天の川銀河 、数千億からなる大規模なスパイラルシステム 出演者 、そのうちの1つは太陽です。その名前は、地球から見たときに空を横切って伸びる星とガス雲の不規則な発光帯である天の川に由来しています。地球は天の川銀河（単に銀河と呼ばれることもあります）の中に十分にありますが、天文学者はいくつかの外部の星系のようにその性質を完全に理解していません。星間塵の厚い層は、光学による精査から銀河の多くを覆い隠します 望遠鏡 、そして天文学者は、電波望遠鏡と赤外線望遠鏡の助けを借りてのみ、その大規模な構造を決定することができます。これは、覆い隠された物質を透過する放射線の形態を検出することができます。
天の川銀河地球から見た天の川銀河。ダークホッペ
天の川銀河カリフォルニア州ヨセミテ国立公園のトゥオルミメドウズから夜に見た天の川銀河。 Rick Whitacre / Shutterstock.com
この記事では、天の川銀河の構造、特性、構成部品について説明します。宇宙の完全な議論のために 宇宙 銀河はほんの一部ですが、 見る 宇宙学 。地球の本拠地である銀河内の恒星系については、 見る 太陽系 。
天の川銀河夜空の天の川銀河。 iStockphoto / Thinkstock
ほとんどが 出演者 銀河には太陽のような単一の星または二重星のいずれかとして存在し、多くの 目立つ 数万から数千のメンバーを含む星団と星団。これらのオブジェクトは、球状星団、散開星団、アソシエーションの3つのタイプに分類できます。彼らは主に年齢とメンバーの星の数が異なります。
最大で最も重い星団は球状星団であり、その大まかな球形の外観からそう呼ばれています。銀河には150個以上の球状星団が含まれています（天の川銀河の塵によって覆い隠されているため、正確な数は不明です。これにより、一部の球状星団が見えなくなる可能性があります）。それらは天の川の周りにほぼ球形のハローに配置されており、銀河面に向かっては比較的少ないが、中心に向かって集中している。動径分布は、銀河中心からの距離の関数としてプロットすると、楕円銀河の星の分布を表すものと同じ形式の数式に適合します。
球状星団M80ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された光学画像内の球状星団M80（NGC 6093としても知られています）。 M80は、地球から28,000光年離れた場所にあり、数十万の星が含まれています。ハッブルヘリテージチーム（AURA / STScI / NASA）
球状星団は非常に明るい物体です。それらの平均光度は約25,000太陽に相当します。最も明るいのは50倍明るいです。個々の星の速度の分散を決定することによって測定された球状星団の質量は、数千から1,000,000を超える太陽質量の範囲です。クラスターは非常に大きく、直径は10から300光年にもなります。ほとんどの球状星団は中心に非常に集中しており、銀河の潮汐効果に対応するカットオフを持つ等温ガス球に似た恒星分布を持っています。星団内の星の分布の正確なモデルは、恒星から導き出すことができます ダイナミクス は、星がクラスター内で持つ軌道の種類、これらのメンバーの星の間で遭遇する軌道の種類、および外部の影響の影響を考慮に入れています。たとえば、アメリカの天文学者Ivan R. Kingは、 動的 観測された恒星分布に非常に密接に適合するモデル。彼は、クラスターの構造が2つの数値で記述できることを発見しました。（1）中心での集中度を測定するコア半径と（2）エッジでの星密度のカットオフを測定する潮汐半径です。クラスターの。
