Virgo Cluster

The Virgo Cluster is a cluster of galaxies whose center is 53.8 ± 0.3 Mly (16.5 ± 0.1 Mpc)^[4] away in the Virgo constellation. Comprising approximately 1,300 (and possibly up to 2,000) member galaxies,^[5] the cluster forms the heart of the larger Virgo Supercluster, of which the Local Group (containing the Milky Way galaxy) is a member. The Local Group actually experiences the mass of the Virgo Supercluster as the Virgocentric flow. It is estimated that the Virgo Cluster's mass is 1.2×10¹⁵M_☉ out to 8 degrees of the cluster's center or a radius of about 2.2 Mpc.^[6]

Many of the brighter galaxies in this cluster, including the giant elliptical galaxy Messier 87, were discovered in the late 1770s and early 1780s and subsequently included in Charles Messier's catalogue of non-cometary fuzzy objects. Described by Messier as nebulae without stars, their true nature was not recognized until the 1920s.^[A]

The cluster extends across approximately 8 degrees centered in the constellation Virgo. Some of its most prominent members can be seen with binoculars and small telescopes, while a 6-inch telescope will reveal about 160 of the cluster's galaxies on a clear night. Its brightest member is the elliptical galaxy Messier 49.^[8]

Characteristics

The cluster is a fairly heterogeneous mixture of spiral and elliptical galaxies.^[9]As of 2004, it is believed that the spiral galaxies of the cluster are distributed in an oblong prolate filament, approximately four times as long as it is wide, stretching along the line of sight from the Milky Way.^[10] The elliptical galaxies are more centrally concentrated than the spiral galaxies.^[11] The first example of an ultra-diffuse galaxy was also found in the central core of the cluster in 1984.

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 ¹⁴M _☉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。

Many of the galaxies contained within the Virgo cluster undergo ram pressure stripping, where pressure from the dense intracluster medium efficiently removes molecular gas from the cluster's galaxies. This gas removal can eventually lead to the quenching of star formation in these galaxies.^[19]

Intracluster medium

As with many other rich galaxy clusters, Virgo's intracluster medium is filled with a hot, rarefied plasma at temperatures of 30 million kelvins that emits X-Rays.^[20] Within the intracluster medium (ICM) are found a large number of intergalactic stars^[21]^[22] (up to 10% of the stars in the cluster),^[23] including some planetary nebulae.^[24] It is theorized that these were expelled from their home galaxies by interactions with other galaxies.^[23] The ICM also contains some globular clusters,^[25]^[26]^[27] possibly stripped off dwarf galaxies,^[27] and even at least one star formation region.^[28]

Galaxies

Below is a table of bright or notable objects in the cluster and their subcluster. In some cases a galaxy may be considered to be in a different subcluster by other researchers (sources:^[12]^[17]^[29]^[30])

Column 1: The name of the galaxy.

Column 2: The right ascension for epoch 2000.

Column 3: The declination for epoch 2000.

Column 4: The blue apparent magnitude of the galaxy.

Column 5: The galaxy type: E=Elliptical, S0=Lenticular, Sa,Sb,Sc,Sd=Spiral, SBa,SBb,SBc,SBd=Barred spiral, Sm,SBm,Irr=Irregular.

Column 6: The angular diameter of the galaxy (arcminutes).

Column 7: The diameter of the galaxy (thousands of light years).

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 ]}

注記

↑ 1784年の『Connoissance des Temps』のM91の項目に続いて、メシエは次の注記を付け加えた。
おとめ座、特に北翼は、最も多くの星雲を含む星座の1つです。このカタログには、特定された13個の星雲、すなわち49、58、59、60、61、84、85、86、87、88、89、90、91番が掲載されています。これらの星雲はすべて星を伴わないように見えます。非常に良い空の下で、子午線通過付近でのみ見ることができます。これらの星雲のほとんどは、メシャン氏によって私に示されました。^{[ 7 ]}

↑この画像で見える最大の銀河は、左側のM49銀河です。 ^{[ 2 ]}

参考文献

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さらに読む

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外部リンク

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）
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おとめ座、特に北翼は、最も多くの星雲を含む星座の1つです。このカタログには、特定された13個の星雲、すなわち49、58、59、60、61、84、85、86、87、88、89、90、91番が掲載されています。これらの星雲はすべて星を伴わないように見えます。非常に良い空の下で、子午線通過付近でのみ見ることができます。これらの星雲のほとんどは、メシャン氏によって私に示されました。^{[ 7 ]}

[3] この画像で見える最大の銀河は、左側のM49銀河です。 ^{[ 2 ]}

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Virgo Cluster

Characteristics

Intracluster medium

Galaxies

関連項目

注記

参考文献

さらに読む

外部リンク

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53.8 ± 0.3

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