The Galaxy

Japanese: 銀河系 - ぎんがけい（英語表記）the Galaxy

The galaxy to which the sun belongs. It is one of many galaxies in the universe, but since it is the galaxy to which our sun belongs, in English we capitalize the g of galaxy and put the or our before it to distinguish it from the others. In response to this, in Japanese we call it the Milky Way Galaxy rather than the Milky Way. It is sometimes called the Milky Way Galaxy, which corresponds to the English Milky Way Galaxy. There are various types of galaxies, such as elliptical galaxies, lenticular galaxies (S0 galaxies), spiral galaxies, and irregular galaxies, but the Milky Way Galaxy is a spiral galaxy, and among them, it is classified as a barred spiral galaxy with a bar-shaped structure in the center. When viewed from the outside, the Milky Way Galaxy is estimated to be quite similar to the Andromeda Galaxy (M31).

[Okamura Sadanori]

The Milky Way and the History of Galaxy Discovery

Galileo, who closely observed the sky with a telescope between 1609 and 1610, discovered that the Milky Way, which appears as a faint band of light in the dark sky, is in fact a collection of faint stars. He imagined that the space in which the group of stars that make up the Milky Way are distributed is the universe, which extends far beyond the solar system.

F. W. Herschel was the first person to attempt to determine the shape and size of the universe through systematic observations. Herschel's universe, published in 1785, was a disk-shaped object with a diameter of about 6,000 light years and a thickness of about 1,100 light years, with the sun located almost at the center.

In 1922, as the technology for determining distances to stars had improved and observational data had accumulated, Kaptijn of the Netherlands published a new model of the universe. It was disk-shaped, with the sun near the center, just like Herschel's universe, but its diameter was about 50,000 light years and its thickness was about 10,000 light years. Around the same time, Shapley of the United States realized that if the area in which globular clusters are distributed is considered to be the universe, its size would be about 300,000 light years, and the sun would be located at the edge, away from the center. At the time, astronomers also had differing interpretations of the true nature of the spiral nebulae that are distributed around the celestial sphere and avoid the Milky Way.

In 1920, a public debate was held at the National Academy of Sciences between Shapley and Heber D. Curtis (1872-1942), two representatives of the two schools of thought at the time, on the size of the universe and the true nature of spiral nebulae, where they argued their respective positions. Shapley argued that the universe is about 300,000 light years in size, and that spiral nebulae are clouds of gas where stars are about to be born. Curtis, on the other hand, argued that the universe is about 30,000 light years in size, and that spiral nebulae are a collection of an enormous number of stars, an island universe as Kant had previously argued. This later came to be called The Great Debate, but the debate was not resolved.

The debate was settled in 1923 when Hubble discovered a variable star called a Cepheid in the spiral nebula (M31). Once the Cepheid was found, it was possible to measure the distance, and as a result, it was discovered that M31 is an island universe far outside the Milky Way's stellar cluster. In the end, it was discovered that the Milky Way stellar cluster, which had been thought of as the universe until then, is one of many stellar clusters (galaxies) of the same size scattered throughout the universe. Curtis's claim about the true nature of the spiral nebula was correct, but he had significantly underestimated the size of the universe (the Milky Way), and Shapley's estimate was closer to reality.

[Okamura Sadanori]

The basic structure of the Milky Way

The Milky Way, which is made up of hundreds of billions of stars and interstellar material, consists of a thin, pancake-shaped disk and an almost spherical halo that surrounds it. At the center of the disk is a bulging, ellipsoidal structure called the bulge. The Sun is located within the disk, about 25,000 light years from the center. The Milky Way is an edge-on view of the disk from the inside.

