第25章天の川銀河The Milky Way Galaxy

Information about stellar populations holds vital clues to how our Galaxy was built up over time. The flattened disk shape of the Galaxy suggests that it formed through a process similar to the one that leads to the formation of a protostar (see The Birth of Stars and the Discovery of Planets outside the Solar System). Building on this idea, astronomers first developed models that assumed the Galaxy formed from a single rotating cloud. But, as we shall see, this turns out to be only part of the story.

種族に関する情報は、天の川銀河が時とともにどのように作られたかを知る重要な手がかりを含んでいる。平たい円盤という銀河の形は、原始星を形成するのと似た過程を経てできたことを示唆する（「星の誕生と太陽系外惑星の発見」を参照）。この考えをもとに、天文学者はまず、銀河が一つの回転する雲から生まれたと仮定するモデルを作った。しかし、これから見るように、それは物語の一部でしかなかった。

Because the oldest stars—those in the halo and in globular clusters—are distributed in a sphere centered on the nucleus of the Galaxy, it makes sense to assume that the protogalactic cloud that gave birth to our Galaxy was roughly spherical. The oldest stars in the halo have ages of 12 to 13 billion years, so we estimate that the formation of the Galaxy began about that long ago. (See the chapter on The Big Bang for other evidence that galaxies in general began forming a little more than 13 billion years ago.) Then, just as in the case of star formation, the protogalactic cloud collapsed and formed a thin rotating disk. Stars born before the cloud collapsed did not participate in the collapse, but have continued to orbit in the halo to the present day (Figure 25.21).

最も古い星、つまりハローや球状星団の星は、銀河の核を中心とする球状に分布している。そのため、天の川銀河を生んだ原始銀河雲も、おおよそ球形だったと考えるのは理にかなっている。ハローで最も古い星の年齢は120億〜130億年なので、銀河の形成はおよそそれだけ昔に始まったと見積もられる。（銀河全般が130億年余り前に形成され始めたことを示す、ほかの証拠については「ビッグバン」を参照。）そして星形成と同じように、原始銀河雲が収縮して、回転する薄い円盤になった。雲が収縮する前に生まれた星は、その収縮に加わらず、現在までハローを周回し続けている（図25.21）。

Gravitational forces caused the gas in the thin disk to fragment into clouds or clumps with masses like those of star clusters. These individual clouds then fragmented further to form stars. Since the oldest stars in the disk are nearly as old as the youngest stars in the halo, the collapse must have been rapid (astronomically speaking), requiring perhaps no more than a few hundred million years.

重力によって薄い円盤のガスは分裂し、星団ほどの質量を持つ雲や塊になった。その個々の雲がさらに分裂して、星を作った。円盤で最も古い星は、ハローで最も若い星とほぼ同じ年齢なので、この収縮は天文学的に見れば急速だったはずである。かかった時間は、おそらく数億年以下だった。

In past decades, astronomers have learned that the evolution of the Galaxy has not been quite as peaceful as this monolithic collapse model suggests. In 1994, astronomers discovered a small new galaxy in the direction of the constellation of Sagittarius. The Sagittarius dwarf galaxy is currently about 70,000 light-years away from Earth and 50,000 light-years from the center of the Galaxy. It is the closest galaxy known (Figure 25.22). It is very elongated, and its shape indicates that it is being torn apart by our Galaxy’s gravitational tides—just as Comet Shoemaker-Levy 9 was torn apart when it passed too close to Jupiter in 1992.

過去数十年の間に天文学者は、銀河の進化が、この一体崩壊モデルの示すほど穏やかではなかったことを知った。1994年、いて座の方向に、新たな小さい銀河が発見された。いて座矮小銀河は、現在、地球から約7万光年、銀河中心から約5万光年の距離にある。知られている中で最も近い銀河である（図25.22）。その形は非常に細長く、天の川銀河の重力による潮汐力で引き裂かれていることを示している。1992年、シューメーカー・レビー第9彗星が木星に近づきすぎて引き裂かれたのと同じである。

The Sagittarius galaxy is much smaller than the Milky Way and is about 10,000 times less massive than our Galaxy. All of the stars in the Sagittarius dwarf galaxy seem destined to end up in the bulge and halo of the Milky Way. But don’t sound the funeral bells for the little galaxy quite yet; the ingestion of the Sagittarius dwarf will take another 100 million years or so, and the stars themselves will survive.

いて座銀河は天の川銀河よりずっと小さく、質量はおよそ1万分の1である。いて座矮小銀河の星は、すべて天の川銀河のバルジやハローに行き着く運命にあるようだ。しかし、この小さな銀河のために弔いの鐘を鳴らすのは、まだ早い。いて座矮小銀河がのみ込まれるまでには、あと1億年ほどかかり、星そのものは生き残るのである。

Since that discovery, evidence has been found for many more close encounters between our Galaxy and other neighbor galaxies. When a small galaxy ventures too close, the force of gravity exerted by our Galaxy tugs harder on the near side than on the far side. The net effect is that the stars that originally belonged to the small galaxy are spread out into a long stream that orbits through the halo of the Milky Way (Figure 25.23).

