スパイラルアーム

渦巻き腕は渦巻き銀河の特徴です。銀河円盤内で、明るい渦巻き状の領域として現れます。通常、渦巻き銀河は 2 本以上の渦巻き腕を示します。これらの腕の集合的な構成は、銀河の渦巻きパターンまたは渦巻き構造と呼ばれます。

渦巻き状の袖の外観は非常に多様です。グランドデザイン渦巻き銀河は対称的で独特なパターンを示し、銀河全体に広がる 2 つの渦巻き状の腕で構成されています。対照的に、凝集性銀河の渦巻き構造は、互いに接続されていない多数の小さな腕の断片で構成されています。渦巻き状の腕の外観は、電磁スペクトル全体で異なります。

明るさの増加に加えて、渦巻き腕は、星間ガスと塵の濃度の増加、明るい恒星と星団、活発なスターバースト、より青い色、銀河の磁場の強度の強化によって特徴付けられます。銀河全体の光度に対する渦巻き腕の寄与は、いくつかの銀河では 40～50% に達することがあります。渦巻き腕の特徴は銀河の他の特性と相関しており、たとえば、渦巻き腕のねじれ角は、中心の超大質量ブラックホールの質量やバルジの全光度への寄与などのパラメータに関連しています。

渦巻き腕の起源を説明するために、確率的自己伝播星形成モデルと密度波理論という2 つの主要な理論が提案されています。これらの理論は、渦巻き構造のさまざまなバリエーションを説明しており、互いに排他的ではありません。これらの理論に加えて、場合によっては渦巻き構造の出現を説明できる他の理論もあります。

渦巻き構造は、1850 年にロス卿によってM51 銀河で初めて特定されました。銀河の渦巻き構造の性質は、かなり長い間未解明のままでした。

渦巻き腕^[1]は渦巻き銀河の構造的構成を特徴づけるものであり、円盤内に位置し、周囲の環境に比べて高い明るさを呈する。^{[2]このような構造は}渦巻きの形をとり、棒状でない銀河では通常、銀河の中心付近の領域から発生するが、棒状銀河では棒の端から発生する。^[3]渦巻き腕は円盤の半径全体に広がることはなく、円盤がまだ識別できる距離で終わる。^[4]銀河は通常、2つ以上の渦巻き腕で構成される。^[5]銀河内のこれらの腕の集合的な構成は、渦巻きパターンまたは渦巻き構造と呼ばれる。^[6]

すべての巨大銀河の約3分の2は渦巻き銀河です。^{[7]渦巻き腕は、赤方}偏移が最大での銀河で観測されており、場合によってはさらに遠方の銀河でも観測されています。これは、宇宙の年齢が現在の半分以下だった時代に対応しています。これは、渦巻き構造が長寿命の現象であることを示唆しています。^[8]${\displaystyle z\approx 1}$

渦巻き腕は、その外観にかなりの多様性を示す。^[5]一般的に、渦巻き腕は、ガスと塵の濃度が高く、活発なスターバーストがあり、円盤の他の部分よりも星団、HII領域、明るい星が多く見られるという特徴がある。 ^[2]渦巻き腕は主に若い恒星の集団によって識別できるが、その中には古い恒星の濃度も高くなっている。^{[4] [7]}

銀河の渦巻き枝の外観と表現は、観測される電磁スペクトルの部分によって異なる場合があります。スペクトルの青色および紫外線部分では、青色超巨星の存在により、渦巻き腕は明確に定義されています。赤色および近赤外線では、古い星の寄与が大きく、これにより渦巻き腕はより滑らかになりますが、コントラストは低くなります。星間塵からの放射により、渦巻き腕は遠赤外線で明るくなり、中性水素および分子からの放射により、電波帯で明るくなります。渦巻き腕の最大のコントラストと微細な詳細は、輝線星雲によって生成される発光スペクトル線、および冷たいガス雲によって生成される多環芳香族炭化水素線で観測されたときに確認できます。^[9]

