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エンドウ豆銀河は、エンドウ豆やグリーンピースとも呼ばれ、非常に高い星形成率で活動している明るい青色のコンパクト銀河の一種であると考えられます。[1] [2]エンドウ豆銀河は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）によって撮影された画像でそのサイズが小さく、緑色に見えることからそのように名付けられました。
「エンドウ豆」銀河は、 Zooniverseウェブポータルの一部であるオンライン天文学プロジェクトGalaxy Zoo（GZ）のフォーラムセクション内のボランティアの市民科学者によって2007年に初めて発見されました。[3] [4] [5]
説明
エンドウ豆銀河はグリーンピース（GP）としても知られ、赤方偏移z = 0.112から0.360の間で発見されたコンパクトな酸素に富む輝線銀河です。 [1] これらの低質量銀河のサイズの上限は一般に幅16,300光年（5,000 パーセク）以下で、通常、通常の銀河環境の3分の2未満の密度の環境に存在します。[1]平均的なGPは、赤方偏移z = 0.258、質量約32億M ☉（約32億太陽質量）、星形成率が約10 M ☉ /年（年間約10太陽質量）、[O III]等価幅が69.4 nm、金属量が低いです。[1] [6] GPは活動銀河核を持っているのではなく、純粋に星形成銀河です。 GPは波長500.7nmの[OIII]に強い輝線を持つ。[OIII]、O ++、または二重イオン化酸素は、可視スペクトルの禁制メカニズムであり、非常に低い密度でのみ可能である。[1] [7] SDSSの測光カタログ全体を検索したところ、40,222個のオブジェクトが返され、GPは希少なオブジェクトであるという結論に至った。[1]
グリーンピースは、局所宇宙で最も質量が小さく、最も活発に星形成を行っている銀河です。[8] 「これらの銀河は初期宇宙では普通だったはずですが、今日ではそのような活発な銀河は見られません」とケビン・シャウィンスキーは述べています。「グリーンピースを理解することで、初期宇宙で星がどのように形成され、銀河がどのように進化したかについて何かがわかるかもしれません。」[7]
GPは宇宙が現在の4分の3の年齢であった時代に存在しており、初期宇宙で銀河の形成と進化がどのように起こったかを知る手がかりとなっています。 [9] 2012年2月にアモリンのGTC論文が発表されたことにより、GPは数十億年前にほとんどの恒星質量を形成した古い銀河である可能性があると考えられるようになりました。研究対象の3つの銀河のうち1つでは、マグネシウムの存在により古い恒星が分光学的に確認されています。[10]
2016 年 1 月、 Nature誌に、J0925+1403 がライマン連続光子(LyC) の「漏出」で、その脱出率が約 8% であると特定する研究が発表されました (以下のセクションを参照)。[11]同じハッブル宇宙望遠鏡(HST) データを使用したフォローアップ研究では、GP と呼ばれる 4 つの LyC 漏出天体がさらに特定されました。[12] 2014 ～ 2015 年には、2 つの別々の情報源から、LyC 漏出の候補となる可能性のある 2 つの GP (J1219 と J0815) が特定されました。これは、これら 2 つの GP も、高赤方偏移のライマンアルファおよび LyC 漏出天体の低赤方偏移類似体であることを示唆しています。[8] [13] [14]局所的な LyC 漏出天体を見つけることは、初期宇宙と再電離に関する理論にとって重要です。[13] [14]詳細については、Izotov ら 2016 を参照してください。
右の画像はエンドウ銀河 GP_J1219 です。[13]これは 2014 年に、アライナ・ヘンリーが主任研究者を務めるハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器と近紫外線チャンネルを使用して観測されました。[15]画像のスケールバーは 1秒角(1") を示しており、GP_J1219 の距離 26 億 9000 万光年では約 10,750 光年に相当します。COS マルチアノードマイクロチャンネルアレイを NUV イメージングモードで使用する場合、検出器プレートのスケールは約 40 ピクセル/秒角 (0.0235 秒角/ピクセル) です。[16]
GPは、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して、2007年以来収集された市民科学ウェブサイトGalaxy ZooとRadio Galaxy Zooの興味深い画像を調査するZoogemsプロジェクトで重要な役割を果たしています。 [17] Zoogems観測の候補となる約300個の画像の中には、75個のGPが含まれています。元のGP分類では、HSTの例ほど品質が良くないSDSS画像が使用されていました。
発見の歴史
2007年から2010年
Galaxy Zoo (GZ) は、2007 年 7 月からオンラインで行われているプロジェクトで、100 万個までの銀河を分類しようとしています。 [18] [19] Galaxy Zooインターネット フォーラムの開始から 2 日後の 2007 年 7 月 28 日、市民科学者の Nightblizzard が、銀河と思われる 2 つの緑色の物体を投稿しました。 [5]このフォーラムでは、2007 年 8 月 12 日にHanny Van Arkel (cf. Hanny's Voorwerp )が「Give peas a chance」というディスカッション、つまりスレッドを開始し、さまざまな緑色の物体が投稿されました。 [5]このスレッドは、ジョン レノンの曲「Give Peace a Chance 」のタイトルをもじった名前でユーモラスに始まりましたが、2007 年 12 月までには、これらの珍しい物体のいくつかが明確な銀河のグループであることが明らかになりました。これらの「エンドウ豆銀河」は、SDSS では未解決の緑色の画像として表示されます。これは、ピー銀河のスペクトルに高度にイオン化された酸素の非常に明るい、つまり強力なスペクトル線があるためで、SDSSの色合成画像では、他の2つの色バンド「g」と「i」に対して「r」色バンドの輝度、つまり明度が高くなります。「r」色バンドは、SDSS画像では緑色で表示されます。 [1] [20] 「ピーズ部隊」（これもピース・コープをもじったジョーク）と名乗る愛好家たちは、100個を超えるピー銀河を収集し、最終的には、2008年7月にキャロリン・カルダモーネが開始した専用のディスカッションスレッドにまとめられました。このコレクションは、洗練されると、100万個のオブジェクトのGZデータベースの体系的なコンピューター検索に使用できる値を提供し、最終的には、グリーンピース（GP）としても知られる251個のピー銀河のサンプルが得られました。
2009 年 11 月、著者 C. Cardamone、Kevin Schawinski、M. Sarzi、S. Bamford、N. Bennert、C. Urry、Chris Lintott 、W. Keel およびその他 9 名が、 Monthly Notices of the Royal Astronomical Societyに「Galaxy Zoo Green Peas: Discovery of A Class of Compact Extremely Star-Forming Galaxies」と題する論文を発表しました。 [1]この論文では、10 名の Galaxy Zoo ボランティアが特に重要な貢献をしたと認められています。ボランティアは以下のとおりです。Elisabeth Baeten、Gemma Coughlin、Dan Goldstein、Brian Legg、Mark McCallum、Christian Manteuffel、Richard Nowell、Richard Proctor、Alice Sheppard、Hanny Van Arkel。「Peas にチャンスを与えてくれた」ことに対して感謝の意が表されています。2009MNRAS.399.1191C の引用は、SAO/NASA Astrophysics Data System から入手できます。[21]詳細については、Cardamone 2009 Physicsを参照。
80 個の GP がすべて新しい発見であると想定するのは間違いです。元の 80 個の GP のうち、46 個の GP は、NASA/IPAC 銀河系外データベースで 2009 年 11 月以前に引用されています。元の 80 個の GP はSDSSデータ リリース 7 (DR7)のサンプルの一部でしたが、他のソースからの銀河は含まれていませんでした。これらの他のソースの一部には、SDSS サンプルに含まれていれば GP として分類されていた可能性のあるオブジェクトが含まれていました。これを示す論文の例を 1 つ示します。2009 年 4 月、著者 JJ Salzer、AL Williams、C. Gronwall は、Astrophysical Journal Letters に「中間赤方偏移で ~L* 輝度を持つ金属の少ない銀河の集団」というタイトルの論文を発表しました。[22]この論文では、「赤方偏移が 0.29 ～ 0.42 の範囲にある 15 個の星形成銀河のサンプルに対する新しい分光法と金属量の推定」が発表されました。これらの天体は、KPNO 国際分光調査 (KISS) を使用して選択されました。[23]確かに、SDSS で天体として見ると、これらの 15 個のうち 3 個は緑色です (KISSR 1516、KISSR 2042、KISSRx 467)。実際、Salzer ら 2009、セクション 4.1 から引用すると、「新しいクラスの銀河? 序論で述べた中程度および高い赤方偏移の銀河の金属含有量に関する研究が多数あることを考えると、ここで説明されているようなシステムがこれまで認識されていなかったのは奇妙に思えるかもしれません。」と書かれています。[22]
2010 年 6 月、R. アモリン、E. ペレス モンテロ、J. ビルチェスの 3 名の著者は、The Astrophysical Journal Letters に「酸素と窒素の化学的存在量と「グリーンピース」銀河の進化について」と題する論文を発表しました。[6]この論文では、 79 GP の金属量に関する問題を検討し、Cardamone らの元の研究結果に異議を唱えています。結論として、「最近の相互作用によって引き起こされたガスの流入は、おそらく超新星風による選択的な金属に富んだガスの損失と相まって、私たちの研究結果と既知の銀河の特性を説明できる可能性がある」と主張しています。[6]詳細については、アモリンによる 2 つの論文を参照してください。
2011
2011年2月、Y. Izotov、N. Guseva、T. Thuanの3人は、天体物理学ジャーナルに「グリーンピース銀河とその仲間：スローンデジタルスカイサーベイにおける明るいコンパクト輝線銀河」と題する論文を発表しました。 [ 24]彼らは、80個のグリーンピース銀河はそれ自体では珍しい銀河のクラスではなく、803個ある「明るいコンパクト銀河」（LCG）と呼ばれるクラスのサブセットであることを発見しました。[24]詳細については、「明るいコンパクト銀河」を参照してください。
2011年11月、Y. Izotov、N. Guseva、K. Fricke、C. Henkelの著者らは、天文学と天体物理学誌に「広域赤外線探査衛星（WISE）によって発見されたSDSS内の高温ダスト放射を伴う星形成銀河」と題する論文を発表しました。 [25]この論文では、波長範囲3.4マイクロメートル（W1）と4.6マイクロメートル（W2）で非常に赤い色を持つ4つの銀河が発見されています。これは、これらの銀河のダストの温度が1000Kに達することを意味します。これら4つの銀河はGPであり、これらの特徴を持つ既知の銀河の2倍以上です。[25]
2012
2012 年 1 月、著者 R. アモリン、R. ペレス モンテロ、J. ビルチェスは、「『グリーンピース』銀河の性質を明らかにする」と題した「会議議事録」を発表しました。[26]この出版物で、彼らは、カナリア大望遠鏡の光学画像化および低解像度統合分光システム(OSIRIS)を使用して一連の観測を実施したこと、および彼らの研究に関する論文が近々発表されることを発表しました。これらの観測は、「グリーンピースの進化の状態に関する新しい洞察を提供します。特に、グリーンピースが、ほとんどのブルーコンパクト銀河で恒星質量の点で典型的に優勢である若いスターバーストの下にある、拡張された古い恒星集団を示しているかどうかを確認できるようになります。」[26]詳細については、アモリンによる 2 つの論文を参照してください 。
