天の川銀河とアンドロメダ銀河の2つのサブグループを中心の周りに持つ局部銀河群の地図
天の川銀河の4つの隣接する矮小銀河における鉄含有量の分布（対数スケール）

局部銀河群は、地球が位置する天の川銀河を含む銀河群です。局部銀河群は、ダンベル型の2つの銀河群から構成されています。天の川銀河とその衛星が一方のローブを形成し、アンドロメダ銀河とその衛星がもう一方のローブを形成しています。2つの銀河群は約800キロパーセク（3 × 10 6 光年、2 × 10 19  km）離れており、互いに速度で接近しています。^123 km/s。[8]この銀河群の中心は天の川銀河から約450 kpc（150万光年）離れており、アンドロメダ銀河に約300 kpc（100万光年）ほど近い位置にあります。アンドロメダ銀河の質量は、中心よりも大きい可能性があります。[1]

局部銀河群の全質量は太陽質量の 2 × 10 12 倍（4 × 10 42  kg）[9]で、密度マッチングと親構造である局部シートのポテンシャル面に基づくと全直径は 5.11メガパーセク（1700 万光年、1.6 × 10 20キロメートル）である[3]。局部銀河群自体は局部体積とより大きなおとめ座超銀河団の一部であり、おとめ座超銀河団はうお座–くじら座超銀河団複合体とともにさらに大きなラニアケア超銀河団の一部である。局部銀河群の銀河の正確な数は、天の川銀河に一部が隠されているため不明であるが、現在、中心から 1 メガパーセク以内に合計 134 個の銀河が知られており、そのほとんどは矮小銀河である。[1]局部銀河群は、ビッグバンから7億年後には初期宇宙で7メガパーセク（2300万光年、2.2 × 10の20乗キロメートル）まで広がっていたと考えられている。[10]

最も大きな2つの銀河であるアンドロメダ銀河と天の川銀河は、どちらも質量が約それぞれ太陽の10の12乗倍の質量を持ち、それぞれに衛星銀河系が存在する。

局部銀河群の5つの最大の銀河と、そのメンバーと考えられるNGC 3109の視覚的な大きさの比較（詳細付き）

さんかく座銀河（M33）は、局部銀河群の中で3番目に大きい銀河で、質量は約5 ×10⁻⁴M☉ （1×10⁻⁴kg ）であり、 3 番目の渦巻銀河である。[13]さんかく座銀河がアンドロメダ銀河の伴銀河であるかどうかは不明である。両銀河は75万光年離れており、[14] 20億～40億年前に接近通過を経験し、アンドロメダ銀河の円盤上で星形成が引き起こされた。うお座矮小銀河はアンドロメダ銀河とさんかく座銀河から等距離にあるため、どちらかの衛星である可能性がある。[15] 

グループの他のメンバーは、これらの大きなサブグループから重力的に隔離されている可能性が高い：IC 10、IC 1613、フェニックス矮小銀河、レオA、トゥカナ矮小銀河、くじら座矮小銀河、ペガスス座矮小不規則銀河、ウォルフ・ルンドマルク・メロッテ、水瓶座矮小銀河、いて座矮小不規則銀河。[16]

NGC 3109とその伴銀河である六分儀座 Aとアントラキア矮小銀河、六分儀座 B、獅子座 P、アントラキア B 、そしておそらく獅子座 Aは、局部銀河群の中心から非常に遠いため、どの銀河に属するかは不確かである。[8]アントラキア-六分儀座銀河群は、局部銀河群のゼロ速度面の外側にある可能性が高いため、局部銀河群に重力的に束縛されている可能性は低い。そうなると、局部銀河群内のサブグループではなく、それ自体の真の銀河群となる。[17]しかし、天の川銀河がアンドロメダと合体し続けるにつれて、その質量と密度が増加し、局部銀河群のゼロ速度面の半径が広がると考えられるため、この独立性は失われる可能性がある。

歴史

「局部星雲」という用語は、エドウィン・ハッブルが1936年に著した『星雲の領域』の第6章で導入されました。[18]そこで彼は、局部星雲を「一般的な視野の中で孤立した典型的な小さな星雲群」と表現し、明るさの順に、M31、天の川銀河、M33、大マゼラン雲、小マゼラン雲、M32、NGC 205、NGC 6822、NGC 185、IC 1613、NGC 147と定義しました。また、 IC 10も局部星雲の一部である可能性があると指摘しました。

構成銀河

クリック可能な地図

lyMilky WayMilky WayNGC 6822NGC 6822Sextans BSextans BSextans ASextans ANGC 3109NGC 3109Antlia DwarfAntlia DwarfLeo ALeo ALeo I (dwarf galaxy)Leo I (dwarf galaxy)Leo II (dwarf galaxy)Canes DwarfCanes DwarfPhoenix DwarfPhoenix DwarfTucana DwarfTucana DwarfWolf-Lundmark-MelotteWolf-Lundmark-MelotteCetus DwarfCetus DwarfIC 1613IC 1613SagDIGSagDIGAquarius DwarfAquarius DwarfLGS 3LGS 3Pegasus DwarfPegasus DwarfAndromeda GalaxyAndromeda GalaxyTriangulum GalaxyTriangulum GalaxyNGC 185NGC 185NGC 147NGC 147M110M110IC 10IC 10M32Andromeda IIAndromeda IIAndromeda IIIAndromeda IIIAndromeda IAndromeda I
地球から 500 万光年以内の局所宇宙の地図。局部銀河群やその他の近傍銀河も含まれています (クリック可能な地図)

リスト

構造

ローカルグループの構造と軌跡の概要

ストリーム

未来

NASAのコンピューター生成画像による衝突の想像図

局部銀河群の銀河は、数百億年のタイムスケールで互いの重力作用によって単一の楕円銀河へと合体する可能性があり、この過程ではアンドロメダ銀河と天の川銀河の合体が主要な出来事となる。[48] 衝突直後の合体銀河の直接的な構造が楕円形なのか、それとも衝突直後に理論的な中間期間を経て螺旋構造が維持された後に楕円形が出現するのかについては議論がある。局部銀河群の銀河合体の将来としては、より楕円形または螺旋状の分布ではなく、 恒久的な超螺旋銀河、またはよりレンズ状銀河への移行を理論づける者もいる。

位置

ラニアケア超銀河団、または略してラニアケア（/ ˌ l ɑː n i . ə ˈ k eɪ . ə / ;ハワイ語で「広大な空」または「広大な天国」）[49]は、時には局部超銀河団（LSCまたはLS）とも呼ばれ、天の川銀河と約10万個の他の近傍銀河の本拠地であるグレートアトラクターの周囲を中心とする大規模な構造です。もともとは2014年9月に、ハワイ大学マノア校のR・ブレント・タリー、リヨン大学のエレーヌ・クルトワ、エルサレム・ヘブライ大学のイェフダ・ホフマン、パリ・サクレー大学のダニエル・ポマレードを含む天文学者のグループが、引力盆地としての銀河の相対速度に従って超銀河団を定義する新しい方法を発表したときに、銀河超銀河団として定義されました。 [50] [51]この新しい局所超銀河団の定義では、以前に定義されていたおとめ座超銀河団とうみへび座-ケンタウルス超銀河団が付属物として包含されており、前者は以前に定義された局所超銀河団です。[52] [53] [54] [55] [56]
観測可能な宇宙における我々の位置を示す図。（別の画像）

参照

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さらに読む

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ウィキメディア コモンズには、ローカル グループに関連するメディアがあります。
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