NGC 1365

棒状構造

棒状構造の長さは5 - 6万光年と見積もられており、2つのダストレーンを帯びている。ダストレーンを介してガスが銀河の中心部へと供給されることで、後述するスターバーストが促進されている。また、棒状構造の内側に小さな棒状構造が存在するため、二重の棒状構造を持つ銀河として知られる。小さな棒状構造はそれを取り囲む棒状構造とは独立して回転しており、赤外線画像上でより鮮明に現れる。棒渦巻銀河全体のおよそ3分の1にこのような構造が見られることから、小さな棒状構造は長期間存続する構造と考えられている。二重の棒状構造の誕生には、恒星軌道や密度波（英語版）、銀河円盤の回転などに起因する力学的な不安定性が関与した可能性が指摘されている。

スターバースト

渦状腕には、星形成活動の目印である若く青みを帯びた恒星の集まりとHII領域が分布する一方、棒状構造は、主に古く黄色みを帯びた恒星で占められている。ただし、ダストレーンの進行方向側（特に東側の領域）や銀河中心部など、棒状構造の一部では渦状腕と同じく星形成が起きている。銀河全体の星形成率は年間で 16.9 M_☉ と推定されており、20 Mpc 以内では最も星形成率が高い銀河の1つである。この星形成率には、銀河中心部での爆発的な星形成、より具体的には活動銀河核の周囲に存在するリング状の構造（Circumnuclear ring、CNR）でのスターバーストが大きく寄与している。

銀河中心部で盛んに星が形成されていることは、可視光で明るく輝く「ホットスポット」が存在することを根拠に、1950年代から提唱されていた。その後、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像から、楕円形のリングを構成する多数のコンパクトで若い星団（超星団）の存在が明らかになった。最も明るい星団は、天の川銀河で最も明るい球状星団の実に300倍の明るさを誇る。リングの半径（銀河中心からの距離）は約2 kpc であり、一部はダストレーンに遮られている。2023年の論文では、赤外線画像の解析や既知の星団の再検証をもとに、年齢が1000万年以下で、質量が 10⁶ M_☉ 以上の条件を満たす星団が37個特定された。星団から放射された紫外線や可視光線を吸収したダストが、赤外線としてエネルギーを再放射しているため、NGC 1365は、赤外線の光度が 10¹¹ L_☉ を超える高光度赤外線銀河としても知られる。

NGC 1365の拡大画像。左: ハッブル宇宙望遠鏡による撮影。右: ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による撮影。

CNRは珍しい構造ではなく、NGC 1097、NGC 1512、NGC 4314など明瞭な棒状構造を持つ棒渦巻銀河では一般的に見られる。この構造がなぜ生じるのか、その物理的なメカニズムについては諸説あるが、NGC 1365の場合、ダストレーンを介して中心部へ流れ込んだ末に、内部リンドブラッド共鳴付近に蓄積した分子ガスが圧縮を受け、大規模な星団の形成（スターバースト）に至ることで生じたと考えられている。現在も、分子ガスはリングの上流である北側と南側からリングの下流へと流れ込んでいる。ガスの貯蔵庫として機能するCNRは、銀河中心へ向かうガスの流れを遅らせる役割を果たすことでも知られる。また、リングは北側と南側で異なる環境下にある。北側は、分子ガスが比較的高温（${\displaystyle T_{\mathrm {kin} }}$ ∼25 - 40 K）で、若い星団由来の恒星フィードバックの性質を強く示す一方、南側は、分子ガスが比較的低温（${\displaystyle T_{\mathrm {kin} }}$ ∼15 K）で密度が高く、クラスIのメタノールメーザーが検出されている。

活動銀河核

この銀河は、膨大なエネルギーで光り輝く活動銀河核（AGN）を持つ。AGNは、視線方向の柱密度（${\displaystyle N_{\mathrm {H} }}$）が変動することで、Compton-thick 状態（${\displaystyle N_{\mathrm {H} }>10^{24}\,\mathrm {cm} ^{-2}}$）と Compton-thin 状態（${\displaystyle N_{\mathrm {H} }<10^{24}\,\mathrm {cm} ^{-2}}$）の間を遷移しており、それに伴うX線スペクトルの変化も観測されている。すなわち、Compton-thick 状態では、視線方向におけるAGNは著しく遮蔽され、直接成分の大部分が吸収・散乱されることで、X線スペクトルは反射成分が優勢となる一方、Compton-thin 状態ではその逆で、X線スペクトルは直接成分が優勢となる。また、可視光スペクトルにも、幅の広い輝線が出現と消失を繰り返す変化が見られる。AGNは、幅の広い輝線が出現している際は1型に、消失している際は2型に分類されるため、この銀河の分類をめぐって、1型、1.5型、1.8型、1.9型、2型セイファート銀河という異なる見解が存在する。このように、X線や可視光、紫外線の波長域でスペクトルに劇的な変化が見られるAGNは、Changing-look AGN（CLAGN）と呼ばれる。CLAGNが生じる正確なメカニズムは不明であるが、この銀河の場合、広輝線領域内を移動している彗星状の吸収体が視線方向を横切ること（掩蔽）が原因とみられている。

AGNから双方向に噴出するアウトフローが、[O III] λ5007Å の放射をもとに特定されている。観測者から見て手前にある（接近する）南東側のアウトフローと、一部が銀河円盤に遮られた奥にある（遠ざかる）北西側のアウトフローの速度は2000 - 5000 km/s と推定され、それぞれ中心から約2.5 kpc の距離まで広がっている。アウトフローは高電離ガスから成り、対称軸は銀河の回転軸とほぼ一致している。2004年に行われたXMM-Newtonによる観測では、X線スペクトル中に、接近するアウトフローの存在を支持する青方偏移した強い吸収線が検出された。AGNの中心には、太陽の約200万倍（∼2×10⁶ M_☉）の質量を持つ超大質量ブラックホールが存在すると考えられている。2013年の論文では、NuSTARとXMM-Newtonの観測データをもとに、ブラックホールのスピンパラメーター（${\displaystyle \alpha _{*}}$）の下限が90%の信頼度で求められた。研究チームが算出した値は ${\displaystyle \alpha _{*}}$≥ 0.84であり、ブラックホールが極限まで自転する場合は ${\displaystyle \alpha _{*}}$= 1 であることを踏まえると、ブラックホールが光速に近い速度で自転していることが明らかになった。

その他

中性水素原子が放射する21cm線の観測により、銀河の外側で回転速度に低下が見られることが判明した。銀河の回転曲線は、銀河中心から20 - 35 kpc の範囲にわたって落ち込んでいる。また、銀河の質量と光度から求められた質量光度比は5.8であり、10¹⁰ M_☉ 以上の質量を持つ銀河の平均値である6.8より若干小さい。これらの事実は、銀河を取り囲む巨大なダークマターハローが通常想定されるほど大質量ではないことを示唆している。

NGC 1365までの距離は様々な標準光源を用いて計算されている。ハッブル宇宙望遠鏡は銀河の外縁部でセファイド変光星を発見しており、大マゼラン雲にあるセファイド変光星を用いて較正した周期-光度関係から、18.6 Mpc（約6,070万光年）という距離が求められた。また、TRGB法と呼ばれる、恒星が赤色巨星分枝先端（TRGB）に到達した際の光度を用いる方法では、19.57 Mpc（約6,380万光年）という距離が求められた。

注釈

出典