天の川銀河には、独自の暴力の歴史があります。 宇宙が存在してから 13,8 億年の間、他の銀河との衝突と吸収を繰り返してきましたが、それだけではありません。 今でも、これらの行を読んでいるように、それはその小さな伴銀河、いて座矮小球状銀河、大小マゼラン雲と合体する過程にあります。
しかし、これらの衛星銀河は、この問題に関して無害ではありません。 イタリアのボローニャ大学のアレッシオ・ムチャレッリが率いる天文学者のチームは、大マゼラン雲 (LMC) も共食いであり、神秘的な過去のある時点で別の銀河と合体したという証拠を発見しました。
研究者によると、この発見は、大質量銀河がどのように成長すると考えられているかを興味深い形で確認したものです。 階層的合併.
マゼラン雲は天の川と複雑なダンスをしています。 250 つの衛星銀河は互いに周回し、その後、一緒になってより大きな天の川を周回します。 大マゼラン星雲は小マゼラン星雲の約 倍の大きさで、総質量は 億太陽質量に達します。これは、矮小銀河がすでに独自の衛星を持っているはずのサイズです。 実際、そうです。 VMH には ～ 個の小さな銀河が関連付けられています。 これにも証拠があります。
2018 年、天文学者は、銀河の中心の周りを反時計回りに回転している VMH 内に少数の星を発見しました。 彼らは、それが古代の銀河の合併の残骸である可能性が最も高いと結論付けました. 今回、ムチャレリ氏と彼の同僚は、別の証拠を発見しました。それは、NGC 2005 と呼ばれる球状星団です。
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銀河は数十万から数百万の星で構成されており、重力によって球状に密集しており、中心に星が密集しています。 球状星団内の星は通常より古く、同じ年齢と化学組成を持っています。 それらは初期宇宙の「化石」であると考えられており、星形成の歴史を理解するのに役立ちます。
天の川銀河には約 150 個、大マゼラン雲には約 60 個のこのような星団があります. Mucciarelli と彼の同僚は、NGC 2005 を特定して他の同様の星団と比較し、その化学組成比が、同様の金属を持つ他のすべての星団とは非常に異なることを発見しました.内容です。 星の金属量は年齢の指標です。星が宇宙で生まれた時期が早ければ早いほど、その金属量は低くなります。 これは、宇宙に星が出現する前に、ヘリウムより重い元素がなかったという事実によって説明されます。
同じ金属含有量の星は同じ年齢であると考えられており、元素の組成比から星が生まれた雲の分子量がわかります。 しかし、NGC 2005 の存在比率は他のクラスターよりもはるかに低く、これは別の話です。 したがって、チームはシミュレーションを実施して、そのようなクラスターが VMH にどのように現れるかを調べました。
既存の超微光衛星と非常によく似た、まったく異なる銀河が最適でした。 この神秘的なゴースト銀河の大部分は今頃には解消されているはずであり、NGC 2005 が存在したことを示す最後の証拠として残されています。
「NGC 2005 は、矮小銀河の領域でこれまでに知られている唯一の化学的に指紋化されたイベントである、大マゼラン雲の親銀河の溶解をもたらした古代の合体イベントの唯一の証人です」と研究者は述べています。
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