楕円銀河

楕円銀河とは

楕円銀河（だえんぎんが、英: elliptical galaxy）は、宇宙に存在する銀河の一種で、銀河をその形状や性質によって分類するハッブル分類において、渦巻銀河やレンズ状銀河と並ぶ主要なタイプの一つです。その名の通り、滑らかな楕円形をしており、渦巻腕のような目立った構造を持たないのが特徴です。表面の明るさは中心部が最も強く、外側に向かうにつれて徐々に暗くなっていきます。

形状は、ほぼ球形に近いものから、非常に平たいものまで多様です。内部には数千万個から1兆個を超える膨大な数の星々が集まっており、銀河によってその規模は大きく異なります。

特徴

楕円銀河の主な特徴としては、以下のような点が挙げられます。

構成する星の年齢: 楕円銀河を構成する星は、渦巻銀河などに比べて非常に古いものが中心です。これらの星は主に「種族II」と呼ばれる古い世代の星で構成されています。
星間物質と星形成: 内部の星間物質（星の材料となるガスや塵）は極めて少なく、新たな星が生まれる活動（星形成）は最小限にとどまっています。このため、若い星や散開星団といった構造はほとんど見られません。
角運動量: 銀河全体としての回転（角運動量）が非常に小さい傾向があります。
球状星団: 特に大きな楕円銀河では、銀河本体を取り巻くように、非常に多くの球状星団（古い星が密集した球状の集まり）が存在することが多いです。

これらの特徴は、伝統的な楕円銀河の描像、すなわち銀河形成のごく初期に一度に大量の星が生まれ、その後の激しい活動で星間物質を使い果たしてしまった結果、それ以降は新たな星が生まれなくなった銀河である、という考え方に基づいて説明されてきました。このため、楕円銀河の内部では目立った進化や変化は起こらず、構成する星がただ年老いていくだけだと長年考えられていたのです。

分布と形成進化の新しい理解

宇宙全体で見ると、楕円銀河は渦巻銀河ほど多数派ではありません。例えば、私たちから比較的近いおとめ座超銀河団に属する銀河のうち、楕円銀河は約10〜15パーセントを占めると考えられています。しかし、銀河が密集している銀河団の中心部では、楕円銀河は比較的頻繁に見られるタイプとなります。

かつて、天文学者のエドウィン・ハッブルは、楕円銀河が渦巻銀河へ進化すると考えていましたが、これは後の観測によって誤りであることが分かっています。また、ハッブル分類の古い名残として、レンズ状銀河と共に「早期型銀河」と呼ばれることもありますが、実際には宇宙の誕生から間もない頃にはそれほど一般的ではなかったことが分かっています。

近年の観測技術の進歩により、楕円銀河に対する理解は大きく変化しています。一部の楕円銀河の中から、比較的若い青い星の集まり（星団）が見つかったり、銀河同士が衝突・合体した痕跡とみられる複雑な構造が発見されたりしています。これらの新しい観測結果から、最近では、楕円銀河は様々な大きさやタイプの銀河が長い年月をかけて繰り返し衝突・合体を起こし、現在の滑らかな楕円形になったのではないか、という説が有力視されています。

こうした銀河の合体過程は、ごく最近や現在も進行している可能性があり、巨大な楕円銀河だけでなく、様々なサイズの楕円銀河がどのように誕生したのかを広く説明する鍵になると考えられています。例えば、私たち太陽系が属する天の川銀河も、近傍にある大マゼラン雲と小マゼラン雲という二つの小さな銀河を徐々に引き込み、やがてその一部を取り込んでいくと考えられており、これは銀河の合体過程の一例と言えます。このように、楕円銀河は、宇宙における銀河の進化や相互作用の複雑な過程を理解する上で、非常に重要な研究対象となっています。

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