スターバースト銀河
アンテナ銀河は、NGC 4038/NGC 4039 の衝突によって発生したスターバースト銀河の一例です。提供: NASA / ESA。

スターバースト銀河とは、その銀河内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を起こ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およそ 3 M ☉ /年であるが、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る。[ 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貯蔵庫のすべてが消費される。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る。スターバースト銀河の大部分は、別の銀河との合併または接近遭遇の真っ最中である。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

2MASS J082354.96+280621.6として知られる近傍のスターバースト銀河の光と塵[ 2 ]

スターバースト銀河は、次の 3 つの相互に関連する要因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、SFR）。
  2. 星の形成に利用できるガスの量。
  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、継続的な星形成。
  • 現在のSFRは、過去の平均SFRで正規化されており、1よりはるかに大きい。この比率は「出生率パラメータ」と呼ばれる。

引き金となるメカニズム

今日の宇宙では、ガスに富む銀河間の潮汐相互作用がスターバーストの推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示すことが多く、または銀河合体の真っ最中である。潮汐重力またはガス雲間の直接衝突により銀河内のガスが圧縮され、圧縮されたガスは急速に星を形成する。ガスを星に変える全体的な効率も増加する。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推進する。[ 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められ、銀河核の近くで星形成のバーストが引き起こされる。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、偏りの大きい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ことをさらに裏付けています。銀河のガス含有量が一般的に高かった初期の宇宙時代においては、合体はスターバーストの誘発においてそれほど重要ではなかった可能性がありますが、その証拠は明確ではありません。

種類

スターバーストを起こしている銀河の想像図[ 5 ]

スターバースト銀河の種類を分類するのは困難です。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代表していないからです。スターバーストは円盤銀河でも発生する可能性があり、不規則銀河ではしばしば不規則銀河全体に広がるスターバーストの塊が見られます。しかしながら、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。その分類には以下が含まれます。

SBS 1415+437は、地球から約4500万光年離れたWR銀河です。[ 6 ]
  • 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あり、典型的には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星はほとんど含まれていないと考えられます。しかし、これらの星は明るく、独特のスペクトル特性を持つため、銀河全体のスペクトルからこれらの星を特定することが可能であり、そうすることでこれらの銀河におけるスターバーストの特性に良い制約を課すことができます。

材料

メシエ 82は、おおぐま座にある約 1,200 万光年離れた近傍の原型的なスターバースト銀河です。

まず、スターバースト銀河には、星を形成するための大量のガスがなければなりません。この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、あるいは銀河の中心部に物質を押し込む他のプロセス（星の棒状構造など）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、大質量星が形成されます。若く高温の星は周囲のガス（主に水素）を電離させ、 HII領域を形成します。高温の星の集団は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高速で燃焼し、その寿命の終わりには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発生源となる可能性がある。

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。ハッブル・ディープ・フィールドなど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、遠すぎて詳細に研究することはできません。近傍の例を観察してその特徴を調べることで、これらの遠方の銀河からの光は、宇宙がまだ若かった頃にそれらの銀河から発せられた光であるため、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）。しかし、スターバースト銀河は私たちの近傍宇宙では非常にまれで、より遠方にあるほど一般的です。これは、数十億年前にはそれらの銀河がもっと多くあったことを示しています。当時はすべての銀河がより接近していたため、お互いの重力の影響を受けやすかったでしょう。より頻繁な遭遇が、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。

例

遠方のスターバースト銀河のガス供給源の想像図[ 8 ]

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地図には、この接近遭遇の結果、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質量の大きい星が寿命を終えた後に残された、多数の若い超新星残骸も写っています。アンテナ銀河もまた、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た、スターバースト銀河系の1つです。[ 10 ]

スターバースト銀河の一覧

銀河 タイプ 注記 参照
アベル 2744 Y1不規則矮小銀河 非常に遠い銀河で、天の川銀河の10倍の星を生み出している
触角銀河SB(s)m胸筋 / SA(s)m胸筋 衝突する2つの銀河
ベビーブーム銀河遠方の宇宙で最も明るいスターバースト銀河
ケンタウルスAE(p) 最も近い楕円形のスターバースト銀河
ハロ11ライマン連続光子を放出する
HFLS3異常に大きく強力なスターバースト銀河
HXMM01極端なスターバースト合体銀河
IC 10dIrr マイルドなスターバースト銀河。最も近いスターバースト銀河であり、局部銀河群内で唯一の銀河です。
木曽 5639その外観から「打ち上げ銀河」とも呼ばれる [ 11 ] [ 12 ]
大マゼラン雲天の川銀河に邪魔される
M82I0 原型スターバースト銀河
NGC 278
NGC 1309
NGC 1569IBM 銀河規模のスターバーストを起こしている矮小銀河
NGC 1614SB(s)c 胸筋 別の銀河との融合
NGC 1705SA0 −胸郭
NGC 2146SB(s)腹筋
NGC 3125
NGC 3310
NGC 4214
NGC 4449
NGC 4631クジラ銀河やニシン銀河としても知られる
NGC 6946SAB(rs)cd 超新星爆発が頻繁に起こることから花火銀河としても知られる
SBS 1415+437青色コンパクト矮小銀河 多数のウォルフ・ライエ星を含む矮小銀河
彫刻家ギャラクシーSAB(s)c 最も近い大きなスターバースト銀河 [ 13 ] [ 14 ]
このビデオは、ろ座（炉座）の拡張チャンドラ深宇宙フィールド南として知られる空の領域でスターバーストを起こしている遠方の銀河にズームインしています。
このビデオでは同じ銀河をパンします。

