渦巻銀河

渦巻銀河は、エドウィン・ハッブルが1936年の著書『星雲の領域』^[1]で最初に説明した銀河の一種で、ハッブル系列の一部を形成しています。ほとんどの渦巻銀河は、星、ガス、塵を含む平らな回転円盤と、バルジと呼ばれる中心の星の集中部で構成されています。これらは、多くの場合、はるかに暗い星のハローに囲まれており、その多くは球状星団に存在します。

渦巻き銀河は、中心から銀河円盤に伸びる渦巻き構造からその名が付けられています。渦巻き腕は星形成が進行中の場所であり、そこに存在する若くて高温のOB 星のため、周囲の円盤よりも明るくなっています。

全ての渦巻き銀河のおよそ3分の2は、中央の膨らみから伸びる棒状の構造の形で追加の要素を持つことが観測されており^{[2] 、その端から渦巻きの腕が始まります。}棒状渦巻きと棒状でない渦巻きの比率は、宇宙の歴史の中で変化した可能性があり、約80億年前には約10％にしか棒状が含まれていませんでしたが、25億年前には約4分の1になり、現在では可視宇宙（ハッブル体積）の3分の2以上の銀河に棒状があります。^[3]

天の川銀河は棒渦巻き状だが、銀河円盤内の地球の現在の位置からは棒状の銀河を観測することは難しい。^[4]銀河中心に棒状の星々が形成されているという最も説得力のある証拠は、スピッツァー宇宙望遠鏡を含むいくつかの最近の調査から得られている。^[5]

不規則銀河と合わせて、渦巻銀河は今日の宇宙の銀河の約60％を占めています。^[6]渦巻銀河は主に低密度領域に見られ、銀河団の中心部ではまれです。^[7]

渦巻銀河は、いくつかの異なる構成要素から構成されている場合があります。

• 渦巻き腕が主要な構成要素である、星と星間物質からなる平らな回転円盤。
• 楕円銀河に似た、主に古い恒星からなる中心恒星バルジ
• 棒状の星の分布
• 球状星団に含まれる多くの恒星を含む、ほぼ球状の恒星のハロー
• バルジの中心にある超大質量ブラックホール
• ほぼ球状の暗黒物質ハロー^[8]

質量、明るさ、大きさの観点から見たさまざまな構成要素の相対的な重要性は、銀河ごとに異なります。

渦巻き腕は、棒状および棒状でない渦巻き銀河の中心から伸びる星の領域です。これらの長くて細い領域は渦巻きに似ているため、渦巻き銀河にその名前が付けられています。当然、異なる分類の渦巻き銀河には異なる腕構造があります。たとえば、Sc 銀河と SBc 銀河は非常に「緩い」腕を持ち、Sa 銀河と SBa 銀河は (ハッブル系列を参照) しっかりと巻き付いた腕を持っています。いずれにしても、渦巻き腕には多くの若い青い星 (質量密度が高く、星形成率が高いため) が含まれており、それが腕を非常に明るくしています。

バルジとは、密集した大きな星の集まりです。この用語は、ほとんどの渦巻銀河に見られる中心の星の集まりを指し、外側の（指数関数的な）円盤光の内側への外挿を超える星の光の過剰として定義されることが多いです。

ハッブルの分類によれば、Sa銀河のバルジは通常、金属含有量の少ない古い赤い星である種族IIの星で構成されています。また、Sa銀河とSBa銀河のバルジは大きい傾向があります。対照的に、Sc銀河とSBc銀河のバルジははるかに小さく^[9]、若くて青い種族Iの星で構成されています。バルジの中には、楕円銀河（質量と光度を小さくしたもの）と同様の特性を持つものもあれば、単にディスクの高密度中心として現れ、ディスク銀河と同様の特性を持つものもあります。

多くのバルジは、その中心に超大質量ブラックホールを抱えていると考えられています。たとえば、私たちの銀河系では、いて座A*と呼ばれる天体が超大質量ブラックホールです。渦巻銀河の中心部にブラックホールが存在することを示す証拠は数多くあり、その中には、一部の渦巻銀河に活動核が存在することや、メシエ106などの銀河に大きなコンパクトな中心質量が見つかるという力学測定などがあります。

棒状の星の伸長は、すべての渦巻銀河の約3分の2で観測されています。^{[10] [11]}その存在は強い場合もあれば弱い場合もあります。エッジオン渦巻銀河（およびレンズ状銀河）では、棒の存在は、平面外のX字型または（ピーナッツの殻）型の構造によって識別できる場合があります^{[12] [13]}。これらの構造は、通常、平面内の棒の長さの半分のところで最大に見えます。

渦巻銀河の星の大部分は、銀河の中心 (銀河中心) の周りをほぼ従来の円軌道で回る単一の平面 (銀河面) の近くに位置するか、銀河核の周りの球状の銀河バルジ内に位置しています。

