銀河団
宇宙誕生からわずか6億年後に集まった5つの銀河群、BoRG-58の合成画像[ 1 ]

銀河団、あるいは銀河団は、数百から数千の銀河が重力で結びついてできた構造で、[ 1 ]典型的な質量は太陽の10の14乗から10の15乗の範囲です。銀河団は、銀河、加熱されたガス、暗黒物質で構成されています。[ 2 ]銀河団は、宇宙で最大の重力結合構造として知られています。1980年代に超銀河団が発見されるまで、宇宙で最大の既知の構造であると考えられていました。 [ 3 ]銀河の小さな集合体は、銀河団ではなく、銀河群と呼ばれます。銀河群と銀河団が一緒になって超銀河団を形成します。

基本的なプロパティ

銀河団IDCS J1426は地球から100億光年離れた場所にあり、その質量は太陽の約500兆個分に相当します（多波長画像：X線は青、可視光は緑、赤外線は赤で示されています）。[ 4 ]

銀河団は通常、次のような特性を持ちます。

  • これらには100から1,000個の銀河、高温のX線放射ガス、そして大量の暗黒物質が含まれています。[ 2 ]詳細については「構成」の項で説明します。
  • それらの総質量は太陽の10の14乗から10の15 乗の質量である。
  • 通常、直径は 1 ～ 5 Mpcです (距離の比較については10 23 mを参照)。
  • 個々の銀河の速度の広がりは約 800～1000 km/s です。

構成

銀河団は主に3つの構成要素から成ります。銀河自体は銀河団のごく一部を占めるに過ぎませんが、可視スペクトルで観測できる唯一の構成要素です。銀河団内物質（ICM）の加熱されたガスは、最高温度が3000万度から1億度に達します。[ 2 ]暗黒物質は銀河団の質量の大部分を占めますが、光学的に検出することはできません。[ 3 ]

成分 質量分率 説明
銀河 1% 光学観測では銀河のみが見える
銀河間ガスの銀河間物質9% 銀河間のプラズマは高温であり、熱制動放射によってX線放射を放射する。
暗黒物質 90% 最も質量の大きい成分だが光学的に検出できず、重力相互作用によって推定される。

クラスターの形成と進化

銀河団が形成されると、衝撃波、ガスの加熱、銀河の相互作用により大量のエネルギーが放出されます。[ 3 ]ガスが既存の物質と衝突して衝撃波が発生し、数千万度に加熱されてX線が放射されます。[ 5 ]銀河団内の銀河の進化は、銀河の合体やガスの剥離 などの銀河間の相互作用によって支配されています。

分類

銀河団には、形状の対称性、X線輝度、主要な銀河の種類などの特徴に基づいて、多くの分類システムがあります。[ 6 ]バウツ・モーガン分類では、銀河の相対的な明るさに基づいて、銀河団をタイプI、II、IIIに分類します。タイプIはコントラストが最も大きく、タイプIIIは最も小さいです。[ 7 ] [ 8 ]

測定器としての銀河団

重力赤方偏移

コペンハーゲン大学ニールス・ボーア研究所のラデック・ヴォイタック氏は、一般相対性理論の予測、すなわち重力場から逃れる光のエネルギー損失を検証するために銀河団を使用しました。銀河団の中心から放射される光子は、中心の重力が強いため、端から来る光子よりも多くのエネルギーを失うはずです。銀河団の中心から放射される光は、端から来る光よりも波長が長くなります。この効果は重力赤方偏移として知られています。8000個の銀河団から収集されたデータを使用して、ヴォイタック氏は銀河団内の銀河の分布に対する重力赤方偏移の特性を研究することができました。彼は、一般相対性理論で予測されるように、銀河団から放射される光は銀河団の中心からの距離に比例して赤方偏移することを発見しました。この結果は、宇宙の大部分が物質と相互作用しない暗黒物質で構成されているとする、宇宙のラムダ冷暗黒物質モデルを強く支持するものである。 [ 9 ]