2012年1月、著者のL. Pilyugin、J. Vilchez、L. Mattsson、T. Thuanは、MNRASで「全球輝線SDSSスペクトルからの存在量の決定：高N/O比のオブジェクトの探索」と題した論文を発表しました。[27]この論文では、銀河の全球輝線SDSSスペクトルから得られた酸素と窒素の存在量を、(1)電子温度法と(2)最近の2つの強い線較正であるO/N較正とN/S較正を使用して比較しています。[27]比較されたオブジェクトのセットは、複合水素過剰星雲、281個のSDSS銀河、および検出可能な[OIII]-4363オーロラ線を持つGPのサンプルです。[27] GPを取り巻く疑問の中には、星雲がスペクトルと結果にどの程度影響を与えるかということが含まれます。実証済みの方法論と金属量の分析を用いて3つの天体を比較した結果、研究者らは「一部のグリーンピース銀河で得られた窒素と酸素の比率が高いのは、それらのSDSSスペクトルが、異なる物理的特性（金属量など）を持つ複数の要素で構成された複合星雲のスペクトルであるという事実に起因している可能性がある」と結論付けている。しかし、矮小銀河であると思われる最も高温のグリーンピース銀河の場合、この説明は妥当ではないようだ」[ 27]
2012年1月、著者のS.ホーリーは、太平洋天文学会出版物に「グリーンピース型星形成銀河の豊富さ」と題する論文を発表しました。[28]この論文では、元NASA宇宙飛行士のスティーブン・ホーリーが、金属量に関する以前のGP論文の結果を比較しています。ホーリーは、主にカルダモンらとアモリンらによるものですが、一部はイゾトフらによるものも含め、さまざまな結果を較正および解釈するさまざまな方法を比較し、これらの論文の調査結果にさまざまな矛盾が生じる理由を示唆しています。また、ウォルフ・ライエ星がガスの電離にどのように寄与しているか、どの輝線セットがこれらの銀河に最も正確な結果を与えるかなどの詳細についても検討しています。彼は最後にこう書いている。「グリーンピースから得られた較正は、一般的に使用されている較正とは異なり、グリーンピースのような非常に高温の電離源を持つ星形成銀河がより一般的であることが判明した場合に役立つだろう。」[28]
2012 年 2 月、S. チャクラボルティ、N. ヤダブ、C. カルダモン、A. レイの 4 名の著者は、天体物理学ジャーナル レターズ誌に「グリーンピースの電波検出: 若い銀河の磁場への影響」と題する論文を発表しました。[29]この論文では、巨大メートル波電波望遠鏡の新しいデータを使用した磁気研究で、グリーンピースに関するさまざまな観測が説明されています。研究対象となった 3 つの「非常に若い」スターバースト銀河の磁場は天の川銀河よりも大きいことが示されています。これは、銀河は時間の経過とともに磁気特性を蓄積するという現在の理解とは矛盾しています。[29]詳細については、次を参照してください: 電波検出
2012 年 4 月、著者 R. アモリン、E. ペレス モンテロ、J. ビルチェス、P. パパデロスは、天体物理学ジャーナルに「グリーンピースの星形成史と金属含有量。3 つの銀河の GTC-OSIRIS の新しい詳細な分光測光」と題する論文を発表しました。[10]彼らは、ロケ デ ロス ムチャチョス天文台の 10.4 メートル大望遠鏡カナリアスに搭載されたOSIRIS装置を使用して観測された 3 つの GP の深部広帯域画像化と長スリット分光法の結果を示しています。[10]詳細については、GTC-OSIRIS を参照してください。
2012年8月、R. アモリン、J. ビルチェス、G. ヘーゲレ、V. フィルポ、E. ペレス モンテロ、P. パパデロスの著者らは、天体物理学ジャーナル レターズに「コンパクトで急速に星を形成する銀河の複雑なガス運動学」と題する論文を発表しました。[30]彼らは、ウィリアム ハーシェル望遠鏡のISIS分光器を使用して、6つの銀河（そのうち5つはGP）で取得した高品質スペクトルの結果を発表しました。6つすべてのスペクトルで水素アルファ輝線（EL）を調べたところ、これらのELは複数の線で構成されていることがわかりました。つまり、GPには、互いに相対的に大きな速度で移動するガスと星の塊がいくつかあるということです。これらのELはまた、GPが事実上「乱流の混乱」であり、部分（または塊）が互いに500 km / s（500 km / s）を超える速度で移動していることを示しています。[30]
2013
2013 年 1 月、著者の S. Parnovsky、I. Izotova、Y. Izotov は、天体物理学と宇宙科学誌に「明るいコンパクト銀河の大規模なサンプルにおける H アルファおよび UV 光度と星形成率」と題する論文を発表しました。[31]この論文では、約 800 個の明るいコンパクト銀河 (LCG) のサンプルについて、紫外線連続体と H アルファ輝線における GALEX 観測 から得られた星形成率 (SFR) の統計的研究が示されています。GP を含む大規模な LCG では、最大で約 110 M ☉ / 年 (年間約 110 太陽質量) の SFR が見つかり、スターバーストの年齢の推定値も示されています。[31]
2013 年 4 月、著者の A. ジャスコットと M. オイは、天体物理学ジャーナルに「グリーンピース銀河における電離放射線の起源と光学的深さ」と題する論文を発表しました。[32] 6 つの「極端な」GP が研究されています。これらを使用して、著者は放射線を生成している原因と、 GP から逃げている可能性のある大量の高エネルギー光子について、可能性のリストを絞り込むよう努めています。 [32]この論文に続いて、2013 年 12 月にハッブル宇宙望遠鏡で合計 24 周の観測が行われました。[33]宇宙起源分光器と高度調査カメラが 4 つの「極端な」GP で使用されました。詳細については、ジャスコットとオイによる 2 つの論文を参照してください。
2014
2014年1月、Y. Izotov、N. Guseva、K. Fricke、C. Henkelの4名の著者は、Astronomy & Astrophysics誌に「スローンデジタルスカイサーベイによる14000個の星形成銀河の多波長研究」と題する論文を発表しました。[34]その中で、著者らはさまざまな情報源を使用して、「若い星形成領域から発生する放射が、サンプルの星形成銀河で数百度の温度を引き起こす主な塵加熱源である」ことを実証しています。[34]最初のデータソースはSDSSであり、そこから強い輝線を持つ14,610のスペクトルが選択されました。次に、これらの14,610のスペクトルは、他の波長範囲の測光スカイサーベイのソースと相互識別されました。それらは、1)紫外線用のGALEX 、2)近赤外線用の2MASSサーベイです。 3)異なる波長の赤外線については、広域赤外線サーベイ・エクスプローラー全天ソースカタログ、4)遠赤外線についてはIRASサーベイ、5) 電波についてはNVSSサーベイである。最後の 2 つのサーベイでは、SDSS オブジェクトのごく一部しか検出されなかった。結果の中には、数百度の高温ダストを持つ最高等級の銀河 20 個がリストされている。この 20 個のうち、すべて GP および/または LCG に分類できる。[34]また、結果の中には、サンプル銀河の広い波長範囲での光度も含まれている。最高光度では、サンプル銀河の発光点は、高赤方偏移のライマンブレイク銀河の発光点に近かった。[34]
2014年1月、著者のA. ジャスコット、M. オイ、J. ザルツァー、A. ヴァン システィーン、M. ヘインズは、アメリカ天文学会第223回会議で「中性ガスと低赤方偏移スターバースト：落下から電離まで」と題した発表を行った。[35]発表には、アレシボ天文台のレガシー高速ALFA調査（ALFALFA）のデータが含まれていた。著者らはGPの光学スペクトルを分析し、「ALFALFA調査はスターバーストを誘発する外部プロセスの役割を示しているが、グリーンピースはスターバーストの放射線が外部環境に影響を及ぼす可能性があることを示している」と結論付け、「グリーンピースはライマン連続波（LyC）の放射線に対して光学的に薄い可能性が高い」ことを発見した。[35]
2014年6月、著者のA. ジャスコットとM. オイは「グリーンピース銀河における電離光子の起源と光学的深さ」と題する会議報告書を発表しました。[36]これは、2013年のギジェルモ・ハロ会議に基づく「近距離と遠距離の巨大な若い星団：天の川から再電離まで」に掲載されています。詳細については、ジャスコットとオイによる2つの論文を参照してください。
2015
2015年5月、著者のA. Henry、C. Scarlata、CL Martin、D. Erbは、天体物理学ジャーナルに「グリーンピースからのLyα放射：銀河系周囲のガス密度、被覆、運動学の役割」と題する論文を発表しました。[37]この論文では、ハッブル宇宙望遠鏡のCosmic Origins Spectrographを使用した高解像度分光法を使用して、10個のグリーンピースを紫外線で研究しました。この研究は、グリーンピースが若い宇宙で観測された遠方の高赤方偏移銀河と同様に強いLyα放射を持つことを初めて示しました。 [37] Henryらは、Lyαがグリーンピースからどのように逃げるかを決定する物理的メカニズムを調査し、中性水素柱密度の変動が最も重要な要因であると結論付けました。[37]詳細については、「グリーンピースからのライマンアルファ放射」を参照してください。
2016
2016年5月、著者のミランダ・CP・ストラウブは、オープンアクセスジャーナル「Citizen Science: Theory and Practice」に「市民科学者にチャンスを与える: ボランティア主導の科学的発見の研究」という研究論文を発表しました。[4]要約には、「グリーンピースと呼ばれる銀河のクラスの発見は、ボランティアによって行われた科学的研究の一例です。このユニークな状況は、Galaxy Zooと呼ばれる科学クラウドソーシングWebサイトから生まれました。」と書かれています。[4]
2016 年 4 月、ヤンらは「グリーンピース銀河が Lyα 脱出の秘密を明らかにする」という論文を発表しました。 [38] HST/COS で観測された 12 個の GP のアーカイブ ライマンアルファ スペクトルが分析され、放射伝達モデルでモデル化されました。ライマンアルファ (LyA) 脱出率がさまざまな特性にどのように依存するかが調査されました。12 個の GP はすべて、高赤方偏移放射体と同様の LyA 線を放射しており、LyA 相当幅分布を示しています。[38]調査結果の中には、LyA 脱出率が金属量に大きく依存し、ダストの消光に中程度に依存することが含まれています。論文の結果は、LyA 脱出には H1 列密度の低さと金属量の低さが不可欠であることを示唆しています。「結論として、GP は LyA 放出体における LyA 脱出を研究する比類のない機会を提供します。」[38]
2017
2017 年 1 月に開催されたアメリカ天文学会第 229 回大会での発表で、マット・ブロビーとフィリップ・カーレットは 2 つの GP の観測とその X 線放射について説明しています。 [39]彼らは、チャンドラGO: 16400764 とハッブル GO: 13940の両方の宇宙望遠鏡プログラムを使用して、J0842+1150 と SHOC 486 の両方の GP である高輝度コンパクト銀河を調査しています。彼らは次のように結論付けています。1) これらは GP の最初の X 線観測です。[39] 2) 調査した 2 つの GP は、Lx-SFR-Z 平面関係の最初のテストであり、これと一致しています。[39] 3) 低金属量の銀河は、通常の金属量の星形成銀河に比べて X 線放射が強化されています。[39] 4) GP は、初期宇宙の X 線出力の予測に役立ちます。[39]
2017年3月、ヤンらは天体物理学ジャーナルに「グリーンピース銀河のLyαと紫外線サイズ」という論文を発表しました。[40]著者らは、6つのHSTプログラムから取得したHST / COS LyAスペクトルを持つ43のGPの統計サンプルでライマンアルファ（LyA）脱出を研究しました。[40]彼らの結論は次のとおりです。1）ダストの消滅と金属量の全範囲をカバーするGPを使用して、約3分の2が強力なLyA放射体であることを発見しました。これは、GPが一般に「近傍宇宙の高z（赤方偏移）ライマンアルファ放射体（LAE）の最良の類似体」であることを裏付けています。[40] LyA脱出率は、いくつかのLyA運動学的特徴と反相関を示しています。3）著者らは、ダストの消滅や金属量などの銀河の特性に対するLyA脱出の依存性に関して多くの相関関係を発見しました。[40]）単殻放射伝達モデルはGPのほとんどのLyAプロファイルを再現できる。[40]）LyAの脱出率、ダストの消散、およびLyAの赤色ピーク速度の間の経験的な線形関係。[40]