銀河系の球状星団の重要な際立った特徴は、それらの均一な老齢です。球状星団の星の種族を恒星進化モデルと比較することによって決定され、これまでに測定されたすべての年齢は、110億年から130億年の範囲です。それらは銀河系で最も古い天体であるため、最初に形成されたものの1つであったに違いありません。これが事実であったことは、球状星団が銀河の平面内の星、例えば太陽よりもはるかに少量の重い元素を持っている傾向があるという事実によっても示されます。極端な種族IIに属する星で構成されています（ 下記参照 星と星の種族 ）、および高緯度のハロー星と同様に、これらのほぼ球形の集合体は、銀河の物質が現在の薄い円盤に平らになる前に明らかに形成されました。それらの構成要素の星が進化するにつれて、それらは星間空間にガスの一部をあきらめました。このガスは、進化の後期に星で生成された重い元素（つまり、ヘリウムより重い元素）に富んでいたため、銀河の星間ガスは絶えず変化しています。水素とヘリウムは常に主要なものでした 構成要素 、しかし重い要素は徐々に重要性を増しています。現在の星間ガスには、ヘリウムよりも重い元素が約2質量パーセント含まれていますが、球状星団には同じ元素がわずか0.02パーセント含まれています。
球状星団よりも小さくて質量の小さい銀河団は、システムの大部分と混ざり合った銀河の平面にあります。 出演者 、太陽を含む。これらのオブジェクトは散開星団であり、一般的に一般的な球状星団よりも開いた、ゆるい外観を持っているため、いわゆる散開星団です。
散開星団NGC290ハッブル宇宙望遠鏡から見た散開星団NGC290。欧州宇宙機関とNASA
散開星団は、若い星と非常によく似て銀河に分布しています。それらは銀河の平面に沿って非常に集中していて、その中心から外側に向かってゆっくりと数が減少します。これらのクラスターの大規模な分布は、天の川の平面に存在するため、塵が数千を超えるクラスターを覆い隠すため、直接学習することはできません。 光年 太陽から。沿って 類推 銀河に似た外部銀河の散開星団では、それらは次の一般的な分布に従うと推測されます。 統合 銀河系の光。ただし、中央部にはおそらく光が少ないでしょう。若い散開星団が銀河の渦巻腕に、少なくともこれらの腕を識別できる太陽の近くに、より密に集中しているといういくつかの証拠があります。
最も明るい散開星団は、最も明るい球状星団よりもかなり暗いです。ピーク絶対光度は太陽の光度の約50,000倍であるように見えますが、既知の散開星団の最大の割合は500太陽光度に相当する明るさを持っています。質量は、クラスターの個々の恒星メンバーの測定された速度の分散から決定できます。ほとんどの散開星団は、50太陽質量のオーダーの小さな質量を持っています。彼らの星の総数は少なく、数万から数千の範囲です。
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散開星団の直径はわずか2、3〜約20光年で、大部分は直径が5光年未満です。構造的には球状星団とは非常に異なって見えますが、同様の動的モデルの観点から理解することができます。最も重要な構造上の違いは、それらの比較的大きなコア半径に起因する、それらの小さな総質量と相対的な緩みです。これらの2つの特徴は、散開星団が銀河の破壊的な潮汐効果に耐えることができるほど十分に重力的に束縛されていないため、それらの最終的な運命に関する限り、悲惨な結果をもたらします（ 見る 星団：散開星団）。太陽から3,000光年以内の散開星団のサンプルから判断すると、その半分だけが2億年以上そのような潮汐力に耐えることができ、わずか2パーセントが10億年もの平均余命を持っています。
散開星団の測定された年齢は、それらの寿命について到達した結論と一致します。それらは若いオブジェクトになる傾向があります。 10億歳を超えることが知られているのはほんのわずかです。ほとんどが2億歳未満で、100万年から200万年前のものもあります。散開星団の年齢は、それらの恒星メンバーシップを恒星進化の理論モデルと比較することによって決定されます。星団内のすべての星はほぼ同じ年齢と化学物質を持っているからです 組成 、メンバーの星の間の違いは完全にそれらの異なる質量の結果です。星団が形成されてから時間が経つにつれ、最も速く進化した巨大な星が徐々に星団から消え、白色矮星やその他の暗い恒星の残骸になります。クラスターの理論モデルは、この効果が時間とともに恒星の内容をどのように変化させるかを示しており、実際のクラスターと直接比較することで、それらに信頼できる年齢を与えることができます。この比較を行うために、天文学者は、星の温度を光度に対してプロットする図（色と大きさの図）を使用します。 1,000以上の散開星団について色と大きさの図が得られているため、この大きなサンプルの年齢がわかっています。
