スターバースト銀河

スターバースト銀河とは、銀河全体の長期的な平均星形成率、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、非常に高い星形成率を示し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約 3 M☉ /yr です_が 、スターバースト銀河では 100 M☉ /yr 以上の星形成率を経験することがあります_。 [ ^{1 ]多く}の主系列銀河は 1～2 Gyr で分子ガス貯蔵庫を使い果たしますが、スターバースト銀河の高い星形成率は、銀河の年齢よりもはるかに短い 0.1 Gyr のスケールで星形成物質をすべて枯渇させる可能性があります。^{[ 2 ]}このように、銀河のスターバースト性は、銀河の進化の短い期間を占める段階です。ほとんどのスターバースト銀河は、他の銀河との合体または接近遭遇の最中です。スターバースト銀河には、M82、NGC 4038/NGC 4039（アンテナ銀河）、IC 10などがある。

意味

スターバースト銀河は、以下の3つの相互に関連する要素によって定義されます。

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）。
星が形成されるために利用可能なガスの量。
星形成が利用可能なガスを消費する時間スケールと、銀河の年齢または自転周期との比較。

一般的に用いられる定義には以下のようなものがある。

現在の星形成率では、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してしまうため、星形成が継続することになる。
現在の星形成率では、銀河の力学的時間スケール（円盤型銀河の場合はおそらく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してしまうため、星形成が継続する。
過去平均の星形成率で正規化した現在の星形成率は1よりはるかに大きい。この比率は「出生率パラメータ」bと呼ばれる。一般的に、星形成率パラメータ≥3がスターバーストのカットオフとして使用される。^{[ 4 ]}

スターバーストが星形成に寄与する具体的な量は研究によってばらつきがある（部分的にはスターバーストの定義の不一致による）が、一般的にはすべての時代を通して重要ではない^{[ 5 ]} 。ただし、宇宙の正午には非常に高い寄与があるとする情報源もある^{[ 6 ]}。局所宇宙では、スターバースト銀河はすべての星形成銀河の約1%、すべての星形成の約3～6%を占める^{[ 4 ]} 。ただし、スターバーストとAGNはどちらも光度が高いため、両者の識別には誤差が生じる可能性がある^{[ 6 ]} 。一般的に、スターバーストの割合は赤方偏移とともに増加し、初期質量関数が低い銀河ほど増加する。いくつかの研究では、z ~ 5でスターバーストの集団が大きいことが示されている（質量 > 100 の銀河では15%）。 $10^{9.2}M_{\bigodot }$ ）これは過大評価かもしれない。^{[ 5 ]}

トリガーメカニズム

スターバーストは、銀河の密度が急増するプロセス（通常は合体、重力による破壊、恒星棒状ガスの蓄積）によって引き起こされます。スターバーストの大部分は、同じ質量または異なる質量の合体によって引き起こされます。^{[ 7 ]}スターバーストの最中にある銀河は、しばしば潮汐尾を示します。これは、別の銀河との接近遭遇の兆候であるか、または合体の最中にあります。潮汐重力またはガス雲間の直接衝突により、塵とガスが角運動量を失って内側に落下し^{[ 2 ]}、圧縮されたガスが急速に星を形成します。ガスを星に変換する全体的な効率も増加します。これらの星形成率の変化は、枯渇時間にも変化をもたらし、別の銀河との合体ではなく、独自の銀河メカニズムでスターバーストを駆動します。^{[ 8 ]}合体しない銀河間の相互作用は、不安定な回転モード、例えば棒状不安定性を引き起こすことがあり、これによりガスが中心核に向かって流れ込み、銀河核付近で星形成の爆発が引き起こされる。^{[ 9 ]}銀河の不均衡と恒星集団の若さの間には強い相関関係があることが示されており、不均衡な銀河ほど中心の恒星集団が若い。^{[ 9 ]}不均衡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、合体と潮汐相互作用が銀河の中心での星形成を誘発し、スターバーストを引き起こす可能性があるというさらなる証拠を提供する。銀河が一般的にガス含有量が高かった初期の宇宙時代には、合体はスターバーストの引き金としてそれほど重要ではなかったかもしれないが、証拠は明確ではない。さらに、渦巻銀河の棒状構造におけるガスの流れは、銀河の中心に向かって塵を蓄積させ、銀河の中心でスターバーストを引き起こす可能性がある。この効果は、赤方偏移の低い銀河で最も顕著である。^{[ 2 ]}

種類

スターバースト銀河の種類を分類するのは難しい。なぜなら、スターバースト銀河はそれ自体が特定の種類を表すものではないからだ。円盤銀河でもスターバーストが発生することがあり、不規則銀河ではスターバーストの塊が銀河全体に広がっていることが多い。とはいえ、天文学者は通常、スターバースト銀河をその最も特徴的な観測特性に基づいて分類する。分類の例としては以下のようなものがある。