2017年8月、Yangらは「グリーンピース銀河におけるLyαプロファイル、ダスト、およびLyα脱出率の予測」という研究論文を天体物理学ジャーナルに発表した。[41]著者らは、GPは高赤方偏移ライマンアルファ（LyA）放射銀河の近傍類似体であると述べた。[41] HST-COS MASTアーカイブのスペクトルデータを使用して、24個のGPのLyA脱出と、LyAおよびUV連続放射の空間プロファイルが研究された。[41]結果には以下が含まれる。1) 2Dスペクトルと1D空間プロファイルからLyAとUVのサイズを比較したところ、ほとんどのGPはUV連続放射よりも拡張されたLyA放射を示すことがわかった。2) 8個のGPについて、青方偏移および赤方偏移速度でのLyA光子の空間プロファイルを比較した。3) LyA脱出率は、LyAとUVのサイズ比と比較された。 LyAの逃避率が10%を超えるGPは「よりコンパクトなLyA形態を持つ傾向がある」ことが判明した。[41]
2017年10月、ロフトハウスらは王立天文学会月報に次のような研究論文を発表しました。[42] 著者らは、SWIFTおよびPalm 3K機器の積分フィールド分光法を使用して、1、2、4、5の番号が付けられた4つのGPの空間分解分光分析を実行しました。[42]結果の中には、GP 1と2は回転サポート（回転中心を持つ）であるのに対し、GP 4と5は分散が支配的なシステムであるというものがあります。[42] GP 1と2は、進行中または合体を示す形態を示しています。しかし、GP 4と5は最近の相互作用の兆候を示さず、同様の星形成率を示しています。これは、合体が「これらのタイプの銀河で高い星形成を促進するために必要な要件ではない」ことを示しています。[42]
2017年12月、著者のジャスコット、オイ、スカーラタ、ダウドは、アストロフィジカル・ジャーナル・レターズに「グリーンピースの運動学と光学的深さ：候補LyCエミッターの抑制されたスーパーウィンド」と題した論文を発表しました。[43]論文の中で、彼らは、スーパーウィンドが若いスターバースト銀河から中性ガスを除去し、それが今度は星形成銀河からのライマン連続光子の脱出を制御する方法について、現在の考え方が説明していると述べています。しかし、モデルは、最も極端にコンパクトなスターバーストでは、それらのスーパーウィンドは発射されない可能性があると予測しています。著者らは、ハッブル宇宙望遠鏡の観測を使用して、GPで低い光学的深さを生成するための流出の役割を調査しています。[43]彼らは、紫外線吸収の運動学と、ライマンアルファ脱出率、ライマンアルファピーク分離、または低電離吸収を比較しています。最も極端なGPは最も遅い速度を示しており、「抑制されたスーパーウィンドのモデルと一致しており、流出がLyCの銀河からの脱出の唯一の原因ではない可能性があることを示唆している。」[43]
2021
この研究では、Zoogems プロジェクトの一環として撮影されたエンドウ豆の画像を使用して、レオナルド クラークと著者らが PG コンテンツを調べて星のさまざまな年齢について調べ、中心の星形成クラスターの年齢は最大 5 億年であるのに対し、おそらくホスト銀河の星である、より古く 10 億年以上と考えられている星があることを発見しました。[44]エンドウ豆は、大量の水素イオン化放射線を放出する唯一の種族であり、最古の銀河の代わりとなるため、集中的に研究されてきました。[44]しかし、クラークらは、最初の銀河の最初期段階では、古い星が大量に存在することはあり得なかったと主張しています。エンドウ銀河内の古い星と新しい星の混合により、銀河風と元素保持に影響を与える可能性のあるさまざまな重力条件が作り出される可能性があります。彼らの結論は、エンドウ銀河が再イオン化の時代を引き起こした銀河の実際の類似物ではないことを示唆している。[44]
2023
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2023年1月に行われたこの研究では、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の早期観測データを使用して、赤方偏移z~8の3つの銀河の近赤外線分光器を分析し、金属量、ガス温度、イオン化を判定しました。[45]科学者たちは、堅牢な測定手順を使用して、その存在量と輝線比を近くのグリーンピース銀河のサンプルと比較しました。JWSTデータは、これらのグリーンピース銀河と3つの高赤方偏移銀河の間にさらなる類似点を示しています。これらの3つの銀河は、すべての赤方偏移で輝線が優勢な銀河に典型的なコンパクトな形態を示しており、グリーンピースとの類似性に基づくと、「これらは宇宙の再イオン化を積極的に推進している銀河の最初の静止光学スペクトルである可能性が高い」[45] 。
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ローズらが使用したJWST画像はSMACS 0723と呼ばれ、その中で特に遠くに見える3つの銀河が分光観測によって追跡された。[46] 3つの銀河のスペクトルがGPに似ていたため、ローズらはこれに注目した。バージニア大学の天文学者トリン・トゥアンは、遠方の3つの銀河とGPの類似性を見て驚いたと述べている。[46] JWST以前は、最も遠いGPはビッグバンから約100億年後に測定されていた。ジュネーブ大学の天文学者ダニエル・シェーラーは、 GPは現在ビッグバンからわずか7億年後から測定できると述べ、「まったく驚くべきことだ」と語った。[46] 2016年にネイチャー誌で報告されたように、GPは電離放射線の強力な発生源であり、初期宇宙を「暗黒時代」から解放できると考えられている。トゥアン氏は「私は今、これらの星形成矮小銀河が再イオン化の原因であると本当に考えている」と述べた。[46]
2024
2024年1月に天体物理学ジャーナルに掲載された研究では、ジェットがGPとグリーンビーンズに与える影響を調査している。[47] SDSSとRadio Sky at 20cm調査から選ばれた12の対象を使用して、研究チームは、各銀河に対して2つの位置角度でLarge Binocular Telescope–Multi-Object Double Spectrographの長スリット分光法を使用している。1つはジェットの方向と一致し、もう1つはそれに垂直である。[47]これらのスリットに沿って[OIII]放射をトレースすることにより、研究チームはジェットの拡張を評価することを目指したが、その結果、 EELRには優先方向がないことが明らかになった。[47] [OIII]放射の拡張を[OII]放射と比較すると、[OII]放射は銀河面に沿ってより広い範囲に広がっていることがわかり、[OII]と恒星プロセスとのより強い関連性を示唆している。[47]
ブルーベリー銀河
ブルーベリー銀河（BG）は、GP のより暗く、より質量が小さく、より距離が短い対応物です。[48]これらは通常、非常に高い電離率を持つ非常に小さな矮小スターバースト銀河であり、スターバースト銀河の中で最も低い恒星質量と金属量を持っていますが、[49]「巨大な」BG も研究されています。[50] 2 つの BG は、最も金属の少ない銀河として知られていますが、より大きなサンプルは、GP と同様に低密度環境に存在します。[49] BG は GP よりもコンパクトで、天の川銀河の 1/3000 未満の大きさです。[51] BG は、年齢の中央値が ≤70 Myr である、最も若いクラスの星形成銀河の 1 つです。[52]
Huan (2017) は 40 個の BG のサンプルを特定しましたが、LAMOST DR9 調査のデータを使用して、はるかに大きなサンプルが取得されました。[53] Siqi Liu と他の著者は、270 個のブルーベリー、GP、および「パープル グレープ」を発見しました。[54]観測により、1,417 個の新しいコンパクト銀河が見つかりました。これは、以前に知られていた数のほぼ 2 倍です。[54] 中国の研究者は、測光バンドの輝線の位置が異なるために色が異なるコンパクト銀河の星形成率、金属量、環境の体系的な研究を行いました。[55]ブルーベリーは、2007 年 12 月に GP が発見された直後に命名されたため、植物のテーマが継続されています。2011 年、Izotov と他の著者は、GP、ブルーベリー、パープル グレープが異なる距離にある明るいコンパクト銀河であると書いています (以下を参照)。[24]
J0925+1403とLyC漏出
2016年1月、ネイチャー誌に「コンパクトな星形成矮小銀河からのライマン連続光子の8%の漏洩」という論文が掲載された。著者はYI Izotov、I. Orlitová、D. Schaerer、TX Thuan、A. Verhamme、NG Guseva、G. Worseck。[11]要旨には「観測宇宙論における重要な問題の1つは、宇宙の暗黒時代後の宇宙の電離の原因となる発生源の特定である」とある。[11]また、「ここでは、コンパクトさと高い励起のために選ばれた近くの低質量星形成銀河J0925+1403の遠紫外線観測結果を提示する...この銀河は電離放射線を「漏洩」しており、その漏洩率は7.8%である」とある。[11]これらの放射線レベルは、再イオン化と呼ばれる時代に出現した宇宙で最初の銀河の放射線レベルに似ていると考えられています。これらの発見により、研究チームは、J0925が自身の恒星質量の最大40倍の銀河間物質をイオン化できると結論付けました。[11]この研究は、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器を使用して行われた観測の結果です。[56]
GP J0925 は、宇宙で最も遠く、したがって最も古い銀河に似ていると考えられており、LyC を「漏らす」ことが示されている。[57] [58] [59]それは約 30 億光年 (赤方偏移 z=0.301) 離れており、これは現在の宇宙の年齢の約 75% に相当します。[11] [59]共著者の Trinh Thuan は声明で次のように述べています。「この発見は、今日の宇宙となった宇宙の形成初期に起こった再イオン化現象を調査するための良い場所を与えてくれるため、重要です。」[59]彼はまた、「ハッブルを使用して追加の観測を行うと、このタイプの銀河から光子が放出される方法や、宇宙の再イオン化を引き起こしている特定の銀河タイプについて、よりよく理解できるようになると期待しています。」[59]彼は結論として、「これらは、初期宇宙に時間を遡るプロセスにおける重要な観測です。」と述べています。[59]
J1152+3400、J1333+6246、J1442-0209、J1503+3644 における LyC 検出
2016年10月、MNRASに「4つの低赤方偏移コンパクト星形成銀河からの高ライマン連続光漏洩の検出」と題する研究が発表されました。著者は、YI Izotov、D. Schaerer、TX Thuan、G. Worseck、NG Guseva、I. Orlitova、A. Verhammeです。[12]要約には、「Izotovら（2016年）[上記]で報告された最初の検出に続き、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された宇宙起源分光器（COS）で観測された他の4つのコンパクト星形成銀河のライマン連続光（LyC）放射の検出を紹介します」と記載されています。
この研究には、1つの銀河に集中したIzotov et al. 2016 (a)の方法と結果が含まれていますが、上記の論文Izotov et al. 2016 (b)には、LyC漏出がある4つの銀河に関する結果が含まれています。この記事に記載されているように、LyCを漏出する他の既知の局所銀河と比較すると、Izotov et al. 2016 (a & b)は、既知の漏出銀河の数を2倍にしています。[12] [11]
ライマンアルファ放射
2015年5月、著者のアライナ・ヘンリー、クラウディア・スカルラタ、クリスタル・マーティン、ドーン・エルブは、「グリーンピースからのLyα放射：銀河周縁部のガス密度、被覆、運動学の役割」と題した論文を発表しました。[37] この研究の動機は、なぜ一部の銀河はLyα放射を持ち、他の銀河は持たないのかを理解することでした。銀河内の多くの物理的条件がこのスペクトル特性の出力を制御しているため、その放射を理解することは、銀河がどのように形成され、銀河間環境にどのような影響を与えるかを理解するために根本的に重要です。
