相互作用銀河

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
移動: 案内検索

相互作用銀河(そうごさようぎんが)は、一つの銀河重力がもう一つの銀河を乱れさせて起きる。小規模な相互作用の例として、ある伴銀河は、主たる銀河のほうの渦状腕(かじょうわん)を乱れさせる。大規模な相互作用の例としては、銀河衝突がある。

衛星の相互作用[編集]

ある巨大な銀河がその伴銀河と相互作用することは、よく起きる。ある衛星の重力は、その衛星の主たる銀河の渦状腕のうち一本を引き寄せることがあり得る。または、その衛星は、主たる銀河の中に潜り込むことがあり得る(例えばいて座矮小楕円銀河)。これは、少量の星形成を誘発することがあり得る。

銀河の衝突[編集]

銀河の衝突は、銀河の進化にて、よく起きる。銀河の物質が極端に希薄な分布であることにより、それらは文字通りの衝突ではなく、むしろ重力の相互作用である。衝突は合体英語版を誘発し得る。これが起きるのは、二つの銀河が衝突するとき、また、二つの銀河が衝突後に移動し続けるための十分な運動量がないときである。その代わり、それらは一つの銀河を形作りながら、お互いに落ち、そして結局、お互いに多くの通り抜けをした後に、合体する。衝突している最中の銀河の一方が、他方よりもかなり大きい場合、合体後にほぼ完全な状態を維持する。それは、大きいほうの銀河は、小さいほうの銀河が剥ぎ取られて大きいほうの銀河の一部になっている間、ほぼ同じ状態に見えるということである。通り抜けは、合体ほどには、銀河の形状を乱さない。そのとき両方の銀河は、その通過後において、ほぼ物質と形状を維持している。

現在、銀河の衝突は、コンピューターにて頻繁にシミュレーションがなされている。そのシミュレーションには、重力、ガスの散逸、星形成、フィードバックを含んだ全ての現実的な物理学を用いている。初期の相対的な軌道のエネルギーに従って、ある地点で合体するか、または合体しない銀河のペアは、精力的な摩擦により、スローダウンさせられる。銀河の衝突のシミュレーションをした図書館が、パリ天文台のウェブサイト「ガルメール」で閲覧可能である。 [1]

銀河の共食い[編集]

銀河の共食いとは、ある大きな銀河による経過を指す。大きな銀河は、同伴するより小型の銀河(伴銀河)との銀河潮汐力英語版(ちょうせきりょく)の重力的な相互作用によって小型の銀河を飲み込み、合体する。その結果、銀河はより大型化していく。

最もありふれた結果として、二つまたはもっと多くの銀河による重力的な合体は、一つの形を持つか一つの形を持たない不規則銀河になるが、楕円銀河になる場合もある。

銀河の共食いは、天の川銀河大マゼラン雲と小マゼラン雲の間で現在起きていると、暗にそう提起されている。矮小銀河である大小のマゼラン雲から天の川銀河へと弧を描く、重力に引き寄せられた水素の流れ(マゼラニックストリーム) は、この理論の証拠になっている。

著名な相互作用銀河[編集]

名称 種類 距離
(百万光年
等級 備考
子持ち銀河(M51) SAc(SB0-a) 37 +8.4 主たる銀河と相互作用する衛星
NGC 2207とIC 2163 SAc/SAbc 114 +11 銀河衝突の第一の位相を通過する銀河
マウス銀河(IC 819/20) S0/SB(s)ab 300 +13.5 銀河衝突の第二の位相を通過する銀河
NGC 1097 SB(s)bc(E6) 45 +9.5 主たる銀河と相互作用する衛星
触角銀河(NGC 4038/9) SAc/SBm 45 +10.3 銀河衝突の第三の位相を通過する銀河
NGC 520 S 100 +11.3 銀河衝突の第三の位相を通過する銀河

天の川銀河とアンドロメダ銀河の将来的な衝突[編集]

天文学者たちが立てた概算では、およそ30億年以内に天の川銀河アンドロメダ銀河と、ぶつかり合う。その二つの渦巻銀河は、合体して一つの楕円銀河になると考えられている。 [2][3]

脚注[編集]

  1. ^ ガルメール 2010年3月27日 (英語)
  2. ^ ヘーゼル・ミュール 「太陽と地球を『退かせる』銀河の合体」 ニュー・サイエンティスト 2007年5月4日 (英語)
  3. ^ アストロノミー』 2008年6月 28ページ アブラハム・ロエブ英語版、T.J.コックス

外部リンク[編集]

関連項目[編集]