矮小楕円銀河

矮小楕円銀河（dE）

矮小楕円銀河（dwarf elliptical galaxy、略称 dE）は、宇宙に存在する銀河の一種で、その名の通り、他の楕円銀河に比べて規模が小さく、光度も低い特徴を持ちます。宇宙において極めて普遍的な存在であり、しばしばより質量が大きい銀河の重力に束縛され、その周囲を回る伴銀河として観測されます。

これらの銀河は、星団や他の小規模な天体と比較しても非常に一般的です。

特徴と観測

矮小楕円銀河は、一般的に絶対等級が-18等から-14等の範囲にあり、これは巨大楕円銀河よりも著しく暗いことを意味します。また、その内部の星の分布を示す表面輝度分布にも特徴が見られます。

巨大楕円銀河の表面輝度分布がド＝ヴォークルール則によってよく記述されるのに対し、矮小楕円銀河では中心部から離れるにつれて輝度が指数関数的に減少する傾向があります。しかし、より普遍的な記述法であるセルシックの法則には両方のタイプの銀河が適合することが多く、このことは矮小楕円銀河が巨大楕円銀河と同じ基本的な銀河の系列に属している可能性を示唆しています。

一方で、矮小楕円銀河よりもさらに光度が低く、楕円形に見える矮小楕円体銀河（dwarf spheroidal galaxy、dSph）と呼ばれる天体は、矮小楕円銀河とは異なる形成過程や特性を持つと考えられています。

発見の歴史と具体例

矮小楕円銀河の存在は古くから知られていましたが、その性質が詳細に調べられるようになったのは比較的最近のことです。例えば、アンドロメダ銀河の伴銀河であるM110は、最も地球に近い矮小楕円銀河の一つであり、1773年にフランスの天文学者シャルル・メシエによって発見されました。

しかし、それが小規模な銀河であると認識され、個々の星に分解して詳細に観測できる天体として認識されるまでには時間を要しました。ウォルター・バーデは1944年に、NGC 147やNGC 185といった銀河を個々の星に分解し、これらが私たちの銀河系を含む局所銀河群の一員である矮小楕円銀河であることを確認しました。これらの銀河の個々の星を観測できたのは、地球からの距離が比較的近いことによるものです。1950年代には、ろ座銀河団やおとめ座銀河団といった銀河の集団の中でも、多くの矮小楕円銀河が発見されるようになりました。

起源に関する仮説

矮小楕円銀河がどのように形成されたかについては、主に二つの有力な仮説が存在します。

1. 宇宙初期からの階層的合併
この仮説は、現在の標準的な宇宙論に基づいています。それによると、宇宙のごく初期には、ダークマターやガスが集まって小さな構造が最初に誕生しました。これらの小さな天体は、重力的な相互作用によって互いに引き合い、合体や融合を繰り返してより質量の大きな構造へと成長していきました。この過程が「階層的合併」と呼ばれ、最終的に今日の銀河の多様な姿が形作られたと考えられています。このシナリオでは、矮小楕円銀河のような小規模な銀河は、より大きな銀河を構築するための基本的な構成要素として位置づけられます。

2. 渦巻銀河の重力相互作用による変形
もう一つの仮説は、もともと円盤状の構造を持つ低質量の渦巻銀河が、より大きな銀河との重力的な相互作用を繰り返し受けることによって、その形状を変えられ、最終的に楕円形になった残骸であるとするものです。銀河同士が接近したり通過したりする際に発生する潮汐力によって銀河の形態が乱される現象は「銀河ハラスメント」と呼ばれています。この仮説の根拠としては、ハラスメントを受けた渦巻銀河に見られる円盤や渦状腕の変形が挙げられます。また、この過程を経た矮小楕円銀河の中には、元の渦巻銀河の円盤や腕のごく一部の名残が痕跡として埋め込まれている可能性も指摘されており、このような痕跡の発見がこの説を支持する証拠となり得ます。

これらの仮説は、矮小楕円銀河が宇宙進化の歴史において果たす役割や、銀河がどのように多様な形態へと進化してきたかを理解する上で重要な視点を提供しています。どちらの仮説がより普遍的に当てはまるのか、あるいは両方のプロセスが矮小楕円銀河の形成に寄与しているのかは、今後の観測や理論研究によって明らかにされるでしょう。

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