Henry らは、GP は赤方偏移 = z > 2 で銀河に似ており、これらの赤方偏移では Lyα が一般的であることから、GP でも Lyα が一般的であると仮定しました。「説明」にあるように、COS を使用した HST の観測により、10 個の GP のサンプルでこれが真実であることが証明されました。[37]右側に示されているスペクトルは、ゼロ速度付近で放出される Lyα 光子の共鳴散乱を示しています。GP に関する豊富なデータと COS スペクトルを組み合わせることで、Henry らは Lyα 出力を制御する物理的メカニズムを調査することができました。これらの著者は、Lyα 光子を散乱させる中性水素ガスの量の変化が、サンプルの Lyα 出力の 10 倍の違いの原因であると結論付けました。[37]
GP J1219のスペクトル（画像は「説明」にあります）は、他の9つのGPと比較して、非常に強いフラックス測定値を示しています。[37]実際、GP J1219の値に近い値を持つのはGP J1214だけです。また、いくつかのGPの二重ピークと放出の速度値にも注目してください。これは、GPへの物質の流入と流出を示しています。[37]
A. ジャスコットとMS オイによる論文
2013 年 4 月、著者の A. ジャスコットと M. オイは、天体物理学ジャーナルに「グリーンピース銀河における電離放射線の起源と光学的深さ」と題する論文を発表しました。[32] 6 つの「極端な」GP が研究されています。これらを使用して、研究者らは、紫外線放射とGP から逃げている可能性のある大量の高エネルギー光子を生成している原因の可能性のリストを絞り込もうとしています。 [32] GP などの近くの銀河でこれらの光子を観測しようとすることで、初期宇宙における銀河の振る舞いに関する理解が革命的に変わる可能性があります。GP は、130 億年前の再電離期の宇宙の発展における重要なマイルストーンを天文学者が理解するのに役立つ魅力的な候補であると報告されています。[ 60]
2014 年 2 月、著者の A. ジャスコットと M. オイは、「グリーンピース銀河における電離光子の起源と光学的深さ」と題する会議レポートを発表しました。[36]これは、2013 年のギジェルモ・ハロ会議に基づく「近距離および遠距離の巨大若年星団: 天の川から再電離まで」に掲載される予定です。この出版物で、ジャスコットとオイは次のように書いています。「現在、マゼラン望遠鏡の IMACS と MagE、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の COS と ACSからの観測を分析して、 WR (ウォルフ・ライエ星) と衝撃電離シナリオを区別し、GP の光学的深さを確認しています。[36] より深い IMACS スペクトルに WR の特徴が見られないことは、暫定的に衝撃シナリオを支持していますが、検出限界ではまだ WR光電離仮説が明確に排除されていません。」[36]
Cardamone 2009 論文の物理学
この論文が発表された時点では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって撮影されたグリーンピース（GP）はわずか5つでした。これらの画像のうち3つは、GPが明るい星形成の塊と、最近または進行中の銀河合体を示す低表面密度の特徴で構成されていることを示しています。[1]これら3つのHST画像は、2005年の局所紫外線（UV発光）銀河の研究の一環として撮影されました。 [61]大規模な合体では活発な星形成が行われていることが多く、右側には銀河質量に対する比星形成率（SFR / 銀河質量）をプロットしたグラフが表示されています。[62]このグラフでは、GPがGalaxy Zoo Merger Sample（GZMS）の3003の合体と比較されています。[63]このグラフは、GPが矮小銀河に典型的な低質量と、GZMSと比較した場合のはるかに高い星形成率（SFR）を持っていることを示しています。黒い破線は、10 M ☉ /年（約 10 太陽質量）の一定の SFR を示しています。ほとんどの GP の SFR は 3 から 30 M ☉ /年（約 3 から 約 30 太陽質量）の間です。
GP は稀です。GZ の画像バンクを構成する 100 万のオブジェクトのうち、251 個の GP しか見つかりませんでした。これらの 251 個のうち、恒星スペクトルの大気汚染のために 148 個を破棄せざるを得なかった後、残った最も高い信号対雑音比を持つ 103 個が、スターバーストと活動銀河核を分離する Baldwin、Phillips、および Terlevich による古典的な輝線診断を使用してさらに分析されました。[64] 80 個がスターバースト銀河であることがわかりました。[1]左のグラフは、103 個の狭線 GP (輝線の SNR が 3 以上であるものすべて) を 10 個の活動銀河核(青いダイヤモンド)、13 個の遷移オブジェクト (緑の十字)、および 80 個のスターバースト (赤い星) に分類しています。実線は Kewley らによるものです。 (2001) 最大のスターバースト寄与（Ke01と表示）。[65] [66]破線は、カウフマンら（2003）が純粋に星形成天体とAGN（Ka03と表示）を分離したものです。[67]
GP は、スペクトル連続体の他の部分と比較して強い [OIII] 輝線を持っています。SDSSスペクトルでは、これが [OIII] を頂点とする大きなピークとして現れます。[68] [OIII] の波長 (500.7 nm) は、等価幅(Eq.Wth.) を使用して GP の光度を決定するために選択されました。右側のヒストグラムは、水平スケールで 10,000 個の通常の銀河 (赤でマーク)、紫外線で明るい銀河 (青でマーク)、GP (緑でマーク) を比較した Eq.Wth. を示しています。[1]ヒストグラムからわかるように、GP の Eq.Wth. は、紫外線で明るい銀河などの多産なスターバースト銀河の場合でさえ、通常よりもはるかに大きいです。[69]
Cardamone らの論文では、他のコンパクト銀河、すなわち青色コンパクト矮小銀河や紫外線発光銀河と、局所的およびはるかに遠方にある比較が行われている。[70]研究結果によると、GP は超青色コンパクト矮小銀河とは異なるクラスの銀河を形成しているが、青色コンパクト矮小銀河カテゴリの最も明るいメンバーに類似している可能性がある。[71] GP は、ライマンブレイク銀河やライマンアルファ放射体などの紫外線発光高赤方偏移銀河にも類似している。[72] [73] [74] GP で発生する基礎プロセスが紫外線発光高赤方偏移銀河で見られるものと類似している場合、GP は初期宇宙で一般的だった星形成モードの最後の名残である可能性があると結論付けられている。[1] [75] [76]
右のヒストグラムに示されているように、GP は星間赤化値が低く、ほぼすべての GP でE ( B - V ) ≤ 0.25 となっています。示されている分布は、特に一般的な星形成銀河やスターバースト銀河と比較した場合、星形成 GP の線状放射領域がそれほど赤化していないことを示しています。[1]この低い赤化と非常に高い紫外線輝度の組み合わせは、局所宇宙の銀河ではまれであり、より高い赤方偏移の銀河でより一般的に見られます。[77]
Cardamone らは、GP は金属量が低いが、存在する酸素は高度にイオン化されていると説明しています。平均的な GP の金属量は log[O/H]+12~8.69 で、どの標準値を使用するかによって、太陽または太陽以下の金属量になります。[1] [78] [79] [80] [81] GP は一般に質量と金属量の関係と一致していますが、最高質量の端で関係から外れるため、傾向には従いません。GP にはさまざまな質量がありますが、比較対象のサンプルよりも金属量は均一です。[82]これらの金属量は、Peas などの低質量銀河でよく見られます。[1]
SDSSの光学画像だけでなく、GALEXサーベイの測定値も紫外線値の決定に使用されました。[83]このサーベイは深さと面積がよく一致しており、サンプルされた251のGPのうち139がGALEXリリース4（GR4）に含まれています。[84] GALEXで検出された80の星形成GPのうち56の平均光度は、約300億（約300億太陽光度）です。
カルダモネの論文をまとめる際、ガス吸収線フィッティング（GANDALF）を使用してスペクトル分類が行われました。[1]この洗練されたコンピュータソフトウェアは、SDSSスペクトルの解析に協力したマーク・サージによってプログラムされました。[85]
カルダモネ2009年論文の分析
これらの値はCardamone 2009 et al.の16～17ページの表4からのもので、ここで分析された80個のGPを示しています。[1] 18桁の長い数字はSDSS DR7の参照番号です。
色の選択は、3つの光学フィルターのレベルの違いを利用して、これらの色制限を捉えることによって行われました：ur ≤ 2.5 (1)、ri ≤ -0.2 (2)、rz ≤ 0.5 (3)、gr ≥ ri + 0.5 (4)、ur ≥ 2.5 (rz) (5)。[1] 右側の図（論文にある2つの図のうちの1つ）を見ると、この色選択の有効性がわかります。色-色図には、GPと類似の赤方偏移にある約100個のGP（緑の十字）、10,000個の比較銀河（赤い点）および9,500個の比較クエーサー（紫色の星）が表示されています。黒い線は、これらの数字が図上でどのようになっているかを示しています。
GPを天の川銀河と比較すると、これらの星形成率を視覚化するのに役立ちます。平均的なGPの質量は、約32億M ☉（約32億太陽質量）です。[1]天の川銀河（MW）は渦巻き銀河で、質量は約112万5000万M ☉（約112万5000万太陽質量）です。[86]つまり、MWの質量は約390GPです。
研究によると、MWは年間約2 M☉（年間約2太陽質量）の星間物質を恒星に変換することがわかっています 。 [ 87 ]平均的なGPは年間約10 M☉ （年間約10太陽質量）の星間ガスを恒星に変換しており、これはMWの約5倍の速度です。[1]
SQLプログラミングが関与する前のGPを認識するための元々の方法の1つは、SDSSがSkyserver内でGPをラベル付けする方法に関する矛盾によるものでした。[88] SDSS分光パイプラインによって銀河スペクトルを持つと識別された元のGPサンプル251個のうち、銀河としてSDSSスペクトルファイバー割り当ての対象になったのは7個だけで、244個は対象ではありませんでした。[1] [89]
R. Amorin、JM Vilchez、E. Perez-Montero による論文
2010 年 6 月、著者 R. Amorín、E. Pérez-Montero、JM Vílchez は、The Astrophysical Journal letters に「酸素と窒素の化学量と「グリーンピース」銀河の進化について」と題する論文を発表しました。この論文では、Cardamone らによる GP の元の論文[1] [6]で計算された金属量に異議を唱えています。Amorin らは、Cardamone らとは異なる方法論を使用して、80 個の「スターバースト」GP について、以前の値 (太陽の約 20% または太陽の 5 分の 1) の 5 分の 1 (20%) を超える金属量を算出しました。これらの平均値は log[O/H]+12~8.05 であり、2 つの論文の値の間には 0.65dex の明らかなオフセットがあります。アモリンらは、これらの80個のGPについて、カルダモーネらが使用した強線法ではなく直接法を使用して、物理的特性と酸素および窒素イオン存在量を計算した。[90]これらの金属は、銀河に存在する物質の大部分を構成する水素とヘリウムを汚染する。これらの金属は超新星で生成されるため、銀河が新しいほど、含まれる金属は少なくなる。GPは近くの、つまり最近の宇宙にあるため、以前の銀河よりも金属が多くあるはずだ。
アモリンらは、窒素の存在量を含む金属の量が通常の値と異なり、GP はカルダモネらの結論にあるように質量と金属量の関係と一致しないことを発見しました。[1] [91]この分析は、GP が真に金属の少ない銀河であると考えられることを示しています。彼らは次に、この酸素の不足は最近の相互作用によって引き起こされたガスの流入によるものであり、おそらく超新星風によって引き起こされた選択的な金属に富むガスの損失と相まって、彼らの発見を説明できると主張しています。[82] [92]これはさらに、GP での激しい星形成によりガスが急速に濃縮されるため、GP の寿命が非常に短い可能性が高いことを示唆しています。[6]
