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天文学において、速度分散（σ）とは、散開星団、球状星団、銀河、銀河団、超銀河団などの天体群の平均速度に関する速度の統計的分散である。天体分光法によって天体群のメンバーの視線速度を測定することで、その天体の速度分散を推定し、ビリアル定理から天体の質量を導くことができる。[1]視線速度は、天体群のスペクトル線のドップラー幅を測定することで求められる。つまり、測定する視線速度が多ければ多いほど、分散をより正確に知ることができる。中心速度分散とは、銀河や銀河団などの広がった天体の内部領域のσを指す。
速度分散と物質（またはこの物質から放出される観測された電磁放射）との関係は、観測される物体に基づいて天文学ではいくつかの形をとります。たとえば、ブラックホールを周回する物質についてはM – σ関係が、楕円銀河についてはフェイバー・ジャクソン関係が、渦巻き銀河についてはタリー・フィッシャー関係が見つかりました。たとえば、天の川銀河の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの物体について見つかったσ は約 100 km/s です。[2]アンドロメダ銀河（メシエ31）には、私たちの銀河の約 10 倍の大きさの SMBH があり、σ ≈ 160 km/sです。[3]
銀河群や銀河団は、より小さな天体よりも速度分散の範囲が広い。例えば、我々の住む貧弱な銀河群である局部 銀河群の速度分散はσ = 61±8 km/sである。[4]しかし、かみのけ座銀河団のような銀河団の速度分散はσ ≈ 1,000 km/sである。[5]かみのけ座銀河団内の矮小楕円銀河は、その恒星に対して独自の内部速度分散を持っており、典型的にはσ ≲ 80 km/sである。[6]比較すると、通常の楕円銀河の平均速度分散はσ ≈ 200 km/sである。[7]
渦巻銀河の場合、種族Iの恒星における速度分散の増加は緩やかなプロセスであり、これは個々の恒星と質量が10 5 M ☉を超える大きな星間物質（ガスと塵の雲）との間の動的摩擦と呼ばれるランダムな運動量交換から生じると考えられます。[8]正面を向いた渦巻銀河の中心速度σは90 km/s ≲であり、側面から見るとそれよりわずかに速くなります。[9]
参照
- M–σ関係–超大質量ブラックホールを周回する物質の場合
- フェイバー・ジャクソン関係–楕円銀河の場合
- タリー・フィッシャー関係–渦巻銀河の場合
参考文献
- ^ コリンズ天文学辞典、第2版、ハーパーコリンズ出版社、2000年、444、449ページ
- ^ Tremaine, Scott; Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, SM; Filippenko, Alexei V.; Green, Richard; Grillmair, Carl; Ho, Luis C.; Kormendy, John; Lauer, Tod R.; Magorrian, John; Pinkney, Jason; Richstone, Douglas (2002 年 3 月)。「ブラックホールの質量と速度分散の相関の傾き」。The Astrophysical Journal。574 ( 1 )。シカゴ、イリノイ州、米国: 740–753。arXiv : astro -ph/0203468。Bibcode : 2002ApJ ...574..740T。doi : 10.1086/341002。S2CID 15482979 。
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク) - ^ Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, SM; Filippenko, Alexei V.; Green, Richard; Grillmair, Carl; Ho, Luis C.; Kormendy, John; Lauer, Tod R.; Magorrian, John; Pinkney, Jason; Richstone, Douglas; Tremaine, Scott (2000 年 6 月)。「核ブラックホールの質量と銀河の速度分散の関係」。The Astrophysical Journal。539 ( 1 )。シカゴ、イリノイ州、米国: シカゴ大学出版局: L13–L16。arXiv : astro -ph/0006289。Bibcode : 2000ApJ ...539L..13G。doi :10.1086/312840。S2CID 11737403 。
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク) - ^ van den Bergh, Sidney (1999). 「局所銀河群」.天文学と天体物理学レビュー. 9 (3–4). Springer: 273–318 (1999). Bibcode :1999A&ARv...9..273V. doi :10.1007/s001590050019. S2CID 119392899.
- ^ Struble, Mitchell F.; Rood, Herbert J. (1999年11月). 「A CO Clustersの赤方偏移と速度分散の集大成」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 125 (1). シカゴ、イリノイ州、米国: シカゴ大学出版局: 35–71. Bibcode :1999ApJS..125...35S. doi : 10.1086/313274 .
- ^ クルキ、E.;コスロシャヒ、香港;カーター、Ｄ．カリック、午前。マルモル・ケラルト、E.シボウカス、Ｋ．タリー、RB。モバッシャー、B.グスマン、R.マトコビッチ、A.グリュエル、N. (2012 年 3 月)。 「かみのけ銀河団内の矮小銀河 – I. 速度分散の測定」。王立天文協会の月次通知。420 (4)。ワイリー オンライン ライブラリ: 2819–2834。arXiv : 1110.2649。ビブコード:2012MNRAS.420.2819K。土井: 10.1111/j.1365-2966.2011.19899.x。S2CID62800506 。
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク) - ^ Forbes, Duncan A.; Ponman, Trevor J. (1999 年 11 月). 「楕円銀河の年齢とダイナミクスの関係について」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 309 (3): 623–628. arXiv : astro-ph/9906368 . Bibcode :1999MNRAS.309..623F. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02868.x . S2CID 13468195.
- ^ Spitzer, Lyman Jr. ; Schwarzschild, Martin (1953年7月). 「星間雲が恒星の速度に及ぼす影響 II」.天体物理学ジャーナル. 118 : 106. Bibcode :1953ApJ...118..106S. doi : 10.1086/145730 .
- ^ バーシャディ、マシュー A.;マーティンソン、トーマスPK。フェルヘイジェン、マーク・AW;ウェストフォール、カイル・B.アンデルセン、デビッド R.スウォーターズ、ロブ A. (2011 年 10 月)。 「ギャラクシーディスクは最大値未満です」。天体物理学ジャーナルレター。739 (2)：L47。arXiv : 1108.4314。Bibcode :2011ApJ...739L..47B。土井：10.1088/2041-8205/739/2/L47。S2CID 119264732。
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)