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銀河ぎんがの形成けいせいと進化しんか

出典しゅってん: フリー百科ひゃっか事典じてん『ウィキペディア（Wikipedia）』
現代げんだい宇宙うちゅう論ろん
宇宙うちゅう
ビッグバン・ブラックホール
宇宙うちゅうの年齢ねんれい
宇宙うちゅうの年表ねんぴょう

銀河ぎんがの形成けいせいと進化しんか(ぎんがのけいせいとしんか、Galaxy formation and evolution)に関かんする研究けんきゅうは、均質きんしつな始はじまりから不ふ均質きんしつな宇宙うちゅうが形成けいせいされる過程かてい、銀河ぎんがの経時きょうじ的てきな変化へんか、近傍きんぼうの銀河ぎんがで観察かんさつされるような多様たような構造こうぞうの形成けいせい過程かてい等とうに関かんして行おこなわれてきた。宇宙うちゅう物理ぶつり学がくの領域りょういきにおいても、最もっとも活発かっぱつな分野ぶんやの一ひとつである。

銀河ぎんがの形成けいせいは、ビッグバン後ごの小ちいさな量子りょうしゆらぎの結果けっかとして構造こうぞう形成けいせい理論りろんに従したがって生しょうじたと考かんがえられている。観測かんそくされる現象げんしょうと適合てきごうするこれの最もっとも単純たんじゅんなモデルは、Λらむだ-CDMモデルであり、銀河ぎんがの集合しゅうごうや融合ゆうごうによって銀河ぎんがは質量しつりょうを獲得かくとくし、また形かたちや構造こうぞうが決きまったとされる。

最初さいしょの銀河ぎんがの形成けいせい

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ビッグバン直後ちょくごには宇宙うちゅうは非常ひじょうに均質きんしつであった。これは宇宙うちゅうマイクロ波は背景はいけい放射ほうしゃの観測かんそくで確認かくにんできる（ゆらぎは10万まん分ぶんの1以下いかである）。この頃ころ、宇宙うちゅうにはほとんど構造こうぞうはなく、銀河ぎんがもなかった。そのため、「初期しょきの滑なめらかで均質きんしつな宇宙うちゅうから、どのようにして今日きょうのような不ふ均質きんしつな宇宙うちゅうが生しょうじたのか？」という疑問ぎもんが生しょうじる。

このような構造こうぞうが生しょうじた過程かていに関かんする、近年きんねんの最もっとも受うけ入いれられた仮説かせつ（理論りろん）は、「今日きょう見みられる全すべての構造こうぞうは、初期しょきの宇宙うちゅうの密度みつどのわずかな不ふ均一きんいつ性せい（『初期しょきゆらぎ』）から生しょうじた」とするものである。そして「冷ひやされた暗黒あんこく物質ぶっしつの塊かたまりが凝縮ぎょうしゅくし始はじめ、その中なかでガスが凝縮ぎょうしゅくし始はじめた。初期しょきゆらぎは重力じゅうりょくによってガスや暗黒あんこく物質ぶっしつを密度みつどの濃こい領域りょういきに引ひき寄よせ、こうして後のちに銀河ぎんがとなる種たねが形成けいせいされた。このような構造こうぞうの中なかから最初さいしょの銀河ぎんがが生うまれた。（最初さいしょの銀河ぎんがが形成けいせいされるころ）宇宙うちゅうはほぼ水素すいそ、ヘリウムと暗黒あんこく物質ぶっしつで占しめられていた。」また「「最初さいしょの原始げんし銀河ぎんがが形成けいせいされるとすぐに、その中なかに含ふくまれる水素すいそとヘリウムが集あつまり始はじめ、最初さいしょの恒星こうせいが誕生たんじょうした。」などという説明せつめいが多おおい。

2007年ねん、ケック天文台てんもんだいのカリフォルニア工科こうか大学だいがくのチームは、宇宙うちゅうができてわずか5億おく年ねんである132億おく光年こうねんの彼方かなたに6つの恒星こうせいからなる銀河ぎんがを発見はっけんした[1]。また、2011年ねん1月がつには、ビッグバンから4億おく8000万まん年ねん後ごに当あたる130億おく光年こうねん離はなれた場所ばしょに銀河ぎんがが発見はっけんされた。

