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| シャプレー超銀河団 | |
|---|---|
 シャプレー超銀河団の銀河 | |
| 観測データ（エポック J2000） | |
| 星座 | ケンタウルス |
| 赤経 | 13時間25分 [1] |
| 偏角 | −30° 0′ 0″ [1] |
| 距離 | 200 Mpc (652 Mly ) ... |
| その他の指定 | |
| シャプレー濃度、SCl 124 | |
シャプレー超銀河団またはシャプレー集中( SCl 124 ) は、近傍宇宙における最大の銀河の集中であり、重力相互作用ユニットを形成し、宇宙とともに拡大するのではなく、互いに引き合うようになっています。ケンタウルス座の銀河の分布において、顕著な過密状態として現れます。距離は 6 億 5000 万光年( z=0.046 ) です。
歴史
1930年、[2] ハーバード大学天文台のハーロー・シャプレーと彼の同僚は、南アフリカのブルームフォンテーンの24インチブルース望遠鏡で得られた写真乾板を使用して、南天の銀河の調査を開始しました。1932年までに、シャプレーは、写真乾板からの銀河の数に基づいて、南天の3分の1に18等級より明るい銀河を76,000個発見したと報告しました。このデータの一部は、後にハーバード銀河カウントの一部として公開され、銀河の掩蔽を地図化し、銀河の空間密度を見つけることを目的としていました。
このカタログで、シャプレーは「かみのけ座-おとめ座の雲」（現在ではかみのけ座超銀河団とおとめ座超銀河団の重なりであることが知られている）の大部分を見ることができたが、ケンタウルス座の「雲」が最も印象的な銀河の集中であることを発見した。彼はその「大きな線状の大きさ、多数の集団、そしてはっきりと細長い形」のために特に興味深いと考えた。これは、現在シャプレー超銀河団の中心核として知られているものと同一視できる。シャプレーは、銀河の平均直径から、この雲までの距離はおとめ座銀河団までの14倍であると推定した。これにより、おとめ座までの現在の推定距離に基づくと、シャプレー超銀河団は231 Mpcの距離に位置することになる。
最近では、イギリスのケンブリッジ大学の自動プレート測定施設 (APM)を使用した、英国シュミット望遠鏡スカイサーベイプレートからの銀河の調査から、ソマック・レイチャウドリー[3]によってシャプレー超銀河団と名付けられました。この論文では、この銀河の集中が初めて確認された先駆的な銀河調査を称え、ハーロー・シャプレーにちなんで超銀河団と名付けられました。同じ頃、ロベルト・スカラメラと同僚もアベルの銀河団カタログでシャプレー超銀河団に気付き、アルファ集中と名付けました[4]。
現在の関心
シャプレー超銀河団は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB) の基準系に対して、局部銀河群(我々の銀河を含む) が移動している方向に非常に近い位置にあります。このため、シャプレー超銀河団が我々の銀河の特異な動きの主な原因の 1 つである可能性(グレート アトラクターも原因の 1 つである可能性) が多くの人に推測され、この超銀河団への関心が高まっています。グレート アトラクターと我々の宇宙領域のすべての銀河 (我々の銀河である天の川銀河を含む) は、シャプレー超銀河団に向かって移動していることがわかっています。 [5]
2017年には、超銀河団内のシャプレー・アトラクターのようなアトラクターに向かう動きが、低密度領域から遠ざかる相対的な動きを生み出し、仮想反発子として視覚化できるという提案がなされた。このアプローチにより、銀河の動きの変化を理解しモデル化する新しい方法が可能になる。最も近い大きな低密度領域は、双極子反発子と呼ばれている。[6]
参照
- ダークフロー – 銀河団の固有速度の非ランダムな成分の可能性
- グレートアトラクター – 局所超銀河団内の銀河の過密領域
- うみへび座・ケンタウルス座超銀河団 – かつての銀河超銀河団
- 宇宙の大規模構造 - 現在地球から観測可能な宇宙全体
- ノルマ星団 – ノルマ座の銀河団
- 超銀河団 – 小さな銀河団または銀河群の大きな集まり
参考文献
- ^ ab プルースト、ドミニク;キンタナ、エルナン[スペイン語] ;カラスコ、エレアザール R.ライゼネッガー、アンドレアス。エリック・スレザック。ムリエル、エルナン。ローランド、ダナー。ソドレ、レアテ・ジュニア。ドリンクウォーター、マイケル J. [イタリア語] ;パーカー、クエンティン・Ａ．ラゴーン、シンシア J. (2006 年 6 月)。 「シャプレー超銀河団: 局所宇宙で最大の物質濃度」(PDF)。メッセンジャー。124（124）。ヨーロッパ南天天文台 (ESO): 30–31。Bibcode :2006Msngr.124...30P。OCLC 992894162。
- ^ 「シャプレー超銀河団」www.atlasoftheuniverse.com . 2020年9月23日閲覧。
- ^ Raychaudhury, Somak (1989年11月). 「『グレートアトラクター』方向の銀河の分布」. Nature . 342 (6247): 251–255. Bibcode :1989Natur.342..251R. doi :10.1038/342251a0. ISSN 1476-4687. S2CID 4354365.
- ^ Scaramella, R.; Baiesi-Pillastrini, G.; Chincarini, G.; Vettolani, G.; Zamorani, G. (1989 年 4 月)。「銀河団の顕著な集中: これが大規模運動の起源か?」。Nature。338 ( 6216 ) : 562–564。Bibcode :1989Natur.338..562S。doi : 10.1038 /338562a0。ISSN 1476-4687。S2CID 4336689 。
- ^ 「グレートアトラクターとは何か?」 2014年7月14日。
- ^ Hoffman, Yehuda; Pomarède, Daniel ; Tully, R. Brent; Courtois, Hélène M. (2017年1月30日). 「双極子リペラー」. Nature Astronomy . 1 (2): 0036. arXiv : 1702.02483 . Bibcode :2017NatAs...1E..36H. doi :10.1038/s41550-016-0036. S2CID 7537393.
外部リンク
- 宇宙の地図帳におけるシャプレー超銀河団
- 「シャプレー集中」。国立リチェルチェ委員会 (CNR)。電波天文学研究所 (IRA)。 2007 年 3 月 26 日のオリジナルからアーカイブ。
- ハーバード大学天文台 (HCO)
- 「X 線が天の川銀河の動きを解明」ハワイ大学IFA 2006 年 1 月 11 日。
観測可能な宇宙で最大の質量集中地であるシャプレー超銀河団の中心にある銀河団、アベル 3558 の一部。
- 「シャプレー超銀河団における星形成の完全な調査」。天文学研究所。オッセルバトリオ・アストロノミコ・ディ・カポディモンテ。
- Hoffman, Yehuda; Pomarède, Daniel ; Tully, R. Brent; Courtois, Hélène M. (2017年1月30日). 「双極子リペラー」. Nature Astronomy . 1 (36): 0036. arXiv : 1702.02483 . Bibcode :2017NatAs...1E..36H. doi :10.1038/s41550-016-0036. S2CID 7537393.
