多くの人に銀河は何でできているかと尋ねれば、恒星でできていると答えるだろう。私たちの銀河系である天の川銀河には、約1000億から3000億個の恒星があり、そのうち数千個は肉眼で見ることができる。しかし、銀河の質量の大部分は実際にはガスであり、このガスの広がりを測定することは困難であった。
研究者たちは、このガスがどれほど宇宙に広がっているかを見る方法を見出した。
銀河に関する基本的な疑問の1つは、その大きさについてである。観測を恒星に限定すると、例えば私たちの銀河は約26.8キロパーセク、つまり約87,000光年の直径がある。隣のアンドロメダ銀河は約46.56キロパーセク、つまり152,000光年の直径がある。しかし、これらの測定値は本当に銀河の大きさを定義しているのだろうか。
Nature Astronomyに掲載された新しい研究では、研究者たちが銀河の恒星集団を超えて広がるガスの範囲を測定した。研究のタイトルは「An emission map of the disk–circumgalactic medium transition in starburst IRAS 08339+6517」である。筆頭著者はSwinburne大学とASTRO 3Dの研究者で、Oklahoma大学の助教授であるNikole Nielsen氏である。
銀河には、星形成物質の貯蔵庫として機能する周銀河媒質（CGM）と呼ばれるガス状のハローがある。CGMは銀河間媒質（IGM）と接しており、IGMはさらに銀河間に存在するガスである。CGMは非常に拡散し、広がっているため観測が非常に困難である。しかし、CGMは典型的な銀河の約70%（ダークマターを除く）を占め、重要な役割を果たしている。著者らは論文で「この拡散したガスの貯蔵庫である周銀河媒質は、銀河と銀河をつなぐ宇宙の網の間のインターフェースとして機能する」と説明している。
天文学者は、CGMを観測するために明るい背景物体に頼っている。遠方のクエーサー、パルサー、または他の銀河などが、ガスを照らし出し、天文学者がそのスペクトルを測定することを可能にする。しかし、これは物事が正しく並んだ場合にのみ機能し、銀河のビーム状の画像しか生成しない。
この新しい研究では、天文学者のチームがCGMを観測する別の方法を見出した。彼らはハワイにある10メートルのKeck望遠鏡に搭載されたKeck Cosmic Web Imager（KCWI）を使用して、IRAS 08339+6517周辺のガスを観測した。限られたビーム状のガスの観察ではなく、彼らは銀河の典型的な境界を超えて、通常銀河を定義する星光の限界から100,000光年以上離れたところまでガス雲を検出することができた。
著者らは「我々は、近傍銀河の中心から周銀河媒質の30キロパーセクまでの冷たい電離ガスをトレースする輝線の、キロパーセクスケールの分解能を持つ積分フィールド分光を提示する」と述べている。論文では、「我々は単一の銀河周辺で数千のクエーサー視線に相当するものを得た」と説明している。
IRAS 08339+6517は約56キロパーセク離れたスターバースト銀河である。スターバースト銀河は、異常に高い割合で恒星を誕生させている銀河である。ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、これが正面から見た渦巻銀河であることを示しており、その星光の90%は約2.4キロパーセクの半径内に含まれている。著者らは「通常の渦巻銀河とは異なり、非常に極端な特性を持ち、星形成率（SFR）は12.1太陽質量/年で、これはその質量に対して典型的な値の約10倍高く、恒星集団は非常に若い（約4-6百万年）星に支配されている」と書いている。
研究者たちは、CGMが銀河を超えて広がるにつれて、ガス中の水素と酸素の物理的特性が変化することを発見した。この変化は特定の距離で普遍的に見られ、ガスが異なるエネルギー源と相互作用していることを示している。
筆頭著者のNielsen氏は「我々が見たあらゆる場所でこれを発見しました。これは非常に興奮させられ、ある意味驚きでした」と述べている。「我々は今、銀河の影響が止まる場所、銀河をより広く取り巻くものの一部になる遷移、そして最終的により広い宇宙の網や他の銀河とつながる場所を見ています。これらは通常曖昧な境界です。」
「しかし、この場合、我々はこの銀河の星間媒質と周銀河媒質の間にかなり明確な境界を見出したようです」とNielsen教授は述べた。
「CGMでは、ガスは銀河内部の一般的な条件とは異なるものによって加熱されています。これには宇宙の集合的な銀河からの拡散放射による加熱が含まれ、おそらく衝撃波による寄与もあるでしょう」とNielsen博士は述べた。
この境界は、銀河内部と外部でガスが異なる方法で加熱される場所である。銀河円盤内部では、ガスはHII（電離原子水素）星形成領域によって光電離されている。さらに遠くの距離では、ガスは衝撃波または銀河外紫外線背景によって電離されている。
「これは興味深い変化であり、重要で、銀河がどこで終わるかという問いに対するいくつかの答えを提供します」と彼女は言う。
これらの結果は、天文学における最も興味深い問題の1つに貢献している：銀河はどのように進化するのか？
ガスは銀河に流入し、さらなる星形成の燃料となる。同時に、ガスは恒星フィードバックの一部として銀河から流出する。銀河には大まかに3つのタイプがある：極端な量の星形成を行うスターバースト銀河、非常に少ない星形成しか行わない休止銀河、そしてその中間の銀河である。CGMとIGMのガスは、銀河のガス収支において役割を果たす。
IRAS08は非常に強いガスの流出を持っているが、その金属量プロファイルは平坦で浅い。天文学者は通常、これらの金属量と高いSFRを持つ銀河は、かなりの量のガスを獲得していると仮定する。IRAS08の他の科学的観測は、「非常に強いスターバーストと、その後の強い流出を引き起こしている円盤の中心への急速なガスの流入」を示している、と著者らは説明する。
しかし、IRAS 08は近くの銀河と相互作用している複雑な天体でもある。「IRAS08周辺のHIガスのVLA観測では、銀河から約40キロパーセクまで伸びるフィラメントが確認され、このシステムの中性ガスの70%を含んでいる」と著者らは書いている。このフィラメントは、約60キロパーセク離れた隣接する銀河と相互作用しており、その銀河はIRAS-08の質量の10分の1に過ぎない。
著者らは、この隣接銀河との相互作用が星形成を促進する可能性があるが、IRAS-08の形態に影響を与えている証拠はないと述べている。これは最終的な合体の最初の段階ではないように見える。
CGMとIGMの境界を見つけることは、ガスが銀河の内外をどのように循環し、合体せずに隣接銀河とガスがどのように相互作用する可能性があるかを理解する上で重要な一歩となる可能性がある。
Nielsen博士は「周銀河媒質はそのガスの循環において大きな役割を果たしています」と述べている。「したがって、異なるタイプの銀河 – 星形成中のもの、もはや星形成していないもの、そしてその2つの間を遷移しているもの – の周りのCGMがどのように見えるかを理解することで、このガスの違いを観察することができます。これが銀河自体の中の違いを引き起こしている可能性があり、この貯蔵庫の変化が実際に銀河自体の変化を引き起こしている可能性があります」。
自然界には離散的な境界はほとんどない。巨大な銀河を含むすべてのものが他のものと相互作用している。その相互作用が理解への鍵を握っているのである。
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