The disk has a high mass density near the center, and the density decreases exponentially toward the outside. The outermost edge of the disk has a radius of about 60,000 light years. Most of the stars and interstellar matter are in the disk, with stars making up about 90% of the mass and interstellar matter making up about 10%. The interstellar matter is concentrated at the equatorial plane of the disk. There, absorption by interstellar dust is also strong, so the Milky Way appears to be divided in two by a dark band in the middle (dark lane). The stars and interstellar matter in the disk rotate around the center of the galaxy. The rotation speed at the position of the sun is about 220 kilometers per second (rotation period is about 200 million years), but the rotation speed is almost constant over a wide radius. Star formation activity is still occurring in the disk, and open clusters, emission nebulae, and dark nebulae can be seen. The stars in the disk are called Population I.

The spiral structure of a galaxy seen face-on can be easily observed, but in the Milky Way, the Sun is in the disk and interstellar absorption is strong, so the spiral structure of the Galactic disk cannot be seen with visible light. When it became possible to observe radio emission lines with a wavelength of 21 centimeters emitted by neutral hydrogen atoms, Oort et al. succeeded in depicting the density distribution of neutral hydrogen gas in the disk in 1958. Radio waves are not absorbed by interstellar dust and can see the entire Galaxy. This research was the first to demonstrate that the Galaxy has a spiral arm structure. The halo is made up of old Population II stars, but its density is much lower than that of the disk. When viewed near the Sun, the density of stars in the halo is about 1/1000 of that of the disk. Globular clusters are scattered in the halo, and about 150 are known to date. The stars in the halo and globular clusters orbit the galactic center, but rather than rotating in unison like a disk, they each rotate in a variety of orbits in a largely random fashion.

The bulge is a spheroid like a rugby ball that is denser toward the center, forming the bar-shaped structure of the Milky Way galaxy, and is estimated to contain about 10 billion stars. Detailed observation of the bulge is difficult due to strong interstellar absorption.

[Okamura Sadanori]

Basic Observables

The Milky Way is almost the only galaxy where the composition and movement of individual stars can be studied in detail. The Galactic coordinate system consisting of (galactic longitude, galactic latitude) is often used to study the positions and movements of stars. The intersection of the central plane of the Galactic disk (the Galactic plane) and the celestial sphere is set to 0 degrees Galactic latitude. This line almost coincides with the center line of the Milky Way on the celestial sphere. Galactic latitude is measured perpendicular to this line from -90 degrees south to +90 degrees north. Meanwhile, galactic longitude is measured along the line of 0 degrees Galactic latitude. The direction of the center of the Milky Way is set as 0 degrees Galactic longitude, and measurements are taken from 0 degrees to 360 degrees eastward (note that the celestial equator and the Galactic plane are greatly tilted, so east-west, north-south, and east-west are used here simply for convenience).

Knowing the position, velocity, and composition of stars, such as their metallicity, is fundamental to galactic research. The position and velocity of a star in three-dimensional space are calculated as follows:

The position of a star on the celestial sphere is determined by its galactic longitude and latitude. Furthermore, the distance of a star determines its three-dimensional position in the Milky Way Galaxy. The distance of a star is measured by various methods, including the annual parallax method. The speed of a star is measured separately in the line of sight and in the perpendicular direction. The component of the speed in the line of sight (the component perpendicular to the celestial sphere) is obtained by observing the star's spectrum and the shift of its spectral lines due to the Doppler effect. The tangential component of the speed (the component within the celestial sphere) perpendicular to the line of sight is obtained from the star's proper motion and distance. Proper motion is the displacement of a star's position on the celestial sphere over time other than annual parallax and annual aberration, and is measured from photographs taken at regular intervals. It is usually expressed in units of arc seconds per year. If you measure the number of seconds that the direction of a star, whose distance is known, shifts on the celestial sphere per year (its proper motion), you can calculate its tangential speed in kilometers per second. Observations of stellar positions, proper motions, and annual parallax (distance) made a great leap forward with the launch of the astronomical satellite HIPPARCOS in 1993. The Hipparcos star catalog, which contains data on about 120,000 stars with a precision of less than 1 arc millisecond, and the Tycho star catalog, which contains data on about 1 million stars with a precision of 0.03 arc seconds, were released in 1997.