散開星団はほとんどが若い物体であるため、化学物質が含まれています 構成 濃縮されたものに対応する 環境 それらが形成された。それらのほとんどは、重い元素が豊富にあるという点で太陽のようであり、いくつかはさらに豊かです。たとえば、最も近いクラスターの1つを構成するヒアデス星団には、太陽のほぼ2倍の重元素が含まれています。 1990年代に、以前は深くてほこりっぽい地域に完全に隠されていた非常に若い散開星団を発見することが可能になりました。使用する 赤外線 アレイ検出器である天文学者は、多くの分子雲に、形成されたばかりの、場合によってはまだ形成されている非常に若い星のグループが含まれていることを発見しました。
散開星団よりも若くても、アソシエーションは非常に緩い若いグループです 出演者 それらは共通の起源の場所と時間を共有しますが、安定したクラスターを形成するために重力的に十分に密接に結び付けられていないのが一般的です。アソシエーションは厳密に銀河の平面に限定されており、星形成が起こっているシステムの領域、特に渦巻腕にのみ現れます。それらは非常に明るい物体です。最も明るいのは最も明るい球状星団よりもさらに明るいですが、これはそれらがより多くの星を含んでいるからではありません。代わりにそれは彼らの 構成する 星は星よりも非常に明るいです 構成する 球状星団。アソシエーションで最も明るい星は、スペクトル型OおよびBの非常に若い星です。それらは、銀河系のどの星と同じくらい明るい絶対光度を持っています—太陽の光度の100万倍のオーダーです。そのような星の寿命は非常に短く、数百万年しか持続しません。このタイプの明るい星では、非常に明るく目立つグループを構成するためにそれほど多くする必要はありません。アソシエーションの総質量はわずか数百の太陽質量に達し、星の人口は数百、場合によっては数千になります。
アソシエーションのサイズは大きいです。銀河系の平均直径は約250です 光年 。それらは非常に大きく、ゆるく構造化されているため、それらをまとめるには自己重力が不十分であり、数百万年の間にメンバーは周囲の空間に分散し、銀河系の分野で別々の接続されていない星になります。
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これらのオブジェクトは、共通の測定可能な動きを共有する星の組織です。これらが目立つクラスターを形成しない場合があります。この定義により、この用語は、最も近い重力で束縛されたクラスターから、カタログで一般的な運動の星を検索することによってのみ発見される、明らかな重力の同一性のない広く広がった星のグループまで、さまざまなオブジェクトに適用できます。移動するグループの中で最もよく知られているのは、 星座 おうし座。おうし座移動クラスターまたはおうし座ストリームとも呼ばれるこのシステム 構成する 比較的密度の高いヒアデス星団が、いくつかの非常に離れたメンバーとともに集まっています。白色矮星を含む合計約350個の星が含まれています。その中心は約150光年離れています。他の注目すべき動く恒星グループには、おおぐま座、さそり-ケンタウルス、およびプレイアデス星団が含まれます。これらの遠隔組織に加えて、研究者たちは太陽の近くの高速星のグループのように見えるものを観察しました。グルームブリッジ1830グループと呼ばれるこれらの1つは、いくつかの準矮星と星RR Lyraeで構成され、その後RRLyrae変数に名前が付けられました。
プレアデス星団プレアデス星団（M45、NGC 1432）の明るい星雲、距離490光年。星団は光を提供し、周囲の塵の雲は星からの光線を反射および散乱します。パロマー天文台/カリフォルニア工科大学の礼儀
