宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河とは? わかりやすく解説

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宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/12/05 00:56 UTC 版)

赤外線銀河」の記事における「宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河」の解説

マーフィらの結論によれば複数銀河衝突一体化が進む課程のなかで、銀河光度一定でない。衝突初期段階一体化末期段階明るく輝き超高光度赤外線銀河光度達する。しかし、その間長い期間では比較光度低く赤外線銀河光度で輝く。一体化最初の段階では、おそらくディスク内側部分ガス銀河中心に落ち込み強く輝くのである銀河中心活動盛んになると、外側への圧力強まり銀河中心へのガスの供給止まるその後一体化が十分進んだ後、残ったガスの量が十分であるか、または随伴銀河飲み込まれることで、再度銀河中心へのガスの供給始まり超高光度赤外線銀河として輝くことになるのである超高光度赤外線銀河は、その後楕円銀河発達するといわれている。これは、楕円銀河もやはり銀河同士衝突一体化によっ形成されということ考えられいるからである。超高光度赤外線銀河楕円銀河比較すると、楕円銀河中でも中型サイズ回転している(小さなをもち、扁平な形状のもの)種類楕円銀河とよく似た特徴を持つ。そのため、超高光度赤外線銀河はこの種類楕円銀河発達していくと考えられる。あるいは超高光度赤外線銀河は、その後クエーサー発達するとも言われている。超高光度赤外線銀河中にしばしば見つかるAGN中にはクエーサー匹敵するエネルギー発しているものがある。そのため、例え内部からの放射圧力や、超新星風で銀河周辺ガスダスト吹き飛ばされると、それがクエーサーとして観察されるのかもしれない、という推定根拠になっている。しかし、クエーサー超高光度赤外線銀河比較する超高光度赤外線銀河サイズ小さく銀河内の物質速度分布異なり、超高光赤外線銀が発達してクエーサーにはなりそうにはなく、むしろ超高光度赤外線銀河硬X線銀河や、X線発する早期銀河似た特徴持っている遠方赤外線銀河観測することで、昔の宇宙の状態を推し量ることができる。昔の宇宙では星の生成がいまより盛んだったらしい。エルバスらの研究によれば赤方偏移の量でz ≈ {\displaystyle \approx } 1(約76年前宇宙に当たる)あたりでは、銀河からの赤外線放射のうち、波長15μmのところで赤外線銀河超高光度赤外線銀河寄与60%であり、またAGN寄与17%程度である。当時は、現在の宇宙において赤外線銀河発する赤外線密度40倍以上の密度赤外線が発せられており、また、新しい星も100/ M {\displaystyle M} ⊙ {\displaystyle _{\odot }} /年程度割合生まれてたらしい。z ≈ {\displaystyle \approx } 2(約100年前宇宙)より大きい範囲でも同様に、星生成盛んに行われてたらしい

※この「宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河」の解説は、「赤外線銀河」の解説の一部です。
「宇宙や銀河の歴史と赤外線銀河」を含む「赤外線銀河」の記事については、「赤外線銀河」の概要を参照ください。

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