The metallicity of a star is an indication of how much star formation activity occurred in the interstellar gas from which the star was formed. Since only elements lighter than carbon were synthesized in the Big Bang, carbon and heavier elements (called metals in astronomy) were synthesized in the core of the star or during a supernova explosion. The first stars in the universe should have had zero metallicity. Such stars are called Population III stars, and although searches are ongoing, none have been found as of 2010. In a supernova explosion, the outer layer of the star, which contains metals, is blown off and mixed with the surrounding interstellar gas, from which more stars are born and explode as supernovae. Over time, the cycle of star formation from stars to gas and back to stars goes through many cycles, increasing the amount of metals in the interstellar gas. Simply put, the metallicity of a star can be used as a clock to tell when the star was formed. Stars in the halo have less metallicity than stars in the disk, so they are thought to have formed early in the formation of the galaxy. These stars are called Population II, whereas the stars in the later disk are called Population I.

Stars with lower metallicity hold information about the earlier stages of the formation of the Milky Way. For this reason, the search for Population III stars is being actively conducted. To measure the metallicity of a star precisely, it is necessary to take a high-dispersion spectrum by spectroscopic observation, but there is also a simple method using photometric observation. Since the absorption lines of many metals are in the ultraviolet region, stars with higher metallicity are darker in the ultraviolet region compared to their brightness in the visible region due to absorption. Conversely, stars with lower metallicity show a bright "ultraviolet excess" in the ultraviolet region. Among the photometric data in the three bands U (ultraviolet), B (blue), and V (yellow), stars that are bright in the U band are candidates for low metallicity stars. A method of searching for low metallicity stars by using these stars as the subject of detailed spectroscopic observations is widely used.

[Okamura Sadanori]

Picture of Galaxy formation

In 1962, Olin J. Eggen (1919-1998) and his colleagues investigated the relationship between the motion and metallicity of 221 stars in the vicinity of the Sun and inferred that the Milky Way was formed in the following way. A huge, roughly spherical mass of gas that gave birth to the Milky Way began to gravitationally collapse toward the center about 10 billion years ago, and in just 100 to 200 million years it contracted into a flattened pancake shape, forming the skeleton of the current Milky Way. The stars in the halo and globular clusters were born during this gravitational collapse, and then a secondary stage of star formation occurred in the gas that had accumulated in a disk shape, forming the stars in the disk. The period of gravitational contraction that they claimed, 100 to 200 million years, is a blink of an eye compared to the age of the universe (on the order of 10 billion years). This was later called the Rapid Contraction hypothesis. However, the "G dwarf problem" emerged, in which fewer stars with extremely low metallicities were found in the vicinity of the Sun than predicted by this theory. In addition, it was discovered that the ages of globular clusters vary considerably, from 100 to 200 million years. As a result, Robert J. Zinn and others proposed the Slow Contraction theory around 1980, which states that the gravitational contraction of the Milky Way Galaxy occurred slowly over a period of more than one billion years.

The debate over whether the contraction was rapid or slow continued for a long time. However, gradually more phenomena were found that could not be explained by rapid contraction alone, and in 1998, Yuzuru Yoshii and Masashi Chiba showed that the data on which Egen and his colleagues based their argument was biased in the selection of the stars they targeted.

There are several dozen dwarf galaxies around the Milky Way, and in 1994 it was discovered that one of them (the Sagittarius Dwarf Galaxy) is currently being swallowed up by the Galactic halo. In addition, the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), which conducted wide-area observations using a CCD, found numerous traces in the Galactic halo that indicate that dwarf galaxies have been swallowed up. It can be said that the Galactic halo is still in the process of forming (the phenomenon of dwarf galaxies being swallowed up by the halo of a larger galaxy was also recently discovered in the Andromeda Galaxy).

Based on these findings, it is currently believed that the Milky Way Galaxy did not form all at once in a short period of time due to a sudden contraction. How the halo, disk, and bulge of the Milky Way Galaxy became what they are today is one of the most cutting-edge research themes.