渦巻き腕の外観は、銀河の形態分類 の基準の1つです。たとえば、ハッブルの 分類体系では、渦巻き銀河はSa、Sb、Sc型に分類されます。棒渦巻き銀河はSBa、SBb、SBc型に分類されます。初期のSa型とSBa型銀河の渦巻き腕はきつく巻かれて滑らかですが、後期のSc型とSBc型銀河の渦巻き腕は節があり、緩く巻かれています。Sb型とSBb型は中間的な特徴を示しています。^{[10] [11]}

• SDSSにおける異なる形態の渦巻銀河^[12]
• 
  NGC 4314 (SBa)
• 
  M95 (SBb)
• 
  NGC 3367 (SBc)

銀河の渦巻き構造は、その外観にかなりの多様性がある。グランドデザイン渦巻き銀河は、銀河全体に広がる2本の渦巻き腕からなる対称的で明確なパターンを示す。これらは渦巻き銀河全体の10％を占める。対照的に、凝集性銀河の渦巻き構造は、互いにつながっていない多数の小さな腕の断片から構成される。渦巻き銀河のうち、このような銀河の割合は30％に等しい。^{[4] [13]}

残りの銀河は中間のタイプで、「多腕」と呼ばれ、^[14]凝集銀河とグランドデザイン銀河の両方の特徴を示します。たとえば、グランドデザイン銀河のように見えますが、2本以上の腕を持っています。または、内部ではより整然とした2本の腕の構造を示し、周辺部では不規則になることがあります。^{[15] [16] [17]}それでも、ほとんどの場合、両方のタイプの構造が渦巻き構造に存在します。グランドデザイン銀河でさえ、渦巻きパターンに当てはまらない詳細があります。^[4]さらに、異なるスペクトル範囲で観察すると、異なるタイプの渦巻き構造を示す銀河があります。^[18] 2つの主要なタイプの渦巻き腕の区別は、それらの間の基本的な物理的違いに関連しているようです。^[19]

• 異なる渦巻き構造形態を持つ銀河^[20]
• 
  M81、壮大なデザインの渦巻き銀河
• 
  M101、多腕渦巻銀河
• 
  NGC 2841、綿状の渦巻き銀河

さらに、渦巻き腕は塊状のものと糸状のものの2つのカテゴリーに分けられる。塊状のものの場合、渦巻き腕は幅広く、拡散しており、腕間の空間とのコントラストは大きくない。対照的に、糸状のものの場合、渦巻き腕は狭く、明確に定義されている。^[21]

• 異なる渦巻き構造形態を持つ銀河^[22]
• 
  M101は糸状の腕を持つ
• 
  M33は巨大な武器を持っている

腕の形状は通常、ピッチ角によってパラメータ化されます。ピッチ角とは、特定の点における渦巻き腕の接線と、その点に引いた半径の垂線との間の角度です。ほとんどの渦巻き銀河では、平均ピッチ角は5°から30°の範囲にあります。^{[13] [23]}ピッチ角が小さい渦巻き腕は密巻き腕と呼ばれ、ピッチ角が大きい渦巻き腕は開いた腕と呼ばれます。^[24]${\displaystyle \mu}$

渦巻き腕の形状は、しばしば簡略化して対数螺旋と表現される。しかし、渦巻き腕はアルキメデス螺旋や双曲螺旋と表現されることもある。対数螺旋の場合、ピッチ角は一定である。アルキメデス螺旋では中心からの距離が増すにつれてピッチ角は減少し、双曲螺旋ではピッチ角は増加する。銀河のねじれ角の測定によると、腕のピッチ角がほぼ一定である渦巻き銀河は少数である。銀河の3分の2以上では、ピッチ角が20%以上変化する。平均ねじれ角は、さまざまな銀河パラメータと相関関係にあることがわかっている。たとえば、より明るいバルジを持つ銀河の渦巻き腕は、よりきつく巻かれている傾向がある。^[24]

