低表面輝度銀河

低表面輝度銀河 (Low surface brightness galaxy)

低表面輝度銀河とは、地球から観測した際に、その見かけの表面輝度が夜空の明るさよりも少なくとも1等級以上低い、光が希薄な銀河のことを指します。これらの銀河は、一般的な銀河に比べて星の密度が非常に低く、全体的に淡く広がっているように見えます。

主な特徴

低表面輝度銀河の大部分は、比較的サイズの小さい矮小銀河に分類されます。これらの銀河を構成する物質のうち、通常の物質（バリオン）のほとんどは中性水素ガスとして存在しています。しかし、質量全体の95%以上は、目に見えない非バリオン暗黒物質によって占められていると考えられています。この極端な物質構成は、低表面輝度銀河の最も顕著な特徴の一つです。

恒星の数が非常に少ないため、これらの銀河では新たな星が生まれる活動（星形成）が極めて限定的です。その結果、寿命を終える大質量星が少なく、超新星爆発が観測されることはほとんどありません。

銀河の回転速度を測定する「回転曲線」の観測からは、その質量に対して放射される光の量が極端に少ない、すなわち非常に高い質量-光度比を持つことが示唆されています。これは、銀河全体の質量のうち、輝く恒星や明るいガスといったバリオンが占める割合がごくわずかであることを裏付けています。

また、低表面輝度銀河の中心部には、通常の渦巻銀河に見られるような、星が高密度に集まった「バルジ」のような構造が見られません。このことは、銀河の中心部まで含めて暗黒物質が優勢に分布している可能性を示唆しており、暗黒物質の正体や分布を研究する上で格好のターゲットとなっています。

環境と進化

一般的な、より明るい表面輝度を持つ銀河が銀河団や銀河群といった天体密度の高い領域に存在する傾向があるのに対し、低表面輝度銀河はしばしば、他の銀河から離れた比較的孤立した空間に、単独で存在していることが多いです。これらの銀河は、過去に他の銀河との重力的な相互作用、例えば潮汐力によるガスの剥ぎ取りや合体といった出来事をほとんど経験していないと考えられています。

このような孤立した環境は、銀河内に新たな星形成を促すようなガスの供給や圧縮が起きにくかったことを意味します。これが、低表面輝度銀河がなぜこれほどまでに恒星の数が少なく、結果として表面輝度が低くなったのかを説明する理由の一つと考えられています。

発見の歴史

低表面輝度銀河の存在は、1976年に天文学者のマイケル・J・ディズニーによって理論的に予測されました。実際にその存在が観測によって証明されたのは1986年で、当時発見されたマリリン1（Malin 1）という銀河が最初の低表面輝度銀河となりました。

マリリン1は、初めて発見された巨大な低表面輝度銀河であり、そのサイズは非常に大きいため、発見当時は既知の渦巻銀河の中で最も大きいものの一つとしても注目されました。この発見を皮切りに、低表面輝度銀河という天体の重要性が認識され、その後の研究が進められることとなります。

低表面輝度銀河は、そのユニークな特性、特に暗黒物質が支配的な構造を持つことから、宇宙論や銀河形成進化の研究において重要な鍵を握る天体として、現在も活発な観測と理論研究が進められています。

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