レンズ状銀河

レンズ状銀河（S0 と表記）は、銀河の形態学的分類体系において、楕円銀河（E と表記）と渦巻き銀河の中間に位置するタイプの銀河である。 ^[1]大規模な円盤を含むが、大規模な渦巻き腕はない。レンズ状銀河は、星間物質のほとんどを使い果たしたか失った円盤銀河であり、そのため星形成がほとんど行われていない。^[2]ただし、円盤内にかなりの塵が残っている場合がある。その結果、レンズ状銀河は主に老化した星で構成される（楕円銀河と同様）。形態上の違いはあるものの、レンズ状銀河と楕円銀河は、スペクトル特性やスケーリング関係などの共通点を持っている。どちらも、少なくとも宇宙の局所的には、受動的に進化している初期型の銀河と見なすことができる。E 銀河と S0 銀河を繋ぐのが、中間規模の円盤を持つ ES 銀河である。^[3]

レンズ状銀河は、目に見えるディスク要素と顕著なバルジ要素を持つという点で独特である。典型的な渦巻き銀河よりもバルジ対ディスク比がはるかに高く、晩期型^{[注 1]}銀河の標準的な渦巻き腕構造を持たないが、中心棒を示すことがある。^[4]このバルジ優位性は、レンズ状銀河サンプルの軸比 (つまり、観測されたディスク銀河の短軸と長軸の比) 分布に見られる。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するが、渦巻き銀河の分布は同じ範囲で基本的に平坦である。^[5]軸比が大きい理由は、ディスク銀河を正面から観測するか、球状 (バルジ優位) 銀河のサンプルを持つことで説明できる。2 つのディスク銀河を真横から観測すると、一方にはバルジがあり、もう一方にはバルジがないことを想像してほしい。軸比の定義に基づくと、顕著なバルジを持つ銀河は、バルジのない銀河に比べて、エッジオン軸比が大きくなります。したがって、顕著な球状要素を持つディスク銀河のサンプルには、より大きな軸比を持つ銀河が多くなります。観測された軸比の増加とともにレンズ状銀河の分布が増加するという事実は、レンズ状銀河が中心のバルジ要素によって支配されていることを意味します。^[4]

レンズ状銀河は、渦巻銀河と楕円銀河の間の遷移状態であると考えられているが、その遷移状態はよくわかっていないため、ハッブル銀河の分類では中間的な位置づけとなっている。これは、レンズ状銀河が円盤部とバルジ部の両方の顕著な部分を持つためである。円盤部は通常は特徴がなく、渦巻銀河と同様の分類体系は適用できない。バルジ部は通常球形であるため、楕円銀河の分類も不適切である。したがって、レンズ状銀河は、存在する塵の量または中央の棒状の顕著性に基づいてサブクラスに分けられる。棒状部のないレンズ状銀河のクラスは S0 ₁、 S0 ₂、および S0 ₃であり、下付き数字は円盤部における塵の吸収量を示す。中央の棒状部のあるレンズ状銀河の対応するクラスは SB0 ₁、 SB0 ₂、および SB0 ₃である。^[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、円盤部の指数関数的に減少するモデル（セルシック指数 n ≈ 1）の合計、および多くの場合、棒状の第 3 の成分によってうまく説明されます。[ ^6] レンズ状銀河の表面輝度プロファイルでは、約 4 円盤スケール長で切断が観測さ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、形態学的分類では、レンズ状銀河のバルジ成分は楕円銀河とより密接に関連しています。レンズ状銀河の内部構造の大部分を占めるこの球状領域は、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、ディスクのない（小さな核ディスクを除く）楕円銀河の集団と区別することができます。^[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は塵の含有量によって異なりますが、棒状レンズ状銀河は中心棒の突出度によって分類されます。SB0 ₁銀河は棒構造が最もはっきりしておらず、中心バルジの反対側に沿ってわずかに表面輝度が高まっているものとしてのみ分類されます。棒の突出度は指数番号とともに増加し、したがって SB0 ₃銀河、たとえばNGC 1460 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最も大きな棒を持つ銀河の 1 つです。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し、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]

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、エッジオン銀河に見られ、ほとんどが渦巻き状ですが、レンズ状になることはまれです。^[11]

