銀河潮汐力

銀河潮汐力

銀河潮汐力（ぎんがちょうせきりょく、英語: Galactic tide）とは、銀河全体が持つ巨大な重力場によって、その周囲や内部の天体、あるいは他の銀河に働く潮汐力を指します。これは月が地球の海水面に潮汐力を及ぼすのと同じ原理ですが、銀河スケールの重力によって引き起こされる点が異なります。銀河潮汐力は、重力の絶対的な強さよりも、重力場の勾配、すなわち場所による重力の強さの違いに強く依存します。そのため、主に銀河の比較的近い領域や、他の銀河との間で顕著な影響を及ぼします。

相互作用銀河における潮汐力

二つの銀河が宇宙空間で接近あるいはすれ違う際、互いの銀河潮汐力が強く作用し、その形状や運動に大きな影響を与えます。正面衝突は比較的稀で、多くの場合は重力的な相互作用によって互いの軌道が変化したり、周囲を回り合ったりします。この過程で銀河潮汐力は、一方または両方の銀河からガスや恒星といった物質を重力の弱い外側から引き剥がし、銀河間空間へと放出します。この引き剥がされた物質は、しばしば銀河の進行方向や軌道に沿って細長い尾のような構造を形成します。これが「潮汐尾」と呼ばれるものです。潮汐尾は銀河の差動回転によって引き延ばされ、複雑な形状を呈することが多いですが、観測する角度によっては直線状に見えることもあります。潮汐尾を形成する物質は、重力がより強い銀河中心部（バルジ）よりも、恒星やガスが豊富に存在する銀河円盤部から多く供給される傾向があります。

月によって地球に二つの潮汐の盛り上がりができるのと同様に、潮汐尾も通常は二本形成されます。相互作用する銀河のうち、相対的に質量が同等か小さい銀河からは長く目立つ潮汐尾が形成されやすい一方、質量が大きい銀河からは短い潮汐尾ができ、銀河の前方に伸びる「潮汐橋（tidal bridge）」と呼ばれる構造の方が目立つことがあります。潮汐橋は位置的に潮汐尾と区別が難しい場合があり、相互作用の過程で銀河本体に再び吸収されることも多いため、潮汐尾に比べて観測可能な期間が短い傾向にあります。また、銀河と観測者（地球）との距離差によって、潮汐橋が隠れて見えないこともあります。さらに稀な例として、二つの銀河が引き剥がされた物質でつながった輪のような構造を形成することがあり、これを「潮汐輪（tidal loop）」と呼びますが、これはさらに観測が困難な現象です。有名な例としては、相互作用銀河であるマウス銀河や触角銀河で、顕著な潮汐尾が観測されています。

伴銀河や矮小銀河への影響

より大きな銀河の周囲を回る伴銀河や矮小銀河は、中心銀河からの銀河潮汐力を常に強く受けています。特に中心銀河に接近する際には、この力が伴銀河の構造に大きな影響を与えます。銀河潮汐力によって伴銀河の形状が歪められたり、恒星やガスが中心銀河に引き寄せられたりする現象が観測されます。これは伴銀河の自転速度や質量と光度の関係に異常として現れることがあります。例えば、アンドロメダ銀河の伴銀河であるM32は、アンドロメダ銀河の潮汐力によって外側の渦状腕の構造を失ったと考えられています。一方で、中心部の分子雲が圧縮された結果、活発な星形成が誘発された可能性も指摘されています。

伴銀河が外側の構造を失う過程は、基本的に潮汐尾が形成されるメカニズムと同じですが、中心銀河と伴銀河の質量差が大きいため、影響が伴銀河に集中する形で現れます。伴銀河が中心銀河に比べて非常に小さい場合、引き剥がされた物質は伴銀河の後方に続く、比較的対称な潮汐尾のような構造を作ります。しかし、伴銀河の質量が中心銀河の質量の1万分の1程度かそれ以上ある場合、伴銀河自身の重力も無視できなくなり、引き剥がされた物質の分布は非対称になり、様々な方向に広がっていく複雑な構造を形成します。最終的にどのような構造になるかは、伴銀河の質量や軌道だけでなく、中心銀河を取り巻くダークマターハローの質量分布や構造にも依存するため、銀河潮汐力による伴銀河の破壊の観測は、銀河の暗黒物質の分布を研究する上で重要な手がかりとなっています。もし矮小銀河が大きな銀河のすぐ近くを頻繁に通ったり、非常に長い時間をかけてその周囲を回ったりすると、潮汐力によって矮小銀河の形態は完全に崩壊し、最終的には中心銀河の周りを流れる星やガスのストリーム（恒星流）へと姿を変えてしまうこともあります。実際、アンドロメダ銀河のような一部の大型銀河の銀河円盤は、過去に複数の矮小銀河が潮汐力によって分解・吸収された結果、形成されたものであるという見解もあります。

銀河内の天体への影響

銀河潮汐力は、銀河間だけでなく、銀河内部に存在する個々の天体や天体システムにも影響を及ぼします。特に恒星の形成や惑星系の進化において、その影響が見られます。通常、惑星系においては中心の恒星の重力が支配的ですが、惑星系の外縁部では恒星の重力が弱まるため、銀河系全体の潮汐力が無視できないほど大きくなります。太陽系の場合、長周期彗星の供給源と考えられている「オールトの雲」がこの領域に位置します。

オールトの雲は、太陽から約1光年という非常に遠方に広がる、無数の氷や岩石からなる微惑星の集合体です。この距離では太陽の重力が弱く、銀河系全体の潮汐力がオールトの雲の形状に影響を与え、銀河中心方向がやや潰れたような歪みを生じさせていると考えられています。銀河潮汐力はオールトの雲の微惑星に摂動（撹乱）を与え、その一部を太陽系の内側へと弾き飛ばす力を持っています。内側に向かって軌道を変えられた微惑星が太陽に接近すると、氷が蒸発してガスや塵を放出し、尾を引く姿となって観測される「彗星」となります。オールトの雲から飛来する長周期彗星の約90%は、銀河潮汐力による摂動が原因であると推定されています。

また、銀河潮汐力が太陽系外縁部の微惑星をさらに外側へ押し出し、オールトの雲そのものの形成を促進した可能性も議論されています。このように、銀河潮汐力の影響は非常に複雑であり、個々の天体がどのように応答するかが重要です。しかし、その影響は長時間にわたって累積されると、宇宙における様々な現象に無視できない貢献をしていると考えられています。

関連項目

オールトの雲
ロッシュ限界
伴銀河
矮小銀河
相互作用銀河
潮汐力

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