スターバースト銀河

スターバースト銀河とは、その銀河の長期平均星形成率、あるいは他のほとんどの銀河で観測される星形成率 と比較して、例外的に高い星形成率が起こっている銀河のことである。

例えば、天の川銀河の星形成率はおよそ 3 M _☉ /年であるのに対し、スターバースト銀河では 100 M _☉ /年以上の星形成率を経験することがあります。^[1]スターバースト銀河では、星形成率が非常に大きいため、銀河の年齢よりもはるかに短い時間スケールで、星が形成されるガスリザーバーがすべて消費されます。そのため、銀河のスターバーストの性質は段階であり、通常は銀河の進化の短い期間を占めます。スターバースト銀河の大部分は、他の銀河との合併または接近遭遇の真っ最中です。スターバースト銀河には、 M82、NGC 4038/NGC 4039 (アンテナ銀河)、IC 10などがあります。

スターバースト銀河は、次の 3 つの相互に関連する要素によって定義されます。

1. 銀河が現在ガスを星に変換している速度（星形成率、または SFR）。
2. 星を形成できるガスの利用可能な量。
3. 星形成によって利用可能なガスが消費される時間スケールと銀河の年齢または回転周期の比較。

よく使われる定義は次のとおりです。

• 現在の SFR では、宇宙の年齢 (ハッブル時間) よりもはるかに短い時間で利用可能なガス貯蔵庫が枯渇することになるが、星形成は継続する。
• 現在の SFR では、銀河の力学的な時間スケール (おそらくディスク型銀河の 1 回転周期) よりもはるかに短い時間で、利用可能なガス貯蔵庫が枯渇することになるが、星形成は継続する。
• 現在の SFR は、過去の平均 SFR で正規化され、1 よりはるかに大きくなります。この比率は「出生率パラメータ」と呼ばれます。

ガスが豊富な銀河同士の合体や潮汐相互作用は、スターバーストの促進に大きな役割を果たしている。スターバーストの真っ最中の銀河は、他の銀河との接近遭遇を示す潮汐尾を頻繁に示しているか、合体中にある。乱流は、時間と空間の変動とともに、銀河内の高密度ガスを圧縮し、急速に星形成を増加させる。銀河の形成効率も、そのSFRを増加させる。これらの星形成率の変化は、枯渇時間の変動にもつながり、他の銀河と合体するのではなく、独自の銀河メカニズムによってスターバーストを促進する。^[3] 合体しない銀河間の相互作用は、棒状不安定性などの不安定な回転モードを引き起こす可能性があり、棒状不安定性によりガスが核に向かって集中し、銀河核の近くで星形成のバーストを引き起こす。銀河の偏りと恒星集団の若さの間には強い相関関係があり、偏りのある銀河ほど中心の恒星集団が若いことが示されています。^[4]偏りは銀河間の潮汐相互作用や合体によって引き起こされる可能性があるため、この結果は、合体や潮汐相互作用が銀河の中心に星形成を引き起こし、スターバーストを引き起こす可能性があることをさらに証明しています。

スターバースト銀河の種類を分類するのは困難です。スターバースト銀河はそれ自体が特定の種類を表すわけではないからです。スターバーストはディスク銀河で発生することがあり、不規則銀河では不規則銀河全体に広がるスターバーストの塊がよく見られます。しかし、天文学者は通常、スターバースト銀河を最も明確な観測特性に基づいて分類します。分類には次のようなものがあります。

• 青色コンパクト銀河(BCG)。これらの銀河は、質量が小さく、金属量が少なく、塵のない天体であることが多い。塵がなく、高温の若い星を多数含むため、可視光線や紫外線では青く見えることが多い。当初、BCG は第一世代の星を形成する過程にある非常に若い銀河であり、そのため金属含有量が低いと考えられていた。しかし、ほとんどの BCG で古い恒星集団が発見されており、効率的な混合によって塵や金属がほとんどないように見えることが説明できると考えられている。ほとんどの BCG は、最近の合体や密接な相互作用の兆候を示している。よく研究されている BCG には、IZw18 (最も金属含有量の少ない銀河として知られている)、ESO338-IG04、Haro11 などがある。
  • 青色コンパクト矮小銀河（BCD 銀河）は、小型のコンパクト銀河です。
  • グリーンピース銀河(GP) は、原始的なスターバーストに似た小型のコンパクトな銀河です。これらは、 Galaxy Zooプロジェクトに参加している市民科学者によって発見されました。
• 明るい赤外線銀河(LIRG)。
  • 超高輝度赤外線銀河(ULIRG)。これらの銀河は、一般に塵が非常に多い天体です。隠された星形成によって生成された紫外線は塵に吸収され、約 100 マイクロメートルの波長で赤外線スペクトルに再放射されます。これが、ULIRG に関連する極端に赤い色を説明します。紫外線が純粋に星形成によって生成されたかどうかは確実にはわかっておらず、一部の天文学者は、ULIRG は (少なくとも部分的には)活動銀河核(AGN)によって駆動されていると考えています。塵を貫通する多くの ULIRG のX 線観測は、多くのスターバースト銀河が二重核システムであることを示唆しており、ULIRG が大規模な合体によって引き起こされる星形成によって駆動されているという仮説を裏付けています。よく研究されている ULIRG には、Arp 220が含まれます。
  • 超高輝度赤外線銀河(HLIRG)。サブミリ波銀河とも呼ばれます。