2011 年 5 月、R. アモリン、JMVilchez、E. ペレス モンテロは、「グリーンピース銀河の性質の解明」と題する会議論文を発表しました。[26]この中で彼らは最近の科学的成果をレビューし、カナリア大望遠鏡での最近の観測に関する近日発表論文を発表しました。[26]この論文は、2010 年の欧州各国天文学会議 (JENAM) での発表を修正したレポートでもあります。[93]彼らは、グリーンピース銀河は金属の少ない、明るく非常にコンパクトなスターバースト銀河の真の集団であると結論付けています。データの中には、彼らが行った調査結果を示す 5 つのグラフがあります。アモリンらは、カルダモンではなくイゾトフによって計算された質量を使用しています。[6] [24]アモリンらが計算した金属量は、グリーン ピー銀河の質量の 1/3 未満です。カルダモネの見解ではなく、イゾトフの見解に同意するか、その逆かを判断する。[6] [24]
最初のグラフ (左側、論文の図 1) は、窒素/酸素と酸素/水素の存在比をプロットしたものです。SDSS 星形成銀河の 2D ヒストグラムは対数スケールで示され、GP は円で示されています。これは、GP が金属に乏しいことを示しています。
2 番目のグラフ (右側、論文の図 2) は、O/H と恒星質量の関係をプロットしたものです。SDSS SFG の 2D ヒストグラムは対数スケールで表示され、最も尤度の高い適合度は黒の実線で示されています。62 GP のサブセットは円で示され、最も線形に近い適合度は破線で示されています。比較のために、Amorinら2010 で示された 80 GP の完全なサンプルに対する二次適合度も示しています。比較のために、Erb らによる z ≥ 2 の SFG もアスタリスクで示されています。[6] [94]
_absolute_magnitude.jpg/500px-Oxygen-to-hydrogen_vs._B-Band_(rest-frame)_absolute_magnitude.jpg)
3 番目のグラフ (左側、論文の図 3) は、N/O と恒星の質量の関係をプロットしたものです。記号は図 1 と同じです。
4番目のグラフ（右側、論文の図4）は、O/H対Bバンド（静止フレーム）絶対等級をプロットしています。記号の意味は示されています。絶対等級を計算するために使用された距離（減光補正済み）は、すべてのケースで、分光赤方偏移と同じ宇宙論パラメータを使用して計算されました。破線は、Lee et al. 2004による光度-金属量関係（MZR）のHII銀河への適合を示しています。[95]
5番目のグラフ（左側、論文の図5）は、ガス質量分率と金属量をプロットしたものです。凡例に示されているように、異なる線は異なる収率でのクローズドボックスモデルに対応しています。白丸と黒丸は、MZRに適合するGPの上と下のGPです。ダイヤモンドは、図4と同じウォルフ・ライエ銀河の値です。[6]
GTC-OSIRIS分光測光法
2012年2月、著者のR. アモリン、E. ペレス モンテロ、J. ビルチェス、P. パパデロスは、「グリーンピースの星形成史と金属含有量。3つの銀河のGTC-OSIRIS分光測光法による新しい詳細」と題する論文を発表し、ロケ デ ロス ムチャチョス天文台のカナリア大望遠鏡を使用して行われた観測の結果を発表しました。彼らは高精度の装置を使用して、3つのグリーンピースの深部広帯域画像と長スリット分光法を収集しました。[10]
彼らの研究結果によると、3つのGPは比較的低い減光、低い酸素存在比、高い窒素酸素比を示している。[10]また、ウォルフ・ライエ星の明確な特徴も報告されており、その集団（約800〜約1200）が見つかっている。[10]集団モデルと進化統合モデルの組み合わせは、スターバーストが形成史を支配していることを強く示唆している。[10]これらのモデルによると、これら3つのGPは現在、恒星質量の約4％〜約20％を生み出す大規模なスターバーストを起こしている。しかし、これらのモデルが示唆するように、これらは数十億年前にほとんどの恒星質量を形成した古い銀河である。[10]古い星の存在は、3つの銀河のうちの1つでマグネシウムの検出によって分光学的に確認されている。[10]ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブのデータを使用した表面測光によると、3つのGPは指数関数的に低い表面輝度エンベロープを持っていることが示されている（低表面輝度銀河を参照）。[10]これは、GPが局所的な青色コンパクト矮小銀河の形成史における主要なエピソードと識別可能であることを示唆している。[10]
3つの銀河は（SDSSの参照を使用）[10]
- 587724199349387411
- 587729155743875234
- 587731187273892048
明るいコンパクト銀河との比較
2011 年 2 月、ユーリ・イゾトフ、ナタリア・グセバ、トリン・トゥアンは「グリーンピース銀河とコホート: スローン デジタル スカイ サーベイにおける高輝度コンパクト輝線銀河」と題する論文を発表し、グリーンピース銀河を調査し、これを 803 個の高輝度コンパクト銀河 (LCG) のより大きなセットと比較しました。[24]彼らは、カルダモネらとは異なる一連の選択基準を使用しています。これらの基準は、a) 水素ベータ輝線の 3×10^40エルグs^-1 を超える高い減光補正光度 (水素スペクトル シリーズを参照)、b) 5 nm を超える高い等価幅、c) 正確な存在量の決定を可能にする 436.3 nm 輝線での強い [OIII] 波長、d) SDSS 画像上のコンパクトな構造、e) 明らかな活動銀河核の分光学的特徴の欠如です。[24]
その結論（短縮版）は次のとおりです。
- 選択された銀河の赤方偏移は0.02から0.63で、GPと比較すると2倍以上の範囲です。彼らは、LCGとGPの特性が青色コンパクト矮小銀河に似ていることを発見しました。SDSSを使用して輝線銀河の色が距離とともに変化する様子を説明し、GPはより大きなLCGサンプルの狭い赤方偏移範囲内のサブサンプルにすぎないと結論付けています。[24]
- 水素ベータ光度に上限はなかったが、LCGを約3x10^42エルグs^-1の限界に制限する「自己制御」メカニズムがあることがわかった。[24]
- [OIII]の波長500.7nmと水素ベータの比と[NII]の波長658.3nmと水素アルファの比では、LCGは診断図で最も励起が高い星形成銀河の領域を占めています。しかし、活動銀河核も診断図のこの領域にあります。[24]
- LCG の酸素存在量 12 + log O/H は 7.6～8.4 の範囲にあり、中央値は約 8.11 で、Amorin らによる GP のサブセットの解析を裏付けています。[6] [24]この範囲の酸素存在量は、近くの低光度の青色コンパクト矮星に典型的です。これらの結果は、Cardamone らによる元の酸素存在量の中央値 12 + log O/H = 約 8.7 が過大評価されていることを示しており、これはAmorin らや Izotov らによる直接的な方法ではなく、異なる経験的な方法が最初に使用されたためです。 [1]酸素存在量は赤方偏移に依存しません。
- 光度-金属量図（論文の図8）では、LCGは近くの輝線銀河と比較して約2等級明るくシフトしています。LCGは、最も活発に星形成している銀河と同様に、一般的な光度-金属量関係を形成します。一部のLCGは、はるかに低い赤方偏移にもかかわらず、ライマンブレイク銀河（LBG）に似た酸素存在量と光度を持ち、そのためLCGを通じてLBGを研究することができます。[24]
無線検出
2012年2月、サヤン・チャクラボルティ、ナビーン・ヤダフ、アラク・レイ、カロリン・カルダモーネの4名の著者は、グリーンピース銀河の磁気特性を扱った「グリーンピースの電波検出：若い銀河の磁場への影響」と題する論文を発表しました。[29]この論文では、若い銀河の磁気の起源と進化について不可解な疑問を提起する予想外の結果をもたらした観測について説明しています。[29]年齢は、現在グリーンピース銀河で進行中の星形成を観察し、最新のスターバーストの年齢を推定することで推定されています。グリーンピース銀河は非常に若い銀河で、観測された恒星集団のモデルによると、年齢は約10^8（1億）年（天の川銀河の年齢の1/100 ）です。[29] GPがすべて同じスターバーストから始まったのか、それとも複数のスターバーストが続いたのかについては疑問が残る（より古い恒星集団は光を見ることができないため隠れている）。
Chakraborti らは、巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)のデータとKarl G. Jansky 超大型干渉電波望遠鏡(VLA) のアーカイブ観測データを使用して、32 個の GP からのスタックされたフラックスの VLA FIRST 検出と、ミリジャンスキー(mJy)レベルのフラックスが予想される 3 つの最も有望な候補をターゲットにした GMRT からの 3 回の 3 時間低周波観測に基づく一連の結果を作成しました。
チャクラボルティらは、GMRTによって観測された3つのGPの磁場はB~39μGであり、より一般的にはすべてのGPの磁場はB~30μGを超えることを発見した。これは、天の川銀河のB~5μGという数値と比較される。[29]現在理解されているのは、ダイナモ理論によるシードフィールドの増幅と銀河の寿命にわたるその作用に基づく磁場の成長である。 [29] GPの観測は、その考え方に疑問を投げかけるものである。
GP では一般に星形成率が高いため、多数の超新星が発生すると予想されます。超新星は電子を光速に近い高エネルギーまで加速し、電波スペクトル周波数のシンクロトロン放射を放出することがあります。
2021年、カネカールらは、グリーンバンク望遠鏡とアレシボ天文台を用いて、19個のグリーンペーパ銀河でHI 21cm線放射を初めて検出したと報告した。[96]彼らの結果は、グリーンピース銀河の原子ガス質量の最初の推定値を与えた。
参照
- 青色コンパクト矮小銀河 – 数十億個もの恒星から構成される小さな銀河
- 矮小銀河 – 数十億個もの恒星から構成される小さな銀河
- 銀河の形成と進化 – 宇宙論の分野
- グリーンビーン銀河 – クエーサーの電離エコーであると考えられる非常に珍しい天体
- Haro 11 – 彫刻家座の銀河 – ライマン連続光子を漏らすとされる 9 つの銀河のうちの 1 つ
- 銀河の一覧
- 発見の再発明 - オープンサイエンスの哲学を研究に適用することの利点に関する本。
- トロロ 1247-232 – うみへび座の銀河 –ライマン連続光子を「漏らす」ことが示されている 9 つの銀河のうちの 1 つ
- 紫外線天文学 – 紫外線波長における電磁放射の観測
参考文献
- ^ abcdefghijklmnopqrstu vwx C. Cardamone; K. Schawinski; M. Sarzi; SP Bamford; N. Bennert; CM Urry; C. Lintott; WC Keel; J. Parejko; RC Nichol; D. Thomas; D. Andreescu; P. Murray; MJ Raddick; A. Slosar; A. Szalay; J. Vandenberg (2009 年 12 月). 「Galaxy Zoo Green Peas: 極めてコンパクトな星形成銀河のクラスの発見」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (3): 1191–1205. arXiv : 0907.4155 . Bibcode :2009MNRAS.399.1191C.土井: 10.1111/j.1365-2966.2009.15383.x。S2CID 14663963。
- ^ スキッバ、ラミン（2023年1月10日）。「天文学者が宇宙初の銀河を発見したかもしれない - NASAの新しいJWST宇宙望遠鏡は、これまで考えられていたよりも早く形成された可能性のある銀河など、いくつかの宇宙の驚きを明らかにしました」。Wired 。 2023年1月10日閲覧。
- ^ MJ Raddick; G. Bracey; PL Gay; CJ Lintott; P. Murray; K. Schawinski; AS Szalay; J. Vandenberg (2010). 「Galaxy Zoo: 市民科学ボランティアの動機を探る」.天文学教育レビュー. 9 (1): 010103. arXiv : 0909.2925 . Bibcode :2010AEdRv...9a0103R. doi : 10.3847/AER2009036 . S2CID 118372704.
