銀河同士の衝突はどうして発生するの
相互作用銀河 銀河の衝突は、銀河の進化においては比較的頻繁に発生する。銀河の物質が極端に希薄な分布であることにより、衝突は合体を誘発し得る。これが起きるのは、二つの銀河が衝突するとき、また、二つの銀河が衝突後に移動し続けるための十分な運動量がないときである。その代わり、それらは一つの銀河を形作りながら、互いに落ち、そして結局、互いに多くの通り抜けをしたあとに、合体する。衝突している最中の銀河の一方が、他方よりもかなり大きい場合、合体後にほぼ完全な状態を維持する。それは、大きいほうの銀河は、小さいほうの銀河が剥ぎ取られて大きいほうの銀河の一部になっている間、ほぼ同じ状態に見えるということである。
超大質量ブラックホール 天の川銀河以外にも中心部付近の恒星やガスの動きから超大質量ブラックホールの存在が確実視されているものが数多くあり、局所銀河群のアンドロメダ銀河やM32もそのように考えられている。史上初めてブラックホール・シャドウが撮像されたM87中心のブラックホールも約65億太陽質量もの質量を持つ超大質量ブラックホールである。いわゆる活動銀河やクエーサーと呼ばれるものの大部分では、ブラックホールに落ち込むガスから放出されると考えられる大量の放射線が超大質量ブラックホールの存在を示している。現在では明るい銀河の大部分は超大質量ブラックホールを持っているが、そのうちの多くは質量があまり多く降着せず、活動的でないと考えられている。また、球状星団や矮小銀河の中心に大質量のブラックホールがあるかどうかははっきり分かっていない。
少なくとも1つの銀河4C 37.11は、2つの超大質量ブラックホールを中心に持ち、連星系を形成していると考えられる。これらが衝突すると強い重力波が発生する。連星系ブラックホールは、銀河の合併の際にはよくできると考えられている。連星系ブラックホールでもあるOJ 287は、太陽質量の180億倍であると知られている。
NGC 4889の中心には、太陽質量の210億倍、事象の地平面の直径が約1300億kmのものが判明している。
NGC 2207とIC 2163 NGC 2207は、IC 2163との衝突、合体の渦中にある。しかし、触角銀河やマウス銀河のようにはならず、2つの銀河はまだ分離して観測される。これらはまだ、衝突、合体の最初の段階にある。2つの銀河は今後すぐに衝突し、恐らくマウス銀河に似た形態になる。今後約10億年以内に、両銀河は合体し、1つの楕円銀河になると考えられている。
銀河の形成と進化 現在でも、どのような過程で銀河の収縮が止まったのかは明らかになっていない。実際に、円盤銀河形成の理論は円盤銀河の回転速度や大きさについて説明できていない。新しくできた恒星からの放射や活動銀河核が円盤の収縮の速度を緩めたという説や、暗黒物質の銀河ハローが銀河を引っ張り収縮を止めたという説も提案されている。
近年、銀河の進化における銀河同士の融合について注目が集まっている。銀河系自身も、現在引き裂かれて銀河系に飲み込まれつつあるいて座矮小楕円銀河という小さな伴銀河を持っている。この種の出来事は、大きな銀河の進化の過程では良くあることだと考えられている。いて座矮小楕円銀河は、銀河系の円盤に対してほぼ直角に公転している。現在はちょうど円盤を横切っているところであり、恒星がはぎ取られて銀河系の銀河ハローになっている。このような融合は、新しいガス、恒星、暗黒物質を供給する。この過程の証拠は、銀河の歪みや流れとしてしばしば観測されている。
銀河形成に関するΛ-CDMモデルでは、宇宙の円盤銀河の数が過小に算出される。この理由は、これらの銀河形成モデルは多数の融合を予測するためである。円盤銀河が同等程度の質量(少なくとも15%以上)を持つ別の銀河と融合すると、銀河が破壊されるかまたは円盤銀河としては残らない。この事実は未解決の問題として残っているものの、Λ-CDMモデルが全く間違っていることを意味するものではない。しかし、宇宙の銀河の数を正確に再現するように理論のさらなる改良が求められている。
