銀河団

銀河団とは

銀河団とは、数百から数千個もの銀河が、互いの重力によって集まり形成された巨大な構造のことです。規模の小さいものは銀河群と呼ばれます。銀河団は、宇宙の大規模構造を理解する上で重要な要素であり、その特徴や分類、形成理論について詳しく見ていきましょう。

銀河団の特徴

銀河団は、以下のようないくつかの特徴を持っています。

構成要素: 数百個から数千個の銀河に加え、X線を放射する高温ガスや、質量の大部分を占める暗黒物質（ダークマター）で構成されています。
質量: 銀河団全体の質量は、太陽[[質量]]の10^14^から10^15^倍にも及びます。
大きさ: 典型的な銀河団の直径は、約4〜6メガパーセク（Mpc）です。
銀河の速度: 銀河団内の個々の銀河は、秒速800〜1000キロメートルという速さで運動しています。
銀河団間の距離: 銀河団同士の平均的な距離は、約10Mpcです。
質量分布: 銀河団を構成する銀河、高温ガス、暗黒物質は、それぞれほぼ同じ質量分布を持つと考えられてきましたが、近年、構造形成過程にある銀河団（衝突銀河団）では、それとは大きく異なる分布を示すものも発見されています。

スケールの違いによる銀河団の分類

銀河団は、その規模によって以下のように分類されます。

銀河群

銀河団よりも小規模で、数十個程度の銀河が集まっているものを銀河群と呼びます。銀河群は、銀河団よりもコンパクトな構造をしていることが多く、特にコンパクト銀河群と呼ばれることもあります。太陽系を含む天の川銀河が属しているのは、局所[[銀河群]]と呼ばれる銀河群です。局所[[銀河群]]には、アンドロメダ[[銀河]]など40個以上の銀河が含まれています。

典型的な銀河群は、せいぜい50個程度の銀河を含み、直径は約2Mpc程度です。質量はおよそ太陽[[質量]]の10^13^倍程度と推定されています。銀河群内の銀河は、重力によって互いに束縛されており、今後10億年単位で衝突・合体を繰り返し、巨大銀河へと集約していくと考えられています。

超銀河団

銀河群や銀河団、いくつかの孤立した銀河が集まって、さらに大きな構造を形成しているものを超銀河団と呼びます。1978年にかみのけ座超銀河団が初めて発見されました。局所[[銀河群]]は、おとめ座超銀河団に属しています。

超銀河団複合体

銀河団や超銀河団の分布を観測した結果、これらがさらに大きなスケールで集まっている構造（超銀河団複合体）があることがわかってきました。観測によると、銀河はフィラメント状に分布し、大きな空洞の周囲を取り囲む壁のような構造を形成しています。このような宇宙の大規模構造は、ガンマ線バーストやクエーサーの分布など、銀河団以外の天体からも観測されており、より巨大な構造の存在も明らかになっています。

銀河団の形成理論

銀河団を可視光で観測すると、銀河が重力によって互いに引き合って形成された集団のように見えます。しかし、銀河団内の銀河の運動速度は、可視光で見える銀河同士の重力だけでは説明がつかないほど速いことがわかっています。

X線観測によって、銀河団には10^8^Kという非常に高温の銀河団ガスが存在することが明らかになりました。この高温ガスは、熱制動放射によってX線を放出しています。ガスの総質量も膨大であり、銀河団全体の質量のかなりの部分を占めていることがわかっています。しかし、高温ガスの質量と銀河の質量を合計しても、銀河団を構成する天体を重力的に束縛するには質量が不足しています。

この不足している質量は、光では観測できない暗黒物質（ダークマター）であると考えられています。典型的な銀河団では、銀河として存在するのは全質量の数％程度、X線を放射する高温ガスが約20％に過ぎず、残りの大部分はダークマターが占めていると推定されています。

これまでの観測から、地球から少なくとも80億光年かなたまで、宇宙の大規模構造がつながっていることが確認されています。また、宇宙誕生からわずか10億年後には、原始銀河団が形成されつつあったこともわかっています。銀河は、宇宙初期のわずかな密度ゆらぎが重力によって成長して形成されたと考えられており、銀河が群れ集まった銀河団や超銀河団などの大規模構造も、長い宇宙の歴史の中で重力が作り上げた物質分布のパターンだと考えられます。

主な銀河団

以下に主な銀河団の例を挙げます。

おとめ座銀河団
かみのけ座銀河団
* うみへび座銀河団

まとめ

銀河団は、宇宙の大規模構造を理解するための重要な手がかりとなります。その構成要素や特徴、分類、形成理論の研究は、宇宙の成り立ちを解き明かす上で欠かせないものです。今後も、観測技術の進歩によって、銀河団に関する新たな発見がもたらされることが期待されます。

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