多くの点で、レンズ状銀河の構成は楕円銀河のそれと似ている。例えば、どちらも主に古い、したがってより赤い星で構成されている。これらの星はすべて、タリー・フィッシャーの関係（下記参照）からのオフセットと一致して、約10億年以上古いと考えられている。これらの一般的な星の属性に加えて、球状星団は、同様の質量と明るさの渦巻銀河よりもレンズ状銀河でより頻繁に発見されている。また、分子ガスはほとんどないかまったくなく（したがって星形成がない）、水素α線や21cm線放射も顕著ではない。最後に、楕円銀河とは異なり、かなりの量の塵が残っている可能性がある。^[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、レンズ状銀河の顕著なバルジとディスクの性質によるものです。バルジ成分は、中心の速度分散によって圧力支えされている点で、楕円銀河に似ています。この状況は、空気粒子（バルジの場合は星）の動きがランダムな動きに支配されている風船に似ています。しかし、レンズ状銀河の運動学は、回転支持されたディスクによって支配されています。回転支持は、ディスク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違いを判断するには、速度分散（σ）、回転速度（v）、および楕円率（ε）の測定に依存することがよくあります。^[14]レンチキュラー銀河と楕円銀河を区別するためには、通常、一定のεに対するv/σ比を見る。例えば、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ある。^[14]この基準の背後にある動機は、レンズ状銀河には顕著なバルジとディスクの要素があるのに対し、楕円銀河にはディスク構造がないことである。したがって、レンチキュラー銀河は、楕円銀河に比べてバルジ要素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（ディスク要素による）のために、v/σ比が楕円銀河よりもはるかに大きい。しかし、銀河ごとに単一の比率を使用するこのアプローチは、一部の早期型銀河でv/σ比が測定される半径に依存するため、問題があります。例えば、E銀河とS0銀河をつなぐES銀河は中規模のディスクを持ち、中程度の半径では高いv/σ比を持ちますが、大きな半径では低い比に低下します。^{[15] [16]}

ディスク銀河の運動学は通常、 Hαまたは21cmの輝線によって決定されますが、レンズ状銀河には一般に冷たいガスがないため、これらの輝線は存在しません。^[7]そのため、レンズ状銀河の運動情報と大まかな質量の推定は、輝線測定よりも信頼性の低い恒星の吸収線から得られることが多いです。また、レンズ状銀河の正確な回転速度を導き出すこともかなり困難です。これは、レンズ状銀河の傾斜測定が難しいこと、バルジとディスク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動きによる複合効果です。^[17]これらの効果により、レンズ状銀河の運動学測定は通常のディスク銀河に比べてかなり困難になっています。

渦巻き銀河とレンズ状銀河の運動学的なつながりは、渦巻き銀河とレンズ状銀河のサンプルについてタリー・フィッシャー関係を解析するときに最も明確になります。レンズ状銀河が渦巻き銀河の進化段階である場合、それらは渦巻き銀河と同様のタリー・フィッシャー関係を持ちますが、光度/絶対等級軸がオフセットされているはずです。これは、より明るく赤い星がレンズ状銀河の星団を支配していることに起因します。この効果の例は、隣接するプロットで見ることができます。^[7]渦巻き銀河のデータとレンズ状銀河のデータの最もよく適合する線が同じ傾き（したがって同じタリー・フィッシャー関係に従う）を持ちますが、ΔI ≈ 1.5 だけオフセットされていることがはっきりとわかります。これは、レンズ状銀河がかつては渦巻き銀河であったが、現在は古い赤い星が支配的になっていることを意味します。

レンズ状銀河の形態と運動学は、ある程度、銀河の形成様式を示唆している。その円盤状で、おそらく塵をまとった外観は、腕の特徴が消えた衰退した渦巻銀河に由来することを示唆している。しかし、一部のレンズ状銀河は渦巻銀河よりも明るく、これはレンズ状銀河が単に渦巻銀河の衰退した残骸ではないことを示唆している。レンズ状銀河は銀河の合体によって生じた可能性があり、これにより星の総質量が増加し、新たに合体した銀河に円盤状の腕のない外観を与える可能性がある。^[7]あるいは、それらの円盤は（ガスと小規模な合体）降着イベントによって成長したという 提案もある^[20] 。これまで、明るいレンズ状銀河の進化は楕円銀河の進化と密接に関連している可能性があると示唆されていたが、より暗いレンズ状銀河はラム圧によって剥ぎ取られた渦巻き銀河とより密接に関連している可能性がある^[21]。しかし、この後者の銀河ハラスメントのシナリオは、 LEDA 2108986のような極めて孤立した低輝度のレンズ状銀河の存在^[22]により疑問視されてきた。