グレート・アトラクター グレート・アトラクターを銀河団などの観測可能な天体と同定する試みは、予測される存在位置がちょうど銀河面吸収帯(zone of avoidance ; 銀河系の星間物質が原因でその向こうにある天体の像が不鮮明になる星の領域)に当たるため、可視光での観測では困難であった。しかし、X線による観測は、宇宙のこの領域がじょうぎ座銀河団 (Norma Cluster ; 別名 ACO 3627 または Abell 3627)に支配されている事実を明らかにしている。これは巨大な銀河団であり、圧倒的多数の大型で古い銀河から成り(これらの多くは、隣接する銀河と衝突中である)大量の電波を放射している。
ステファンの五つ子銀河 これらの銀河は、激しい衝突のために興味を持たれている。5つのうちの4つの銀河は、ヒクソン・コンパクト銀河群92として物理的に結びついている。1970年代初頭に行われた電波による観測で、この領域の銀河間空間に謎の輝線フィラメントが存在することが明らかとなった。この同じ領域で、可視光スペクトルで緑色に見える電離水素原子の弧も検出された。最近では、2つの宇宙望遠鏡が、奇妙なフィラメントの性質について新しい洞察を提供しており、現在は、NGC 7318Bが時速数百万マイルの速度で銀河群の中心に落ち込んでいく際に発する巨大な銀河間の衝撃波であると考えられている。
エキセントリック・プラネット 太陽系惑星と比較してその歪んだ軌道の由来に関しては諸説あるが、複数惑星系でホット・ジュピターが存在する場合は「スリングショットモデル」という比較的シンプルなモデルで説明することが出来る。以下にコンピュータ・シミュレーションによる軌道進化の計算例を紹介する。
どの惑星系においても、当初は惑星の公転軌道はほぼ真円に近い状態で誕生するが、巨大ガス惑星が3個以上存在した場合にはある程度時間が経過すると軌道の歪みが発生。うち1個の惑星は系外に放り出され、残った2個の惑星も非常に離心率の大きな軌道になる。
これは3個の惑星間で公転中互いにやりとりするエネルギーが、特定の惑星に集中してしまうことに起因する。この現象はほぼ例外なく、ある一定の期間(1 - 2桁の誤差がある)を超えると発生するが、巨大ガス惑星が2個以下の場合(すなわち太陽系ならば木星と土星のみ)は「一定の期間」が標準的な恒星の寿命より遥かに長く、事実上は円軌道のまま安定する。よって、太陽系は半永久的に各惑星がほぼ円軌道のままという計算結果も出ている。一方で巨大ガス惑星が3個以上存在すると「一定の期間」は惑星の質量や軌道間隔に大きく左右されるようになる。大質量の惑星が狭い軌道間隔を取っている場合は、その期間は恒星の寿命より短くなり、惑星系が形成されてしばらくすると軌道交差が発生する。
衝突 衝突(しょうとつ、ドイツ語: Stoß、英語: collision)とは、運動している2つの物体が接触し、ごく短時間に撃力を相互に及ぼし合う物理的な現象。そこから派生して、相反する立場・利害などがぶつかって争いとなることも衝突と呼ぶ。
プロスト・AP03 2000年はチームにとって災厄のシーズンであった。AP03は車重が重く信頼性に欠けたマシンであった。チームは1ポイントも得ることができず、コンストラクターズランキングでは同じく無得点のミナルディにも完走率で下回ったため、最下位でシーズンを終えた。数年来の不振続きからエンジンサプライヤーのプジョーとの関係も決裂、ゴロワーズなどの有力スポンサーも失う結果となった。
アレジ、ハイドフェルド共に目立った結果を残すことはできなかった。アレジはモナコで予選8番手となり、ベルギーではリタイア直前に4位を走行した。また、チームメイト同士での衝突も何度か発生し、特にオーストリアでの衝突が激しいものであった。