- ^ abc MCP Straub (2016年5月20日). 「市民科学者にチャンスを与える：ボランティア主導の科学的発見に関する研究」.市民科学：理論と実践. 1 (1): 5. doi : 10.5334/cstp.40 .
- ^ abc ニールセン、M. (2011)。 『発見の再発明：ネットワーク科学の新時代』プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-14890-8。
- ^ abcdefghij RO Amorín; E. Pérez-Montero; JM Vílchez (2010). 「酸素と窒素の化学的存在量と「グリーンピース」銀河の進化について」.アストロフィジカルジャーナルレター. 715 (2): L128–L132. arXiv : 1004.4910 . Bibcode :2010ApJ...715L.128A. doi :10.1088/2041-8205/715/2/L128. S2CID 117706457.
- ^ ab 「Galaxy Zoo Hunters が天文学者による希少な「グリーンピース」銀河の発見を支援」イェールニュース2009 年 7 月 27 日2009 年 12 月 29 日閲覧。
- ^ ab K. Nakajima & M. Ouchi (2014). 「銀河系内の星間物質のイオン化状態：進化、SFR-M*-Z依存性、イオン化光子の脱出」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (1): 900–916. arXiv : 1309.0207 . Bibcode :2014MNRAS.442..900N. doi : 10.1093/mnras/stu902 .
- ^ 「新しい宇宙の像が、最初の星の時代、宇宙の年齢などを明らかにする」NASA 2003年。2010年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年1月16日閲覧。
- ^ abcdefghijkl R. アモリン; E. ペレスモンテロ; JM ヴィルチェス; P.パパデロス (2012)。 「『グリーンピース』の星形成の歴史と金属含有量。3 つの銀河の新しい詳細な GTC_OSIRIS 分光測光」。天体物理学ジャーナル。749 (2): 185.arXiv : 1202.3419。Bibcode :2012ApJ...749..185A。土井：10.1088/0004-637X/749/2/185。S2CID 119231650。
- ^ abcdefg YI Izotov; I. Orlitova; D. Schaerer; TX Thuan; A. Verhamme; NG Guseva; G. Worseck (2016). 「コンパクトな星形成矮小銀河からのライマン連続光子の8パーセント漏洩」. Nature . 529 (7585): 178–180. arXiv : 1601.03068 . Bibcode :2016Natur.529..178I. doi :10.1038/nature16456. PMID 26762455. S2CID 3033749.
- ^ abc YI Izotov; D. Schaerer; TX Thuan; G. Worseck; NG Guseva; I. Orlitova; A. Verhamme (2016年10月). 「4つの低赤方偏移コンパクト星形成銀河からの高ライマン連続波漏洩の検出」. MNRAS . 461 (4): 3683–3701. arXiv : 1605.05160 . Bibcode :2016MNRAS.461.3683I. doi : 10.1093/mnras/stw1205 .
- ^ abc AE Jaskot & MS Oey (2014). 「低光学深度での Ly-alpha と低イオン化遷移の関連付け」.アストロフィジカルジャーナルレター. 791 (2): L19. arXiv : 1406.4413 . Bibcode :2014ApJ...791L..19J. doi :10.1088/2041-8205/791/2/L19. S2CID 119294145.
- ^ ab A. Verhamme; I. Orlitova; D. Schaerer; M. Hayes (2015 年 6 月). 「ライマンアルファを使用してライマン連続波を漏らす銀河を検出する」.天文学と天体物理学. 578 : A7. arXiv : 1404.2958 . Bibcode :2015A&A...578A...7V. doi :10.1051/0004-6361/201423978. S2CID 119255863.
- ^ 「HST プログラム 13293」。宇宙望遠鏡科学研究所。2014 年 3 月 5 日。2014年12 月 24 日閲覧。
- ^ 「Cosmic Origins Spectrograph Instrument Handbook for Cycle 22」（PDF）。Space Telescope Science Institute。2014年1月。p. COS Quick Reference Guide 。 2014年12月25日閲覧。
- ^ “Zoogems”. Zooniverse. 2018年2月2日. 2021年6月2日閲覧。
- ^ CJ Lintott; K. Schawinski; A. Slosar; K. Land; et al. (2008). 「Galaxy Zoo: Sloan Digital Sky Survey の銀河の視覚検査から得られた形態」. MNRAS . 389 (3): 1179–1189. arXiv : 0804.4483 . Bibcode :2008MNRAS.389.1179L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13689.x . S2CID 15279243.
- ^ C. Lintott、K. Schawinski、S . Bamford、A. Slosar、他 (2011)。「Galaxy Zoo 1: 約90万個の銀河の形態分類データの公開」。MNRAS。410 ( 1 ) : 166–178。arXiv : 1007.3265。Bibcode : 2011MNRAS.410..166L。doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17432.x。S2CID 56460191。
- ^ 「SDSS カラー」。スローン デジタル スカイ サーベイ。2010年 1 月 23 日閲覧。
- ^ Cardamone, Carolin; Schawinski, Kevin; Sarzi, Marc; Bamford, Steven P; Bennert, Nicola; Urry, C. M; Lintott, Chris; Keel, William C; Parejko, John; Nichol, Robert C; Thomas, Daniel; Andreescu, Dan; Murray, Phil; Raddick, M. Jordan; Slosar, Anže; Szalay, Alex; Vandenberg, Jan (2009). 「Galaxy Zoo Green Peas: Discovery of a class of compact extremely star-forming galaxies」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (3): 1191–1205. arXiv : 0907.4155 . Bibcode :2009MNRAS.399.1191C.土井: 10.1111/j.1365-2966.2009.15383.x。S2CID 14663963。
- ^ ab John J. Salzer、Anna L.Williams、Caryl Gronwall (2009)。「中間赤方偏移で約 L* 輝度の金属欠乏銀河の集団」。The Astrophysical Journal Letters。695 ( 1): L67–L71。arXiv : 0903.3948。Bibcode : 2009ApJ ...695L..67S。doi :10.1088/0004-637X/695/1/L67。S2CID 15896476 。
- ^ JJ Salzer; C. Gronwall; VA Lipovetsky; A. Kniazev; et al. (2000). 「KPNO 国際分光調査。I. 調査の説明」。天文学ジャーナル。120 ( 1): 80–94。arXiv : astro-ph/0004074。Bibcode : 2000AJ ....120 ... 80S。doi :10.1086/301418。S2CID 8569499 。
- ^ abcdefghijkl YI Izotov; NG Guseva; TX Thuan (2011). 「グリーンピース銀河とその仲間: スローンデジタルスカイサーベイにおける明るいコンパクト輝線銀河」.アストロフィジカルジャーナル. 728 (2): 161. arXiv : 1012.5639 . Bibcode :2011ApJ...728..161I. doi :10.1088/0004-637X/728/2/161. S2CID 120592066.
- ^ ab YI Izotov; NG Guseva; KJ Fricke & C. Henkel (2011). 「スローンデジタルスカイサーベイで発見された、広域赤外線サーベイエクスプローラー (WISE) による高温ダスト放出を伴う星形成銀河」.天文学と天体物理学. 536 : L7. arXiv : 1111.5450 . Bibcode :2011A&A...536L...7I. doi :10.1051/0004-6361/201118402. S2CID 118468602.
- ^ abcd R. Amorin; R. Perez-Montero & J.Vilchez (2012). 「グリーンピース銀河の性質を明らかにする」矮小銀河: 銀河の形成と進化の鍵天体物理学と宇宙科学の議事録。第28巻。Springer。pp. 243–251。arXiv : 1105.1477v1。Bibcode : 2012ASSP ... 28..243A。doi :10.1007/978-3-642-22018-0_28。ISBN 978-3-642-22017-3.S2CID 118588009 。
- ^ abcd LS Pilyugin; JM Vilchez; L. Mattsson; TX Thuan (2012). 「SDSSの全球輝線スペクトルからの存在量の決定: N/O比の高い天体の探索」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 421 (2): 1624–1634. arXiv : 1201.1554 . Bibcode :2012MNRAS.421.1624P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20420.x . S2CID 119263590.
