銀河群と銀河団

銀河団と銀河団は、宇宙構造の形成過程でこれまでに生じた、重力で束縛された最大の既知の天体である。 ^{[2]これらは}、宇宙の大規模構造の中で最も密度の高い部分を形成している。冷たい暗黒物質による重力構造形成モデルでは、最小の構造が最初に崩壊し、最終的に最大の構造である銀河団を形成する。その後、銀河団は比較的最近、100億年前から現在までの間に形成された。銀河団と銀河団には、10から数千の個々の銀河が含まれることがある。銀河団自体は、多くの場合、超銀河団と呼ばれる、重力で束縛されていないより大きなグループと関連している。

銀河群は、銀河の最小の集合体です。通常、直径 1～2メガパーセク(Mpc) の銀河は 50 個以下です (距離の比較については10 ²² mを参照)。質量はおよそ 10 ¹³ 太陽質量です。個々の銀河の速度の広がりは約 150 km/s です。ただし、この定義はあくまでも目安としてのみ使用してください。より大きく質量の大きい銀河系が銀河群として分類されることもあります。^[4]銀河群は宇宙で最も一般的な銀河構造であり、局所宇宙の銀河の少なくとも 50% を占めます。銀河群の質量範囲は、非常に大きな楕円銀河と銀河団の質量範囲の中間です。^[5]

私たちの銀河である天の川銀河は、 54以上の銀河からなる局部銀河群に含まれています。 ^[6]

2017年7月、S.ポール、RSジョンらは、従うスケーリング則に基づいて、銀河の集合体を「銀河群」と「銀河団」に分類するための明確な区別パラメータを定義しました。^{[7]この論文によると、8×10の13倍の} 太陽質量未満の銀河の集合体は銀河群に分類されます。

銀河団は銀河群よりも大きいが、両者の間には明確な境界線はない。肉眼で観察すると、銀河団は相互の重力によって結びついた銀河の集まりのように見える。しかし、銀河団の速度は相互の重力によって束縛されたままでいるには大きすぎるため、目に見えない質量成分が追加されるか、重力のほかに別の引力が存在することを示唆している。X 線研究では、銀河団内物質として知られる大量の銀河間ガスが存在することが明らかになっている。このガスは 10 ⁷ K から 10 ^{8 K と非常に高温であるため、}制動放射や原子線放射の形で X 線を放射する。

ガスの総質量は、銀河の総質量の約 2 倍です。しかし、それでも銀河をクラスター内に留めておくには不十分です。このガスはクラスター全体の重力場とほぼ静水圧平衡にあるため、総質量の分布を決定できます。この測定から推定される総質量は、銀河または高温ガスの質量の約 6 倍であることがわかりました。不足している成分は暗黒物質と呼ばれ、その性質は不明です。典型的なクラスターでは、総質量のわずか 5% が銀河の形をしており、10% が高温の X 線を放射するガスの形をしており、残りが暗黒物質です。Brownstein と Moffat ^[8]は、修正重力理論を使用して、暗黒物質のない X 線クラスターの質量を説明しています。Bullet Clusterの観測は、暗黒物質の存在を示す最も強力な証拠です。^{[9] [10] [11]}しかし、ブラウンスタインとモファット^[12]は、彼らの修正した重力理論がクラスターの特性を説明できることを示しました。

銀河団はさまざまな観測技術による 調査で発見されており、多くの方法を用いて詳細に研究されてきました。

• 光学または赤外線: 銀河団の個々の銀河は、光学または赤外線画像および分光法によって研究できます。銀河団は、光学または赤外線望遠鏡で過密度を探すことで発見され、同様の赤方偏移にある複数の銀河を見つけることで確認されます。赤外線による検索は、より遠い (赤方偏移が高い) 銀河団を見つけるのに便利です。
• X 線: 高温プラズマは X 線を放射し、 X 線 望遠鏡で検出できます。クラスター ガスは、X 線画像と X 線分光法の両方を使用して研究できます。クラスターは X 線調査で非常に目立ち、 AGNとともに最も明るい X 線を放射する銀河系外天体です。
• 電波:クラスターでは、無線周波数で放射する拡散構造が多数発見されています。電波源のグループ (拡散構造または AGN を含む場合があります) は、クラスターの位置のトレーサーとして使用されています。高赤方偏移では、個々の電波源 (この場合は AGN) の周囲の画像化が、原始クラスター (形成中のクラスター) の検出に使用されています。
• スニヤエフ・ゼルドビッチ効果: 銀河団内媒質の熱い電子は、逆コンプトン散乱を通じて宇宙マイクロ波背景からの放射を散乱させます。これにより、一部の無線周波数で観測される宇宙マイクロ波背景に「影」が生成されます。
• 重力レンズ効果: 銀河団には、背後にある銀河の観測方向を歪めるほどの物質が含まれています。観測された歪みは、銀河団内の暗黒物質の分布をモデル化するために使用できます。

銀河団は、宇宙の階層構造形成において生じた最も最近かつ最も質量の大きい天体であり、銀河団の研究は銀河の形成と進化の仕方について教えてくれる。銀河団には 2 つの重要な特性がある。その質量は、銀河団から放出されるエネルギーの高いガスを保持できるほど大きく、銀河団内のガスの熱エネルギーは X 線帯域内で観測可能である。銀河団内のガスの観測状態は、降着時の衝撃加熱、放射冷却、およびその冷却によって引き起こされる熱フィードバックの組み合わせによって決まる。したがって、銀河団内 X 線ガスの密度、温度、およびサブ構造は、銀河団形成の熱履歴全体を表す。この熱履歴をよりよく理解するには、ガスのエントロピーを研究する必要がある。エントロピーは、銀河団内ガスの熱エネルギーの増加または減少によって最も直接的に変化する量だからである。^[14]

• 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.