他の銀河の存在を確立したことで、ハッブルなどはそれらをより密接に観察し始めました。そして、彼らが測定できるように他の多くの特性。, これは、1920年代には、銀河の単一の写真やスペクトルを得ることができたときに、疲れを知らない観察の完全な夜を取ることができた困難な作業でした。 今日では、より大きな望遠鏡や電子検出器は、最も遠い銀河（最も早い段階で宇宙を示す銀河）を観察することはまだ莫大な努力を必要としますが、この

新しいタイプのオブジェクトを理解しようとする最初のステップは、多くの場合、単にそれを記述することです。 恒星スペクトルを理解するための最初のステップは、単に外観に従ってそれらを分類することでした（星明かりの分析を参照）。, それが判明したように、最大かつ最も明るい銀河は、二つの基本的な形状のいずれかで来る：彼らは私たち自身の銀河のように、平らで螺旋状の腕を持っているか、彼らは楕円形（飛行船または葉巻の形）であるように見えます。 対照的に、多くの小さな銀河は不規則な形をしています。

渦巻銀河

私たち自身の銀河とアンドロメダ銀河は、典型的な大きな渦巻銀河です。 それらは中央bulらみ、ハロー、ディスクおよび螺線形の腕から成っています。 星間物質は、通常、渦巻銀河の円盤全体に広がっています。, 明るい発光星雲と熱くて若い星が、特に螺旋状の腕の中に存在しており、新しい星形成がまだ起こっていることを示しています。 のディスクがほこりの多い、顕著にそのシステムまでほぼ端（図）。

図1:渦巻銀河。 (a)ここに示されているM100の螺旋状の腕は、銀河系の他の部分よりも青く、若い、高質量の星と星形成領域を示しています。, (b)この渦巻銀河NGC4565を見ると、ほぼ正確に端にあり、この角度から、銀河の平面にある塵を見ることができます。 (credit a:modification of work by Hubble Legacy Archive,NASA,ESA,Judy Schmidt;credit b:modification of work by”Jschulman555″/Wikimedia)

私たちが顔を見ている銀河では、明るい星と発光星雲が渦巻きの腕を風車の腕のように目立たせます。, 開いた星団は、より近い螺旋の腕の中で見ることができ、球状星団はしばしばそれらのハローで見ることができます。 渦巻銀河は、天の川銀河と同じように、若い星と古い星の混合物を含んでいます。 すべての螺旋は回転し、それらの回転の方向は、腕がボートの航跡のようにずっと引きずられるように見えるようなものです。

近くの渦巻銀河の約三分の二は、それらの中心を通って実行している星の箱型またはピーナッツ形のバーを持っています（図2）。 大きな独創性を示し、天文学者はこれらの銀河を禁止スパイラルと呼んでいます。,

図2:禁止された渦巻銀河。 ここに示されているNGC1300は、禁止された渦巻銀河です。 スパイラルアームはバーの端から始まることに注意してください。 （credit：NASA、ESA、そしてHubble Heritage Team（STScI/AURA））

天の川銀河の章で述べたように、私たちの銀河にも控えめなバーがあります。 スパイラルアームは、通常、バーの端から始まります。 バーが非常に一般的であるという事実は、彼らが長い寿命であることを示唆している;それはほとんどの渦巻銀河は、彼らの進化の間にある時点でバー,

渦巻銀河と渦巻銀河の両方で、さまざまな形の銀河を観測しています。 ある極端なところでは、中央の膨らみは大きくて明るく、腕はかすかでしっかりと巻かれており、明るい放射星雲と超巨星は目立たない。 銀河を形によって分類するシステムを開発したハッブルは、これらの銀河にSaという指定を与えました。 この極端な銀河は、明確な螺旋状の腕構造を持たず、レンズのような外観をもたらす可能性があります（レンズ状銀河と呼ばれることもあります）。, これらの銀河は、渦巻銀河と同じくらい多くの特性を共有しているようです

他の極端では、中心の膨らみは小さく、腕は緩く巻かれています。 これらのSc銀河では、明るい星と発光星雲が非常に顕著です。 私たちの銀河とアンドロメダ銀河は、両極端の中間にあります。 異なるタイプを示す渦巻銀河の写真は、比較のために楕円銀河とともに図3に示されています。

