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おとめ座超銀河団（Virgo SC）または局所超銀河団（LSCまたはLS）は、おとめ座銀河団と局所銀河群を含む銀河の超銀河団です。後者には、天の川銀河やアンドロメダ銀河などが含まれています。おとめ座超銀河団は、おとめ座銀河団を中心としてほぼ位置しており、局所銀河群はその端付近に位置し、その中心の周りを回転しています。[ 6 ]
少なくとも 100 個の銀河群と銀河団[ 7 ]が、 45メガパーセク(1億4700万光年、1.39 × 10 21キロメートル)の超銀河団の直径内に存在します。[ 2 ]おとめ座超銀河団は、観測可能な宇宙にある約 1000 万個の超銀河団の 1 つで、その本体であるおとめ座ストランドは、うみへび座-ケンタウルス座超銀河団とペルセウス座-うお座超銀河団をつないでいます。[ 8 ]それは、非常に大きな銀河フィラメントであるうお座-くじら座超銀河団複合体の一部です。[ 9 ] [ 10 ]
2014年の研究では、おとめ座超銀河団は、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超銀河団の一部にすぎないことが示されました。[ 11 ]これにより、従来受け入れられてきたような高密度領域ではなく、吸引盆地としての超銀河団の定義に基づいて新たに定義された局所超銀河団として、前者はラニアケアの構成要素として包含されることになります。ラニアケアのような吸引盆地は、後に、宇宙網の高密度領域であるおとめ座のようなより小さく伝統的な超銀河団と区別するために、超銀河団繭と呼ばれることが提案されました。[ 12 ]
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のサンプルから、北銀河極付近の乙女座には星雲フィールドが著しく過剰に存在することが知られていた。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初めて主張し、1953年に「ローカルスーパーギャラクシー」という用語を作り出し、1958年に「ローカルスーパークラスター」（LSC [ 13 ]）に変更した。ハーロー・シャプレーは、1959年の著書『星と人』の中でメタギャラクシーという用語を提案した。[ 14 ]
1960年代から1970年代にかけて、局所超銀河団（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。[ 15 ]この問題は、1970年代後半から1980年代前半にかけて行われた大規模な赤方偏移サーベイによって解決され、銀河が超銀河面に沿って扁平に集中していることが説得力をもって示された。[ 2 ]
1982年、R. Brent TullyはLSの基本構造に関する研究結果を発表した。LSは2つの構成要素からなる。1つは超銀河団の明るい銀河の3分の2を含む著しく扁平な円盤、もう1つは残りの3分の1を含むほぼ球形のハローである。[ 16 ]円盤自体は薄い（約 1 Mpc の楕円体で、長軸と短軸の比は少なくとも 6 対 1、場合によっては 9 対 1 にも達する。[ 17 ] 2003 年 6 月に公開された 5 年間の2 度視野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することができた。LS は、典型的な貧弱 (つまり、高密度コアがない) 超銀河団で、サイズはかなり小さい。中心には 1 つの豊富な銀河団があり、銀河のフィラメントと貧弱なグループに囲まれている。[ 5 ]
局所銀河群は、LS の外縁部に位置し、フォーナックス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構造を成している。[ 2 ]おとめ座超銀河団の体積は、局所銀河群の約 7,000 倍、または天の川銀河の 1,000 億倍である。
乙女座超銀河団の本体、別名乙女座ストランドと呼ばれる、平らな円盤状の銀河は、ケンタウルス座-乙女座-PPフィラメントとして知られるより大きな銀河フィラメントの一部にすぎない。[ 18 ] [ 8 ]このフィラメントはケンタウルス座銀河団から乙女座銀河団を通り、おおぐま座銀河団を通ってペルセウス座-うお座超銀河団まで続いている。[ 8 ] 乙女座ストランドは2つの枝からなり、上部の枝は乙女座南延長部、乙女座銀河団、おおぐま座銀河団を通る超銀河団の本体で構成され、下部の枝はクレーター雲と獅子座雲で構成されている。[ 18 ]天の川を含む乙女座超銀河団の残りの3分の1の銀河は、乙女座ストランドである超銀河団の本体の外側にある。[ 17 ] [ 18 ]
LS 内の銀河の数密度は、おとめ座銀河団付近で中心からの距離の二乗に反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唆している。全体として、光度の高い銀河 (絶対等級-13未満) の大部分は、少数の雲(銀河団のグループ) に集中している。98 パーセントは、光度の高い銀河の数が多い順に、次の 11 の雲に見られる:りょうけん座、おとめ座銀河団、おとめ座 II (南の拡張)、しし座 II、おとめ座 III、クレーター ( NGC 3672 )、しし座 I、こし座 ( NGC 2841 )、りゅう座 ( NGC 5907 )、アントリア ( NGC 2997 ) 、およびNGC 5643。[ 17 ]
円盤内に位置する明るい銀河のうち、3分の1はおとめ座銀河団にあり、残りの3分の2は銀河団の外に位置している。[ 17 ]
ハロー内の明るい銀河は少数の雲に集中している（7つの雲に94%）。この分布は、「超銀河面の体積の大部分は大きな空洞である」ことを示している。[ 17 ]観測された分布によく合う類推として、石鹸の泡がある。平らな星団や超星団は泡の交点にあり、泡は空間内の大きくてほぼ球形（直径20～60 Mpc程度）の空洞である。[ 19 ]長いフィラメント状の構造が優勢であるようだ。その例として、おとめ座超星団に最も近い超星団であるヒドラ・ケンタウルス座超星団があり、これは約30 Mpcの距離から始まり、60 Mpcまで広がっている。[ 20 ]
以下は、既知の超銀河団メンバーの一覧表です。
1980年代後半から、局所銀河群だけでなく、少なくとも50 Mpcの距離までのすべての物質が、ノーマ銀河団（Abell 3627） の方向に600 km/s程度のバルクフローを経験していることが明らかになっている。[ 22 ] Lynden-Bellら（1988）はこの原因を「グレートアトラクター」と名付けた。グレートアトラクターは現在、おとめ座超銀河団とヒドラ・ケンタウルス座超銀河団（局所銀河群を含む）および他のいくつかの超銀河団と構造を含む、さらに大きな銀河団と吸引盆地（BoA）の構造の重心であると理解されている。そのため、ラニアケアは、従来高密度領域として定義されてきたより小さな埋め込み型超銀河団と区別するために、超銀河団の繭と呼ばれることが提案されている。 [ 12 ]
グレートアトラクターは、ラニアケア全体とともに、シャプレーアトラクターの中心を持つ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[ 23 ] 。そして、それ自体がこのさらに大きな集中の一部である可能性もあります[ 24 ] [ 25 ] 。
LSの総質量はM ≈10 15 M☉ 、 全光度L ≈3 × 10 12 L ☉ 。[ 5 ]これにより、質量光度比は太陽比 ( M ☉ / L ☉ = 1)の約 300 倍となり、他の超銀河団で得られた結果と一致する値となる。[ 26 ] [ 27 ] 比較すると、天の川銀河の質量光度比は、太陽の絶対等級を4.83、[ 28 ] 、天の川銀河の絶対等級を −20.9、[ 29 ] 、天の川銀河の質量を 3 × 10 12 L ☉ と仮定すると 63.8 である。1.25 × 10 12 M ☉ 。[ 30 ]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論拠の 1 つです。暗黒物質が存在しない場合、質量と光の比率ははるかに小さくなると予想されます。
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