• ピッチ角の測定が行われたいくつかの銀河、SDSS画像 (得られた <math&amp;gt;\mu</math&amp;gt; の値は括弧内に表示されます)<ref&amp;gt; Shields, D.; Boe, B.; Pfountz, C.; Davis, BL; Hartley, M.; Miller, R.; Slade, Z.; Abdeen, MS; Kennefick D., D.; Kennefick, J. (2022-10-01). "Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle". Galaxies . 10 (5). Basel: MDPI : 100. arXiv : 1511.06365 . Bibcode :2022Galax..10..100S. doi : 10.3390/ galaxies10050100.ISSN 2075-4434  .</ref&amp;gt;
• 
  NGC 4977 ( )${\displaystyle \mu =7{,}3^{\circ}}$
• 
  NGC 2649 ( )${\displaystyle \mu =12{,}6^{\circ}}$
• 
  NGC 4195 ( )${\displaystyle \mu =25{,}7^{\circ}}$
• 
  NGC 2575 ( )${\displaystyle \mu =29{,}7^{\circ}}$
• 
  NGC 2532 ( )${\displaystyle \mu =45{,}1^{\circ}}$

さらに、渦巻き腕は後続腕と先行腕に分類される。後続腕の場合、その外側の先端は銀河の回転方向と反対の方向を向いている。先行腕の場合、その外側の先端は銀河の回転方向と同じ方向を向いている。実際には、特定の銀河の腕が先行腕か後続腕かを確かめることは難しい。渦巻き構造を観察するには、銀河を画面に向かって過度に傾けるべきではない。しかし、回転方向を判断するには、わずかな傾きが必要である。さらに、銀河の観察者に近い側を特定する必要がある。観測データを確認すると、大多数の銀河が後続腕を示し、先行腕は比較的まれであることがわかった。たとえば、この方法で研究された 200 個の銀河のうち、先行腕を持つのは 2 個だけである。NGC 4622に代表されるように、先行腕と後続腕の両方を持つ銀河もある。数値シミュレーションでは、特定の状況下では先行渦巻き腕が出現する可能性があることが実証されている。その一例として、暗黒物質ハローが銀河円盤と反対方向に回転する場合があげられる。^{[25] [26]}

ほとんどの銀河の渦巻き腕の幅は中心からの距離が増すにつれて広くなります。グランドデザイン銀河は最も広い渦巻き腕を呈します。^[27]

渦巻き構造の明るさと銀河全体の明るさの比率は、グランドデザイン渦巻き銀河で最大になります。これらの銀河では、この比率は平均で 21% ですが、40～50% に達するものもあります。綿状銀河と多腕銀河では、この比率はそれぞれ 13% と 14% です。さらに、全体の明るさに占める渦巻き腕の割合は、後の形態型で増加します。Sa 型銀河では、この比率は平均 13% ですが、Sc 型銀河では平均 30% です。^[27]

後期形態型の銀河では渦巻き腕の色は青みがかってきます。Sc型銀河の色指数grは約0.3～0.4 ^mですが、Sa型銀河では0.5～0.6 ^mです。^[27]

さらに、貧血銀河（貧血渦巻銀河）もある。 ^[28]これらの銀河は、拡散したかすかな渦巻パターンによって区別され、これは同じ形態の通常の渦巻銀河と比較してガス量が少なく、その結果、星形成率が低下することに起因している。貧血銀河は銀河団でより一般的である。どうやら、これらの銀河団の銀河はラム圧の影響を受け、その結果、ガスが急速に失われる。このタイプの銀河は、渦巻銀河とレンズ状銀河の中間である可能性があると仮定されている。^{[29] [30]}

渦巻き腕では銀河の他の部分よりも強い磁場が観測されている。渦巻き銀河の磁場の平均値は 10マイクロガウスであるのに対し、渦巻き腕では 25マイクロガウスである。顕著な渦巻き模様を持つ銀河では、磁場は腕に沿って配向されている。しかし、場合によっては、磁場が目に見える渦巻き腕の間の空間に走る別の渦巻き構造を形成することがある。逆に、磁場は銀河内のガスの動きに影響を与え、渦巻き腕の形成に寄与することがある。^{[31] [32]}しかし、それらは渦巻き腕の形成において支配的な役割を果たすには不十分である。^[33]

