銀河の形態分類

銀河の形態分類とは、天文学者が銀河を視覚的な外観、形状、構造、光の分布に基づいてグループ分けするために用いるシステムである。銀河を形態に基づいて分類する方法はいくつかあり、最も有名なのはエドウィン・ハッブルが考案し、後にジェラール・ド・ヴォークルールとアラン・サンデージによって拡張されたハッブル分類である。しかし、現在では銀河の分類と形態は主に計算手法と物理的な形態学を用いて行われている。

ハッブル分類は、 1926年にエドウィン・ハッブルによって考案された銀河の形態分類体系です。^{[ 2 ] [ 3 ]}伝統的にその形状で表されていることから、俗に「ハッブルの音叉」と呼ばれることもあります。ハッブルの分類体系は、銀河を視覚的な外観（元々は写真乾板上） に基づいて3つの大まかなクラスに分けます。^{[ 4 ]}

• 楕円銀河は滑らかで特徴のない光分布を持ち、画像では楕円として見える。楕円銀河は文字「E」に続いて、天球上での楕円度を表す整数nで表される。 ^{[ 5 ]}具体的な楕円度は、長軸 (a) と短軸 (b) の比によって決まる。^{[ 6 ]}

${\displaystyle E=10\times \left(1-{\frac {b}{a}}\right)}$

• 渦巻銀河は、扁平な円盤状の構造を持ち、星々が（通常は2本の腕を持つ）渦巻き構造を形成し、中心部にはバルジと呼ばれる星の集中部があり、その外観は楕円銀河に似ています。渦巻銀河には「S」という記号が付けられます。また、渦巻銀河の約半数には、中心部のバルジから伸びる棒状の構造が見られます。このような棒状渦巻銀河には「SB」という記号が付けられます。
• レンズ状銀河（S0と表記）も、明るい中心バルジが広がった円盤状の構造に囲まれているが、渦巻銀河とは異なり、レンズ状銀河の円盤には目に見える渦巻構造はなく、活発に星を形成しているわけでもない。^{[ 7 ]}

これらの大まかな分類は、外観のより細かい区別を可能にし、規則的な構造（円盤状または楕円体状）が明らかにない不規則銀河などの他のタイプの銀河を包含するように拡張することができます。^{[ 4 ]}

ハッブル系列は、しばしば二股のフォークの形で表され、左側に楕円銀河（楕円率は左から右に向かって増加する）があり、右側には棒渦巻銀河と棒なし渦巻銀河がフォークの2本の平行な枝を形成します。レンズ状銀河は、楕円銀河と渦巻銀河の間、つまり2本の枝が「柄」に接する点に位置します。^{[ 9 ]}

今日に至るまで、ハッブル分類は、プロの天文学研究とアマチュア天文学の両方において、銀河を分類するための最も一般的なシステムである。^{[ 10 ]} それにもかかわらず、2019年6月、Galaxy Zooを通じて市民科学者が、特に渦巻銀河の渦状腕と銀河核の関係に関して、通常のハッブル分類は再評価が必要になる可能性があると報告した。^{[ 11 ] [ 12 ]}

銀河を分類するためのド・ヴォークルールシステムは、ハッブル分類の拡張として広く用いられており、1959年にジェラール・ド・ヴォークルールによって初めて記述された。 ^{[ 13 ]}ド・ヴォークルールは、渦状腕の密さや棒状構造の有無に基づくハッブルの二次元的な渦状銀河の分類では、観測された銀河の形態の全範囲を十分に説明できないと主張した。特に、リングやレンズは渦状銀河の重要な構造要素であると主張した。^{[ 14 ]}

ド・ヴォークルールの分類システムは、ハッブルの銀河の基本的な分類である楕円銀河、レンズ状銀河、渦巻銀河、不規則銀河への区分を維持している。ハッブルの分類を補完するために、ド・ヴォークルールは、3つの形態学的特徴に基づいて、渦巻銀河のより精緻な分類システムを導入した。^{[ 15 ]}

分類体系のさまざまな要素は、記載されている順序で組み合わされ、銀河の完全な分類が与えられます。例えば、緩やかに巻いた腕とリングを持つ弱い棒状渦巻銀河は、SAB(r)cと表記されます。

視覚的には、ド・ヴォークルール系はハッブルの音叉の3次元バージョンとして表現でき、 x軸に段階（螺旋性）、 y軸にファミリー（縞模様）、z軸に多様性（環状模様）が配置される。^{[ 17 ]}

ヤーキーズ分類法は、アメリカの天文学者ウィリアム・ウィルソン・モーガンによって考案されました。モーガンはフィリップ・キーナンと共に、星のスペクトルによる分類のためのMKシステムも開発しました。ヤーキーズ分類法は、銀河内の星のスペクトル、実際の形状と見かけの形状、および中心集中度を使用して銀河を分類します。^{[ 21 ]}

例えば、アンドロメダ銀河はkS5に分類される。^{[ 22 ]}

定量的形態学的パラメータは、20世紀後半から天文学で使用されている。1985年のSMケントの論文で初めて「集中度」の概念が導入された。これは、銀河全体の光度の一部を含む2つの半径の比である。集中度の正式な定義は、

${\displaystyle C=5\log[{\frac {r(0.8)}{r(0.2)}}]}$、

どこ${\displaystyle r(0.8)}$そして${\displaystyle r(0.2)}$は、それぞれ銀河から測定された全光の 80% と 20% を含む半径です。^{[ 23 ]} 1995 年、D. Schade らは、銀河画像の 180 度回転と減算後の残余フラックスの尺度である非対称性パラメータを開発しました。非対称性の定義は次のとおりです。

${\displaystyle A={\frac {\sum {\frac {1}{2}}|R_{ij}-R_{ij}^{180}|}{\sum I_{ij}}}}$、

どこ${\displaystyle R_{ij}}$は減算後の残差画像であり、${\displaystyle I_{ij}}$は元の画像です。^{[ 24 ]}

1998年、シドニー・ファン・デン・ベルフは銀河形態学に関する著書を出版し、その中で分類スキームとしてのハッブル系列の弱点を検証した。 ^{[ 25 ]}その後の研究で、さらなる弱点が明らかになった。2003年、クリストファー・コンセリスはCASパラメータを定式化した。これは、低赤方偏移における銀河集団のハッブル型を近似するために使用できる定量的形態パラメータのセットである。^{[ 26 ]} 2004年、ジェニファー・ロッツの論文では、ジニ係数を銀河のフラックスの最も明るい20%の2次モーメント（ _M20と呼ばれる）およびCASパラメータと併用すると、通常の銀河と合体銀河を区別できることがわかった。^{[ 27 ]}

• 銀河形態カタログ– ロシアの30,642個の銀河カタログ 
• 銀河の色等級図– 大きな星系の明るさと質量の関係を示す図 
• ギャラクシー・ズー– クラウドソーシングによる天文学プロジェクト 
• ウィリアム・ウィルソン・モーガン– アメリカの天文学者 
• フリッツ・ツヴィッキー– スイスの天文学者（1898年～1974年） 
• CASパラメータ– 定量的形態指標の概略図
• ジニ係数– 経済的不平等の指標であり、形態学的指標としても用いられる。

• 銀河と宇宙― 銀河分類入門
• 近赤外線銀河形態アトラス、TH ジャレット
• スピッツァー赤外線近傍銀河サーベイ（SINGS）ハッブル音叉、SINGSスピッツァー宇宙望遠鏡レガシーサイエンスプロジェクト
• GalaxyZoo.orgにアクセスして、オックスフォード大学のオープンコミュニティプロジェクトの一環として銀河の分類に挑戦してみましょう。