• ウォルフ・ライエ銀河（WR銀河）は、明るい星の大部分がウォルフ・ライエ星である銀河です。ウォルフ・ライエ段階は、大質量星の一生の中で比較的短命な段階で、通常、これらの星の全寿命の10％を占めます^[7]。そのため、どの銀河にもこれらの段階はほとんど含まれていない可能性があります。しかし、これらの星は明るく、独特のスペクトル特性を持っているため、銀河全体のスペクトルでこれらの星を識別することは可能であり、そうすることで、これらの銀河のスターバーストの特性に適切な制約を加えることができます。

まず、スターバースト銀河には、星を形成するために利用できる大量のガス供給源が必要です。スターバースト自体は、他の銀河（M81/M82 など）との接近、他の銀河（アンテナ銀河など）との衝突、または銀河の中心に物質を押し込む他のプロセス（星の棒など）によって引き起こされる可能性があります。

スターバーストの内部は、非常に過酷な環境です。大量のガスは、巨大な星が形成されることを意味します。若く熱い星は、周囲のガス（主に水素）をイオン化し、 HII領域を形成します。熱い星のグループは、 OBアソシエーションとして知られています。これらの星は明るく速く燃え、その寿命の終わりに超新星として爆発する可能性が非常に高いです。

超新星爆発後、放出された物質は膨張して超新星残骸となる。これらの残骸は、スターバースト内の周囲の環境（星間物質）と相互作用し、自然発生するメーザーの場所となる可能性がある。

近くのスターバースト銀河を研究することは、銀河の形成と進化の歴史を解明するのに役立ちます。たとえば、ハッブル・ディープ・フィールドで見られる最も遠方の銀河の多くはスターバーストであることが知られていますが、詳細に研究するには遠すぎます。近くの例を観察してその特徴を調べると、宇宙がはるかに若かったときにこれらの遠方の銀河から発せられた光から、初期宇宙で何が起こっていたのかを知ることができます（赤方偏移を参照）。ただし、スターバースト銀河は私たちの近くの宇宙では非常にまれで、遠くにあるほど一般的であり、数十億年前にはより多くのスターバースト銀河があったことを示しています。当時はすべての銀河がより近くにあったため、お互いの重力の影響を受けやすかったです。より頻繁な遭遇は、膨張する宇宙に伴って銀河の形が進化するにつれて、より多くのスターバーストを生み出しました。

M82 は典型的なスターバースト銀河です。その高いレベルの星形成は、近くの渦巻き銀河 M81 との接近遭遇によるものです。電波望遠鏡で作成された領域の地図には、やはり接近遭遇の結果、2 つの銀河を結ぶ中性水素の大きな流れが示されています。^[9] M82 の中心部の電波画像には、スターバーストで生成されたより重い星が寿命を迎えたときに残された、多数の若い超新星残骸も示されています。アンテナは、1997 年に公開されたハッブル宇宙望遠鏡の写真で詳細が示された別のスターバースト システムです。^[10]

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  NGC 3125では、異常に多くの新しい星の形成が起こっている。^[15]
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  スターバーストギャラクシーMCG+07-33-027。^[16]
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  J125013.50+073441.5はハッブル宇宙望遠鏡によってLARS（ライマンアルファ参照サンプル）と呼ばれる研究の一環として撮影された^[17]
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  近くの矮小銀河 NGC 1569 (Arp 210)の中心領域におけるスターバースト活動。ハッブル宇宙望遠鏡で撮影。
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  122億 光年離れた私たちの位置から見ると、ベビーブーム銀河は1年に4,000個の星を生み出しているように見えます。画像提供：NASA。
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  銀河NGC 4449は現在、全球規模のスターバースト現象が起きており、銀河全体に星形成活動​​が広がっています。
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  110億光年離れた現在合体中の銀河HXMM01における爆発的な星形成。NASAが撮影。
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  MPG/ESO 望遠鏡とチャンドラ X 線天文台からの画像を組み合わせて作成された、ケンタウルス座 A銀河の画像。これは、「楕円スターバースト」銀河の唯一の既知の例です。

• 活動銀河 – 銀河の中心にある異常に高い光度を持つ密集した領域

ウィキメディア・コモンズには、スターバースト銀河に関連するメディアがあります。

• 「チャンドラ::X線源フィールドガイド::スターバースト銀河」。chandra.harvard.edu 。 2007年12月29日閲覧。
• Kennicutt, RC; Evans, NJ (2012). 「天の川銀河と近傍銀河における星形成」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 50 : 531–608. arXiv : 1204.3552 . Bibcode :2012ARA&A..50..531K. doi :10.1146/annurev-astro-081811-125610. S2CID  118667387.
• Weedman, DW; Feldman, FR; Balzano, VA; Ramsey, LW; Sramek, RA; Wuu, C. -C. (1981). 「NGC 7714 – 原型的なスターバースト銀河核」. The Astrophysical Journal . 248 : 105. Bibcode :1981ApJ...248..105W. doi :10.1086/159133.