渦巻き腕のパラメータは、他の銀河の特性と相関している。例えば、ピッチ角が大きい銀河は、通常、中心の超大質量ブラックホールの質量が低く^[34]、銀河全体の質量も小さいことがわかっている。さらに、それらのバルジは総光度にあまり寄与せず、中心の速度分散は低く、回転曲線はより増加しているように見える。^[35]しかし、これらの依存関係は特に顕著ではない。^[36]渦巻き腕のピッチ角は、もともと分類基準の 1 つとして銀河の形態分類に導入されたが、その後の分析により、この値は、例えば渦巻き腕の色の指標よりも、形態タイプとの相関が低いことが明らかになった。^[27]ピッチ角と前述のパラメータの相関は理論的に説明できる。説明されている量は、銀河内の質量分布に関連しており、密度波が銀河円盤内で伝播する方法に影響を与える。^[37]

より秩序だった構造を持つより質量の大きい銀河では、渦巻き腕はより顕著で対照的であることが観測される。^[27]さらに、渦巻き腕間のコントラストは顕著な棒を持つ銀河でより顕著であるが、この相関は比較的弱い。^[38]一般に、凝集性銀河はグランドデザイン銀河よりも質量が小さく、形態タイプが遅い。^[39]

太陽が天の川銀河の円盤面内に位置し、光が星間塵に吸収されていることを考えると、光学観測で銀河の円盤内に渦巻き腕が存在するかどうかを確認するのは困難です。しかし、例えば中性水素や分子雲の分布をマッピングするときには、渦巻き腕を観測することができます。^[40]

渦巻き腕の正確な位置、長さ、数は不明である。^{[1] [41]}しかし、一般的な見解では、天の川には4つの主要な渦巻き腕があり、2つが盾座・ケンタウルス座腕とペルセウス座腕、2つが副次的な腕であるノルマ腕といて座腕である。^[42]渦巻き腕のピッチ角は約12°で、幅は800パーセクと推定されている。^[43]大きな腕に加えて、オリオン腕などのより小さな同様の構造も区別されている。^[44]

渦巻き銀河の広まりは、渦巻き構造が長寿命の現象であることを示している。しかし、銀河自体は固体としてではなく差動回転するため、円盤内の構造は大きく湾曲し、約 1 ～ 2 回転で消滅するはずである。この問題に対する最も一般的な 2 つの解決策は、確率的自己伝播星形成モデル (SSPSF)と密度波理論であり、これらは渦巻き構造のさまざまなバリエーションを説明する。最初の説明では、渦巻き腕は大きなねじれを受けるのに十分な時間もなく、絶えず形成され、消滅していると仮定している。このような渦巻き腕は物質腕と呼ばれる。密度波理論では、渦巻きパターンは密度波であり、固体である円盤とは独立して回転すると仮定している。したがって、渦巻き腕は波腕と呼ばれる。これらのタイプの渦巻き腕は、同じ銀河内で同時に発生する可能性がある。^{[19] [45]}

相互作用銀河で観測される潮汐尾も物質渦巻き腕であると考えられる。銀河から離れた場所では物質の速度が低いため、潮汐尾は長期間にわたって持続するように見える。^[46]

SSPSF モデルでは、銀河のある領域でスターバーストが活発になると、渦巻き腕が発生すると仮定している。この領域に若くて明るい星が存在すると、周囲の星間物質に影響を及ぼす効果がある。たとえば、超新星爆発はガスに衝撃波を発生させ、それによって銀河円盤全体にわたる星形成の広がりを促進する。^[47] 1 億年未満の期間で、この領域で最も明るい星は消滅する時間がある。これは、銀河が 1 回転するのに必要な時間よりも短い。この領域の差動回転により、領域は短い弧に伸びる。スターバーストは円盤のさまざまな領域で発生する連続的なプロセスであるため、円盤全体でさまざまな時間に多数のこのような弧があり、綿状の渦巻き模様として観測される。^{[48] [49]}このような渦巻き腕は若い星によってのみ見えるため、銀河内の質量分布への影響は最小限で、赤外線で観測されることはめったにない。^[46]