また「宇宙うちゅうは、形成けいせい直後ちょくごには非常ひじょうに活発かっぱつであり、銀河ぎんがは低質ていしつ量りょうの銀河ぎんがを吸収きゅうしゅうしながら急速きゅうそくに成長せいちょうした。この過程かていの結果けっか、近傍きんぼうの宇宙うちゅうに銀河ぎんがが分散ぶんさんしていった」などと説明せつめいされる。（2dF銀河ぎんが赤あか方偏かたへん移うつりサーベイも参照さんしょう）。「銀河ぎんがは宇宙うちゅうにおいて独立どくりつした存在そんざいではなく、宇宙うちゅう全体ぜんたいに大おおきく網もうを張はるような構造こうぞうを作つくって分散ぶんさんしている。網もうの目めに当あたる地点ちてんは宇宙うちゅう初期しょきの小ちいさな密度みつどのゆらぎがあった場所ばしょであり、密度みつどの高たかい銀河ぎんが団だんが形成けいせいされる。それ故ゆえに、銀河ぎんがの分布ぶんぷは初期しょき宇宙うちゅうの物理ぶつり学がくと密接みっせつに関連かんれんしている。」

銀河ぎんがが先さきなのか？ ブラックホールが先さきなのか？

なお、（2017～2018年ねんころには）さかんに「（ほぼ）全すべての銀河ぎんがの中心ちゅうしん部ぶには『超大ちょうだい質量しつりょうブラックホール』が潜ひそんでいる、ということが明あきらかになってきた」などと指摘してきされるようになっている。

銀河ぎんがの形成けいせいとブラックホールの形成けいせいの因果いんが関係かんけいについては、「星ほしがたくさんできたので、中心ちゅうしんのブラックホールが大おおきくなれた」とする仮説かせつと、「まず巨大きょだいなブラックホールがあったから、その周囲しゅういで星ほしの形成けいせいがさかんになったのだ」とする仮説かせつがあり、つまり2つの異ことなる方向ほうこう性せいの仮説かせつが提唱ていしょうされており、一種いっしゅの「鶏にわとりが先さきか?卵たまごが先さきか?」論争ろんそうにも似にた議論ぎろんが起おきている[2]。 どちらの仮説かせつがより妥当だとうなのか、実際じっさいの観測かんそくによって確たしかめようとする試こころみが行おこなわれている。フランスの天体てんたい物理ぶつり学者がくしゃダヴィッド・エルバズ（フランス語ふらんすご版ばん）が率ひきいる研究けんきゅうグループがヨーロッパ南天なんてん天文台てんもんだい（ESO）の大型おおがた望遠鏡ぼうえんきょうVLTを使つかってクエーサー「HE0450-2958」を観測かんそくし、これが銀河ぎんがの中なかになく、むき出だし状態じょうたいになっており、少すこし離はなれた場所ばしょに星ほしの形成けいせいが盛さかんな銀河ぎんがを発見はっけんした。エルバズは「我々われわれの研究けんきゅうが示唆しさしていることは、巨大きょだいブラックホールが、星ほしの形成けいせいのトリガー（ひきがね）となり得える、ということであり、ブラックホールは自身じしんのホスト的てき銀河ぎんがを「つくって」いる、ということである。こうした関係かんけいは、なぜより大おおきなブラックホールを抱かかえる銀河ぎんがにはより多おおくの星ほしがあるのか？　という問題もんだいについても説明せつめいを提供ていきょうしてくれるかも知しれない。」と述のべた[2]。

銀河ぎんがで観測かんそくされる共通きょうつうの性質せいしつ

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非常ひじょうに薄うすい円盤えんばんを持もつNGC 891
銀河ぎんがの形態けいたいのハッブル分類ぶんるい