- ^ ab SA Hawley (2012). 「グリーンピース型星形成銀河の豊富さ」太平洋天文学会刊行物. 124 (911): 21–35. Bibcode :2012PASP..124...21H. doi : 10.1086/663866 .
- ^ abcdefg S. Chakraborti; N. Yadav; C. Cardamone & A. Ray (2012). 「グリーンピースの電波検出：若い銀河の磁場への影響」.アストロフィジカルジャーナルレター. 746 (1): L6. arXiv : 1110.3312 . Bibcode :2012ApJ...746L...6C. doi :10.1088/2041-8205/746/1/L6. S2CID 55407853.
- ^ ab R. Amorín; JM Vílchez; G. Hägele; V. Firpo; et al. (2012). 「急速に形成するコンパクトで星形成銀河の複雑なガス運動学」. The Astrophysical Journal Letters . 754 (2): L22. arXiv : 1207.0509 . Bibcode :2012ApJ...754L..22A. doi :10.1088/2041-8205/754/2/L22. S2CID 118398057.
- ^ ab SL Parnovsky; IY Izotova & YI Izotov (2013). 「HアルファおよびUV光度と、明るいコンパクト銀河の大規模サンプルにおける星形成率」。天体物理学と宇宙科学。343 (1): 361–376。arXiv : 1209.3498。Bibcode :2013Ap&SS.343..361P。doi : 10.1007 /s10509-012-1253-9。S2CID 85449392 。
- ^ abcd AE Jaskot; MS Oey (2013). 「グリーンピース銀河における電離放射線の起源と光学的深さ」.アストロフィジカルジャーナル. 766 (2): 91. arXiv : 1301.0530 . Bibcode :2013ApJ...766...91J. doi :10.1088/0004-637X/766/2/91. S2CID 119110263.
- ^ 「HST OBSERVING PROGRAM 13293」。宇宙望遠鏡科学研究所。2014年3月13日閲覧。
- ^ abcd YI Izotov; NG Guseva; KJ Fricke & C. Henkel (2014). 「スローンデジタルスカイサーベイによる14000個の星形成銀河の多波長研究」.天文学と天体物理学. 561 : A33. arXiv : 1310.1559 . Bibcode :2014A&A...561A..33I. doi :10.1051/0004-6361/201322338. S2CID 118444440.
- ^ ab A. Jaskot; M. Oey; J. Salzer; A. Van Sistine; et al. (2014 年 1 月). 「中性ガスと低赤方偏移スターバースト: 落下から電離まで」.アメリカ天文学会会議要旨 #223 . AAS 会議 #223: 328.03. Bibcode :2014AAS...22332803J.
- ^ abcd AE Jaskot; MS Oey (2014). 「グリーンピース銀河におけるイオン化光子の起源と光学的深さ」。近くも遠くも巨大な若い星団: 天の川から再イオン化まで: 171. arXiv : 1402.4429 . Bibcode :2014mysc.conf..171J. ISBN 978-607-8379-01-9。
- ^ abcdefgh AL Henry; C. Scarlata; CL Martin; D. Erb (2015). 「グリーンピースからのLyα放射：銀河系周縁ガスの密度、被覆、運動学の役割」。 天体物理学ジャーナル。809 （1）：19。arXiv ： 1505.05149。Bibcode ：2015ApJ ... 809 ...19H。doi ：10.1088/0004-637X/809/1/19。S2CID 119210958。
- ^ abc フアン・ヤン; S.マルホトラ。 M.グロンケ。 JEローズ。 M. ダイクストラ。 A.ジャスコット。ジェンヤ・ジェン;王俊賢（2016年4月）。 「グリーンピース銀河がライマン・アルファ脱出の秘密を明らかにする」。天体物理学ジャーナル。820 (2): 130.arXiv : 1506.02885。ビブコード:2016ApJ...820..130Y。土井：10.3847/0004-637X/820/2/130。S2CID 118400206。
- ^ abcde M. Brorby; P. Kaaret (2017). 「グリーンピースがX線を放射：初期宇宙のアナログ銀河における極端な星形成」アメリカ天文学会. 229 : 222.02. Bibcode :2017AAS...22922202B.
- ^ abcdef 黄楊; S.マルホトラ。 M.グロンケ。 C.レザーラー。 A.ウォフォード。ジャン・ティエンシン。 M. ダイクストラ。 V.ティルヴィ。王俊賢（2017年3月）。 「グリーンピース銀河のライマンアルファとUVサイズ」。天体物理学ジャーナル。838 (1): 4.arXiv : 1610.05767。Bibcode :2017ApJ...838....4Y。土井：10.3847/1538-4357/aa6337。S2CID 119208742。
- ^ abcd 黄楊; S.マルホトラ。 M.グロンケ。 JEローズ。 C.レザーラー。 A.ウォフォード。ジャン・ティエンシン。 M. ダイクストラ。 V.ティルヴィ。王俊賢（2017年8月）。 「グリーンピース銀河における Lyα プロファイル、塵、および Lyα 脱出率の予測」。天体物理学ジャーナル。844 (2): 15.arXiv : 1701.01857。Bibcode :2017ApJ...844..171Y。土井：10.3847/1538-4357/aa7d4d。hdl :10852/60241。S2CID 56422449。
- ^ abcd EK Lofthouse; RCW Houghton; S. Kaviraj (2017). 「高赤方偏移星形成銀河の局所類似体：グリーンピースの積分場分光法」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (2): 2311–2320. arXiv : 1701.07015 . Bibcode :2017MNRAS.471.2311L. doi : 10.1093/mnras/stx1627 . hdl :2299/19471.
- ^ abc AE Jaskot; MS Oey; C. Scarlata; T. Dowd (2017年12月). 「グリーンピースの運動学と光学的深さ：候補LyCエミッターの抑制されたスーパーウィンド」.アストロフィジカルジャーナルレター. 851 (1): 6. arXiv : 1711.09516 . Bibcode :2017ApJ...851L...9J. doi : 10.3847/2041-8213/aa9d83 . S2CID 119416735.
- ^ abc Clarke, L.; Scarlata, C.; Mehta, V.; Keel, WC; Cardamone, C.; Hayes, M.; Adams, N.; Dickinson, H.; Fortson, L.; Kruk, S.; Lintott, C.; Simmons, B. (2021年5月6日). 「グリーンピース銀河で発見された古い恒星集団または拡散星雲連続体放射」.アストロフィジカルジャーナルレター. 912 (2): L22. arXiv : 2012.07668 . Bibcode :2021ApJ...912L..22C. doi : 10.3847/2041-8213/abf7cc . S2CID 229156094.
- ^ ab Rhoads, JE; Wold, IGB; Harish, S; Kim, KJ; Pharo, J.; Malhotra, S.; Gabrielpillai, A.; Jiang, T.; Yang, H. (2023年1月1日). 「JWSTで初期宇宙のエンドウ豆を見つける」.アストロフィジカルジャーナルレター. 942 (1): L14. arXiv : 2207.13020 . Bibcode :2023ApJ...942L..14R. doi : 10.3847/2041-8213/acaaaf . この記事には、CC BY 4.0 ライセンスの下で利用可能なこのソースからのテキストが組み込まれています。
- ^ abcd Hall, S. (2023年1月13日). 「これらの『グリーンピース』銀河は、宇宙の暗黒時代の終焉に貢献した可能性がある」. Nature . 613 (7944): 425–426. Bibcode :2023Natur.613..425H. doi :10.1038/d41586-023-00064-7. PMID 36639450. S2CID 255801108. 2024年2月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年2月26日閲覧。
- ^ abcd バート、香港;エッカート、A.ミスキッタ、P.バレンシア-S.、M.イッテルグレン、M. Zensus、A. (2024 年 1 月 8 日)。 「グリーンピース/ビーン銀河の[O iii]拡張子に対するジェットの影響」。天体物理学ジャーナル。960 (2): 119。ビブコード:2024ApJ...960..119B。土井：10.3847/1538-4357/ad0f28。
- ^ Dutta, S.; Bera, A.; Bait, O.; Narayan, CA; Sebastian, B.; Vaddi, S. (2024年6月13日). 「ブルーベリー銀河のHI画像は合体起源を示唆する」. MNRAS . 531 (4): 5140–5146. arXiv : 2406.08341 . doi : 10.1093/mnras/stae1490 .
- ^ ab Huan,Y.; Malhotra, Sangeeta; Rhoads,JE; Wang,J (2017年9月20日). 「ブルーベリー銀河: 最も質量の小さい若いスターバースト」. The Astrophysical Journal . 847 (1): 38. arXiv : 1706.02819 . Bibcode :2017ApJ...847...38Y. doi : 10.3847/1538-4357/aa8809 .
- ^ Paswan, A.; Saha, K.; Borgohain, A.; Leitherer, C.; Dhiwar, S. (2022年4月12日). 「SDSS-IV MaNGAにおける巨大な若いブルーベリーの周りの古いディスクの発見」.アストロフィジカルジャーナル. 929 (1): 17. arXiv : 2203.04207 . Bibcode :2022ApJ...929...50P. doi : 10.3847/1538-4357/ac5c4b .
- ^ Li Yuan (2022年3月30日). 「LAMOSTが発見したコンパクト銀河」. Phys.org . 2024年7月14日閲覧。
- ^ Biny, S.; Omkar, B. (2019年9月6日). 「高zの微弱なLAEの局所類似体からの電波連続放射：ブルーベリー銀河」.アストロフィジカルジャーナルレター. 882 (2): 5. arXiv : 1908.06410 . Bibcode :2019ApJ...882L..19S. doi : 10.3847/2041-8213/ab3c63 .
- ^ 劉思琦;ア・リー・ルオ。フアン・ヤン。シェン・シーイン。王俊賢;チャン・ハオトン;ジェンヤ・ジェン;ソン・イハン;シャオコン。王健玲;ジェン・ジュン・チェン（2022年3月4日） 「LAMOST DR9 の強い [O iii] λ5007 輝線コンパクト銀河: ブルーベリー、グリーン ピース、紫ブドウ」。天体物理学ジャーナル。927 (1): 10.arXiv : 2201.04911。ビブコード:2022ApJ...927...57L。土井：10.3847/1538-4357/ac4bd9。
- ^ ab Davies, B. (2022年3月31日). 「コンパクト銀河：ブルーベリー、グリーンピース、紫ブドウの銀河を発見」. AZoNetwork . 2024年7月14日閲覧。
- ^ Morris, BQ (2024). 「エンドウ豆、ブルーベリー、ブドウ – すべての銀河が天の川のようなわけではない」. ハードサイエンスフィクション. 2024年7月14日閲覧。
- ^ Trinh Thuan. 「グリーンピースと星形成矮小銀河におけるライマン連続波漏洩の診断」Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes . 2014年10月13日閲覧。
- ^ 「グリーンピース銀河が宇宙初期進化への洞察を提供」 phys.org. 2016年1月13日。2016年1月16日閲覧。
- ^ 「ビッグバン直後のグリーンピース銀河」。サイエンスデイリー。2016年1月13日。 2016年1月16日閲覧。
- ^ abcde K.Warner (2016年1月14日). 「小さな緑の銀河が明らかにする宇宙の謎」クリスチャン・サイエンス・モニター。 2016年1月16日閲覧。
- ^ “Michigan_Uni_PR”.ミシガン大学. 2013-04-03 . 2014-03-27閲覧。
- ^ TM Heckman; CG Hoopes; M. Seibert; C. Martin; S. Salim; et al. (2005年1月). 「現時点における紫外線発光銀河の特性」. The Astrophysical Journal . 619 (1): L35–L38. arXiv : astro-ph/0412577 . Bibcode :2005ApJ...619L..35H. doi :10.1086/425979. S2CID 6943118.
