力による引力のため、1680万パーセクの距離を考えると予想される速度よりも遅い。[292]
もう一つの基準フレームは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）で、CMB温度はドップラーシフト（双極子モーメントゼロ）による歪みが最も少ない。天の川銀河は、このフレームに対して552 ± 6 km/s（1,235,000 ± 13,000 mph）[19]の速度で、赤経10.5度、赤緯-24度（J2000エポック、うみへび座の中心付近）に向かって移動している。この動きは、宇宙背景放射探査機（COBE）やウィルキンソンマイクロ波異方性探査機（WMAP）などの衛星によって、 CMBへの双極子寄与として観測されており、CMBフレームで平衡状態にある光子は、動きの方向に青方偏移し、反対方向に赤方偏移する。 [19]
参照
注記
- ^ 中心（いて座A* ）までの距離。
- ^これは D25標準を使用して測定された直径です。最近、この直径を超える円盤星が存在することが示唆されていますが、これが表面輝度プロファイルにどの程度影響するかは明らかではありません。[11]
- ^ 一部の著者は、銀河が夜空に形成する光の帯のみを指すために「天の川」という用語を使用していますが、銀河の正式名称は「天の川銀河」です。たとえば、Lausten et al.、[21] Pasachoff、[22] Jones、[23] van der Kruit、[24] Hodge et al. [25]を参照してください。
- ^ ボートルダークスカイスケールも参照。
- ^ 銀河の明るい中心はいて座にあります。いて座からは、白い光のぼんやりとした帯が、さそり座、あらし座、のり座、みなみのさんかく座、すな座、ケンタウルス座、は虫座、南十字星、りゅうこつ座、ほ座、とも座、おおいぬ座、いっかくじゅう座、オリオン座、ふたご座、おうし座を西に通り、ぎょしゃ座の銀河反中心に至っているように見えます。そこから、ペルセウス座、アンドロメダ座、カシオペア座、ケフェウス座、らけ座、はくちょう座、こぎつね座、いて座、わし座、へびつかい座、盾座を通り、いて座に戻ります。
- ^ これらの推定値は非常に不確実であり、ほとんどの非恒星物体は検出が困難である。例えば、ブラックホールの推定値は1000万から10億の範囲である。[152] [153]
- ^ Karachentsev らは青色の絶対等級を -20.8 としています。ここで推定された色指数0.55 と組み合わせると、絶対視等級は -21.35 (-20.8 - 0.55 = -21.35) となります。地球は天の川銀河内にあるため、天の川銀河の絶対等級を決定するのは非常に困難です。
- ^ 写真については、「いて座A*: 天の川銀河のモンスターが宇宙リアリティショーに登場」を参照。チャンドラX線天文台。ハーバード大学およびスミソニアン天体物理学センター。2003年1月6日。2008年3月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年5月20日閲覧。
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- 2016年11月20日にWayback Machineにアーカイブされた48ページで、ライトは天の川の形はリングであると述べています。「星は、秩序や計画なしに、この世のあらゆる空間に無秩序に無限に散らばって分布しているわけではありません。...この現象は、観察者の状況から生じる特定の効果に他なりません...不定の空間に置かれた観察者にとって、...それは[つまり、天の川（Via Lactea）]は星の広大なリングです...」
- 2016年11月20日にWayback Machineにアーカイブされた65ページで、ライトは、銀河の残りの部分が回転している天の川銀河の中心天体は、私たちには見えないかもしれないと推測しました。「中心天体Aは、有限の視野の外にある[つまり未知の]ものであると想定されています...」
- 73ページ（2016年11月20日アーカイブ、Wayback Machine）で、ライトは天の川銀河を「マグナスの渦」（大渦）と呼び、その直径を8.64×10 12マイル（13.9×10 12 km）と推定しました。
- 2016 年 11 月 20 日にWayback Machineにアーカイブされた 33 ページで、ライトは銀河には無数の居住可能な惑星があると推測しています。「したがって、非常に多くの輝く物体 (つまり恒星) は、無限の虚空を照らすためだけに作られたのではなく、無限の形のない宇宙を表現するために作られたと正当に推測できます。その宇宙には、さまざまな形で周囲を回る無数の輝かしい世界がひしめき合っており、想像を絶するほど多様な存在や状態が存在します...」
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英語訳では、アレクサンダー・フォン・フンボルトとECオッテの翻訳、コスモス...（ニューヨーク市：ハーパー＆ブラザーズ、1897年）、第3巻〜第5巻。147ページを参照。2018年11月6日にWayback Machineにアーカイブされました。
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さらに読む
- ダムベック、トルステン (2008 年 3 月)。「ガイアの天の川へのミッション」。Sky & Telescope : 36–39。
- Chiappini, Cristina (2001 年 11 月- 12 月) 。「天の川銀河の形成と進化」( PDF)。American Scientist。89 (6): 506–515。doi :10.1511/2001.40.745。
- マクティア、モイヤ（2022年8月16日）。『The Milky Way』。グランドセントラル出版。ISBN 978-1-5387-5415-3。
- Plait, Phil、「天の川の秘密：銀河の夜空のスペクタクルが科学革命を引き起こした」、Scientific American、第329巻、第4号（2023年11月）、86〜87ページ。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、天の川銀河に関連するメディアがあります。
Wikiquote には天の川に関連する引用句があります。
- 天の川 – IRAS (赤外線) 調査 – wikisky.org
- 天の川 – Hアルファサーベイ – wikisky.org
- 多波長天の川 – 画像とVRMLモデル (NASA)
- 天の川 - パノラマ (90 億ピクセル) 2017 年 8 月 6 日にWayback Machineにアーカイブされました。
- 天の川 – SEDS メシエ ウェブサイト
- 天の川 – 赤外線画像
- 天の川 - 銀河面のモザイク（2021年3月19日）
- クリック可能な天の川