移動するグループの研究における最近の進歩は、星の運動学的な歴史の調査と銀河の距離スケールの絶対的な較正に影響を及ぼしました。移動するグループは、後者に関して特に有用であることが証明されています。なぜなら、それらの動きの共通性により、天文学者は個々のメンバーの距離を正確に（より近い例では）決定できるからです。近くの視差星とともに、移動グループの視差は銀河の距離スケールの基礎を提供します。天文学者は、ヒアデス星団の移動クラスターが彼らの目的に非常に適していることを発見しました。それは、この方法の信頼できる適用を可能にするのに十分近く、正確な年齢を推定するのに十分なメンバーを持っています。
距離の決定に移動グループを使用する際の基本的な問題の1つは、メンバーの選択です。ヒアデス星団の場合、これは非常に注意深く行われていますが、かなりの論争がないわけではありません。移動するグループのメンバー（およびその実際の存在）は、それらの動きが空の共通の収束点を定義する程度によって確立されます。 1つの手法は、個々の星の固有運動と位置によって定義される大円の極の座標を決定することです。極の位置は大円を定義し、その極の1つが移動グループの収束点になります。星のメンバーシップは、によって確立することができます 基準 平均大円からの個々の星の固有運動極の距離に適用されます。グループ自体の存在の信頼性は、それらの平均の周りの大円点の分散によって測定することができます。
視線速度はメンバーの予備選択には使用されないため、後で非メンバーを排除するためにそれらを調べることができます。メンバーの最終リストには、非常に少数の非メンバーのみを含める必要があります。観察エラーのためにグループの動きに同意しているように見えるメンバー、または現時点でグループの動きを共有しているが歴史的にグループに関連していないメンバーのいずれかです。
移動するグループ内の個々の星の距離は、それらの視線速度と固有運動がわかっている場合に決定できます（ 下記参照 ステラモーション ）そして放射の正確な位置が決定された場合。放射からの星の角距離がλであり、太陽に対するクラスター全体の速度が V 、次に星の視線速度、 V r 、です V r = V cosλ。横（または接線）速度、 T 、 によって与えられます T = V sinλ=4.74μ/ p どこ p は秒単位の星の視差です。したがって、星の視差は次の式で与えられます。 p =4.74μcotλ/ V r 。
この方法で信頼できる距離を実現するための鍵は、グループの収束点をできるだけ正確に特定することです。使用されるさまざまな手法（Charlierの方法など）は、測定自体に系統的なエラーがない限り、高精度が可能です。たとえば、トーラス移動グループの場合、最もよく観測された星の精度は視差で3％のオーダーであり、固有運動の系統的な問題によるエラーを無視すると推定されています。この順序の精度は、宇宙ベースの望遠鏡ヒッパルコスが何千もの個々の星の高精度の年周視差を測定できるようになるまで、他の手段では不可能でした。
銀河の目立った構成要素は、一般に呼ばれる大きくて明るく拡散したガス状の物体の集まりです。 星雲 。これらの雲のような物体の中で最も明るいのは、輝線星雲、星間ガスと星の大きな複合体であり、ガスはイオン化され励起された状態で存在します（原子の電子は通常よりも高いエネルギーレベルに励起されます）。この状態は、非常に明るい、高温から放出される強い紫外線によって生成されます 出演者 ガスに埋め込まれています。輝線星雲はほぼ完全にイオン化された水素で構成されているため、通常はHII領域と呼ばれます。
オリオン大星雲（M42）オリオン大星雲の中心（M42）。天文学者は、この2.5光年の領域で約700個の若い星を特定しました。彼らはまた、150を超える原始惑星系円盤、または小惑星を検出しました。これらは、最終的に惑星を形成する初期の太陽系であると考えられています。これらの星と小道具は、星雲の光のほとんどを生成します。この写真は、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された45枚の画像を組み合わせたモザイクです。 NASA、C.R。O'Dell、S.K。ウォン（ライス大学）
