銀河団

銀河団（ぎゃくだん）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、いくつかの超銀河団（このうち、シャプレー超銀河団のみが結びついていることが知られています）に次いで、宇宙で2番目に大きい重力で結びついた構造物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、銀河団は宇宙で最大の構造物であると考えられていました。 [ 2 ]^銀河団の重要な特徴の1つは、銀河団内媒質（ICM）です。ICMは銀河間の加熱されたガスで構成され、ピーク温度は2～15 keVで、銀河団の全質量に依存します。銀河団は、銀河内の星団である銀河団（散開星団とも呼ばれる）や、通常は銀河の周りを回っている球状星団と混同しないでください。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。銀河群や銀河団は、それ自体が集まって超銀河団を形成することがあります。

比較的近くにある宇宙の著名な銀河団には、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。ノルマ銀河団が支配する、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、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の著名な銀河団には、初期宇宙で発見され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。過去数十年の間に、これらは粒子加速に関連する場所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発見されている。

銀河団には通常、次のような特性があります。

• これらには100から1,000個の銀河、高温のX線放射ガス、大量の暗黒物質が含まれています。^[4]詳細については「構成」の項を参照してください。
• 3 つのコンポーネントの分布はクラスター内でほぼ同じです。^{[引用が必要]}
• それらの総質量は太陽の10 ¹⁴～ 10 ¹⁵倍です。
• それらの直径は通常 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。

銀河団には3つの主要な構成要素があり、それらは以下の表にまとめられています。^[2]

銀河団は形態に基づいてタイプI、II、IIIに分類されます。^{[5] [6]}

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げ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出された光子は、中心の重力が強いため、銀河団の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出された光は、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ているように、銀河団からの光は銀河団の中心からの距離に比例して赤方偏移してい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コールド暗黒物質モデルを強く支持するものでもある。 ^[7]

銀河団は、その強い重力の力を利用して、望遠鏡の到達距離を伸ばすための重力レンズとしても利用されています。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。後者は、銀河団が大量のX線を放射するため、より困難です。ただし、X線データと可視光線データを組み合わせると、X線放射を検出することができます。1つの具体的な例としては、フェニックス銀河団を使用して、星形成の初期の高エネルギー段階にある矮小銀河を観測することが挙げられます。^[8]

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）。^{[16] [17]}

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  銀河団SPT-CL J0615-5746。^[18]
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  銀河団RXC J0232.2-4420。^[19]
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  RELICSプログラムの一環としての銀河団RXC J0032.1+1808。^[20]
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  巨大銀河団PSZ2 G138.61-10.84は約60億光年離れている。^[21]
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  HAWK-Iとハッブルは、太陽の2京倍の質量を持つRCS2 J2327銀河団を探査した。 ^[22]
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  アベル2537は暗黒物質や暗黒エネルギーなどの宇宙現象の探査に役立ちます。^[23]
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  アベル1300はレンズのように機能し、周囲の空間の構造そのものを曲げます。^[24]
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  銀河団WHL J24.3324-8.477。^[25]
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  背景の銀河は介在する銀河団によって重力レンズ効果を受けている。^[26]
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  「スマイリー」画像 - 銀河団（SDSS J1038+4849）と重力レンズ（アインシュタインリング）（HST）。^[27]
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  スピッツァーとハッブル宇宙望遠鏡が撮影した銀河団SpARCS1049 。 ^[28]
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  MaDCoWS 調査によって発見された銀河団 MOO J1142+1527
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  アベル2744銀河団（HST）。^[16]
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  MACS J0454.1-0300を通して遠方の宇宙を拡大する。^[29]
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  乱流により銀河団の冷却が妨げられる可能性があります。図:ペルセウス座銀河団とおとめ座銀河団(チャンドラ X 線)。
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  HSTによって撮影されたMACS0416.1-2403
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  NASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡による銀河団 Abell 2813 (ACO 2813 としても知られる) の画像
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  銀河の動物園 — 銀河団 ACO S 295
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  宇宙レンズフレア
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  ハッブル宇宙望遠鏡、遠方の超新星の画像を3枚撮影
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  WHL0137-08と呼ばれる巨大な銀河団
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  「エル・ゴルド」として知られる銀河団
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  ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による巨大銀河団RX J2129の観測。 ^[30]

• ビデオ: 銀河団MRC 1138-262の形成(アーティストによる概念図)。

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。

• アベルカタログ
• クラスター内媒体
• アベル星団のリスト