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銀河群[ 2]または銀河団[3] ( GrG [4] ) は、約50個以下の重力で束縛された銀河の集合体であり、それぞれの明るさは少なくとも天の川銀河(太陽の明るさの約10 10倍)と同程度である。一次クラスターである銀河群よりも大きな銀河の集まりは、銀河団と呼ばれる。[5]銀河群や銀河団は、さらにクラスター化して超銀河団になることもある。
特徴
銀河群は、銀河の最小の集合体です。通常、銀河群には 1 ～ 2メガパーセク(Mpc) の直径に 50 個以下の銀河が含まれます。[NB 1]銀河群の質量はおよそ 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。[7]
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%を占めています。銀河群の質量範囲は、非常に大きな楕円銀河と銀河団の中間です。[8]局所宇宙では、約半数の銀河群が銀河団内物質から拡散X線放射を示しています。X線を放射するものには、初期型銀河が含まれているようです。拡散X線放射は、銀河群のビリアル半径の内側10～50%、通常50～500kpcの範囲内の領域から来ています。[9]
種類
グループにはいくつかのサブタイプがあります。
コンパクトグループ
コンパクト銀河群は、通常5個程度の少数の銀河で構成され、互いに近接し、他の銀河や銀河団から比較的隔離されています。[10]最初に発見されたコンパクト銀河群は、1877年に発見されたステファンの五つ子銀河です。 [11]ステファンの五つ子銀河は、4つの銀河と関連のない前景銀河のコンパクト銀河群にちなんで名付けられました。[10]天文学者のポール・ヒクソンは、1982年にそのような銀河群のカタログであるヒクソンコンパクト銀河群を作成しました。[12]
コンパクトな銀河群は、可視質量が銀河を重力で束縛群にまとめるのに必要な質量よりもはるかに小さいため、暗黒物質の影響を容易に示します。コンパクトな銀河群はハッブル時間にわたって動的に安定していないため、宇宙の年齢のタイムスケールで銀河が合体して進化していることが示されています。[10]
化石群
化石銀河群、化石グループ、または化石クラスターは、通常の銀河群内での銀河の合体の最終結果であり、祖先グループのX線ハローが残っていると考えられています。グループ内の銀河は相互作用し、合体します。この銀河同士の合体の背後にある物理的プロセスは、動的摩擦です。明るい（またはL*）銀河の動的摩擦の時間スケールは、化石グループが、最初の崩壊以来L*銀河の流入がほとんど見られなかった、古くて撹乱されていないシステムであることを示唆しています。したがって、化石グループは、孤立したシステムにおける銀河とグループ内媒体の形成と進化を研究するための重要な実験室です。化石グループには、まだ合体していない矮小銀河が含まれている可能性がありますが、グループのより重いメンバーは中心の銀河に凝縮されています。[9] [10]この仮説は宇宙体積のコンピュータシミュレーションの研究によって裏付けられている。[13]
天の川銀河に最も近い化石銀河群は、ヘラクレス座にある約1億8000万光年の距離にある楕円銀河NGC 6482である。[14]
原始グループ
原始グループは形成過程にあるグループであり、原始クラスターの小型版である。[15]これらには、暗黒物質ハローに埋め込まれた銀河や原始銀河が含まれており、それらは融合して単一の暗黒物質ハローのグループ形成の過程にある。[16]
リスト
参照
注記
参考文献
- ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、奇妙な宇宙四重奏を観測」2015年6月19日閲覧。
- ^ ベルベル・コリバルスキー (2004)。 「NGC 6221/15 銀河群」。
- ^ Hartmut Frommert & Christine Kronberg. 「メシエ天体を含む銀河群と銀河団」SEDS。
- ^ 「 SIMBADにおけるオブジェクト分類」。SIMBAD 。2013 年 11 月。
- ^ Sparke, LS & Gallagher, JS (2007).宇宙の銀河: 入門(第2版).ケンブリッジ大学出版局. p. 278. ISBN 9780521671866。
- ^ Mike Irwin. 「The Local Group」。2009年11月7日閲覧。
- ^ UTK物理学部「銀河群」。テネシー大学ノックスビル校。 2012年9月27日閲覧。
- ^ Muñoz, RP; Motta, V.; Verdugo, T.; Garrido, F.; et al. (2012 年 12 月 11 日). 「中間赤方偏移における強いレンズ効果を持つ銀河群の動的解析」.天文学と天体物理学. 552 (2013 年 4 月発行): 18. arXiv : 1212.2624 . Bibcode :2013A&A...552A..80M. doi :10.1051/0004-6361/201118513. S2CID 17865754. A80.
- ^ ab Mulchaey, John S. (2000 年 9 月 22 日). 「銀河群の X 線特性」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 (2000 年発行): 289–335. arXiv : astro-ph/0009379 . Bibcode :2000ARA&A..38..289M. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.289. S2CID 1427929.
- ^ abcd Paul Hickson (1997). 「コンパクト銀河群」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 35 : 357–388. arXiv : astro-ph/9710289 . Bibcode :1997ARA&A..35..357H. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.357. S2CID 18870169.
- ^ M. Stephan (1877年4月)。「1876年と1877年にマルセイユ天文台で発見され観測された星雲(新星)、M. Stephan」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。37 (6): 334。Bibcode : 1877MNRAS..37..334S。doi : 10.1093/mnras/37.6.334。
- ^ Hickson, Paul (1982年4月). 「コンパクト銀河群の体系的特性」.天体物理学ジャーナル、第1部. 255 : 382–391. Bibcode :1982ApJ...255..382H. doi :10.1086/159838.
- ^ マグネティカム流体力学シミュレーションにおけるハロー濃度の質量、赤方偏移、化石度への依存性
- ^ 古い銀河群: チャンドラX線観測による近傍の化石銀河群NGC 6482
- ^ Yujin Yang (2008)。銀河形成の両モードのテスト：銀河の合体とガス集積の詳細な調査。アリゾナ大学。p. 205。ISBN 9780549692300。
- ^ C. Diener; SJ Lilly; C. Knobel; G. Zamorani; et al. (2012 年 10 月 9 日). 「zCOSMOS 深部サンプルにおける 1.8<z<3 の Proto-groups」. The Astrophysical Journal . 765 (2) (2013 年 3 月発行): 11. arXiv : 1210.2723 . Bibcode :2013ApJ...765..109D. doi :10.1088/0004-637X/765/2/109. S2CID 17700696. 109.
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