我々われわれの銀河系ぎんがけいを含ふくむ銀河ぎんがの構造こうぞうに関かんして観察かんさつされる性質せいしつには、次つぎのようなものがある。

  • 渦巻うずまき銀河ぎんがや円盤えんばん銀河ぎんがは非常ひじょうに薄うすく、高密度こうみつどで、非常ひじょうに速はやく回転かいてんしている。銀河系ぎんがけいの円盤えんばんの直径ちょっけいは、厚あつさの100倍ばい以上いじょうである。
  • 銀河ぎんがの質量しつりょうの大だい部分ぶぶんは、直接ちょくせつ観測かんそくされず、重力じゅうりょく以外いがいの相互そうご作用さようを持もたない暗黒あんこく物質ぶっしつで構成こうせいされる。
  • 銀河ぎんがハローの恒星こうせいは、円盤えんばんの恒星こうせいと比くらべて非常ひじょうに古ふるく、金属きんぞく量りょうが少すくない（つまり、ほぼ水素すいそとヘリウムで構成こうせいされている）。
  • 円盤えんばん銀河ぎんがの多おおくは、古ふるい恒星こうせいで構成こうせいされた円盤えんばんの外側そとがわが膨ふくらんでいる。
  • 球状きゅうじょう星団せいだんは通常つうじょう古ふるくて金属きんぞく量りょうが少すくないが、金属きんぞく量りょうが比較的ひかくてき多おおく若わかいものも若干じゃっかん存在そんざいする。球状きゅうじょう星団せいだんの恒星こうせいの中なかには、宇宙うちゅう自身じしんと同おなじくらい古ふるいものも存在そんざいする。
  • 水素すいそで構成こうせいされる雲くもが高速度こうそくど雲くもから銀河ぎんがに向むかって「雨あめ」として降ふる（これは、銀河ぎんがで恒星こうせいが形成けいせいされるための必要ひつよう不可欠ふかけつな物質ぶっしつ源げんである）。
  • 銀河ぎんがは、巨大きょだいな楕円だえん銀河ぎんがから薄うすい円盤えんばん銀河ぎんがまで、非常ひじょうに様々さまざまな形かたちや大おおきさになる（ハッブル分類ぶんるいも参照さんしょう）。
  • 巨大きょだい銀河ぎんがの多おおくは、中央ちゅうおうに太陽たいよう質量しつりょうの数すう百ひゃく万まん倍ばいから数すう十じゅう億おく倍ばいに及およぶ超ちょう大だい質量しつりょうブラックホールを持もつ。ブラックホールの質量しつりょうは、含ふくまれる銀河ぎんがの性質せいしつと関連かんれんしている。
  • 銀河ぎんがの性質せいしつの多おおくは、渦巻うずまき銀河ぎんがと楕円だえん銀河ぎんがの2種類しゅるいの根源こんげん的てきな分類ぶんるいが存在そんざいすることを示唆しさしている。

円盤えんばん銀河ぎんがの形成けいせい

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典型てんけい的てきな渦巻うずまき銀河ぎんがであるM101
別べつの銀河ぎんがと衝突しょうとつして歪いがむ渦巻うずまき銀河ぎんがESO 510-G13。衝突しょうとつした銀河ぎんがが完全かんぜんに吸収きゅうしゅうされた後のち、歪ゆがみは消失しょうしつするが、数すう百ひゃく万まん年ねんかかる。

円盤えんばん銀河ぎんがの主要しゅような性質せいしつは、非常ひじょうに薄うすく、高速こうそくに自転じてんし、しばしば渦巻うずまき構造こうぞうを持もつということである。この銀河ぎんがの形成けいせいに関かんする説明せつめいの1つは、局所きょくしょ的てきに非常ひじょうに多おおくの薄うすい円盤えんばん銀河ぎんがが形成けいせいされたというものであるが、円盤えんばんは非常ひじょうに壊こわれやすく、他たの銀河ぎんがと融合ゆうごうするとすぐに円盤えんばんが壊こわれてしまうというのが問題もんだいである。

1962年ねん、オリン・エッゲン、ドナルド・リンデンベルとアラン・サンデージは[3]、巨大きょだいな分子ぶんし雲くもの崩壊ほうかいによって円盤えんばん銀河ぎんがができるという理論りろんを提案ていあんした。分子ぶんし雲くもが崩壊ほうかいすると、ガスは急速きゅうそくに回転かいてんする円盤えんばん状じょうになる。トップダウン形成けいせいシナリオとして知しられ、非常ひじょうにシンプルであったが、初期しょき宇宙うちゅうの観測かんそくがボトムアップによる形成けいせい（小ちいさな物体ぶったいが集あつまって大おおきくなる）を強つよく示唆しさしていたため、広ひろくは受うけ入いれられなかった。より小ちいさな物体ぶったいが集あつまって銀河ぎんがを形成けいせいしたという仮説かせつは、 レオナルド・サールとロバート・ジン[4]によって初はじめて提案ていあんされた。

