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最も明るい銀河団（BCG ）は、銀河団の中で最も明るい銀河として定義されます。BCGには、宇宙で最も質量の大きい銀河が含まれます。BCGは一般的に楕円銀河であり、ホスト銀河団の幾何学的および運動学的中心に近いため、銀河団のポテンシャル井戸の底にあります。また、一般的に銀河団のX線放射のピークと一致しています。 [1]
BCG の形成シナリオには以下が含まれます。
BCGの集積集団の研究[2]はこの理論に疑問を投げかけており、天文学者は放射冷却クラスターにおける冷却流の証拠を確認していない。[3]残りの2つの理論はより健全な見通しを示している。
- 銀河の共食い- 銀河は動的摩擦と潮汐力の剥離により銀河団の中心に沈んでいきます。[4]
- 銀河の合体- 銀河団の崩壊中に複数の銀河が急速に合体する。[5]
BCG の形成期間を考慮することで、共食いモデルと合体モデルを区別することができます。共食いモデルでは、進化したクラスターに多数の小さな銀河が存在するのに対し、合体モデルでは、クラスターの崩壊により階層的な宇宙論モデルが期待されます。クラスター銀河の軌道の減衰は、BCG の成長を説明するのに十分ではないことが示されています。[6] 合体モデルは現在、最も可能性の高いモデルとして一般的に受け入れられていますが、[7]最近の観測は、その予測の一部と矛盾しています。たとえば、BCG の恒星質量は、合体モデルが予測するよりもはるかに早く集まったことが判明しています。[8]
BCGは、巨大楕円銀河（gE）、D銀河、cD銀河など、さまざまなクラスの銀河に分類されます。[10] cD銀河とD銀河はどちらも、通常の楕円銀河と同様に、楕円状の核を囲む拡張された拡散外層を示します。BCGの光プロファイルは、セルシック表面輝度法則、二重セルシックプロファイル、またはド・ヴォークルール法則によって説明されることがよくあります。BCGの光プロファイルの異なるパラメーター化と拡散外層の暗さにより、これらのオブジェクトの大きさの報告値に矛盾が生じます。
参考文献
- ^ Lin and Mohr (2004)、銀河団と銀河群のKバンド特性：最も明るい銀河団と銀河団内光
- ^ マクナマラとオコネル (1989)、銀河団内の冷却流における星形成
- ^ Motl et al. (2004)、階層的合体による銀河団の低温コアの形成
- ^ J. Ostriker と M. Hausman (1977)、銀河間の共食い - 銀河団の光度関数の動的進化
- ^ D. Merritt (1984)、豊富な銀河団における緩和と潮汐剥離。II – 光度分布の進化
- ^ D. Merritt (1985)、豊富な銀河団における緩和と潮汐剥離。III 巨大な中心銀河の成長
- ^ J. デュビンスキー (1998)、最も明るい銀河団の起源
- ^ コリンズ他 (2009) 最も質量の大きい銀河の初期形成
- ^ 「緑色の宇宙弧」www.spacetelescope.org . 2018年5月28日閲覧。
- ^ マシューズ、TA、モーガン、WW、シュミット、M.（1964）、電波源で同定された銀河についての考察