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| ローカルスーパークラスター | |
|---|---|
 局所超銀河団内の選択されたグループと銀河団からの距離 | |
| 観測データ（エポック J2000） | |
| 親構造 | ラニアケア超銀河団 |
| 赤方偏移 | ドップラーシフト |
| 結合質量 | 約1.48 × 10 15 [1] M ☉ |
| 明るさ（指定） | 3 × 1012 L ☉ [1] (合計) |
| その他の指定 | |
| おとめ座超銀河団（古い）、LSC、LS | |
局部超銀河団（LSCまたはLS ）、あるいはおとめ座超銀河団は、かつて定義された超銀河団で、天の川銀河やアンドロメダ銀河などを含むおとめ座銀河団と局部銀河群を含む。その直径33メガパーセク（1億1000万光年）の中に、少なくとも100の銀河群と銀河団が位置している。おとめ座超銀河団は、観測可能な宇宙にある約1000万の超銀河団の1つで、うお座・くじら座超銀河団複合体という銀河フィラメントの中にある。
2014年の研究では、局部超銀河団は、グレートアトラクターを中心としたさらに大きな超銀河団であるラニアケアの一部に過ぎず、[2]そのため、以前のおとめ座超銀河団はラニアケアに取り込まれていることを示しています。
背景
1863年にウィリアムとジョン・ハーシェルが発表した最初の大規模な星雲サンプルから始まり、北銀河極近くのおとめ座に星雲領域が著しく過剰に存在することが知られていました。1950年代、フランス系アメリカ人の天文学者ジェラール・ド・ヴォークルールは、この過剰が大規模な銀河のような構造を表していると主張した最初の人物であり、1953年に「局所超銀河」という用語を作り出し、 1958年に「局所超銀河団」(LSC [3] )に変更しました。ハーロー・シャプレーは、1959年の著書「星と人間」で、メタ銀河という用語を提案しました。[4]
1960年代から1970年代にかけて、局部超銀河団（LS）が実際に構造物なのか、それとも偶然の銀河の配列なのかについて議論が続いた。[5] この問題は、1970年代後半から1980年代初頭にかけての大規模な赤方偏移調査によって解決され、超銀河面に沿って銀河が平坦に集中していることが説得力を持って示された。[6]
構造
1982 年の包括的な論文で、R. ブレント タリーは、 LS の基本構造に関する研究の結論を発表しました。LS は 2 つの要素で構成されています。1 つは、超銀河団の明るい銀河の 3 分の 2 を含むかなり平坦なディスク、もう 1 つは残りの 3 分の 1 を含むほぼ球形のハローです。[7] ディスク自体は薄い (約 1 Mpc ) 楕円体で、長軸と短軸の比は少なくとも 6 対 1、おそらく 9 対 1 です。[8] 2003 年 6 月に発表された 5 年間の2 度フィールド銀河赤方偏移サーベイ (2dF)のデータにより、天文学者は LS を他の超銀河団と比較できるようになりました。LS は、比較的小規模で、典型的な貧弱な (つまり、高密度コアがない) 超銀河団です。中心に 1 つの豊富な銀河団があり、その周囲を銀河のフィラメントと貧弱なグループが取り囲んでいます。[1]
局部銀河群は、ろ座銀河団からおとめ座銀河団まで伸びる小さなフィラメント状の領域で、LS銀河の外縁部に位置しています。[6]おとめ座超銀河団の体積は、局部銀河群のおよそ7,000倍、つまり天の川銀河の1000億倍です。
銀河の分布
LS 内の銀河の数密度は、おとめ座銀河団の近くでは中心からの距離の 2 乗に比例して減少しており、この銀河団がランダムに配置されているわけではないことを示しています。全体的に、明るい銀河 (絶対等級-13未満) の大部分は、少数の雲(銀河団のグループ) に集中しています。98 パーセントは、明るい銀河の数が多い順に、次の 11 の雲にあります:りょうけん座、おとめ座銀河団、おとめ座 II (南延長)、しし座 II、おとめ座 III、クレーター (NGC 3672)、しし座 I、こじんまりとしたしし座 ( NGC 2841 )、りゅう座 ( NGC 5907 )、アントラーズ ( NGC 2997 )、およびNGC 5643。
ディスク内にある明るい銀河のうち、3分の1はおとめ座銀河団にあります。残りは、りょうけん座雲とおとめ座II雲、およびあまり重要ではないNGC 5643グループにあります。
ハロー内の明るい銀河は、少数の雲（7 つの雲に 94%）に集中しています。この分布は、「超銀河面の体積の大部分が大きな空洞である」ことを示しています。[8]観測された分布と一致する便利なアナロジーは、シャボン玉です。平らな銀河団と超銀河団は、泡の交差点で見つかります。泡は、宇宙空間にある大きくてほぼ球形の（直径 20～60 Mpc程度）空洞です。[9] 長い糸状の構造が優勢であるようです。その一例は、おとめ座超銀河団に最も近い超銀河団であるうみへび座・ケンタウルス座超銀河団で、およそ 30 Mpc の距離から始まり、60 Mpc まで広がります。[10]
宇宙論
大規模ダイナミクス
1980 年代後半から、局部銀河群だけでなく、少なくとも 50 Mpcの距離にあるすべての物質が、ノルマ銀河団 (Abell 3627)の方向に 600 km/s 程度のバルクフローを受けていることが明らかになっています。[11] Lynden-Bell ら (1988) は、この原因を「グレートアトラクター」と名付けました。グレートアトラクターは現在、「ラニアケア」と呼ばれるさらに大きな銀河団構造の質量中心であると理解されています。ラニアケアには、おとめ座超銀河団 (局部銀河群を含む) のほか、うみへび座-ケンタウルス座超銀河団、くぼ地-インダス超銀河団、ろ座銀河団が含まれます。
グレートアトラクターは、超銀河団全体とともに、シャプレー超銀河団に向かって移動しており、シャプレーアトラクターの中心がシャプレー超銀河団であることが分かっている。[12]
暗黒物質
LSの全質量はM≈10 15 M☉ 、全光度はL≈3 × 10である。12 L ☉。 [1]これにより、質量光度比は太陽比の約300倍（ M ☉ / L ☉ = 1）となり、他の超銀河団で得られた結果と一致する。 [13] [14] 比較すると、の絶対等級が4.83、 [15]天の川銀河の絶対等級が-20.9、 [16] 天の川銀河の質量が1.25 × 1012 M ☉。 [17]これらの比率は、宇宙に大量の暗黒物質が存在することを支持する主な議論の一つです。暗黒物質が存在しない場合は、質量と光の比率ははるかに小さくなると予想されます。
地図
図
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参照