図3:銀河のハッブル分類。, この図は、エドウィン-ハッブルの銀河の元の分類を示しています。 楕円銀河は左側にあります。 右側には、基本的ならせん状の形状が示されており、実際のばらばらとばらばらのらせん状の画像と一緒に見ることができます。 (credit:modification of work by NASA,ESA)

渦巻銀河の明るい部分は、直径が約20,000光年から100,000光年以上の範囲にあるように見えます。 最近の研究では、銀河の見かけの端をはるかに超えて広がっている大量の銀河物質がおそらく存在することがわかっています。, この物質は、ほとんどの観測では検出が困難な薄い冷たいガスであるように見えます。

利用可能な観測データから、渦巻銀河の目に見える部分の質量は1億から1兆太陽（109から1012MSun）の範囲と推定されています。 ほとんどのスパイラルの総光度は、太陽の100万から100億倍の光度（108から1011）の範囲にある。 私たちの銀河とM31は、螺旋が進むにつれて、比較的大きくて巨大です。, また、銀河系とその周辺にはかなりの暗黒物質がありますが、銀河系の外側の星が軌道をどのくらい速く動いているかから、その存在を推測します。

楕円銀河

楕円銀河は、ほとんどが古い星で構成されており、球体または楕円体（やや潰れた球体）である形をしています（図4）。 それらは螺旋状の腕の痕跡を含んでいません。 彼らの光は、古い赤みを帯びた星（天の川銀河で議論されている人口II星）によって支配されています。, より大きな近くの楕円体では、多くの球状星団が同定できる。 塵や放射星雲は楕円銀河では目立たないが、多くは少量の星間物質を含んでいる。

図4:楕円銀河。 (a)ESO325-G004は、巨大な楕円銀河である。 他の楕円銀河は、この画像の端の周りに見ることができます。 (b)この楕円銀河は、おそらく二つの渦巻銀河の衝突に由来している。, (credit a:modification of work by NASA,ESA,And The Hubble Heritage Team(STScI/AURA);credit b:modification of work by ESA/Hubble,NASA)

楕円銀河は、ほぼ球形の系から螺旋の平ness度に近づく系まで、さまざまな程度の平tening化を示しています。 珍しい巨大楕円体（例えば、ESO325-G004図4の）は、1011lsunの光度に達する。 巨大な楕円形の質量は1013MSunと同じ大きさにすることができます。, これらの大きな銀河の直径は数十万光年にわたって広がっており、最大の螺旋よりもかなり大きい。 個々の星は楕円銀河の中心を周回していますが、軌道はすべて同じ方向にあるわけではありません。 したがって、楕円体は体系的に回転していないように見えるため、暗黒物質がどれくらい含まれているかを推定することは困難です。

楕円銀河は、先ほど説明した巨人から、最も一般的な種類の銀河かもしれない矮星までの範囲であることがわかります。, 矮小楕円体（矮小楕円体と呼ばれることもあります）は、非常にかすかで見るのが難しいため、長い間私たちの注意を逃れました。 矮小楕円体の例としては、図5に示すしし座I矮小楕円体銀河があります。 この典型的な矮星の光度は、最も明るい球状星団の光度とほぼ等しい。

巨大な楕円銀河と矮小な楕円銀河の中間には、アンドロメダ銀河の二つの伴星であるM32やM110などの系があります。 それらはしばしば矮小楕円体と呼ばれるが、これらの銀河はしし座Iのような銀河よりもはるかに大きい。,

図5:矮小楕円銀河。 M32は、矮小楕円銀河であり、巨大アンドロメダ銀河M31の仲間の一人である。 M32は銀河系の基準では矮星であり、わずか2400光年である。 (credit:NOAO/AURA/NSF)

不規則銀河

ハッブルは、先ほど説明したカテゴリに関連する規則的な形を持たない銀河を不規則銀河のキャッチオールビンに分類し、彼の用語を引き続き使用している。, 通常、不規則銀河は渦巻銀河よりも質量と光度が低い。 不規則銀河はしばしば無秩序に見え、多くは比較的強い星形成活動を受けています。 彼らは若い人口I星と古い人口II星の両方を含んでいます。