密度波理論の文脈では、渦巻き腕は、円盤内で機械的振動が発生し、密度波を生じさせたときに出現すると理解されています。つまり、星は円盤内を移動し、特定の領域に収束してより集中するようになります。密度波は、星だけでなくガスにも支配的な影響を及ぼし、それによって星の密度が高い領域でより活発なスターバーストを促進します。同時に、さまざまな時点で、渦巻き腕内にさまざまな星が出現し、密度波が星の円盤とは異なる速度で移動することになります。その結果、密度波はねじれません。このメカニズムの影響により、大規模で秩序だった渦巻き構造が形成され、これは赤外線でも観測されます。^{[50] [51] [52]}渦巻き腕の星の密度はわずか10〜20％増加しますが、この比較的控えめな重力ポテンシャルの変化は、ガスのダイナミクスに大きな影響を与えます。ガスが加速し、衝撃波が発生し、腕の中に暗い塵の帯として現れることがあります。 ^[6]

密度波の存在を実際に確認するのは困難です。しかし、例えば、特定の共回転半径を検出することで確認することは可能です。共回転半径とは、渦巻き腕が恒星と同じ速度で移動する領域です。密度波は、腕内の色の勾配を観察することで特定できます。恒星集団は腕の中で形成され、その後時間の経過とともに赤くなるため、その速度が腕の速度と異なる場合は、腕全体に色の勾配が観察されるはずです。^{[53] [54]}密度波は、銀河の棒状構造またはその衛星の潮汐力によって生成され、維持されているという仮説があります。^[6]

密度波理論では、後続の渦巻き腕のみが安定しており、先行構造は必ず後続構造に遷移すると仮定している。同時に、構造自体は遷移後の一定期間増幅され、これをスイング増幅と呼ぶ。^[55]

• 差動回転が渦巻き腕の構造に与える影響（アニメーション）
• 「物質」の螺旋腕は短時間で大きくねじれる
• 密度波は時間の経過とともにねじれない腕を作り出す

いくつかの理論では、密度波理論や SSPSF モデルとは異なる渦巻き腕の出現の代替メカニズムが提案されている。これらの理論は、前述の理論を完全に置き換えるものではなく、特定のケースにおける渦巻き腕の出現を説明するものである。たとえば、多様体理論は棒渦巻き銀河にのみ適用可能である。この理論によれば、棒の重力の影響により、星の軌道が特定の方法で配置され、渦巻き腕が形成され、それに沿って移動する。この理論の名前は、このモデルでは渦巻き腕を移動する星が位相空間で多様体を形成するという事実に関連している。密度波理論とは対照的に、多様体理論では、実際には多くの銀河で観測されている渦巻き腕の色の勾配の出現を想定していない。棒のある銀河では、渦巻き腕が棒に近い領域から発生するという事実は、これらの構造と多様体理論との相関関係を示唆している可能性がある。しかし、これは棒による腕の起源を説明する唯一の理論ではない。^{[56] [57]}

渦巻き腕は渦巻き銀河（M51）で初めて発見され、ロス卿は1850年にその渦巻き構造を特定した。^[41]

1896年、ねじれの問題が定式化された。もし渦巻き腕が物質的な実体であれば、差動回転により、観測不可能なほど急速にねじれるはずである。その結果、渦巻き構造の性質に関する疑問は、かなり長い間未解決のままであった。1927年以来、この問題はベルティル・リンドブラッドによって取り組まれ、1961年に彼は渦巻き腕は円盤内の星間の重力相互作用によって生じるという正しい結論を下した。その後、1964年に、チア・チャオ・リンとフランク・シューは、渦巻き腕を密度波として概念化できるという理論を提唱した。 ^{[51] [58] SSPSFモデルは1978年に初めて提唱されたが、}超新星爆発が近隣の領域でスターバーストを刺激するという概念は、早くも1953年にエルンスト・オピックによって初めて提唱された。この観察は、その後の理論の基礎となった。^{[59] [60]}

1953年、銀河系内の様々な恒星団までの距離が高精度で測定され、天の川銀河の渦巻き構造が発見されました。^[40]

銀河を綿状、多腕、グランドデザインに分類する分類は、渦巻き模様の種類を表す10のクラスを含むより複雑な形態学的分類体系から派生したものである。この分類体系は1987年にデブラとブルース・エルメグリーンによって開発された。その後、彼らは簡略化された分類体系を提案し、それが現在使用されている。^{[61] [62]}

密度波理論がかなりの成功を収めたにもかかわらず、渦巻き腕の物理的性質は依然として議論の的となっており、明確な合意には至っていない。^{[63] [64]}

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