参照

  • 活動銀河 – 銀河中心にある異常に高い光度を持つ密集領域

注記

  1. ^シュナイダー、P.（ピーター）（2010年）『銀河系外天文学と宇宙論：入門』ベルリン：シュプリンガー、ISBN 978-3642069710. OCLC  693782570 .
  2. ^ 「近傍のスターバースト銀河の光と塵」 ESA /ハッブル宇宙望遠鏡. 2013年4月4日閲覧。
  3. ^ルノー、F.;ブルノー、F.アガーツ、O. Kraljic、K。シネラー、E.ボラット、A.ダディ、E。ヒューズ、A. (2019 年 5 月)。「相互作用銀河におけるスターバースト誘発メカニズムの多様性と CO 放出におけるその特徴」。天文学と天体物理学。625：A65。arXiv : 1902.02353。ビブコード: 2019A&A...625A..65R。土井：10.1051/0004-6361/201935222。ISSN 0004-6361。 
  4. ^ Reichard, TA; Heckman, TM (2009年1月). 「現代銀河の不均衡：恒星形成、銀河の化学進化、そしてブラックホール成長との関連」.アストロフィジカル・ジャーナル. 691 (2): 1005–1020 . arXiv : 0809.3310 . Bibcode : 2009ApJ...691.1005R . doi : 10.1088/0004-637X/69​​1/2/1005 . S2CID 16680136 . 
  5. ^ 「銀河全体が新生星の熱を感じる」 ESA /ハッブル宇宙望遠鏡プレスリリース。 2013年4月30日閲覧。
  6. ^ 「強烈で短命」 。 2015年6月29日閲覧。
  7. ^ Crowther, Paul A. (2007年9月1日). 「ウォルフ・ライエ星の物理的特性」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 45 (1): 177– 219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA&A..45..177C . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 – NASA ADS経由. 
  8. ^ 「ALMA、遠方銀河に隠された巨大な乱流ガスの貯蔵庫を発見 ― 遠方のスターバースト銀河におけるCH+分子の初検出は、宇宙の星形成史への洞察をもたらす」 www.eso.org 。2017年8月31日閲覧。
  9. ^本の切り抜きharvard.edu
  10. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、銀河衝突に伴う恒星の花火を明らかに」 HubbleSite 、 1997年10月21日。2003年11月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  11. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡が『急上昇』銀河の恒星の花火を明らかに」 2016年6月28日。
  12. ^ 「私の誕生日に@NASAHubble宇宙望遠鏡が何を見たか見てください! #Hubble30」。
  13. ^坂本一志;やあ、ポールTP。伊王野大介；ケト、エリック R.マオ、ルイチン。松下 里樹;ペック、アリソン B.ウィードナー、マルティナ C.ウィルナー、デビッド J.チャオ・ジュンフイ（2006年1月10日）。 「スターバースト銀河NGC 253の分子スーパーバブル」。天体物理学ジャーナル。636 (2): 685–697。arXiv : astro-ph/0509430。Bibcode : 2006ApJ...636..685S。土井：10.1086/498075。S2CID 14273657。 
  14. ^ルセロ、DM;カリニャン、C. ＥＣ州エルソン。ランドリアマンパンドリ、TH;ジャレット、TH; TA州オースタールー。ジョージア州ヘルド（2015年12月1日）。「SKA前駆体KAT-7による最も近いスターバースト銀河NGC 253のHI観測」。MNRAS。450 (4 ) : 3935–3951.arXiv : 1504.04082 。土井：10.1093/mnras/stv856。
  15. ^ 「破裂寸前の銀河」 www.spacetelescope.org ESA /Hubble 2016年7月18日閲覧。
  16. ^ 「孤独な誕生の地」2016年7月15日閲覧。
  17. ^ 「星形成の渦」 ESA /ハッブル宇宙望遠鏡による今週の写真。2013年5月22日閲覧。

参考文献

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。
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Starburst_galaxy&oldid=1309614828#Wolf-Rayet_galaxy」より取得