銀河群

銀河群（ぎんがぐん、Galaxy group）は、宇宙空間に存在する銀河が重力によって互いに引き合い、ゆるやかに集まってできた構造です。通常、その構成員は最大で50個程度の銀河とされており、一つ一つの銀河は私たちの天の川銀河（銀河系）と同程度の明るさを持つものが含まれます。

より多くの銀河が集まった、より大規模な構造は「銀河団」と呼ばれます。さらに、銀河群や銀河団がさらに大きなスケールで集まったものは「超銀河団」として分類されます。銀河群は、これらの宇宙の大規模構造における階層構造の中で最も小さな重力的に束縛された集団にあたります。私たちの住む天の川銀河もまた、「局所銀河群」と呼ばれる銀河群の一部であることが知られています。

特徴

銀河群は、宇宙における銀河の集合体としては最小の規模を持ちます。含まれる銀河は一般的に50個未満で、典型的な直径は1～2メガパーセク（1メガパーセクは約326万光年）です。全体の質量はおよそ太陽質量の10兆倍（10¹³太陽質量）程度と見積もられており、構成銀河の運動速度（分散速度）はおよそ毎秒150キロメートル程度です。ただし、これよりも質量や規模が大きい場合でも銀河群に分類されるケースもあります。

興味深いことに、銀河群は宇宙で最も普遍的に見られる銀河構造であり、私たちの近傍宇宙に存在する銀河の少なくとも半数以上が何らかの銀河群に属していると考えられています。その質量スケールは、巨大な単独の楕円銀河よりは大きく、大規模な銀河団よりは小さい、中間的な位置にあります。

近傍宇宙の銀河群の約半数は、銀河間空間に存在する高温ガスからの散乱性X線を検出できます。特にX線を放射している銀河群には、早期型銀河が多く含まれる傾向があります。このX線は、銀河群全体の重力的な境界を示すビリアル半径のおよそ10%から50%程度の範囲、具体的な距離にして50～500パーセク（1パーセクは約3.26光年）ほどの領域から放射されていると考えられています。

分類

銀河群はその性質によっていくつかの種類に分類されます。

コンパクト銀河群

「コンパクト銀河群」は、比較的少数の銀河（典型的には5個程度）が狭い領域に非常に近接して密集している特殊なタイプです。これらの銀河群は、他の孤立した銀河からは遠く離れて存在します。

この種の構造として最初に見つかったのは「ステファンの五つ子銀河」で、1877年に発見されました。厳密には、ステファンの五つ子銀河のうち4つが真の銀河群を構成し、残りの1つはたまたま同じ方向に見える遠方の銀河であることが判明しています。天文学者のポール・ヒクソンは1982年に、このようなコンパクトな銀河群を体系的にまとめたカタログを作成しました。これは「ヒクソン・コンパクト銀河群」として知られています。

このような密な構造が重力的に維持されていることは、目に見える普通の物質だけでは説明できません。このことから、銀河群に存在する「暗黒物質」の強い重力的な影響を観測的に示唆しています。宇宙の年齢に相当するハッブル時間を超える timescale では、コンパクト銀河群は安定な状態ではなく、構成銀河同士の頻繁な相互作用や合体を繰り返しながら進化していくと考えられています。

化石銀河群

「化石銀河群」は、その名の通り、かつて存在した銀河群の進化の最終段階あるいは残骸と見なされるタイプです。このタイプの特徴は、かつて中心にいた複数の明るい銀河が互いに合体し、一つの巨大な楕円銀河を形成している点です。

化石銀河群は、親となった銀河群と同程度の広がりを持つX線放射を伴うガスハロ（ハロー）を持っていることが多いです。また、合体せずに残った矮小銀河が含まれることもありますが、質量の大きな銀河はすでに中心の巨大銀河に飲み込まれているか、その周囲に集積している傾向があります。

原始銀河群

「原始銀河群」は、まさに今、形成が進んでいる途上にある初期段階の銀河群です。これは、より大きな「原始銀河団」の形成過程における小さなバリエーションとも言えます。

原始銀河群は、個々の銀河や原始銀河が、それぞれ独自の暗黒物質ハロに埋もれた状態で存在しており、これらの小さな構造が徐々に集まって、最終的に一つの大きな暗黒物質ハロを持つ単一の銀河群として融合していく過程にあると考えられています。

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