より最近さいきんの理論りろんでは、ボトムアップの過程かていで暗黒あんこく物質ぶっしつの銀河ぎんがハローが集あつまったというものがある。初期しょきの銀河ぎんがはほとんどがガスと暗黒あんこく物質ぶっしつでできており、恒星こうせいは少すこししかなかった。小ちいさな銀河ぎんがを飲のみ込こんで銀河ぎんがの質量しつりょうが増ふえてくると、暗黒あんこく物質ぶっしつの大だい部分ぶぶんは銀河ぎんがの外側そとがわに集あつまるようになる。これは、暗黒あんこく物質ぶっしつは重力じゅうりょくのみとしか相互そうご作用さようできず、分散ぶんさんしないためである。しかし、ガスはすぐに相互そうご作用さようして急速きゅうそくに回転かいてんし始はじめ、非常ひじょうに薄うすく回転かいてんの速はやい円盤えんばんになる。

現在げんざいでも、どのような過程かていで銀河ぎんがの収縮しゅうしゅくが止とまったのかは明あきらかになっていない。実際じっさいに、円盤えんばん銀河ぎんが形成けいせいの理論りろんは円盤えんばん銀河ぎんがの回転かいてん速度そくどや大おおきさについて説明せつめいできていない。新あたらしくできた恒星こうせいからの放射ほうしゃや活動かつどう銀河ぎんが核かくが円盤えんばんの収縮しゅうしゅくの速度そくどを緩ゆるめたという説せつや、暗黒あんこく物質ぶっしつの銀河ぎんがハローが銀河ぎんがを引ひっ張ぱり収縮しゅうしゅくを止とめたという説せつも提案ていあんされている。

近年きんねん、銀河ぎんがの進化しんかにおける銀河ぎんが同士どうしの融合ゆうごうについて注目ちゅうもくが集あつまっている。銀河系ぎんがけい自身じしんも、現在げんざい引ひき裂さかれて銀河系ぎんがけいに飲のみ込こまれつつあるいて座ざ矮小わいしょう楕円だえん銀河ぎんがという小ちいさな伴ばん銀河ぎんがを持もっている。この種たねの出来事できごとは、大おおきな銀河ぎんがの進化しんかの過程かていでは良よくあることだと考かんがえられている。いて座ざ矮小わいしょう楕円だえん銀河ぎんがは、銀河系ぎんがけいの円盤えんばんに対たいしてほぼ直角ちょっかくに公転こうてんしている。現在げんざいはちょうど円盤えんばんを横切よこぎっているところであり、恒星こうせいがはぎ取とられて銀河系ぎんがけいの銀河ぎんがハローになっている。このような融合ゆうごうは、新あたらしいガス、恒星こうせい、暗黒あんこく物質ぶっしつを供給きょうきゅうする。この過程かていの証拠しょうこは、銀河ぎんがの歪ゆがみや流ながれとしてしばしば観測かんそくされている。

銀河ぎんが形成けいせいに関かんするΛらむだ-CDMモデルでは、宇宙うちゅうの円盤えんばん銀河ぎんがの数かずが過小かしょうに算出さんしゅつされる[5]。この理由りゆうは、これらの銀河ぎんが形成けいせいモデルは多数たすうの融合ゆうごうを予測よそくするためである。円盤えんばん銀河ぎんがが同等どうとう程度ていどの質量しつりょう（少すくなくとも15%以上いじょう）を持もつ別べつの銀河ぎんがと融合ゆうごうすると、銀河ぎんがが破壊はかいされるかまたは円盤えんばん銀河ぎんがとしては残のこらない。この事実じじつは未み解決かいけつの問題もんだいとして残のこっているものの、Λらむだ-CDMモデルが全まったく間違まちがっていることを意味いみするものではない。しかし、宇宙うちゅうの銀河ぎんがの数かずを正確せいかくに再現さいげんするように理論りろんのさらなる改良かいりょうが求もとめられている。

銀河ぎんがの融合ゆうごうと楕円だえん銀河ぎんがの形成けいせい

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典型てんけい的てきな楕円だえん銀河ぎんがであるESO 325-G004
マウス銀河ぎんがは、銀河ぎんがの融合ゆうごうが進行しんこうしつつある例れいである。

最もっとも質量しつりょうの大おおきな銀河ぎんがは楕円だえん銀河ぎんがである。銀河ぎんがの中なかでは、円盤えんばん銀河ぎんがのように同おなじ方向ほうこうに公転こうてんはせず、恒星こうせいはランダムな方向ほうこうに向むかって進すすんでいる。古ふるい恒星こうせいから構成こうせいされ、塵ちりはほとんど含ふくまれない。これまで観測かんそくされた全すべての楕円だえん銀河ぎんがは中心ちゅうしんに超ちょう大だい質量しつりょうブラックホールを持もち、これらのブラックホールの質量しつりょうは楕円だえん銀河ぎんが自体じたいの質量しつりょうと相関そうかんしている。また、楕円だえん銀河ぎんがの遠とお端はしの恒星こうせいの速度そくどを表あらわすシグマと呼よばれる値ねとも相関そうかんしている。楕円だえん銀河ぎんがは円盤えんばんは持もたないが、円盤えんばん銀河ぎんがの銀河ぎんがバルジは楕円だえん銀河ぎんがのように見みえることがある。銀河ぎんがが多おおく集あつまった領域りょういきでは、楕円だえん銀河ぎんがが多おおく見みられる。