参考文献
- ^ abcd Einasto, M.; et al. (2007年12月). 「最も豊富な超銀河団。I. 形態学」。天文学と天体物理学。476 (2): 697–711。arXiv : 0706.1122。Bibcode : 2007A&A...476..697E。doi :10.1051/0004-6361:20078037。S2CID 15004251 。
- ^ R. Brent Tully、Hélène Courtois 、Yehuda Hoffman、Daniel Pomarède (2014年9月2日)。 「ラニアケア超銀河団」。Nature . 513 ( 7516) (2014年9月4日発行): 71–73。arXiv : 1409.0880。Bibcode : 2014Natur.513 ...71T。doi : 10.1038 / nature13674。PMID 25186900。S2CID 205240232 。
- ^ cfa.harvard.edu、局所超銀河団の幾何学、John P. Huchra、 2007年 （2008年12月12日アクセス）
- ^ シャプレー 『星と人』ハーロウ（1959年）
- ^ de Vaucouleurs, G. (1981 年 3 月). 「局所超銀河団」.インド天文学会紀要. 9 : 6 (注記参照).書誌コード:1981BASI....9....1D.
- ^ ab Klypin, Anatoly; et al. (2003年10月). 「現実の宇宙の制約付きシミュレーション: 局所超銀河団」. The Astrophysical Journal . 596 (1): 19–33. arXiv : astro-ph/0107104 . Bibcode :2003ApJ...596...19K. doi :10.1086/377574. S2CID 1830859.
- ^ Hu, FX; et al. (2006年4月). 「局所超銀河団における銀河の方向: レビュー」.天体物理学と宇宙科学. 302 (1–4): 43–59. arXiv : astro-ph/0508669 . Bibcode :2006Ap&SS.302...43H. doi :10.1007/s10509-005-9006-7. S2CID 18837475.
- ^ ab Tully, RB (1982年6月15日). 「局所超銀河団」.アストロフィジカルジャーナル. 257 (1): 389–422. Bibcode :1982ApJ...257..389T. doi : 10.1086/159999 .
- ^キャロル、ブラッドリー 、オストリー、デール（1996年）。現代天体物理学入門。ニューヨーク：アディソンウェスレー。p.1136。ISBN 0-201-54730-9。
- ^ Fairall, AP; Vettolani, G.; Chincarini, G. (1989年5月). 「ヒドラ-ケンタウルス座領域の広角赤方偏移調査」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 78 (2): 270.書誌コード:1989A&AS...78..269F. ISSN 0365-0138.
- ^ Plionis, Manolis; Valdarnini, Riccardo (1991 年 3 月)。「約 300/h MPC スケールの大規模構造の証拠」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 249 : 46–61。Bibcode :1991MNRAS.249...46P。doi : 10.1093/ mnras /249.1.46。
- ^ 「グレートアトラクターとは何か?」 2014年7月14日。
- ^ Small, Todd A.; et al. (1998年1月). 「The Norris Survey of the Corona Borealis Supercluster. III. Structure and Mass of the Supercluster」.アストロフィジカルジャーナル. 492 (1): 45–56. arXiv : astro-ph/9708153 . Bibcode :1998ApJ...492...45S. doi :10.1086/305037. S2CID 119451873.
- ^ Heymans, Catherine; et al. (2008年4月). 「A901 abell A901/902 超銀河団の暗黒物質環境: HST STAGES 調査の弱レンズ効果解析」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (3): 1431–1442. arXiv : 0801.1156 . Bibcode :2008MNRAS.385.1431H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12919.x . S2CID 59057342.
- ^ Williams, DR (2004). 「太陽ファクトシート」NASA . 2012年3月17日閲覧。
- ^ ジェリー・コフィー。「Absolute Magnitude」。2010年4月9日閲覧。
- ^ マクミラン、ポール J. (2011 年 7 月)、「天の川銀河の質量モデル」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、414 (3): 2446–2457、arXiv : 1102.4340、Bibcode :2011MNRAS.414.2446M、doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x、S2CID 119100616
さらに読む
- タリー、ブレント (1982)。「局所超銀河団」。天体物理学ジャーナル257 : 389–422。Bibcode : 1982ApJ...257..389T。doi : 10.1086/159999。
- Lynden -Bell, D.; et al . (1988). 「楕円銀河の分光法と測光法。V — 新しい超銀河中心に向かう銀河の流れ」。天体物理学ジャーナル。326 : 19–49。Bibcode :1988ApJ...326...19L。doi : 10.1086/166066。
外部リンク
- 宇宙の地図帳は、天体物理学者リチャード・パウエルが作成したウェブサイトで、さまざまなスケールで私たちの局所宇宙の地図を表示しています（上記の地図と同様）。