[Okamura Sadanori]

Dark matter

It is known that all galaxies in the universe are accompanied by a large amount of dark matter that cannot be detected by electromagnetic waves. This problem in the Milky Way was made clear by Oort in the early 1960s. He investigated the distribution and motion of K-type stars in the direction perpendicular to the disk in detail. If these stars are in a state of hydrostatic equilibrium where gravity and motion are balanced, then by observing the motion speed of a large number of stars in the direction perpendicular to the disk, the mass density at the center of the disk (the Galactic plane) that should be balanced with them can be determined. This is called the gravitational mass density. The gravitational mass density calculated by Oort was about 0.15 times the mass of the Sun per cubic parsec (about 35 cubic light years). On the other hand, the combined density of the stars and the density of the interstellar medium that had been observed was 0.09 times the mass of the Sun. This is only 60% of the gravitational mass density required to prevent K-type stars from scattering above and below the disk. In other words, there is invisible mass in the space near the Sun. This unidentified substance has been named "Missing Mass."

Later, in the 1980s, observations of the rotation curves of many spiral galaxies similar to the Milky Way revealed that they are all surrounded by a halo of an unidentified substance that exerts gravitational forces but cannot be seen by light, and X-ray observations of elliptical galaxies revealed that the same is true for elliptical galaxies. This substance exerts gravitational forces but cannot be observed by electromagnetic waves, and although its identity is unknown, it was found to exist universally in the universe. It is no longer called missing mass, but has come to be called the more universal name dark matter. Galaxies are surrounded by dark matter halos.

The dark matter halo of the Galaxy may be composed of extremely faint stars such as white dwarfs, neutron stars, and brown dwarfs, or even low-mass black holes. These objects are called Massive Compact Halo Objects (MACHOs). In 1986, Bohdan Paczynski (1940-2007) predicted that if there was a MACHO in the Galaxy halo, when it happened to pass in front of a star, the background star would appear brighter due to a gravitational lensing effect called microlensing. Several groups started projects to search for MACHOs, and in 1993, two groups discovered the predicted microlensing. However, by around 2000, it was found that MACHOs only account for about 20% of the mass of the dark matter halo of the Galaxy. As of 2010, the true nature of dark matter is still unknown.

[Okamura Sadanori]

Galactic Center

The center of the Milky Way Galaxy cannot be seen at all in visible light due to the absorption of dense dust. Radio wave observations have revealed a compact radio source emitting non-thermal radiation at the center, Sgr A ^* (Sagittarius A Star), which is thought to be the central core of the Milky Way Galaxy.

With the advancement of infrared observation technology and the practical application of adaptive optics technology that corrects for atmospheric turbulence and achieves high resolution even on the ground, it has become possible to study the motion of stars very close to Sgr A ^* for many years. As a result, it is believed with certainty that there is a black hole with a mass 4 million times that of the Sun at the center of the Milky Way Galaxy.

Active galactic nuclei containing black holes usually emit strong X-rays, but Sgr A ^* is not very bright in X-rays. It has been very active in the past, but is currently thought to be quiet for some reason.

[Okamura Sadanori]

"The Milky Way and the Galactic Universe" by Sadanori Okamura (1999, University of Tokyo Press)" ▽ "Modern Astronomy Series Vol. 5, Galaxy 2 - The Galactic System" edited by Yoshiaki Sobue et al. (2007, Nippon Hyoronsha)" ▽ "Newton Mook: Understanding the Milky Way Galaxy - What is the true form of 'our Galaxy'?" (2008, Newton Press)"

Distribution of celestial bodies on the celestial sphere
The distribution of celestial objects on the celestial sphere detected by the infrared astronomical satellite AKARI. The galactic plane (Milky Way) stretches out to the side of the center. Most of the blue objects are stars within the Milky Way, and the red objects are mainly newborn stars and distant galaxies. ©JAXA ">

