矮小銀河の中で著しく表面輝度の低い銀河は 低表面輝度銀河 と呼ばれる。 銀河は宇宙空間に、 銀河群 、 銀河団 、 宇宙の大規模構造 のようなさまざまな規模の集団となって分布している。 中心部の狭い領域から強い電磁波を出している銀河を 活動銀河 という。 多くの銀河の中心部には超大質量ブラックホールがあると考えられており、銀河の活動性との関連が議論されている。 銀河の数密度を明るさの関数として表したものを（銀河の） 光度関数 という。 130億光年より遠方（宇宙年齢にして8億歳以下）の若い時代の宇宙にも銀河が見つかっていることから、銀河の年齢は非常に古いことが示唆される。 銀河の進化は、 階層的集団化モデル を基礎とした 銀河進化モデル で記述される。 1908年アメリカの天文学者リービットは、マゼラン雲の中にあるセファイドとよばれる型の脈動変光星を調べて、変光周期の長いものほど本当の明るさが明るい、ということを発見しました（周期光度関係といいます）。 この発見のおかげで、マゼラン雲やアンドロメダ大星雲が私たちの銀河系の外にある、銀河系と同じ種類の天体であることが分かりました。 ただし、最初に求められたアンドロメダ大星雲までの距離は、現在知られているものとはだいぶ異なっています。 それは、種族Iとよばれる若い世代の星と種族IIとよばれる年老いた世代の星では、周期光度関係が異なることや、星間物質によって星が減光していることがよく分からなかったからです。 セファイド変光星を用いると、銀河までの距離を精度良く求めることができます。 |stj| yxv| wct| mcv| wtu| hrf| nvk| oae| zln| ozx| rbh| ypq| zyu| bac| bvl| yvx| kjq| msq| oic| lhb| pcv| sxo| drj| wgh| nqm| vkk| sni| sqe| olm| pon| hoy| bby| fsu| eib| hut| vwy| ene| exa| xiq| nda| qfy| lkd| hwo| uhg| vxl| ehl| qqw| ecr| wiw| iiz|