銀河団ガス

銀河団ガス

銀河団ガス（Intracluster medium; ICM）とは、宇宙の巨大構造である銀河団の内部空間を占める、非常に高温の気体のことです。これは、銀河団全体の質量の主要な部分を占める暗黒物質が作る重力ポテンシャルによって捕捉されたガスであり、銀河団そのものと同様に、宇宙論的なスケールで存在する天体です。

性質

銀河団ガスの温度は数千万度から一億度という極めて高い値に達します。この高温のため、ガスを構成する原子は電子をほとんど、あるいは完全に失った高電離状態にあり、物質はプラズマとして存在しています。プラズマ中の自由電子が周囲のイオンの電場によって減速される際に放出される熱制動放射により、銀河団ガスは主に強いX線として観測されます。この特徴から、銀河団ガスはX線天文学において最も重要な研究対象の一つとなっています。

現在の宇宙に存在する通常の物質（バリオン）の総質量のうち、銀河団ガスはおよそ10%から20%を占めると考えられています。これは、銀河団を構成する個々の銀河に含まれる星やガスの総質量の同等か、それを上回る量であり、銀河団全体のバリオン成分の大部分を担っています。

高温の理由

銀河団ガスがこれほど高温を維持している主な理由は、銀河団全体の重力によるものです。特に、銀河団の質量の大部分を占める暗黒物質（ダークマター）が形成する深い重力ポテンシャルによって、ガスは外部に散逸することなく内部に閉じ込められています。ガスがこの重力ポテンシャル中で重力平衡に近い状態にあるとき、その温度はビリアル温度と呼ばれる特定の高温に落ち着きます。これは、重力エネルギーがガスの熱エネルギーとバランスしている状態を示します。

また、銀河団の外側からガスが内部へと落ち込む際には、超音速で突入することで衝撃波が発生することがあります。この衝撃波は、ガスの運動エネルギーやポテンシャルエネルギーを熱に変換する衝撃波加熱というプロセスを通じて、ガスをさらに加熱します。このため、銀河団ガスの領域によっては、ビリアル温度を超える高温部が観測されることもあります。

観測による発見とその歴史

銀河団ガスの存在は、1970年代にX線観測衛星が打ち上げられることで確実になりました。当時の観測により、銀河団の方向から、個々の銀河ではなく銀河団全体から放射される、広がりを持つ強いX線放射が検出されたのです。これが、銀河団に高温のガスが存在する動かぬ証拠となりました。

1990年代には、ヨーロッパのROSAT衛星や日本のASCA衛星など、より高性能なX線衛星による集中的な観測が行われ、銀河団ガスの分布や温度構造に関する詳細なデータが得られるようになりました。

そして2000年代以降は、アメリカのチャンドラ衛星（高い空間分解能）や、ヨーロッパのXMM-Newton衛星（高いエネルギー分解能）といった「新世代」のX線天文衛星が登場しました。これらの衛星によって、銀河団ガスの微細な内部構造が観測可能となり、研究は大きく進展しました。特に、銀河団同士の衝突によって生じた衝撃波や乱流の痕跡、あるいは銀河団中心の活動銀河核から噴出するジェットによって作られた巨大な泡状構造など、銀河団内のダイナミックな現象の痕跡が次々と発見されています。これらの観測は、銀河団ガスの加熱や冷却、物質の循環メカニズムの解明に貢献しています。

関連概念

銀河間物質（IGM）

銀河間物質（Intergalactic Medium; IGM）は、広大な宇宙空間に存在する希薄なガスを指す言葉です。文脈によっては銀河団ガスを含むこともありますが、一般的には銀河団のような重力的に束縛された構造の外側にある、より低温で希薄なガスを指すために使われます。

クーリングフロー説とその現状

銀河団ガスの中心部では密度が高いため、X線放射によるエネルギー損失が大きくなり、ガスが冷えると予測されていました。中心部でガスが冷えて圧力が下がると、周囲からガスが流入するというシナリオはクーリングフロー（Cooling Flow）説と呼ばれ、1970年代に有力視されました。しかし、2000年代以降の新世代X線衛星による高感度観測の結果、クーリングフロー説が予測したような大量の冷たいガスは検出されませんでした。現在では、中心部のガスの冷却が何らかのメカニズム（例: 活動銀河核からのエネルギー放出、乱流による加熱など）によって阻害されていると考えられていますが、その詳細なメカニズムについてはまだ定説が確立されておらず、重要な研究課題となっています。

銀河団ガスは、宇宙の大規模構造の形成進化や、宇宙におけるバリオン物質の進化を理解する上で不可欠な要素です。その観測と研究は、現代宇宙論の最前線で進められています。

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