Distribution of celestial bodies on the celestial sphere

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

太陽が属する銀河。宇宙に多数ある銀河galaxyの一つであるが、われわれの太陽が属する銀河ということで、他と区別して英語ではgalaxyのgを大文字で書き、theやourをその前につける。これに対応して、日本語では銀河ではなく「銀河系」とよぶことにしている。英語のMilky Way Galaxyに対応する「天の川銀河」とよばれることもある。銀河には楕円(だえん)銀河、レンズ状銀河（S0(エスゼロ)銀河）、渦巻銀河、不規則銀河などさまざまな形態のものがあるが、銀河系は渦巻銀河で、そのなかでも中心部に棒状構造をもつ棒渦巻銀河に分類される。銀河系を外から見ると、アンドロメダ銀河（M31）にかなりよく似ていると推定される。

［岡村定矩］

銀河系と銀河の発見史

1609年から1610年にかけて望遠鏡で空を詳しく観察したガリレイは、暗い夜空に淡い光の帯のように見える天の川が、実は微光星の集まりであることを発見した。この天の川を形づくる恒星集団の分布する空間が宇宙であり、それは太陽系を越えてはるか遠方に広がっていることが想像された。

　体系的な観測から宇宙の形と大きさを決めようとした最初の人はF・W・ハーシェルである。1785年に発表された「ハーシェルの宇宙」は直径が約6000光年、厚みが約1100光年の円盤形で、太陽はほぼ中心にあった。

　星までの距離決定技術が進み、観測データも蓄積された1922年に、オランダのカプタインが新しい宇宙モデルを発表した。円盤状で、太陽が中心近くにあることはハーシェルの宇宙と同じだが、直径は約5万光年、厚みが約1万光年であった。同じころ、アメリカのシャプリーは、球状星団の分布する範囲が宇宙と思えば、その大きさは約30万光年にもなり、しかも太陽は中心からはずれた端の方に位置することに気がついた。また当時、天球上で天の川を避けて分布する渦巻星雲の正体が何かについても天文学者の間で異なる解釈がなされていた。

　1920年に、宇宙の大きさと渦巻星雲の正体について、当時の二つの考え方の代表者であるシャプリーとカーチスHeber D. Curtis（1872―1942）が、アメリカ国立科学院でそれぞれの主張を戦わせる公開討論会が行われた。シャプリーは、「宇宙の大きさは30万光年程度で、渦巻星雲は星が生まれようとしているガスの雲」という主張であった。一方カーチスは、「宇宙の大きさは3万光年程度、渦巻星雲はばく大な数の恒星の集団で、昔カントの主張した島宇宙である」という主張であった。これは後に、The Great Debate（大論争）とよばれるようになったが、この論争で決着はつかなかった。

　1923年にハッブルが渦巻星雲（M31）にセファイドとよばれる変光星を発見して論争は決着した。セファイドが見つかると距離を測ることができ、その結果、M31は天の川の恒星集団のはるか外にある島宇宙であることがわかった。結局、それまで宇宙と考えられていた天の川恒星集団は、宇宙に散在する同規模の多数の恒星集団（銀河）の一つであることがわかったのである。渦巻星雲の正体についてはカーチスの主張が正しかったが、宇宙（銀河系）の大きさに関しては彼はかなり過小評価しており、シャプリーの推定のほうが現実に近かった。

［岡村定矩］

銀河系の基本構造

1000億個の桁(けた)の恒星と星間物質からなる銀河系は、パンケーキ状の薄い円盤（ディスク）とそれを包み込むようなほぼ球状のハローから成っている。ディスクの中心部分には膨らんだ楕円体状の構造があり、バルジとよばれている。太陽はディスク中にあり、中心から約2万5000光年の位置にある。天の川は、ディスクを内側から真横（エッジオン）に見た姿である。

