矮小不規則銀河（わいしょうふきそくぎんが、英: dwarf irregular galaxy、略称: dIrr）は、銀河の形態分類における一種であり、矮小銀河の中でも決まった形状を持たず、渦状銀河のような整った構造や、楕円銀河のような滑らかな光の分布を持たない銀河を指す。局所銀河群において非常に頻繁に見られる銀河であり、銀河の進化を理解するための化石的なサンプルとして極めて重要な存在である。
概要と特徴 矮小不規則銀河は、その名の通り「小さく（Dwarf）」「不規則（Irregular）」な見た目をしている。大型の不規則銀河（Irr）と同様に、中心部に明確なバルジ（膨らみ）や、整った銀河円盤を持たない。その光度は極めて低く、多くの場合、絶対等級は -18 等よりも暗い。
物理的性質 矮小不規則銀河は、その物理的特性において他の銀河とは異なるユニークな側面を持つ。
活発な星形成: 最も際立った特徴は、多くのガス成分を保持しているため、現在も活発に新しい星が誕生している点である。このため、銀河全体に若く青い星団や星形成領域が散在し、不規則でパッチ状の光の分布を生み出している。 化学組成（金属量）: 一般に金属量（重元素の含有率）が極めて低い傾向にある。これは、銀河内での星形成のサイクルが大型の銀河ほど頻繁ではなく、重元素が宇宙空間へ放出・循環する効率が低いためである。このため、宇宙の初期状態に近い化学的特徴を色濃く残していることが多い。 星間ガスとダークマター: 中性水素（HI）を豊富に含み、星形成の燃料となっている。また、力学的な観測からは、その質量の大部分がダークマター（暗黒物質）によって占められていることが示唆されており、銀河の力学的安定性に大きな寄与をしている。
形成と進化のシナリオ 矮小不規則銀河の形成プロセスには、現在二つの主要な仮説が存在する。
1. 原始的形成説: 宇宙の構造形成の初期段階において、孤立した環境でガスが集積し、そのまま現在まで緩やかに進化を続けてきたという説。
2. 潮汐相互作用説: もともと別の形態であった銀河が、より巨大な銀河からの潮汐力や相互作用を受け、その構造が攪乱されることで不規則な形態になったという説。
また、矮小不規則銀河は、より大きな銀河と接近することで、ガスを剥ぎ取られ、最終的には矮小楕円体銀河（dSph）へと転換（ハラスメント効果）する過程にあるのではないかという進化論も有力視されている。
代表的な天体 大マゼラン雲 / 小マゼラン雲: 局所銀河群で最も著名な矮小銀河系であるが、その複雑な構造は天の川銀河との相互作用の影響を強く受けている。 NGC 6822（バーナード銀河）: 局所銀河群内に位置する、研究の進んだ矮小不規則銀河の代表格。 IC 1613: 非常にガスが豊富で、不規則な構造が特徴的な銀河。
関連項目 銀河の形態分類 矮小銀河 局所銀河群 星形成 ハッブル分類
参考文献