最もよく知られている不規則銀河は、大マゼラン雲と小マゼラン雲（図6）であり、160,000光年以上離れており、私たちの最も近い銀河系外の隣人の一つです。, 彼らの名前は、フェルディナンド-マゼランと彼の乗組員が世界一周の旅をして、彼らに気づいた最初のヨーロッパの旅行者であったという事実を反映 アメリカやヨーロッパからは見えませんが、これら二つのシステムは、彼らが夜空にかすかな雲のように見える南半球から顕著です。 彼らはアンドロメダ銀河と同じくらい遠いので、天文学者は星雲、星団、変光星、および他の銀河の設定で他の重要なオブジェクトを研究するための絶好の機会を提供しています。, 例えば、大マゼラン雲には、どの銀河でも知られている最大かつ最も明るい超巨星群の一つである30個のドラドゥス複合体（タランチュラ星雲としても知られている）が含まれている。

図6:南の空に対してシルエットセロTololo米州天文台の4メートル望遠鏡。 ドームの右側には天の川が、左側には大小のマゼラン雲が見えます。, (credit:Roger Smith/NOAO/AURA/NSF)

小さなマゼラン雲は、大きなマゼラン雲よりもかなり質量が小さく、広いマゼラン雲よりも六倍長い。 この狭い物質の束は、矢印のように私たちの銀河に向かって直接指しています。 小さなマゼラン雲は、天の川銀河との重力相互作用によって現在の形に歪んでいた可能性が最も高い。, 天の川と小さなマゼラン雲の間のこの相互作用からの破片の大きな痕跡は、空を横切って散らばっており、マゼランストリームとして知られている異常に高い速度で移動する一連のガス雲として見られている。 この種の銀河間の相互作用は、このカテゴリー全体の小さな銀河の不規則な形を説明するのに役立つことがわかります。

銀河の進化

星のH-Rダイアグラムの成功（星明かりの分析を参照）によって奨励され、銀河を研究する天文学者は、外観の違いが銀河の生活の中で異なる進化段階に結びつくことができる同等のスキームのいくつかの並べ替えを見つけることを望んだ。 例えば、すべての主系列星が赤色巨星に進化するのと同じように、すべての楕円銀河が螺旋状に進化した場合、それはいいことではないでしょうか？ この種のいくつかの単純なアイデアは、ハッブル自身によって試みられたが、どれも時間（および観察）のテストに立っていなかった。,

あるタイプの銀河を別のタイプの銀河に進化させるための単純なスキームは見つからなかったので、天文学者は反対の視点に傾向がありました。 しばらくの間、ほとんどの天文学者は、すべての銀河が宇宙の歴史の非常に早い段階で形成され、それらの違いは星形成の速度と関係があると考え 楕円銀河は、すべての星間物質が急速に星に変換された銀河でした。 スパイラルは、銀河の全寿命にわたってゆっくりと星形成が起こった銀河でした。 このアイデアも単純すぎることが判明しました。,

今日、私たちは、少なくともいくつかの銀河が宇宙が始まって以来、何十億年もの間にタイプを変えてきたことを理解しています。 後の章で見るように、銀河間の衝突や合併は、渦巻銀河を楕円銀河に劇的に変える可能性があります。 孤立した螺旋（近隣銀河が見えない）でさえ、時間の経過とともにその外観を変えることができます。 それらがガスを消費するにつれて、星形成速度が遅くなり、螺旋状の腕は徐々に目立たなくなります。, したがって、長い期間にわたって、螺旋は図3の中央にある銀河のように見え始めます（天文学者はS0型と呼んでいます）。

過去数十年にわたり、銀河が宇宙の生涯にわたってどのように進化するかの研究は、天文学研究の最も活発な分野の一つとなっています。 銀河の進化については、銀河の進化と分布について詳しく説明しますが、まずは別の銀河がどのようなものであるかをもう少し詳しく見てみましょう。,

用語集

楕円銀河：形が楕円で目立つ星間物質を含まない銀河

不規則銀河：明確な対称性やパターンのない銀河、螺旋も楕円銀河もない

渦巻銀河：星間物質と若い星の風車のような腕を持つ平らで回転する銀河