H II領域は、若い星、アソシエーション、および散開星団の最年少と混ざり合った銀河の平面にあります。それらは非常に大きな星が最近形成された領域であり、多くは進行中の星形成に一般的に関連する未凝縮のガス、塵、および分子複合体を含んでいます。 H II領域は銀河の渦巻腕に集中していますが、いくつかは腕の間に存在します。それらの多くは天の川銀河の中心から中程度の距離にあり、最大数は10,000光年の距離で発生しています。この後者の事実は 確認済み H II領域は、太陽から数千光年を超えてはっきりと見ることはできませんが。それらは特徴的なタイプの電波を放射し、その温度が約10,000ケルビンであることを示す熱スペクトルを持っています。この熱電波放射により、天文学者は銀河の遠方の部分にあるHII領域の分布をマッピングすることができます。
銀河系で最大かつ最も明るいHII領域は、全光度で最も明るい星団に匹敵します。可視光線の大部分はいくつかの個別の輝線に集中していますが、最も明るいものの見かけの明るさの合計は、数万の太陽光度に相当します。これらのHII領域もサイズが顕著で、直径は約1,000光年です。より一般的には、オリオン大星雲などの一般的なH II領域は、直径が約50光年です。それらは、1つまたは2つの太陽質量から数千までの範囲の総質量を持つガスを含んでいます。 H II領域は主に水素で構成されていますが、測定可能な量の他のガスも含まれています。ヘリウムは2番目に豊富で、大量の炭素、 窒素 、および酸素も発生します。予備的な証拠は、水素に対する検出されたガスの中でより重い元素の存在量の比率が銀河の中心から外側に向かって減少することを示しています。これは他の渦巻銀河で観察された傾向です。
惑星状星雲として知られているガス状の雲は、他のタイプの星雲と表面的にのみ類似しています。小さな品種は望遠鏡で見ると惑星状星雲にほとんど似ているため、惑星状星雲は恒星のライフサイクルの最初の段階ではなく、最後の段階を表しています。銀河におけるそのような星雲の分布は、HII領域のそれとは異なります。惑星状星雲は中間の集団に属し、円盤と内側のハロー全体に見られます。銀河には1,000を超える既知の惑星状星雲がありますが、天の川地域では不明瞭であるため、さらに多くの惑星状星雲が見落とされている可能性があります。
キャッツアイ星雲キャッツアイ星雲（NGC 6543）の合成写真で、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された3つの画像を組み合わせたものです。この惑星状星雲は、同心の殻（明るい環として見られる）、ジェット（左上と右下の突起）、および衝撃波の複雑な相互作用を示唆する多くの詳細を備えた、非常に複雑な構造を持っています。 J.P.ハリントンとK.J. Borkowski（メリーランド大学）、およびNASA
別のタイプ 漠然とした 銀河で見つかった物体は、爆発する星から吹き出されたガスの残骸であり、 超新星 。時々、これらの天体はかに星雲の場合のように惑星状星雲のように見えますが、3つの点で後者とは異なります：（1）それらのガスの総質量（それらはより大きな質量を含み、本質的にすべての質量爆発する星）、（2）それらの運動学（それらはより速い速度で拡大している）、および（3）それらの寿命（それらは目に見える星雲としてより短い時間持続する）。最もよく知られている超新星残骸は、歴史的に観測された3つの超新星から生じたものです。 Tycho’sNovaと呼ばれる1572年のもの。 1604年のKepler’sNovaと呼ばれています。これらの天体や銀河系にある他の多くの天体は、電波の波長で検出されます。それらは、ガス状の残骸に絡み合った磁場内でほぼ光速でらせん状に移動する荷電粒子による放射線の放出のために、ほぼ平坦なスペクトルで放射線エネルギーを放出します。このようにして発生する放射光は放射光と呼ばれ、電波銀河などの超新星残骸以外にもさまざまな種類の激しい宇宙現象を伴います。