　ディスクは中心近くほど質量密度が高く、外側にいくにつれて密度は指数関数的に減少する。最外縁部は半径で約6万光年くらいまで広がっている。星と星間物質の大部分はディスクにあり、星が約9割、星間物質が約1割の質量を占める。星間物質はディスクの赤道面に濃く凝集している。そこでは星間ダストによる吸収も強いので、天の川が中央の暗い帯（ダークレーン）で二分されているように見える。ディスク中の星と星間物質は銀河系中心のまわりを回転している。太陽の位置での回転速度は毎秒約220キロメートル（回転周期約2億年）であるが、広い半径にわたって回転速度はほぼ一定である。ディスクでは、星生成活動が現在でも起きており、散開星団、発光星雲、暗黒星雲などが見られる。ディスクにある星を種族Ⅰという。

　正面向き（フェイスオン）に見えている銀河の渦巻構造は容易に観測できるが、銀河系では太陽がディスク内にあることと、星間吸収が強いために、銀河系ディスクの渦巻構造を可視光で見ることはできない。中性水素原子が放つ波長21センチメートルの電波輝線が観測できるようになって、1958年にオールトらがディスク内の中性水素ガスの密度分布を描き出すことに成功した。電波は星間ダストに吸収されることがなく、銀河系全体を見通すことができるからである。この研究によって初めて、銀河系が渦巻腕構造をもつことが実証された。ハローは年齢の古い種族Ⅱの星から成るが、その密度はディスクに比べるとはるかに低い。太陽近傍で見ると、ハローに属する星の密度は、ディスクに属する星の密度の約1000分の1である。ハローには球状星団が点在しており、これまでに約150個が知られている。ハローの星や球状星団は、銀河中心のまわりを回ってはいるが、ディスクのようにそろった回転ではなく、それぞれがほとんど無秩序にさまざまな軌道で回転運動をしている。

　バルジは中心ほど密度が高いラグビーボールのような回転楕円体で、銀河系の棒状構造を形づくっており、およそ100億個の恒星があると推定されている。星間吸収が強いため、バルジの詳しい観測はむずかしい。

［岡村定矩］

基本的観測量

銀河系は、個々の星の成分と運動を詳しく調べることができるほぼ唯一の銀河である。星の位置と運動を調べるには、（銀経、銀緯）からなる銀河座標系を用いることが多い。銀河系のディスクの中心面（銀河面）と天球面の交線を銀緯0度とする。この線は天球上で天の川の中心線とほぼ一致する。この線に垂直方向に南にマイナス90度、北にプラス90度まで銀緯をとる。一方、銀経は銀緯0度の線に沿って測る。銀河系の中心方向を銀経0度と定め、0度から東向きに360度までとる（天の赤道と銀河面は大きく傾いているので、ここでいう東西南北は単に方向を示すために便宜上用いていることに注意）。

　多くの恒星に対してその位置と速度、および金属量などの組成を知ることは銀河系研究の基本である。三次元空間での星の位置と速度は次のようにして求める。

　銀経と銀緯によって天球上の星の位置が決まる。さらに、距離を決めれば、銀河系の中での三次元的な星の位置が決まる。星の距離は、年周視差法をはじめとしてさまざまな方法で測る。星の速度は、視線方向とそれに垂直な方向に分けて測定される。視線方向の速度成分（天球面に垂直な成分）は、星のスペクトルを観測し、ドップラー効果によるスペクトル線の偏移量から求める。視線方向に垂直な接線方向の速度成分（天球面内の成分）は、星の固有運動と距離から求める。固有運動とは、年周視差と年周光行差以外の経年的な星の天球上での位置ずれのことで、一定の時間間隔をおいて撮影された写真から測定される。通常は、角度秒／年という単位で表す。距離がわかっている星の方向が、天球上で1年で何秒ずれるか（固有運動）を測定すれば、接線方向の速度がキロメートル／秒の単位で計算できる。恒星の位置、固有運動、年周視差（距離）の観測は、1993年に打ち上げられた位置天文衛星ヒッパルコスHIPPARCOSによって飛躍的な進歩を遂げた。1ミリ秒角を切る高精度で約12万星のデータを掲げたヒッパルコス星表と、0.03秒角の精度で約100万星のデータを掲げたタイコTycho星表が1997年に公開された。

