フェニックス群

フェニックス銀河団は、異常に明るいX線放射銀河間物質を持つ低温コア銀河団である。マイケル・マクドナルドが主導した多波長研究では、古典的な冷却流速が導出された。年間3820 ± 530 _M☉であり、銀河団コアで報告されている最高値の一つである。^{[ 4 ]}同じ研究では、中心銀河が年間 3820 ± 530 M☉の割合で星を形成していると推定された。 年間740 ± 160太陽_質量。

その後の観測では、測定された冷却速度は温度範囲と使用された方法に依存することが示されました。XMM -Newtonの深層観測の分析では、1組の検出器を使用して0.3～3.0keVの間で年間約620太陽_質量の質量沈着率が測定されましたが、最低X線温度でのガス冷却の下限値と上限値が得られました。 ^{[ 8 ]}これらの測定結果は、古典的な冷却流推定で表されるガスのごく一部だけが最低温度に達することが観測されていることを示しています。

ハッブル宇宙望遠鏡の観測により、フェニックスAから40キロパーセク以上伸びるフィラメント状の青色放射が明らかになった。この放射は、散乱光や活動核からの大規模な電離流出ではなく、主に若い星に起因するものとされた。観測結果から、消光補正後の星形成率は 年間798 ± 42太陽_質量。 ^{[ 9 ]}

中心部のスターバーストは、天の川銀河やペルセウス座銀河団の中心銀河であるNGC 1275での星形成よりもはるかに活発である。^{[ 10 ]}それにもかかわらず、より高い赤方偏移にあるスターバースト銀河の中には、さらに高い星形成率を持つものもある。^{[ 11 ]}

多くのクールコア銀河団では、中心にある活動銀河核から放出されるエネルギーによって、銀河団内のガスの大部分が冷却されるのを防いでいる。フェニックス銀河団では、このフィードバック機構は当初、非常に速い放射冷却を相殺するには不十分であるように見えた。

チャンドラX線天文台、ハッブル宇宙望遠鏡、および地上望遠鏡による詳細な観測により、銀河団中心から約10キロパーセク以内の深部X線空洞が確認された。これらの空洞は電波ジェットと関連しており、ジェットの機械的出力は約（2～7）× 10⁴⁵^エルグ/秒。約100キロパーセクの距離にある、より大きく古い空洞は、約1億年前の電波モードフィードバックの初期エピソードの証拠を示している。^{[ 12 ]}

その後のチャンドラ、ハッブル、および超大型電波望遠鏡群による観測では、中心領域の冷却が非常に非対称であることが示されました。エントロピーが最も低いガスの大部分はフェニックスAから北に伸びるフィラメントに集中しており、一方、より低温のガスは電波ジェットによって膨張した一対のX線空洞の周囲と後方に分布しています。これらの観測結果は、ジェットが低エントロピーガスを持ち上げてジェット軸に沿った乱流を増加させることで、銀河団内媒体を加熱し、局所的な凝縮を促進する可能性があることを示唆しています。^{[ 13 ]}

巨大メートル波電波望遠鏡による観測では、中心電波源の周囲約400～500キロパーセクに広がる拡散電波放射が検出された。この放射は電波ミニハローに分類され、測定されたフラックス密度は610 MHz で17 ± 5 mJy、推定 1.4 GHz 電波出力(10.4 ± 3.5) × 10 ²⁴ワット/ヘルツ。^{[ 14 ]}

ミニハローは、銀河団中心部の乱流によって再加速された相対論的粒子によって生成される可能性がある。X線放射ガスの非同心円状の分布は、小規模な合体によって引き起こされるガスの揺動と一致するが、電波ミニハローの起源は依然として不明である。^{[ 14 ]}

銀河団の中心にある楕円銀河cD型、フェニックスA（RBS 2043、2MASX J23444387−4243124 ）は、クエーサー型とタイプ2セイファート銀河の両方の特徴を持つ活動銀河核を擁している。この活動銀河核は、中心にある超大質量ブラックホールによってエネルギー供給されている。銀河の正確な形態分類は未だ確定していない。

フェニックスAは、Kバンドの全開口径に基づくと、角直径が約16.20秒角であり、等光度線直径は約110.48キロパーセク（360,300光年）に相当する。^{[ 3 ]}

銀河団の中心部には、高温の銀河間ガスが大量に蓄えられている。他の巨大銀河団と同様に、この高温ガスには、銀河団を構成する銀河全体の物質量を合わせたよりも多くの通常の物質が含まれている。このガス貯蔵庫からの冷却によって、中心部のスターバースト領域と活動銀河核にガスが供給される。

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計による観測で検出されたフェニックスAには(2.1 ± 0.3) × 10 ¹⁰ M☉の低温分子ガスが存在する_。このガスは、中心のスターバーストとブラックホールに関連する活動の両方を支えている。^{[ 15 ]}

分子ガスの大部分は、活動核によって膨張した電波バブルの外縁部に沿って、長さ約10～20キロパーセクのフィラメント状に分布している。フィラメントは滑らかな速度勾配と比較的狭いスペクトル線を持ち、単純な重力自由落下ではなく秩序だった流れを示している。ガスは膨張するバブルによって持ち上げられたか、あるいはバブルの後流で上方に運ばれた低エントロピーガスから凝縮した可能性がある。^{[ 15 ]}

後にジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を用いた分析により、分子ガスの質量が測定された。2.2 +0.4 −0.1 × 10 ¹⁰ M _☉であり、以前の一酸化炭素測定と一致している。この研究では、平均星形成率が導出された。 過去1000万年間で年間1340 ± 100太陽_質量、 過去1億年間で年間740 ± 80太陽_質量。 ^{[ 16 ]}

中心のブラックホールは、フェニックスAの活動的な核と、周囲の銀河団内媒体に空洞を生成する相対論的ジェットにエネルギーを供給している。M. Brockampらは、銀河の中心の恒星密度プロファイル、推定されるフィードバックパワー、およびブラックホールの断熱成長を関連付けるモデルを開発した。^{[ 17 ]}

彼らの計算では、フェニックスAの中心にあるブラックホールの質量が1000億太陽_質量程度であると特定された。^{[ 17 ]}この値は恒星やガスの力学を直接測定して確認されたものではないため、力学的に決定されたブラックホールの質量よりもかなり不確実である。この推定が正確であれば、フェニックスAには提案されている中で最も質量の大きいブラックホールの1つが含まれることになる。 

回転しないブラックホールの場合、シュワルツシルト半径は次のようになります。

${\displaystyle r_{\rm {s}}={\frac {2GM}{c^{2}}}}$

モデル化された質量1000億太陽質量を例として用いると、次のようになる_。 

• 質量は、天の川銀河の中心にあるブラックホール、いて座A*の約24,000倍である。
• 暗黒物質ハローを含むさんかく座銀河の推定総質量の約2倍の質量。 ^{[ 18 ]}
• シュヴァルツシルト半径は約2952億5000万キロメートル（2000天文単位、0.031光年）で、太陽と冥王星の平均距離の約50倍である。 
• 光が通過するのに約72日かかる、対応する事象の地平線の円周。

基礎となる質量はモデルに依存するため、これらの比較は直接的な測定値ではなく、あくまで例示である。

この質量のブラックホールは、提案されている「途方もなく大きなブラックホール」 、またはSLABに分類されるだろう。この用語は、 1000億M☉に近づくかそれを超える仮説上のブラックホールに使用されており_{、異常に質量の大きい}原始ブラックホールとして起源した可能性のある天体も含まれる。^{[ 19 ]}