恒星ストリーム

恒星ストリームとは

恒星ストリームは、広大な宇宙空間に浮かぶ巨大な銀河の周囲を取り巻くように存在する、恒星や水素ガスからなる細長い構造体を指します。まるで天の川のような帯状や、複雑に絡み合ったフィラメント状に見えることが多く、銀河のハローと呼ばれる外側の領域に位置しています。

この構造体は、数多くの恒星が集まって形作られており、その中にはかつて独立した天体であった名残として、星団や、さらに小さな銀河（矮小銀河）の名残と考えられる密集した領域も見られます。恒星ストリームを構成する主な要素は恒星ですが、マゼラニックストリームのように大量のガスを含むものも存在し、その性質は形成された元となる天体や環境によって様々です。

形成のメカニズム

恒星ストリームは、主に親となる銀河の近くを通過したり、場合によっては衝突したりした小さな銀河（伴銀河）が、その親銀河の強い重力によって潮汐力（ちょうせきりょく）を受け、細長く引き伸ばされ、崩壊していく過程で形成されると考えられています。この現象は、太陽の重力によって彗星の塵が引き伸ばされて流星群のもととなる帯を作るのと似ていますが、スケールは遥かに巨大です。

伴銀河が親銀河の重力に引かれて接近すると、潮汐力によって伴銀河の縁にある星やガスが剥ぎ取られ始めます。これらの物質は、伴銀河の軌道に沿って前方と後方に引き伸ばされ、やがて長大な尾のような構造を形成します。伴銀河が完全に崩壊して星やガスが銀河の重力に完全に捕らわれると、親銀河をドーナツ状や球状に取り囲むような構造を形成しますが、一部の星やガスが親銀河の重力に捕らわれつつも、流れ星の尾のように元の伴銀河の軌道の名残を保ち、接合した状態で残ることもあります。

私たちの天の川銀河の例では、大小マゼラン雲という伴銀河から流れ出した大量のガスや一部の星が、天の川銀河と重力的に強く結びつきながら、10万光年にもわたる巨大な「マゼラニックストリーム」を形成していることが知られています。これは、伴銀河から物質が剥ぎ取られ、親銀河へと供給されるプロセスを間近で観測できる貴重な例です。

発見の歴史と研究

恒星ストリームの存在が初めて観測的に確認されたのは、比較的最近のことです。1971年に、天の川銀河内で見つかった「アークトゥルス・ストリーム」がその最初のものでした。これは、本来は別の銀河であったものが、天の川銀河に吸収された際に生じた痕跡だと考えられています。その後、観測技術、特に広範囲かつ精密な星の速度や距離の測定が可能になったことで、現在までに天の川銀河内だけでも16本以上の恒星ストリームが発見されています。

天の川銀河の外にある他の銀河でも、恒星ストリームは確認されています。銀河系外での恒星ストリームの最初の発見は、2001年に私たちの銀河系に最も近い巨大銀河であるアンドロメダ銀河で見つかったものとされています。これは、アンドロメダ銀河が過去に小さな伴銀河を吸収した痕跡だと考えられており、他の多くの銀河でも同様の構造が見つかっています。

特筆すべき例

恒星ストリームの研究は、過去の銀河合体の歴史や、銀河のハローに存在する暗黒物質の分布を探る上で非常に重要です。

興味深い例として、天の川銀河の恒星ストリームの一つである「ヘルミ・ストリーム（Helmi stream）」に属する恒星「HIP 13044」が挙げられます。この恒星については、「HIP 13044 b」と呼ばれる太陽系外惑星が発見されたとする報告がありました。

この惑星候補は、もしその存在が確定すれば、かつて別の銀河に属していた恒星が、その銀河が天の川銀河に吸収される過程でヘルミ・ストリームの一部となり、現在に至るという非常に稀なケースとなります。そのため、発見当時は「史上初の銀河系外起源の惑星」として大きな注目を集めましたが、その後の詳細な分析により、HIP 13044 bの検出データには観測上の不確実性が指摘されており、その存在については現在も確定していません。この例は、恒星ストリームが銀河の合体・吸収という激しい歴史を物語る痕跡であり、そこに属する天体もまた、特異な来歴を持つ可能性があることを示しています。

このように、恒星ストリームは銀河系内外の多くの銀河で発見されており、銀河の進化や形成過程を探る上で重要な手がかりとなっています。その観測と解析は、私たちの宇宙における銀河のダイナミックな歴史を理解するために不可欠な研究分野の一つです。

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