　星の金属量は、その星をつくるもとになった星間ガス中でどのくらいの星生成活動が起きたかを知る目安となる。ビッグ・バンでは炭素より軽い元素しか合成されなかったので、炭素およびそれより重い元素（天文学では金属とよぶ）は、星の中心核で合成されたか、超新星爆発のときにつくられたものである。宇宙で最初にできた星では金属量はゼロであったはずである。このような星は種族Ⅲの星とよばれており、探査が続いているが、2010年現在ではまだ見つかっていない。超新星爆発により、金属を含む星の外層が吹き飛ばされて周辺の星間ガスに混じり、そこからまた星が生まれて超新星爆発を起こす。時間がたつにつれて、星からガスへ、ガスから星への星生成のサイクルが何度もまわり、星間ガス中の金属量が増加する。簡単にいえば、星の金属量はいつごろその星ができたのかを示す時計のかわりに使えるのである。ハローにある星はディスクにある星よりも金属量が少ないので、それらは銀河系形成の初期にできたと考えられている。これらの星は種族Ⅱとよばれる。これに対して、より後にできたディスクにある星は種族Ⅰとよばれる。

　金属量の少ない星ほど銀河系形成のより初期段階の情報を保持している。種族Ⅲの星の探査が精力的に行われているのはこの理由からである。星の金属量を精密に測定するには、分光観測によって高分散のスペクトルを撮影することが必要だが、測光観測による簡易法もある。多くの金属の吸収線は紫外線領域にあるので、金属量が多い星ほど可視域の明るさに比べて、紫外域での明るさが吸収によって暗くなる。逆にいえば、金属量の少ない星ほど紫外域で明るい「紫外超過」を示すことになる。U（紫外）、B（青）、V（黄）の三つのバンドの測光データのなかで、Uバンドで明るい星は金属量の少ない星の候補となる。これらの星を詳しい分光観測の対象にして、低金属量星を探査する手法が広く用いられている。

［岡村定矩］

銀河系形成の描像

エゲンOlin J. Eggen（1919―1998）たちは1962年に、太陽近傍の221個の星の運動と金属量の関係を調べて、銀河系が次のようにしてできたと推論した。銀河系を生むもとになったほぼ球状の巨大なガス塊が約100億年昔に中心に向かって重力崩壊をはじめ、わずか1～2億年の間に扁平なパンケーキ型に縮まって現在の銀河系の骨格ができた。ハローの星と球状星団はこの重力崩壊過程で生まれ、その後、円盤状に降り積もったガスの中で第二次の星生成が起きてディスクの星ができた。彼らの主張する重力収縮期間1～2億年は宇宙年齢（100億年の桁(けた)）と比べるとあっという間である。これは後にRapid Contraction（急激な収縮）説とよばれた。ところが、太陽近傍では金属量の非常に少ない星が、この説の予想ほど見つからないという「G型矮星(わいせい)問題」が顕在化し、また、球状星団の年齢にも、1～2億年を超える相当の幅があることがわかり、銀河系の重力収縮は10億年以上の時間をかけてゆっくりと起こったとするSlow Contraction説がジンRobert J. Zinnらによって1980年ごろに提唱された。

　急激な収縮かゆっくりとした収縮かの論争はその後長く続いた。しかし、急激な収縮だけでは説明できない現象が次第に見つかり、1998年には吉井譲(ゆずる)と千葉柾司(まさし)が、エゲンらが論拠としたデータは、対象とした星の選択に偏りがあることを示した。

　銀河系の周辺には数十個の矮小(わいしょう)銀河があるが、その一つ（いて座矮小銀河）が現在銀河系ハローに飲み込まれつつあることが1994年にわかった。また、CCDによる広域観測を行った、スローン・ディジタル・スカイサーベイ（SDSS）から、銀河系ハロー中に、矮小銀河が飲み込まれたことを示す痕跡(こんせき)が多数見つかった。銀河系ハローはまだ形成途上にあるともいえる（矮小銀河が大きな銀河のハローに飲み込まれていく現象は最近アンドロメダ銀河でも見つかった）。