現在げんざい、楕円だえん銀河ぎんがは宇宙うちゅうで最もっとも進化しんかした系けいであると考かんがえられている。楕円だえん銀河ぎんがへの進化しんかの主要しゅような原動力げんどうりょくは、小ちいさな銀河ぎんがの融合ゆうごうであるという説せつは広ひろく受うけ入いれられている。これらの融合ゆうごうは非常ひじょうに激はげしく、秒速びょうそく500kmの速度そくどで銀河ぎんが同士どうしが衝突しょうとつすることもしばしばある。

多おおくの銀河ぎんがは、他たの銀河ぎんがと重力じゅうりょくで結むすびついており、他たの銀河ぎんがの引力いんりょくから逃のがれることはできない。銀河ぎんがの大おおきさが同どう程度ていどの時ときは、結果けっかとして生しょうじた銀河ぎんがはどちらとも似にていないものになる[6]。同おなじくらいの大おおきさの銀河ぎんが同士どうしの衝突しょうとつのイメージを描えがいたのが左ひだり図ずである。融合ゆうごうの間あいだ、両方りょうほうの銀河ぎんがの恒星こうせいや暗黒あんこく物質ぶっしつは、他方たほうの銀河ぎんがの影響えいきょうを受うける。融合ゆうごうの最終さいしゅう段階だんかいに向むけて、重力じゅうりょく位置いちエネルギーや銀河ぎんがの形かたちが急速きゅうそくに変化へんかし始はじめ、恒星こうせいの軌道きどうも大おおきく変化へんかする。この過程かていは力学りきがく的てき緩和かんわ(violent relaxation)と呼よばれる[7]。衝突しょうとつ中ちゅうには秩序ちつじょだった恒星こうせいの運動うんどうはランダムなエネルギーに代かわり、結果けっかとして生しょうじた銀河ぎんがでは恒星こうせいはランダムな方向ほうこうに運動うんどうする。これが、楕円だえん銀河ぎんがで我々われわれが見みている姿すがたである。

触角しょっかく銀河ぎんが（NGC4038/4039）は、1対ついの銀河ぎんがの衝突しょうとつの例れいである。銀河ぎんが内ないの恒星こうせいの密度みつどは希薄きはくで星ほし間あいだ距離きょりも長ながいので、両方りょうほうの銀河ぎんがの恒星こうせいは衝突しょうとつせずに通とおり過すぎる。しかし銀河ぎんが内ないのガス雲くもは重力じゅうりょくの影響えいきょうを受うけて局部きょくぶに圧縮あっしゅくされ星ほし形成けいせいの契機けいきとなる。したがって衝突しょうとつを免まぬかれた恒星こうせいも、若わかい星ほしの重力じゅうりょくや強つよい輻射ふくしゃを受うけるなど影響えいきょうは少すくなくない。明あかるい青あおい部分ぶぶんは、銀河ぎんがの衝突しょうとつによってできた若わかくて熱あつい恒星こうせいを示しめしている。