しかし、一部の恒星は、銀河ハローの一種である回転楕円体ハローまたは銀河回転楕円体の中に存在します。これらの恒星の軌道挙動は議論の余地がありますが、逆行軌道や大きく傾斜した軌道を示す場合もあれば、通常の軌道をまったく動かない場合もあります。ハローの恒星は、渦巻銀河に落ち込んで融合する小さな銀河から獲得されることがあります。たとえば、いて座矮小回転楕円体銀河は天の川銀河と融合している最中で、観測により、天の川銀河のハローのいくつかの恒星はそこから獲得されたことが示されている。

銀河円盤とは異なり、ハローには塵が存在しないように見え、さらに対照的に、銀河ハロー内の星は種族 IIに属し、銀河円盤内の種族 Iに属する同族の星よりもはるかに古く、金属量もはるかに低い(ただし、銀河バルジ内の星とは類似している)。銀河ハローには、多くの球状星団も含まれる。

ハロー星の動きにより、星が円盤を通過することもあります。太陽に近い小さな赤色矮星の多くは、カプタイン星やグルームブリッジ 1830など、銀河ハローに属していると考えられています。銀河の中心の周りを不規則に動くため、これらの星は異常に高い固有運動を示すことがよくあります。

BRI 1335-0417は、2024年現在、最も古く、最も遠い既知の渦巻き銀河です。この銀河の赤方偏移は4.4であり、その光が地球に到達するまでに124億年かかりました。^[15]

記録に残る最古のグランドデザイン渦巻銀河はBX442である。110億歳で、これまでのどの発見よりも20億年以上古い。研究者たちは、この銀河の形状は伴う矮小銀河の重力の影響によるものだと考えている。この仮定に基づくコンピュータモデルは、BX442の渦巻構造が約1億年続くことを示している。^{[16] [17]}

A1689B11は、おとめ座のアベル1689銀河団に位置する非常に古い渦巻き銀河です。 ^[18] A1689B11は地球から110億光年離れており、ビッグバンから26億年後に形成されました。^{[19] [20]}

2019年6月、Galaxy Zooを通じて市民科学者は、特に渦巻き銀河に関しては通常のハッブル分類が支持されない可能性があり、更新する必要があるかもしれないと報告した。 ^{[21] [22]}

銀河の回転と渦巻き腕の形成に関する研究の先駆者は、 1925年のベルティル・リンドブラッドでした。彼は、恒星が永久に螺旋状に並んでいるという考えは成り立たないことに気づきました。銀河円盤の回転角速度は銀河中心からの距離によって変化するため（標準的な太陽系タイプの重力モデルによる）、放射状の腕（スポークのような）は銀河が回転するにつれて急速に湾曲します。腕は、数回の銀河回転の後、ますます湾曲し、銀河の周りをますますきつく巻き付きます。これは巻き付き問題と呼ばれています。1960年代後半の測定では、渦巻き銀河内の恒星の軌道速度は銀河中心からの距離に対してニュートン力学から予想されるよりも確かに速いことが示されましたが、それでも螺旋構造の安定性を説明することはできませんでした。

1970 年代以降、銀河の渦巻き構造については 2 つの主要な仮説またはモデルが存在しています。

• 銀河の銀河円盤内の密度波によって引き起こされる星形成。
• 確率的自己伝播星形成モデル ( SSPSF モデル) – 星間物質の衝撃波によって引き起こされる星形成。衝撃波は、最近の星形成からの恒星風と超新星によって引き起こされ、自己伝播し、自己持続する星形成につながります。その後、銀河のディスクの差動回転から螺旋構造が発生します。

これらの異なる仮説は相互に排他的ではなく、異なるタイプの渦巻き腕を説明できる可能性がある。

ベルティル・リンドブラッドは、腕は銀河の恒星やガスよりもゆっくりと回転する密度の高い領域（密度波）を表していると提唱した。ガスが密度波に入ると、圧縮されて新しい星が作られ、その一部は腕を照らす短命の青い星である。^[24]

渦巻き構造に関する最初の理論は、1964 年にCC LinとFrank Shuによって考案されました^[25]。彼らは、渦巻きの大規模構造を、銀河のガスや恒星とは異なる速度で銀河の周りを回る、一定の角速度で伝播する小振幅の波の観点から説明しようとしました。彼らは、渦巻き腕は渦巻き密度波の現れであると示唆しました。彼らは、恒星がわずかに楕円形の軌道を移動し、その軌道の方向が相関している、つまり、楕円は銀河中心からの距離が増すにつれて、滑らかに方向が変化すると仮定しました。これは右の図に示されています。楕円軌道が特定の領域で互いに接近して腕の効果を生み出していることは明らかです。したがって、恒星は現在私たちが見ている位置に永遠に留まるのではなく、軌道を移動しながら腕を通過します。^[26]

密度波によって引き起こされる星形成については、以下の仮説が存在します。

• ガス雲が密度波の中に入ると、局所的な質量密度が増加します。雲の崩壊の基準 (ジーンズ不安定性) は密度に依存するため、密度が高いほど雲が崩壊して星が形成される可能性が高くなります。
• 圧縮波が通過すると、渦巻き腕の先端で星形成が引き起こされます。
• 雲が渦巻き腕に巻き上げられると、雲同士が衝突してガス中に衝撃波が発生し、その結果ガスが崩壊して星が形成されます。