この発見以来、天の川銀河と近隣のほかの銀河の間に、さらに多くの接近遭遇があった証拠が見つかっている。小さな銀河が近づきすぎると、天の川銀河の重力は、その遠い側よりも近い側を強く引く。その結果、もともと小さな銀河に属していた星は、天の川銀河のハローを通る軌道に沿って、長い流れとなって広がる（図25.23）。

Such a tidal stream can maintain its identity for billions of years. To date, astronomers have now identified streams originating from 12 small galaxies that ventured too close to the much larger Milky Way. Six more streams are associated with globular clusters. It has been suggested that large globular clusters, like Omega Centauri, are actually dense nuclei of cannibalized dwarf galaxies. The globular cluster M54 is now thought to be the nucleus of the Sagittarius dwarf we discussed earlier, which is currently merging with the Milky Way (Figure 25.24). The stars in the outer regions of such galaxies are stripped off by the gravitational pull of the Milky Way, but the central dense regions may survive.

このような潮汐ストリームは、数十億年にわたって、ひと続きの流れとして残りうる。天文学者はこれまでに、はるかに大きい天の川銀河へ近づきすぎた12個の小銀河に由来する流れを特定している。さらに6本の流れが球状星団と関係づけられている。オメガ・ケンタウリのような大型の球状星団は、実際には、のみ込まれた矮小銀河の高密度の核かもしれないと指摘されている。球状星団M54は、前に説明した、現在天の川銀河と合体しつつあるいて座矮小銀河の核だと考えられている（図25.24）。このような銀河の外側の領域の星は天の川銀河の重力で引きはがされるが、中心の高密度の領域は生き残る可能性がある。

Calculations indicate that the Galaxy’s thick disk may be a product of one or more such collisions with other galaxies. Accretion of a satellite galaxy would stir up the orbits of the stars and gas clouds originally in the thin disk and cause them to move higher above and below the mid-plane of the Galaxy. Meanwhile, the Galaxy’s stars would add to the fluffed-up mix. If such a collision happened about 10 billion years ago, then any gas in the two galaxies that had not yet formed into stars would have had plenty of time to settle back down into the thin disk. The gas could then have begun forming subsequent generations of population I stars. This timing is also consistent with the typical ages of stars in the thick disk.

計算によれば、銀河の厚い円盤は、ほかの銀河とのこのような衝突が、1回以上起きて生じたものかもしれない。衛星銀河を取り込むと、もともと薄い円盤にあった星やガス雲の軌道がかき乱され、銀河の中央面から、より高い位置や低い位置まで動くようになるだろう。同時に、銀河の星も、そのふくらんだ混合物に加わることになる。そのような衝突が約100億年前に起きたのなら、2つの銀河にあった、まだ星になっていないガスには、薄い円盤へ落ち着き直す時間が十分にあったはずである。そのガスは、続く世代の種族Iの星を作り始められただろう。この時期は、厚い円盤の星の典型的な年齢とも整合する。

The Milky Way has more collisions in store. An example is the Canis Major dwarf galaxy, which has a mass of about 1% of the mass of the Milky Way. Already long tidal tails have been stripped from this galaxy, which have wrapped themselves around the Milky Way three times. Several of the globular clusters found in the Milky Way may also have come from the Canis Major dwarf, which is expected to merge gradually with the Milky Way over about the next billion years.

天の川銀河には、さらに衝突が待ち受けている。その一例がおおいぬ座矮小銀河で、天の川銀河の約1%の質量を持つ。すでにこの銀河からは、潮汐力によって長い尾が引き出され、天の川銀河を3周している。天の川銀河で見つかる球状星団のいくつかも、おおいぬ座矮小銀河から来たものかもしれない。この矮小銀河は、今後約10億年の間に、天の川銀河へ徐々に合体すると予想される。

In about 4 billion years, the Milky Way itself will be swallowed up, since it and the Andromeda galaxy are on a collision course. Our computer models show that after a complex interaction, the two will merge to form a larger, more rounded galaxy (Figure 25.25).

約40億年後には、天の川銀河自身がのみ込まれる。アンドロメダ銀河と衝突する進路にあるからだ。コンピューターモデルによれば、複雑な相互作用の後に、2つは合体して、より大きく、丸みを帯びた銀河になる（図25.25）。

We are thus coming to realize that “environmental influences” (and not just a galaxy’s original characteristics) play an important role in determining the properties and development of our Galaxy. In future chapters we will see that collisions and mergers are a major factor in the evolution of many other galaxies as well.

こうして、天の川銀河の性質や発達を決めるうえでは、銀河の生まれつきの特徴だけでなく、「環境からの影響」が重要な役割を果たすことが分かってきた。今後の章では、衝突と合体が、ほかの多くの銀河の進化にとっても、大きな要因であることを見る。