ガスの不在、塵の存在、最近の星形成の欠如、回転のサポートはすべて、星の形成にすべてのガスを使い果たした渦巻き銀河に期待される特性です。^{[7]この可能性は、ガスの少ない、または}「貧血」の渦巻き銀河の存在によってさらに高まります。渦巻きパターンがその後に消散した場合、結果として生じる銀河は多くのレンズ状銀河に似たものになります。^[23]ムーアらはまた、潮汐妨害、つまり他の近くの銀河からの重力の影響が、密集した領域でこのプロセスを助ける可能性があることを文書化しています。^[24]ただし、この理論の最も明確なサポートは、前述のタリー-フィッシャーの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す。

2012年の論文では、カナダの天文学者シドニー・ファン・デン・ベルフが初めて提唱した、レンズ状銀河と矮小楕円体銀河の新しい分類システム（S0a-S0b-S0c-dSph）が、ハッブルの渦巻き銀河と不規則銀河の分類法（Sa-Sb-Sc-Im）と並行していることが示され、この考え方を補強し、渦巻き不規則銀河の分類法が、レンチキュラー銀河と矮小楕円銀河のこの新しい分類法と非常によく似ていることを示しています。^[25]

^{Burstein [26]}と Sandage ^[27]の解析によると、レンズ状銀河は一般に他の渦巻き銀河よりもはるかに高い表面輝度を持っています。また、レンズ状銀河は渦巻き銀河よりもバルジとディスクの比率が大きいと考えられており、これは渦巻き銀河からの単純なフェーディングとは矛盾するかもしれません。^{[28] [29]} S0 が他の渦巻き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バーの両方を含む中心バルジの高度なモデルではバルジが小さくなることが示されているため^[30]、矛盾が少なくなっていることにも言及する必要があります。合体した銀河が今日見られるものとかなり異なっていたと仮定しなければ、合体ではタリー–フィッシャー関係からのオフセット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で、既存の球状構造の周囲にガスや小型銀河が集積してディスクが形成されるという考えは、高赤方偏移のコンパクトな大質量球状銀河と、近隣の大質量レンズ状銀河に見られる同様にコンパクトな大質量バルジを一致させる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構築された可能性があり（ガスがより豊富だった若い宇宙で）、低質量の銀河はディスク構築物質を引き付けるのに時間がかかった可能性がある（孤立した初期型銀河}LEDA 2108986 の場合がそうである）。銀河団内では、ラム圧剥離によってガスが除去され、ディスクの発達を促進する可能性のある新しいガスの集積が妨げられる。

• 車輪銀河、彫刻家座にある約5億光年離れたレンズ状銀河
• NGC 2787、棒レンズ状銀河
• NGC 3115
• NGC 3632
• NGC 4608 は、おとめ座にある約 5600 万光年離れた棒レンズ状銀河です。
• NGC 5866
• NGC 1533は、かじき座 にある典型的なレンズ状銀河である。

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  NGC 1222には3つのコンパクトな領域が含まれています。^[32]
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  コマ星団調査の一環として得られたPGC 83677の画像^[33]
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  レンズ状銀河NGC 5308は、おおぐま座の1億光年弱の距離に位置しています。^[34]
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  NGC 4111はレンズ状銀河で、りょうけん座の約5000万光年離れたところにあります。^[35]
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  Mrk 820はハッブル音叉法でS0型に分類されるレンズ状銀河である。^[36]
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  メシエ84は超新星でも知られるレンズ状銀河である。^[37]
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  NGC 6861は、1826年にスコットランドの天文学者ジェームズ・ダンロップによって発見されたレンズ状銀河である。^[38]
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  カートホイールギャラクシー

• 紡錘銀河 – 葉巻型で長軸を中心に回転する銀河の一種

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