重力レンズ効果

銀河団は、その強い重力ポテンシャルを利用して、望遠鏡の到達範囲を広げる重力レンズとしても利用されています。 [ 10 ]時空の重力歪みは、巨大な銀河団の近くで発生し、光子の進路を曲げて宇宙の拡大鏡を作り出します。これは、可視光線からX線帯域までのあらゆる波長の光子で行うことができます。X線帯域は、銀河団が大量のX線を放射するため、より困難です。[ 11 ]しかし、X線データと可視光線データを組み合わせることで、X線放射を検出できる場合があります。具体的な例としては、フェニックス銀河団を用いて、星形成の初期段階である高エネルギー段階にある矮小銀河を観測したケースが挙げられます。[ 12 ]

注目すべき銀河団

多くの銀河団を含むラニアケア超銀河団

比較的近い宇宙にある注目すべき銀河団には、おとめ座銀河団、ろ座銀河団、ヘラクレス座銀河団、かみのけ座銀河団などがある。グレートアトラクターと呼ばれる非常に大きな銀河の集合体は、ノルマ銀河団に支配されており、宇宙の局所的な膨張に影響を及ぼすほどの質量を持っている。遠方の高赤方偏移宇宙にある注目すべき銀河団には、初期宇宙で見つかった最も質量の大きい銀河団であるSPT-CL J0546-5345とSPT-CL J2106-5844がある。ここ数十年で、これらは粒子加速の関連部位であることもわかっており、この特徴は、電波ハローや電波遺物などの非熱的拡散電波放射を観測することで発見された。チャンドラX線観測衛星を使用することで、多くの銀河団で寒冷前線や衝撃波などの構造も見つかっている。

クラスタ 注記
おとめ座星団最も近い巨大銀河団
ノーマクラスターグレートアトラクターの中心にあるクラスター
弾丸クラスター暗黒物質と通常物質の分離が初めて観測されたクラスター合体
ここでは最も注目すべきクラスターの一部がリストされています。その他のクラスターについては、リストの記事を参照してください。
左：ハッブル宇宙望遠鏡による画像（2017年） 右：ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による画像（2022年）[ 13 ]
ディープフィールド– 銀河団SMACS J0723.3-7327。[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]
アベル2744銀河団 –重力レンズ効果によって明らかにされた極めて遠方の銀河（2014年10月16日）。[ 20 ] [ 21 ]

画像

ビデオ

  • ビデオ: 銀河団MRC 1138-262の形成(アーティストの概念図)。

参照

ウィキメディア コモンズには、銀河団に関連するメディアがあります。

参考文献

  1. ^ a b「ハッブル宇宙望遠鏡、これまで観測された中で最も遠い原始銀河団を特定」 ESA /ハッブル宇宙望遠鏡プレスリリース。2015年1月13日閲覧。
  2. ^ a b c 「銀河群と銀河団」チャンドラX線観測所。
  3. ^ a b c Kravtsov, AV; Borgani, S. (2012). 「銀河団の形成」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 50 : 353–409 . arXiv : 1205.5556 . Bibcode : 2012ARA&A..50..353K . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125502 . S2CID 119115331 . 
  4. ^ 「銀河団IDCS J1426」 。 2016年1月11日閲覧。
  5. ^ Sunyaev, RA (1972年2月25日). 「銀河団の形成；原始銀河団の分裂と銀河間加熱」 . Astron. Astrophys . 20 : 189. Bibcode : 1972A&A....20..189S .
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  8. ^ Dressler, A. (1978). 「バウツ・モーガン類と銀河団の光度関数」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 222 : 23. Bibcode : 1978ApJ...222...23D . doi : 10.1086/156117 . 2025年2月17日閲覧。
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  21. ^ Chou, Felecia; Weaver, Donna (2014年10月16日). 「RELEASE 14-283 – NASAのハッブル宇宙望遠鏡、宇宙拡大鏡を通して極めて遠方の銀河を発見」 NASA . 2014年10月17日閲覧。
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  34. ^ 「Seeing Triple」 2023年10月18日。
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