かに星雲1054年に記録された超新星爆発によって形成されたかに星雲。この画像は、ハッブル宇宙望遠鏡からの20回の露出を組み合わせて作成されました。 NASA / ESA / STScI / AURA
銀河の塵の雲は天の川の平面に狭く限定されていますが、銀河の極の近くでも非常に低密度の塵を検出することができます。太陽から2,000〜3,000光年を超える塵の雲は、光学的に検出できません。これは、介在する塵の雲と一般的な塵の層が、より遠くの視界を覆い隠すためです。他の銀河における塵雲の分布に基づいて、それらはしばしば渦巻腕の中で、特に明確に定義された銀河の内縁に沿って最も目立つと結論付けることができます。太陽の近くで最もよく観測されている塵の雲は、数百の太陽質量の質量を持ち、サイズは最大で約200光年から数分の1光年の範囲です。おそらく進化のせいで、最小のものが最も密度が高くなる傾向があります。ダスト複合体が収縮するにつれて、それはさらに密度が高くなります。 不透明 。非常に小さい塵の雲は、オランダ系アメリカ人の天文学者バートJ.ボクにちなんで名付けられたいわゆるボックグロビュールです。これらの天体は、直径が約1光年で、質量は1〜20太陽質量です。
わし星雲わし星雲。長さ9.5光年の冷たい塵とガスのこの柱の中に星が形成されています。 NASA、ESA、およびハッブルヘリテージチーム（STScI / AURA）
NGC 4013 NGC 4013は、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像で、天の川銀河のような顕著なダストレーンを持つ渦巻銀河です。 NASAとハッブルヘリテージチーム（STScI / AURA）
銀河の塵に関するより完全な情報は 赤外線 観察。光学機器は、ほこりがより遠くの物体を覆い隠しているとき、またはほこりが隠れているときにそれを検出できます 照らされた 非常に近くの星によって、赤外線望遠鏡は、冷たい塵の雲自体が放出する長波長の放射を記録することができます。 1980年代初頭に無人の軌道を回る天文台である赤外線天文衛星（IRAS）によって行われた赤外線波長での空の完全な調査は、天の川に多数の密な塵の雲を明らかにしました。 20年後、スピッツァー宇宙望遠鏡は、感度、波長範囲、解像度が向上し、天の川の多くのダスト複合体をマッピングしました。いくつかでは、まだ形成の過程にある巨大な星団を見ることができました。
天の川の厚い塵の雲は、さらに別の方法で調べることができます。このようなオブジェクトの多くには、識別と分析を可能にする波長の電波を放射する検出可能な量の分子が含まれています。一酸化炭素を含む50以上の異なる分子と ホルムアルデヒド 、およびラジカルがダストクラウドで検出されました。
銀河系の星、特に天の川に沿った星は、距離とともに徐々に消えていく方法で、一般的な、すべてに浸透している星間物質の存在を明らかにします。これは主に、星間塵が原因で発生します。星間塵は、星の光を覆い隠して赤くします。平均して、太陽の近くの星は、3,000光年ごとに2倍暗くなります。したがって、銀河の平面内で6,000光年離れている星は、星間塵がない場合よりも4倍暗く見えます。
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馬頭星雲馬頭星雲。アングロオーストラリアン天文台
天の川銀河の中心天の川銀河の中央領域。左側の画像は可視光で、右側の画像は赤外線です。 2つの画像の顕著な違いは、赤外線が銀河の塵にどのように浸透するかを示しています。赤外線画像は、赤外線で空全体を調査するTwo Micron All Sky Survey（2MASS）の一部です。 Atlas Imageモザイクは、2MASS Project / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSFのHowardMcCallonとGeneKopanの厚意により提供されました。
