ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、天の川に隣接する銀河があまり金属ではないことを発見した（画像）

緑と金に輝く NGC 6822 は、金属の乏しい古代の宇宙について多くのことを教えてくれるかもしれません。

ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) は、天の川銀河に隣接する銀河を驚くほど詳細に撮影しました。

地球から約 150 万光年離れたところに位置する不規則な形の銀河 NGC 6822 は、天の川銀河に最も近い隣の銀河です。ただし、大マゼラン雲や小マゼラン雲などの小さな衛星銀河がその近くの軌道上にある場合は別です。

ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線カメラ (NIRCam) と中赤外線装置 (MIRI) を使用して作成されたこの画像には、NGC 6822 のガスと塵が緑と金色に輝きながら、密集した星空を横切って渦巻いている様子が示されています。 さまざまな形や大きさの明るい銀河も画像にアクセントを加えています。

欧州宇宙機関（ESA）の声明によると、この近くの銀河は、天文学者が「金属に乏しい」と呼ぶ銀河、つまり水素やヘリウムより重い元素が欠けているという点で特に興味深い。 文脈のために、天文学者は、最も軽い元素であるこれら 2 つの元素よりも重いすべての元素を「金属」と呼びます。

このような構成により、NGC 6822 は、遠すぎて詳細に見ることができない初期宇宙の銀河を研究するための優れた代用物質となります。 初期の銀河も金属量が少なかったと考えられているからだ。 宇宙で銀河や星が最初に形成され始めたとき、宇宙には水素、ヘリウム、そしてほんの少しの重い元素だけが存在していました。 したがって、最初の星も同様に金属が不足していました。

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私たちの宇宙の最初の星は、その生涯を通じて、水素とヘリウムの核融合によって、より重い元素をその中心核に造り出しました。 これらの星は核融合燃料を使い果たすと、超新星爆発によってその生涯を終え、重元素が宇宙近傍全体に飛散しました。

これらの元素はその後、ガスと塵の星間雲に統合され、最終的に崩壊して新しい星が誕生しました。 したがって、この次世代の星はより金属が豊富になりました。 同じプロセスが繰り返され、第 3 世代の星ではさらに金属が豊富になりました。 実際、太陽はこれらの金属が豊富な第 3 世代の星の 1 つの例です。

したがって、低金属量銀河 NGC 6822 は、天文学者に、初期宇宙の金属の少ない環境で星や星間ガス、塵雲の進化がどのように進行したかを観察する機会を提供します。

天の川銀河の他の星は金属度が異なり、最も金属が豊富な星は中央の膨らみにあり、より金属に乏しい星は主に円盤と渦巻き腕に位置しています。

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NGC 6822 は天文学者にとって未知の存在ではありません。

不規則な銀河は、明確に定義された形状を持つ銀河のテンプレートに適合しないため、興味深い点として知られています。 天の川銀河のような渦巻銀河や楕円銀河にはまったく似ていません。1884年にアメリカの天文学者EEバーナードによって初めて発見されましたが、当初は「非常に暗い星雲」と誤認されました。 NGC 6822 に関するこの混乱は数十年間続き、その大きさと明るさについて意見の相違が激しくなりました。 これらの差異は、天文学者が異なる天体が異なる望遠鏡にどのように見えるかをまだ説明できていないという事実から生じました。

この論争は 1925 年にエドウィン ハッブルが天の川の限界を超える天体の存在を確認したことで決着しました。 ハッブル自身もこの啓示におけるNGC 6822の重要性を認め、「NGC 6822は、銀河系の外の領域に確実に割り当てられた最初の天体である」と書いている。