- ^ A. Bauer; N. Drory; G. Hill; G. Feulner (2005). 「赤方偏移1.5までの特定の星形成率」.アストロフィジカルジャーナル. 621 (2): L89–L92. arXiv : astro-ph/0412358 . Bibcode :2005ApJ...621L..89B. doi :10.1086/429289. S2CID 16177456.
- ^ DW ダーグ; S.カビラージ; CJ・リントット。 K.シャウィンスキー; M.サルジ; S.バンフォード; J.シルク; R.プロクター。 D.アンドレスク; P.マレー; RCニコル; MJ・ラディック。 A.スロサール。 AS ザライ; D.トーマス; J. ヴァンデンバーグ (2010 年 1 月)。 「銀河動物園: SDSS における合体銀河の一部とその形態」。王立天文協会の月次通知。401 (2): 1043–1056。arXiv : 0903.4937。ビブコード:2010MNRAS.401.1043D。土井：10.1111/j.1365-2966.2009.15686.x。S2CID 8673377。
- ^ J. Baldwin; M. Phillips; R. Terlevich (1981). 「銀河系外天体の輝線スペクトルの分類パラメータ」.太平洋天文学会刊行物. 93 (551): 5. Bibcode :1981PASP...93....5B. doi : 10.1086/130766 .
- ^ LJ Kewley; MA Dopita; RS Sutherland; CA Heisler; J. Trevena (2001 年 7 月). 「スターバースト銀河の理論モデル化」. The Astrophysical Journal . 556 (1): 121–140. arXiv : astro-ph/0106324 . Bibcode :2001ApJ...556..121K. doi :10.1086/321545. S2CID 8611687.
- ^ B. Groves; L. Kewley (2008). JH Knapen; TJ Mahoney; A. Vazdekis (編). 「活動銀河核と星形成の区別」ASP カンファレンス シリーズ. 390 : 283. arXiv : 0707.0158 . Bibcode :2008ASPC..390..283G.
- ^ G. Kauffmann; TM Heckman; SDM White; S. Charlot; C. Tremonti; et al. (2003年5月). 「恒星質量と星形成史」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 341 (1): 33–53. arXiv : astro-ph/0204055 . Bibcode :2003MNRAS.341...33K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06291.x . S2CID 38204577.
- ^ 「SDSS スペクトル」。スローン デジタル スカイ サーベイ。2010年 1 月 17 日閲覧。
- ^ CG Hoopes; TM Heckman; S. Salim ; M. Seibert; CA Tremonti; 他 (2007 年 12 月)。「GALEX によって発見された最も紫外線に明るい銀河の多様な特性」。天体物理学ジャーナル。173 ( 2 ): 441–456。arXiv : astro-ph/0609415。Bibcode : 2007ApJS..173..441H。doi :10.1086/516644。S2CID 16946735。
- ^ O. Vaduvescu; M. McCall; M. Richer (2007). 「星形成矮小銀河の化学的性質」.天文学ジャーナル. 134 (2): 604–616. arXiv : 0704.2705 . Bibcode :2007AJ....134..604V. doi :10.1086/518865. S2CID 14119379.
- ^ M. Corbin; et al. (2006). 「超小型青色矮星銀河: HST による画像化と恒星集団の解析」. The Astrophysical Journal . 651 (2): 861–873. arXiv : astro-ph/0607280 . Bibcode :2006ApJ...651..861C. doi :10.1086/507575. S2CID 7926038.
- ^ M. Bremer; et al. (2004). 「z~5の銀河の特性」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 347 (1): L7–L12. arXiv : astro-ph/0306587 . Bibcode :2004MNRAS.347L...7B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07352.x . S2CID 14132609.
- ^ C. Gronwall; et al. (2007). 「拡張チャンドラディープフィールド南部におけるz = 3.1 の Lyα 輝線銀河」.アストロフィジカルジャーナル. 667 (1): 79–91. arXiv : 0705.3917 . Bibcode :2007ApJ...667...79G. doi :10.1086/520324. S2CID 14222747.
- ^ L. Pentericii; et al. (2009). 「Lyα 放射銀河の物理的特性: 原始銀河だけではない?」.天文学と天体物理学. 494 (2): 553–561. arXiv : 0811.1861 . Bibcode :2009A&A...494..553P. doi :10.1051/0004-6361:200810722. S2CID 5348492.
- ^ E. Gawiser; et al. (2007). 「 z = 3.1の Lyα 放射銀河: 急速な星形成を経験する祖先銀河」.アストロフィジカルジャーナル. 671 (1): 278–284. arXiv : 0710.2697 . Bibcode :2007ApJ...671..278G. doi :10.1086/522955. S2CID 7834848.
- ^ M. Giavalisco ; et al. (2004). 「赤方偏移z > 3.51の星形成銀河の静止フレーム紫外線光度密度」。天体物理学ジャーナル。600 (2): L103–L106。arXiv : astro-ph/0309065。Bibcode :2004ApJ...600L.103G。doi :10.1086/381244。S2CID 18010121 。
- ^ K. Masters; et al. (2010). 「Galaxy Zoo: Dust in Spirals」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 404 (2): 792–810. arXiv : 1001.1744 . Bibcode :2010MNRAS.404..792M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16335.x . S2CID 3329004.
- ^ N. Grevesse; A. Sauval (1998). 「標準太陽組成」.宇宙科学レビュー. 85 (1/2): 161–174. Bibcode :1998SSRv...85..161G. doi :10.1023/A:1005161325181. S2CID 117750710.
- ^ C. Allende Prieto; DL Lambert; M. Asplund (2001). 「太陽における禁断の酸素の豊富さ」.アストロフィジカルジャーナル. 556 (1): L63. arXiv : astro-ph/0106360 . Bibcode :2001ApJ...556L..63A. doi :10.1086/322874. S2CID 15194372.
- ^ M. Asplund、N. Grevesse、AJ Sauval (2005)。「恒星の進化と元素合成の記録としての宇宙存在量」ASPカンファレンスシリーズ。336 : 25。arXiv : astro -ph/0410214。Bibcode : 2005ASPC..336...25A。CiteSeerX 10.1.1.255.9951。doi : 10.1016 / j.nuclphysa.2005.06.010。S2CID 1912161 。
- ^ S. Basu; HM Antia (2008). 「太陽震学と太陽存在量」. Physics Reports . 457 (5–6): 217–283. arXiv : 0711.4590 . Bibcode :2008PhR...457..217B. doi :10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID 119302796.
- ^ ab C. Tremonti; et al. (2004). 「質量と金属量の関係の起源: スローンデジタルスカイサーベイにおける 53,000 個の星形成銀河からの洞察」.アストロフィジカルジャーナル. 613 (2): 898–913. arXiv : astro-ph/0405537 . Bibcode :2004ApJ...613..898T. doi :10.1086/423264. S2CID 119337139.
- ^ 「GALEX が宇宙を観測」NASA 2003年。 2010年1月16日閲覧。
- ^ P. Morrissey; et al. (2007). 「GALEXの較正とデータ製品」.アストロフィジカルジャーナルサプリメント. 173 (2): 682–697. arXiv : 0706.0755 . Bibcode :2007ApJS..173..682M. doi : 10.1086/520512 .
- ^ M. Sarzi; et al. (2006). 「SAURON プロジェクト – V. 48 個の楕円銀河およびレンズ状銀河の積分場輝線運動学」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 366 (4): 1151–1200. arXiv : astro-ph/0511307 . Bibcode :2006MNRAS.366.1151S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09839.x . S2CID 630085.
- ^ Paul J.McMillan (2011). 「天の川銀河の質量モデル」. MNRAS . 414 (3): 2446–2457. arXiv : 1102.4340 . Bibcode :2011MNRAS.414.2446M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x . S2CID 119100616.
- ^ Laura Chomiuk、Matthew S. Povich (2011)。「天の川銀河とその他の銀河における星形成率測定の統一に向けて」。天文学ジャーナル。142 ( 6): 197。arXiv : 1110.4105。Bibcode : 2011AJ ....142..197C。doi : 10.1088 /0004-6256/142/6/197。S2CID 119298282 。
- ^ 「SDSS Skyserver」。スローンデジタルスカイサーベイ。2010年1月17日閲覧。
- ^ C. Stoughton; et al. (2002). 「Sloan Digital Sky Survey: Early Data Release」（PDF） . The Astronomical Journal . 123 (1): 485–548. Bibcode :2002AJ....123..485S. doi :10.1086/324741. hdl : 10211.3/172077 . S2CID 54072956.
- ^ E. Pérez-Montero; T. Contini (2009). 「[NII] 輝線に基づくイオン化星雲診断における窒素対酸素比の影響」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (2): 949–960. arXiv : 0905.4621 . Bibcode :2009MNRAS.398..949P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15145.x . S2CID 13216886.
- ^ J. Lequeux; et al. (1979). 「不規則銀河と青色コンパクト銀河の化学組成と進化」.天文学と天体物理学. 80 (2): 155–166. Bibcode :1979A&A....80..155L.
- ^ F. Kristian; R. Davé (2008). 「銀河の質量と金属量の関係の起源と銀河の流出に対する影響」.王立天文学会月報. 385 (4): 2181–2204. arXiv : 0704.3100 . Bibcode :2008MNRAS.385.2181F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12991.x . S2CID 6258411.
- ^ "JENAM_2010" . 2011年6月21日閲覧。
- ^ DK Erb; AE Shapley ; M. Pettini; CC Steidel; et al. (2006). 「z=2 における質量/金属量の関係」. The Astrophysical Journal . 644, 813, 2006 (2): 813–828. arXiv : astro-ph/0602473 . Bibcode :2006ApJ...644..813E. doi :10.1086/503623. S2CID 119337254.
- ^ JC Lee、JJ Salzer、J. Melbourne (2004 年 12 月)。「KISS 銀河の金属量。III. 14 個の銀河の星雲量と H II 銀河の輝度と金属量の関係」。The Astrophysical Journal。616 ( 2 ): 752–767。arXiv : astro-ph/0408342。Bibcode : 2004ApJ ... 616..752L。doi :10.1086/425156。S2CID 16689645 。
- ^ Kanekar, N (2021年5月25日). 「グリーンピース銀河の原子ガス質量」.アストロフィジカルジャーナルレター. 913 (913): L15. arXiv : 2105.12756 . Bibcode :2021ApJ...913L..15K. doi : 10.3847/2041-8213/abfb76 . S2CID 235212176.
外部リンク
- 夜空のグリーンピースに関する記事
ウィキメディア・コモンズには、エンドウ豆銀河に関連するメディアがあります。
