何百万もの観測により、銀河はクラスターを形成する傾向があることが示されています。銀河団は、これらの構造と呼ばれるように、巨大な普遍的な蜘蛛の巣のように、フィラメントを介して接続されています。銀河フィラメントは宇宙で知られている最大の構造であり、銀河超銀河団の巨大なネットワークで構成されています。最近の研究で、研究チームは、これらの宇宙フィラメントが銀河 (さらには個々の星) の形成と進化にも役割を果たしている可能性があることを発見しました。
近赤外線の空全体のパノラマ ビューにより、天の川銀河の向こう側にある銀河の分布が明らかになります。この画像は、150 万個を超える銀河を含む 2MASS 拡張ソース カタログ (XSC) と、約 5 億個の天の川星を含む点源カタログ (PSC) から得られています。銀河は赤方偏移によって色分けされています（括弧内の数字）。画像はウィキメディア・コモンズ経由。 重力は銀河団形成の鍵となります。このような銀河団内の銀河は重力で束縛されており、場合によっては互いに合体したり消費したりすることもあります。こうした相互作用は宇宙の遠い隅に限定されたものではありません。私たちの銀河がアンドロメダと衝突する予定の天の川銀河でも同様に起こっており、過去にもそのような出来事の兆候が見られました。銀河が宇宙で合体したり踊ったりするにつれて、銀河の形や構成が変化します。このプロセスは、局所的な銀河群ではよく研究されていますが、より大きな構造ではあまり研究されていません。
過去の研究では、銀河の星形成における宇宙網の影響を理解するためにモデルシミュレーションが使用されていました。銀河団内の銀河には、星の形成に役立つ成分であるガスが少ないと予測されていました。しかし、今回の研究では、科学者たちは、フランスのナンセにある電波望遠鏡とスペインのピコ ヴェレータにある IRAM-30m 望遠鏡からの、局地的なおとめ座銀河団のフィラメントにある 245 個の銀河からの実際の観測結果を使用しました。
調査されたフィラメントの位置。画像クレジット:LASTRO/EPFL 調査された245個の銀河には一酸化炭素と中性の原子状水素ガスが含まれており、銀河が多くの星を形成しているかどうかを裏付ける重要な証拠となっている。研究チームは、銀河団の中心からの各銀河の距離と、それに対応するフィラメントを調べた。 彼らの分析は、若い銀河が銀河団の密集した領域の近くで形成される場合、ガスを失う可能性が高いことを示しました。銀河がフィラメントまたは銀河団の中心から遠く離れている場合は常に、より多くの原子状水素を含む傾向があり、これはより高度な星の形成に関連しています。
研究者らはまた、初期型銀河は若い銀河よりもフィラメント内や高密度領域に存在する傾向があることも観察した。最も重いものはフィラメントの中心付近に生息する傾向があり、そこで小さな隣のフィラメントを食べて質量を増やし続けます。
これらの新しい洞察に基づくと、フィラメントは過渡的な環境、つまり銀河団に陥る前に行く煉獄であるようです。ここでは、銀河の速度が低下するか、星の形成が完全に停止します。この研究は、宇宙の網が銀河の進化にとっていかに重要であるかを示した最初の研究であり、銀河と星の形成を説明する理論の研究に新たな道を開く可能性があります。
この研究は Astronomy &Astrophysics に掲載されました。
ポーラ フェレイラ
ポーラは気象学者で、現在は物理学の博士課程の学生です。彼女の投稿は主に宇宙論、天文学、大気科学に関するものであることがわかります。