融合ゆうごうした銀河ぎんがは非常ひじょうに多数たすうの星ほし形成けいせいの場ばにもなる[8]。融合ゆうごうする銀河ぎんがでは、毎年まいとし太陽たいよう質量しつりょう程度ていどの数すう千せん個この新あたらしい恒星こうせいが生うまれており、これは銀河系ぎんがけいで10個こ程度ていどであるのと比くらべると非常ひじょうに多おおい。銀河ぎんがの融合ゆうごうで恒星こうせい同士どうしが衝突しょうとつすることはほとんど無ないが、巨大きょだいな分子ぶんし雲くもは銀河ぎんがの中心ちゅうしん部ぶに急速きゅうそくに落おち込こみ、他たの分子ぶんし雲くもと衝突しょうとつする。これらの衝突しょうとつによって、分子ぶんし雲くもの密度みつどが高たかまり、新あたらしい恒星こうせいの誕生たんじょうの場ばとなる。この現象げんしょうは近傍きんぼう宇宙うちゅうでも観測かんそくできるが、10億おくから100億おく年ねん前まえに形成けいせいされた今日きょう見みられる楕円だえん銀河ぎんがの形成けいせい過程かていにおいては、分子ぶんし雲くもの量りょうも多おおかったため、より盛さかんであった。また、銀河ぎんがの中心ちゅうしん部ぶから離はなれた領域りょういきでは、分子ぶんし雲くもは相互そうごに衝突しょうとつし、この衝撃しょうげきが新あたらしい恒星こうせいの誕生たんじょうの刺激しげきとなる。このような激はげしい過程かていの結果けっかとして、銀河ぎんがが融合ゆうごうした後のちには新あたらしい恒星こうせいの形成けいせいのための分子ぶんし雲くもはほとんどなくなる。銀河ぎんがが大おおきな衝突しょうとつを起おこし数すう十じゅう億おく年ねん経過けいかすると、銀河ぎんがに若わかい恒星こうせいはほとんどなくなる。これが、今日きょう我々われわれが観測かんそくするような、若わかい恒星こうせいや分子ぶんし雲くもをほとんど含ふくまない楕円だえん銀河ぎんがの姿すがたである。これは、楕円だえん銀河ぎんがが銀河ぎんがの進化しんかの最終さいしゅう的てきな姿すがたであるためと考かんがえられる。

局所きょくしょ銀河ぎんが群ぐんでは、銀河系ぎんがけいとアンドロメダ銀河ぎんがは重力じゅうりょく的てきに結合けつごうし、現在げんざい急速きゅうそくに近ちかづいている。この2つの銀河ぎんがが衝突しょうとつすると、重力じゅうりょくの影響えいきょうで大おおきく歪ゆがみ、銀河系ぎんがけい外がい空間くうかんにガスや塵ちり、恒星こうせいをまき散ちらしながら、お互たがいを通とおり抜ぬけると考かんがえられている。2つの銀河ぎんがは反対はんたい方向ほうこうに飛とび去さり、やがて減速げんそくし、再ふたたび引ひかれあって再度さいど衝突しょうとつする。こうして最終さいしゅう的てきに両方りょうほうの銀河ぎんがは完全かんぜんに融合ゆうごうし、ガスや塵ちりが流ながれ出でて新あたらしい楕円だえん銀河ぎんがが形成けいせいされると考かんがえられている。アンドロメダ銀河ぎんがは実際じっさいに既すでに歪いがんでおり、端はしが巻まいた形かたちになっている。これは恐おそらく自身じしんの伴とも銀河ぎんがとの相互そうご作用さようによるものか、または近ちかい過去かこに矮小わいしょう楕円だえん銀河ぎんがと衝突しょうとつしたためであると考かんがえられている。

今いまの時代じだいにも、銀河ぎんが団だんや超ちょう銀河ぎんが団だん等ひとしの銀河ぎんがの大だい規模きぼ構造こうぞうは形成けいせいされつつある。

銀河系ぎんがけいや他たの銀河ぎんがに対たいする理解りかいはかなり進すすんできたが、銀河系ぎんがけいの形成けいせいと進化しんかに関かんする最もっとも根源こんげん的てきな問といにはまだ暫定ざんてい的てきな回答かいとうしか与あたえられていない。

関連かんれん項目こうもく

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出典しゅってん

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[脚注きゃくちゅうの使つかい方かた]
  1. ^ "New Scientist" 14th July 2007
  2. ^ a b eso0946 — Science Release
  3. ^ Eggen, O.J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). “Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed”. The Astrophysical Journal 136: 748. Bibcode: 1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433. 
  4. ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). “Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo”. The Astrophysical Journal 225: 357–379. Bibcode: 1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499. 
  5. ^ Steinmetz, M.; Navarro, J.F. (2002). “The hierarchical origin of galaxy morphologies”. New Astronomy 7 (4): 155–160. arXiv:astro-ph/0202466. Bibcode: 2002NewA....7..155S. doi:10.1016/S1384-1076(02)00102-1. 
  6. ^ Barnes,J. Nature, vol. 338, March 9, 1989, p. 123-126
  7. ^ van Albada, T. S. 1982 Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 201 p.939
  8. ^ Schweizer, F. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Held in Cambridge, UK, 6–10 September 2004. Edited by R. de Grijs and R.M. González Delgado. Astrophysics & Space Science Library, Vol. 329. Dordrecht: Springer, 2005, p.143

外部がいぶリンク

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