乙女座クラスター

おとめ座銀河団は、中心がおとめ座の方向に53.8 ± 0.3 Mly (16.5 ± 0.1 Mpc ) ^{[ 4 ]}離れたところにある銀河団です。約1,300個（最大で2,000個）の銀河から構成されるこの銀河団は、^{より大きなおとめ}座超銀河団の中心を形成しており、局所銀河群（天の川銀河を含む）もそのメンバーです。局所銀河群は、おとめ座超銀河団の質量を、おとめ座中心流として実際に受けています。おとめ座銀河団の質量は1.2 × 10⁸太陽質量と推定されています。 銀河団の中心から8度、半径約2.2メガパーセクの範囲に¹⁵太陽質量_{の銀河が存在する。} ^{[ 6 ]}

この銀河団にある明るい銀河の多くは、巨大楕円銀河メシエ87を含め、1770年代後半から1780年代前半に発見され、その後シャルル・メシエの非彗星性ぼやけた天体のカタログに収録されました。メシエはこれらを星のない星雲と表現しましたが、その真の性質が認識されたのは1920年代になってからのことです。^{[ A ]}

この銀河団は、おとめ座を中心として約8度の範囲に広がっています。その中でも特に目立つ銀河は双眼鏡や小型望遠鏡で見ることができ、6インチ望遠鏡を使えば晴れた夜には約160個の銀河団の銀河を見ることができます。その中で最も明るいのは楕円銀河メシエ49です。^{[ 8 ]}

この銀河団は、渦巻銀河と楕円銀河がかなり混在した不均質な集団である。^{[ 9 ]} 2004年現在銀河団の渦巻銀河は、天の川からの視線に沿って伸びる、幅の約4倍の長さの細長いフィラメント状に分布していると考えられている。^{[ 10 ]}楕円銀河は渦巻銀河よりも中心部に集中している。^{[ 11 ]}超拡散銀河の最初の例も、1984年に銀河団の中心核で発見された。

このクラスターは、少なくとも 3 つの独立したサブクラスターの集合体です。M87を中心とする Virgo A、銀河M86を中心とする 2 番目のサブクラスター、 M49を中心とする Virgo Bがあり、一部の著者は、銀河M60を中心とする Virgo C サブクラスターと、大きな渦巻銀河NGC 4216を中心とする低速度雲 (LVC) サブクラスターも含めることがあります。^{[ 12 ]}巨大な楕円銀河M87 には超大質量ブラックホールがあり、その事象の地平線は2019 年にイベントホライズンテレスコープコラボレーションによって観測されました。^{[ 13 ] [ 14 ]}

Virgo A は支配的なサブクランプであり、その質量は約 10 ¹⁴ M _☉で、他の 2 つのサブクランプの約 10 倍です。^{[ 15 ]}一般的にガスが少ない楕円銀河、レンズ状銀河、渦巻銀河が混在しています。 ^{[ 16 ]}

3 つのサブグループは、より大きな単一のクラスターを形成するために合体する過程にあり、^{[ 15 ]}それらは、主に渦巻銀河で構成される他のより小さな銀河雲、N クラウド、S クラウド、および Virgo E として知られる、それらと合体する過程にあるものに囲まれています。^{[ 17 ]}さらに、他のより遠く離れた銀河や銀河群 (銀河雲Coma Iなど) も、将来的におとめ座の重力に引き寄せられて合体します。^{[ 18 ]}これは、おとめ座クラスターがまだ形成中の動的に若いクラスターであることを強く示唆しています。^{[ 17 ]}

M Cloud、W Cloud、W' Cloudとして知られる近隣の集合体は、メインのクラスターとは独立した背景システムであると思われる。^{[ 12 ] [ 17 ]}

この銀河団の質量が大きいことは、多くの銀河の固有速度が高いことからも明らかであり、銀河団の中心に対して最大で1,600 km / sにも達する。

おとめ座銀河団はおとめ座超銀河団の中に位置しており、その重力の影響で周囲の銀河の運動が減速している。銀河団の質量が大きいため、局所銀河群が銀河団から遠ざかる速度が約10パーセント遅くなる効果がある。

おとめ座銀河団に含まれる多くの銀河はラム圧剥離を受けており、銀河団内の高密度な媒質からの圧力によって銀河団の銀河から分子ガスが効率的に除去される。このガス除去は最終的にこれらの銀河の星形成の停止につながる可能性がある。 ^{[ 19 ]}

他の多くの豊かな銀河団と同様に、おとめ座銀河団の銀河団内物質は、3000万ケルビンの温度でX線を放出する高温で希薄なプラズマで満たされています。^{[ 20 ]}銀河団内物質（ICM）内には、多数の銀河間星^{[ 21 ] [ 22 ]}（銀河団内の星の最大10%）^{[ 23 ]} 、惑星状星雲^{[ 24 ]}などが含まれています。これらは、他の銀河との相互作用 によって母銀河から放出されたと考えられています。^{[ 23 ]} ICMには、球状星団^{[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]}、おそらく剥ぎ取られた矮小銀河^{[ 27 ]}、そして少なくとも1つの星形成領域^{[ 28 ]}も含まれています。

以下は、銀河団内の明るい天体や注目すべき天体とそのサブ銀河団の表です。場合によっては、他の研究者によって銀河が別のサブ銀河団に属すると考えられることもあります（出典：^{[ 12 ] [ 17 ] [ 29 ] [ 30 ]}）。

第1列：銀河の名前。

第2列：2000年における赤経。

3列目：2000年における赤緯。

第4列：銀河の青色見かけ等級。

5列目：銀河の種類：E=楕円銀河、S0=レンズ銀河、Sa、Sb、Sc、Sd=渦巻銀河、SBa、SBb、SBc、SBd=棒渦巻銀河、Sm、SBm、Irr=不規則銀河。

第6列：銀河の角直径（分角）。

第7列：銀河の直径（光年単位）。

第8列：宇宙マイクロ波背景放射に対する銀河の後退速度（km/s）。

9列目：銀河が存在するサブクラスター。

銀河団内の暗い銀河は通常、おとめ座銀河団カタログの番号で知られており、特に多数の矮小銀河の集団のメンバーである。^{[ 31 ]}

• 乙女座IIIグループ
• かみのけ座銀河団― 近くにあるもう一つの大きな銀河団
• エリダヌス星団
• フォルナックス銀河団– 近くにある比較的小さな銀河団
• ノルマクラスター
• 銀河団一覧

• Kashibadze, Olga G.; Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E. (2020). "おとめ座銀河団の構造と運動学". Astronomy & Astrophysics . 635 : A135. arXiv : 2002.12820 . Bibcode : 2020A & A...635A.135K . doi : 10.1051/0004-6361/201936172 .

• 宇宙アトラスにあるおとめ座銀河団、160個の最大の銀河の地図（および表）
• カリフォルニア工科大学のサイト（おとめ座クラスター内）。
• おとめ座銀河団、SEDSメシエのページ
• M87を中心とした乙女座星団の一部（暗い大気）
• ビンゲリ、B.サンデージ、A.ジョージア州タマン (1985)。「おとめ座銀河団の研究 II. おとめ座銀河団領域の 2096 個の銀河のカタログ」。天文ジャーナル。90 : 1681。ビブコード: 1985AJ....90.1681B。土井：10.1086/113874。