ハッブルシーケンスは、天文学者が銀河を分類するための主要なツールです。進むにつれて、銀河はより引き伸ばされますが、突然、中心部に膨らみがあり、腕が渦巻くまで、定義は不十分です！そうそう、それから、誰も一緒に遊びたがらないいとこ、隅にぶら下がっている「不規則な」銀河があります。
しかし、ハッブルワゴンから落ちたように見える別の種類の銀河があります。一部の渦巻銀河は、明確な膨らみがないようです。これらの奇妙さは、私たちの銀河形成の理解に挑戦をもたらします。
銀河の形成に関する現在の理解は、階層的な融合の1つです。小さな矮小銀河が最初に形成され、次に大きな銀河が形成されて、完全な本格的な銀河が形成されるまで、融合してより多くの矮小銀河を食べ続けます。しかしながら、この形成の衝突の性質は星を散乱させる傾向があり、古典的なふくらみを作成するはずの平らにされた銀河の中心に向かうランダムな軌道を支持します。ふくらみがない、または「疑似ふくらみ」（すでに形成されている銀河内の星の重力分類によって作成された小さなふくらみ）がある銀河は、この図に適合していないようです。
最近のレビューは、真のバルジのない銀河が実際に一般的であり、M101（Pinwheel Galaxy）やM33などの多くの有名な銀河を含むことを示唆しています。テキサス大学オースティン校のJohn Kormendy率いるチームは、ローカルグループの渦巻銀河の調査を行い、それらがどの程度一般的であるかを特定しました。ふくらみの状態を判断するために、チームはふくらみの物理的なサイズ、全体的な光出力の一部としての明るさ、およびその中の星の色/年齢を分析しました。小さく、不明瞭で、ディスクにある星の色/年齢に似た星を含むふくらみは、疑似膨らみの例と見なされました。重要で明るく、はっきりと赤く/古いバルジを持つものは、古典的な合併バルジで何が期待されるかを示していました。
チームは、サンプルの58〜74％には古典的なふくらみが含まれていないと判断しました。さらに、「私たちが特定するほとんどすべての古典的なバルジ-かなりの不確実性を備えた-は、銀河形成のシミュレーションで通常行われるものよりも小さい」と述べています。確かに、これらの銀河の中に含まれているのは、非常に奇妙な箱型のふくらみを持つ私たち自身の天の川です。チームは、見かけのふくらみの速度分布は、古典的なふくらみの不連続な適合とは対照的に、銀河の円盤部分にシームレスに融合することに注目します。
コルメンディのチームは、そのような「純粋な円盤」銀河を形成する1つの方法は、初期の星形成の可能性を考慮に入れることであることを発見しました。論文によると、これは「ハローに古典的なふくらみを形成することなく成長する時間を与える」でしょう。
これらの調査結果は、2009年に同じグループが発表した乙女座銀河団の分析研究とは非常に対照的です。その研究で、彼らは古典的なバルジ銀河（この研究では楕円銀河を含む）が支配的であるように見えることを発見しました。このように、彼らは膨らみの形成が何らかの形で地元の環境に関係していることを示唆しています。質問にはまだ答えることはできませんが、将来の研究に疑問を投げかけています。私たちの環境は、合併していないプロセスで銀河を形成できるほど特別なものですか？この質問への答えは、さらなる研究を必要とします。