渦巻き腕は、若い星と銀河の他の部分よりも質量が大きく明るい星の両方を含んでいるため、視覚的に明るく見えます。質量の大きい星ははるかに速く進化するため、^[27]その死滅により、密度波のすぐ後ろに暗い星の暗い背景が残る傾向があります。これにより、密度波がはるかに顕著になります。^[24]

渦巻き腕は、銀河軌道を移動する際に、古い恒星の間を単に通過するように見えるため、必ずしも腕に沿って移動するわけではありません。^[24]恒星が腕を通過すると、各恒星系の空間速度は、局所的に高密度の重力によって変更されます。また、新しく生成された恒星は、恒星が腕の反対側に移動した後、平均空間速度が通常に戻る渦巻き腕内の位置に永久に固定されたままになるわけではありません。^[26]

チャールズ・フランシスとエリック・アンダーソンは、20,000個を超える近隣の恒星（300パーセク以内）の動きを観測して、恒星が渦巻き腕に沿って動くことを示し、恒星間の相互重力が軌道を対数螺旋上に整列させる仕組みを説明した。この理論をガスに適用すると、ガス雲間の衝突によって分子雲が生成され、その中で新しい恒星が形成され、壮大なデザインの左右対称の螺旋への進化が説明される。^[28]

渦巻き状の星々は、放射状に薄い円盤状に分布しており、その強度分布は次のようになっている^{[29] [30] [31]。}

${\displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}}$

は円盤スケール長であり、は中心値であり、次のように定義すると便利である。は恒星円盤の大きさであり、その明るさは ${\displaystyle h}$${\displaystyle I_{0}}$${\displaystyle R_{opt}=3.2h}$

${\displaystyle L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}}$。

座標に関して言えば、渦巻銀河の光のプロファイルは銀河の光度に依存しません。 ${\displaystyle R/h}$

渦巻き銀河が天の川銀河の外に存在することが知られる以前は、それらは渦巻き星雲と呼ばれていました。これは、望遠鏡リヴァイアサンで初めて銀河の渦巻き構造を明らかにしたロス卿の名にちなんで名付けられました。1845年に彼はM51の渦巻き構造を発見しました。この銀河は後に「渦巻き銀河」と名付けられ、彼が描いたその絵は現代の写真とよく似ています。1846年と1849年にロス卿はそれぞれメシエ99とメシエ33に同様のパターンを特定しました。1850年にはアンドロメダ銀河の渦巻き構造を初めて描きました。1852年にスティーブン・アレクサンダーは天の川銀河も渦巻き星雲であると推測しました。^[32]

このような天体が天の川銀河から独立した別の銀河なのか、それとも我々の銀河系内に存在する星雲の一種なのかという疑問は、リック天文台のヒーバー・カーティスとウィルソン山天文台のハーロー・シャプレーの間で1920年に起きた大論争の主題であった。1923年初め、エドウィン・ハッブル^{[33] [34]は}、いわゆる「アンドロメダ星雲」を含むいくつかの渦巻き星雲でセフェイド変光星を観測し、それらが実際には我々の銀河系外にある完全な銀河であることを証明した。渦巻き星雲という用語はそれ以来使われなくなった。

天の川銀河はかつては普通の渦巻き銀河だと考えられていた。天文学者たちは1960年代に初めて天の川銀河が棒渦巻き銀河ではないかと疑い始めた。^{[35] [36]彼らの疑いは2005年の}スピッツァー宇宙望遠鏡の観測によって確認され、^[37]天の川銀河の中心の棒はこれまで考えられていたよりも大きいことが示された。

ウィキメディア・コモンズには、渦巻銀河に関連するメディアがあります。

• Giudice, GF; Mollerach, S.; Roulet, E. (1994). 「EROS/MACHO は銀河ハローではなく銀河回転楕円体を検出できるか?」Physical Review D . 50 (4): 2406–2413. arXiv : astro-ph/9312047 . Bibcode :1994PhRvD..50.2406G. doi :10.1103/PhysRevD.50.2406. PMID  10017873. S2CID  14500715.
• スティーブンス、ティム (2007 年 3 月 6 日)。「AEGIS 調査により、銀河の形成と進化を支配する新しい原理が明らかに」。カリフォルニア大学サンタクルーズ校。2007 年 3 月 11 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006 年5 月 24 日閲覧。
• 渦巻銀河 @ SEDS メシエページ
• SpiralZoom.com は、渦巻き銀河や自然界に見られるその他の渦巻き構造に関する教育ウェブサイトです。高校生および一般の方向けです。
• 螺旋構造の説明
• GLIMPSE: 銀河遺産赤外線中間面調査の驚異
• Merrifield, MR「渦巻き銀河とパターン速度」。60個のシンボル。ノッティンガム大学のBrady Haran 氏。