星間塵の影響が明らかになる別の方法は、背景の星の光の偏光によるものです。ほこりはある程度空間に整列しており、これにより選択的な吸収が生じ、光波に適した振動面が存在します。電気ベクトルは銀河面に沿って優先的に存在する傾向がありますが、分布がより複雑な領域もあります。ダスト粒子が銀河によって部分的に整列しているため、分極が発生する可能性があります 磁場 。ダスト粒子が常磁性であり、磁石のように機能する場合、一般的な磁場は非常に弱いものの、時間内に粒子を磁場の方向に短軸と整列させることができます。結果として、分極の方向 出演者 空のさまざまな部分で、天の川の磁場の方向をプロットすることができます。
塵は星の間に薄く分散し、星の間の空間を埋めるガスを伴います。この星間ガスは、ほとんどが中性の水素で構成されています。電波望遠鏡は、21cmの波長の放射線を放出するため、中性水素を検出できます。このような電波の波長は、星間塵を透過するのに十分な長さであるため、銀河のすべての部分から検出できます。天文学者が銀河の大規模な構造と動きについて学んだことのほとんどは、星間中性水素の電波に由来しています。検出されたガスまでの距離は簡単には決定できません。 統計 多くの場合、議論を使用する必要がありますが、ガスの速度は、星で見つかった速度や銀河のダイナミクスに基づいて予測された速度と比較すると、水素ラジオのさまざまなソースの場所に関する有用な手がかりを提供します放出。太陽の近くでは、星間ガスの平均密度は10です。−21gm / cm3、これは1立方センチメートルあたり約1個の水素原子に相当します。
彼らが1951年に中性水素からの放出を最初に検出する前でさえ、天文学者は星間ガスに気づいていました。ガスの微量成分、 ナトリウム カルシウムは特定の波長の光を吸収するため、ガスの向こう側にある星のスペクトルに吸収線が現れます。星に由来する線は通常異なるので、星間ガスの線を区別し、ガスの密度と速度の両方を測定することが可能です。多くの場合、地球と背景の星の間の星間ガスのいくつかの濃度の影響を観察し、それによって銀河のさまざまな部分でのガスの運動学を決定することさえ可能です。
アンドロメダ銀河と衝突する天の川の予測について聞いてください。これは約40億年後に発生する可能性があります。アンドロメダ銀河と天の川銀河の衝突の予測の概要は、約40億年後に発生すると予想されます。オープン大学（ブリタニカ出版パートナー） この記事のすべてのビデオを見る
マゼラン雲は、20世紀初頭に銀河のコンパニオンオブジェクトとして認識されました。アメリカの天文学者が エドウィンハッブル 私たちが現在銀河と呼んでいる銀河系外の性質を確立し、雲は不規則なクラスと100,000以上の両方の別々のシステムでなければならないことが明らかになりました 光年 遠い。 （それらの距離の現在の最良の値は、大雲と小雲でそれぞれ163,000光年と202,000光年です。）追加の密接な仲間が見つかりました。それらはすべて、矮小楕円銀河クラスの小さくて目立たないオブジェクトです。これらに最も近いのはいて座矮星です。これは天の川銀河に落下している銀河で、銀河のはるかに強い重力によってきちんと捕らえられています。この銀河の中核は約90,000光年離れています。他の親しい仲間は、よく研究されているカリーナ、ドラコ、ろ座、レオ1世、レオ2世、ろくぶんぎ座、彫刻家、こぐま座の銀河、およびいくつかの非常にかすかな、あまり知られていない天体です。それらの距離は約200,000から800,000光年の範囲です。アンドロメダ銀河の場合、天の川銀河の周りのこれらの銀河のグループ化が模倣されています。アンドロメダ銀河には、いくつかの矮星の仲間もいます。
大マゼラン雲の球状星団NGC1850球状星団NGC1850のほとんどは、黄色い星で構成されています。明るい白い星は、NGC 1850を約200光年超えた2番目の散開星団のメンバーです。この写真は、ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された画像の合成です。 R. Gilmozzi、宇宙望遠鏡科学研究所/欧州宇宙機関; Shawn Ewald、JPL;およびNASA