　これらのことから、急激な収縮で短い間に一挙に銀河系ができたのではないと現在では考えられている。銀河系のハロー、ディスク、バルジがどのようにして現在の姿になったのかは、現在最先端の研究課題の一つである。

［岡村定矩］

ダークマター（暗黒物質）

宇宙にあるすべての銀河には、電磁波では検出できない多量のダークマターが付随していることがわかっている。銀河系においてこの問題が明らかになったのは、1960年代初頭のオールトによる指摘からである。彼は、太陽近傍にあるK型星について、ディスクに垂直な方向の分布と運動を詳しく調べた。これらの星が、重力と運動が釣り合った静水圧平衡の状態にあるとすると、多数の星に対してディスクに垂直な方向の運動速度を観測すれば、それと釣り合うべきディスク中心面（銀河面）での質量密度がわかる。これを重力質量密度という。オールトが求めた重力質量密度は、1パーセク立方（約35立方光年）あたり太陽質量の約0.15倍であった。一方、観測されていた星の密度と星間物質の密度を合わせた値は太陽質量の0.09倍であった。これは、K型星がディスクの上下に飛び散ってしまわないために必要な重力質量密度の6割でしかない。つまり、見えていない質量が太陽近傍の空間にあることになる。この正体不明の物質は「ミッシングマス（行方不明の質量）」と名付けられた。

　その後1980年代になって、銀河系と同じ多数の渦巻銀河の回転曲線の観測から、それらがすべて、重力は及ぼすが光では見えない正体不明の物質からなるハローに包まれていること、また楕円銀河のX線観測から、楕円銀河でも同様であることがわかった。重力作用は及ぼすが電磁波では観測できないこの物質は、正体は不明だが、宇宙に普遍的に存在することがわかった。それはもはやミッシングマスではなく、より普遍的な名前としてダークマターとよばれるようになった。銀河はダークマターハローに包み込まれているのである。

　銀河系のダークマターハローは、白色矮星、中性子星、褐色矮星などきわめて暗い星、あるいは小質量のブラック・ホールからできている可能性もある。これらの天体はマッチョ（MACHO：Massive Compact Halo Object）とよばれる。1986年にパチンスキーBohdan Paczynski（1940―2007）は、銀河系ハローにMACHOがあれば、たまたまそれが星の手前を通過するときに、マイクロレンズ現象という重力レンズ効果で背景の星が明るく見えるはずだという予測を行った。いくつかのグループがMACHO探しのプロジェクトを開始し、1993年に二つのグループが、予測されたマイクロレンズ現象を発見した。しかし2000年頃までには、MACHOは銀河系のダークマターハローの質量の20％程度でしかないことがわかった。ダークマターの正体は2010年現在まだ不明である。

［岡村定矩］

銀河系中心

銀河系の中心は、濃いダストの吸収によって可視光ではまったく見えないといってよい。電波による観測から、中心部に非熱的放射をだすコンパクトな電波源Sgr A^*（いて座エー・スター）が見つかり、これが銀河系の中心核と考えられている。

　赤外線の観測技術が進み、また、大気のゆらぎを補正して地上でも高い分解能を実現する補償光学の技術が実用化され、Sgr A^*のごく近傍の恒星の運動を長年にわたって調べることができるようになった。その結果、銀河系の中心核には、太陽質量の400万倍の質量をもつブラック・ホールがあることが確実視されている。

　ブラック・ホールを含む活動銀河核は通常強いX線を出すが、Sgr A^*はX線ではそれほど明るくない。過去に活発な活動をした時期があるが、現在は何らかの理由で静穏な状態にあると考えられている。

［岡村定矩］

『岡村定矩著『銀河系と銀河宇宙』（1999・東京大学出版会）』▽『祖父江義明他編『シリーズ現代の天文学　第5巻　銀河2――銀河系』（2007・日本評論社）』▽『『ニュートンムック　よくわかる天の川銀河系――「我が銀河」の真の姿は？』（2008・ニュートンプレス）』