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んでいるため、可視光や紫外線では青色に見えることが多い。当初、BCG は、最初の世代の星を形成している過程にある真に若い銀河であり、そのため金属量が少な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、効率的な混合が塵や金属の見かけ上の不足を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 (既知の中で最も金属量の少ない銀河)、ESO338-IG04、およびHaro 11がある。
- 青色コンパクト矮小銀河（BCD銀河）は、小型でコンパクトな銀河である。
- 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、小型でコンパクトな銀河です。これらは、ギャラクシー・ズー・プロジェクトに参加した市民科学者によって発見されました。
- ブルーベリー銀河（BB）は、矮小スターバースト銀河であり、GP（巨大銀河）の低赤方偏移版であり、高赤方偏移銀河の類似例であると考えられる。BBは、おそらくその若さと質量の小ささのために星形成率（SFR）は低いが、sSFR（星形成率）は高く、GPに匹敵する。
高光度赤外線銀河（LIRG）。これらの銀河は、定義上、 10 ¹⁰L _☉を超える光度を持つ極めて塵の多い天体です。明るい若い星によって生成された紫外線は塵に吸収され、波長約 100 マイクロメートルの赤外線として再放射されます。塵は赤色光よりも青色光と紫外線をよく吸収するため、ULIRG に見られる極めて赤い色はこれで説明できます。元の紫外線のすべてが必ずしも純粋に星形成によって生成されるわけではなく、一部の LIRG は活動銀河核（AGN）によって部分的にエネルギー供給されている可能性があります。
- 超高輝度赤外線銀河(ULIRG)。これらは、 10 ¹¹L _☉を超える光度を持つ LIRG のより極端なバージョンです。塵を透過する多くの ULIRG のX 線観測は、多くのスターバースト銀河が二重コアシステムであることを示唆しており、ULIRG は大規模な合体によって引き起こされる星形成によってエネルギーを得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 の 1 つはArp 220です。
- 超高輝度赤外線銀河（HyLIRG）は、 10 ¹²L _☉を超える光度を持つさらに極端なバージョンです。
- サブミリ波銀河（SMG）は、赤方偏移が2より大きいULIRGまたはHyLIRGです。これらの赤方偏移では、100マイクロメートルの赤外線放射がサブミリ波で観測されるため、この波長域は遠方のULIRGを検出するのに適しています。

ウォルフ・ライエ銀河（WR銀河）とは、明るい星の大部分がウォルフ・ライエ星である銀河のことである。ウォルフ・ライエ段階は、大質量星の生涯において比較的短い段階であり、通常、これらの星の全寿命の10%程度である^{[ 12 ]}。そのため、どの銀河にもこのような星はほとんど存在しないと考えられる。しかし、これらの星は光度が高く、特徴的なスペクトル特性を持つため、銀河全体のスペクトルからこれらの星を識別することが可能であり、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与えることができる。

材料

まず、スターバースト銀河は、星形成に必要な大量のガスを保有していなければなりません。バースト自体は、他の銀河との接近遭遇（M81/M82など）、他の銀河との衝突（アンテナ銀河など）、あるいは銀河の中心部に物質を押し込む他のプロセス（星状棒など）によって引き起こされる可能性があります。

スターバースト内部は非常に過酷な環境です。大量のガスが存在するため、巨大な星が形成されます。若い高温の星は周囲のガス（主に水素）を電離させ、 H II領域を作り出します。高温の星の集まりはOBアソシエーションと呼ばれています。これらの星は明るく急速に燃焼し、寿命の終わりに超新星爆発を起こす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、スターバースト内部の周囲の環境（星間物質）と相互作用し、自然発生的なメーザーの発生源となることがある。

近傍のスターバースト銀河を研究することで、銀河の形成と進化の歴史を解明することができます。例えばハッブル・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銀河であることが知られていますが、それらは遠すぎて詳細に研究することはできません。近傍の銀河を観測し、その特徴を調べることで、宇宙がまだ若かった頃（赤方偏移を参照）にこれらの遠方の銀河から発せられた光が、初期宇宙で何が起こっていたのかを知る手がかりが得られます。

例

M82は典型的なスターバースト銀河です。その高い星形成レベルは、近くの渦巻銀河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マップには、この遭遇の結果として、2つの銀河をつなぐ中性水素の大きな流れが示されています。^{[ 14 ]} M82の中心領域の電波画像には、スターバーストで生成されたより質量の大きい星がその寿命を終えた後に残された、多数の若い超新星残骸も示されています。アンテナは別のスターバースト系であり、1997年に公開されたハッブル宇宙望遠鏡の画像で詳細が示されています。^{[ 15 ]}

ポスト・スターバースト

スターバースト銀河は、他のすべての星形成銀河と同様に、十分な燃料がある限り星を形成できます（上記の材料を参照）。スターバースト銀河は、その活発な星形成のため、通常の星形成銀河よりも約1桁速く燃料を消費します。^{[ 2 ]}星形成燃料を使い果たし、もはや星形成の兆候を示さない銀河は、静止銀河またはクエンチ銀河として知られています。静止/クエンチ状態のスターバースト銀河は、ポストスターバースト銀河（PSB）として知られています。これらのPSBは、星形成の結果として生じる恒星風によって引き起こされるガスと塵の激しい流出によって部分的に発生することが知られています。アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）を使用した最近の調査では、スターバースト内の強い磁場も風の流出の強さと、必然的にPSBへの移行に寄与していることが示されています。^{[ 16 ]}

PSBは一般的に他の静止銀河と形態的に類似している。いくつかの研究結果は、PSBは静止銀河よりも球形であり、中程度の高星形成赤方偏移（z~1.2）ではよりコンパクトであることを示唆している。これらのコンパクトなPSBは、核スターバースト、またはガスが角運動量を失って銀河の中心に流れ込むことによって発生するスターバーストの残骸であり、その速度は典型的なスターバースト銀河よりもはるかに速いと考えられている。^{[ 17 ]}^{[ 2 ]}