銀河

I

プロローグ

重力作用をおよぼしあいながら共通の中心をまわっている、何億個もの星からなる巨大な集合。太陽系が属する銀河をとくに銀河系(→ 天の川)とよび、地球から肉眼でみえる星はすべて、この銀河系に属している。太陽は銀河系の中の星の1つにすぎない。銀河には星や惑星のほか星団、水素原子のガス・水素分子・水素・窒素・炭素・ケイ素などからなる複雑な分子や、宇宙線などがふくまれる。

II

初期の銀河研究

アンドロメダ座の中にみえる渦巻銀河を最初に記述したのは、ペルシャの天文学者スーフィーであった。18世紀半ばまでに確認された銀河はわずか3つしかなかった。1781年、フランスの天文学者シャルル・メシエは約100の銀河の目録を発表した。これは「メシエ・カタログ」とよばれ、銀河はメシエ(M)番号であらわされる。たとえばアンドロメダ銀河はM31とよばれる。

18世紀後半にイギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェル、カロリン・ハーシェル、ジョン・ハーシェルによって何千という銀河が確認され、記載された。1900年以後は天体撮影によって多数の銀河が発見されている。地球からひじょうに遠くにある銀河は写真上ではあまりに小さいため、星と区別することができない。最大の銀河は、銀河系の約13倍もの星をふくんでいる。

1912年、アメリカの天文学者ベスト・スライファーは、大部分の銀河のスペクトル線が赤いほうにずれていることを発見した(→ 赤方偏移：分光学)。アメリカの天文学者ハッブルは、これは、すべての銀河がたがいに遠ざかるように動いている証拠であり、宇宙が膨張しているという結論をくだした。宇宙が膨張をつづけるのか、それとも引力によって銀河をひきとめ出発点へと収縮させられるのかは、わかっていない。→ 宇宙論

III

銀河の分類

天体望遠鏡で見たり写真に撮ったりしても、個々の星がみえるのはごく近くの銀河だけで、大部分の銀河はすべての星の光があわさってみえる。銀河の形にはいろいろなものがある。球状で中心に明るい核がある楕円銀河とよばれる銀河は、古い種族の星をふくんでおり、ふつうガスやちりがほとんどなく、新しい星が形成されることもない。楕円銀河の大きさは一定しない。巨大なものから小さなものまで、さまざまな大きさがある。

楕円銀河とは対照的に、渦巻銀河は、古い星だけでなく多くの若い星とガスやちり、星の誕生する分子雲をふくみ、円盤の形をしている。明るい若い星やガス雲は、銀河の周りをとりまく渦巻腕の中にみられる。また、円盤の中心部はバルジとよぶふくらみをなし、周辺部は暗い古い星からなるハローがとりまいている。

完全な渦巻き形になっていないそのほかの円盤状の銀河は、不規則銀河に分類される。不規則銀河にも大量のガス、ちり、若い星がふくまれているが、大きな銀河の近くにあるのがふつうで、質量の大きな銀河の潮汐力(→ 潮汐)によって変形したと考えられる。きわめて奇妙な形をした銀河が、2～3個の銀河からなるグループの中でいくつか見つかっているが、相互の潮汐作用により渦巻腕をゆがめ、ねじれた円盤と長くのびた尾をつくりだしたのだろう。

クエーサーは星のようにみえるが、強い赤方偏移をしめすので、ひじょうに遠くにある天体であることがわかっている(→ 電波天文学)。クエーサーは中心核の中に巨大なブラックホールをもつ活動銀河であると考えられており、電波銀河やとかげ座BL天体と密接な関係がある(→ 活動銀河核)。また、クエーサーや電波銀河の中心核から物質が光速に近い速度で放出されているのが観測される (→ 宇宙ジェット)。

IV

銀河系外の距離の測定

望遠鏡で銀河をみて距離をはかるのは不可能である。遠くにある巨大な銀河であるかもしれないし、銀河系の近くにある小さな銀河かもしれない。そこで、銀河系に属する天体の明るさあるいは大きさと、未知の銀河の同じタイプの天体とを比較することにより、距離を推定する。もっとも明るい星・超新星(→ 新星と超新星)・星団・ガス雲が指標につかわれる。

光度が周期的にかわるケフェウス型変光星(→ 変光星)は、脈動周期がその星固有の光度と関係しているのでとくに重要な指標である。周期を観測することにより真の光度が計算でき、それを見かけの光度と比較することで距離が推定できる。最近、銀河の中心の周りをまわる星の速度は、その銀河固有の明るさと質量に関係していることがわかった。急速に回転している銀河はひじょうに明るく、ゆっくりと回転している銀河は暗い。銀河の中の星の軌道速度が測定できれば、銀河の距離を推定できるわけである。