CD銀河

cD銀河は、銀河の形態分類において、特に際立った存在感を示す超巨大な楕円銀河です。ヤーキス分類におけるDタイプ銀河の一種とされ、「c」がその巨大さを、「D」が拡散した外見を示唆しています。しばしば「スーパー・ジャイアント楕円銀河」や「中心優勢銀河」とも称されるように、これらは宇宙で確認されている中でも最も巨大な銀河の一つとして認識されています。

その形態は、一般的な楕円銀河やレンズ状銀河に似ていますが、スケールが桁違いに大きく、特に周囲に広がる巨大な恒星のハロー（包）が特徴です。このハローは非常に低表面輝度でありながら、その直径は時に100万光年、あるいはそれ以上に達するものも確認されています。外見的には、中央の明るい楕円形構造の周囲を、淡く広がった光の領域が取り巻くように見えます。

cD銀河の形成メカニズムについては、銀河同士の活発な合体、特に銀河団の中心部での頻繁な融合が主要因であると考えられています。この「共食い」モデルとも呼ばれる成長シナリオは、1965年にハーバート・J・ルードによって提唱されました。銀河団の中心へと引き寄せられた複数の銀河が次々と合体・吸収されることで、cD銀河は圧倒的な質量とサイズ、そして高い光度を獲得していきます。この過程では、吸収された銀河の残骸が、直径300万光年にも及ぶ広範で拡散した銀河ハローとして観測されることがあります。銀河団全体の質量に依存しますが、cD銀河単独で、銀河団の中心から特定の範囲（ビリアル半径内）に存在するバリオン物質の総質量の1〜7パーセントを占めると推定されています。

この銀河団中心での合体と成長を促進する重要なメカニズムの一つに「力学的摩擦」があります。銀河団内を移動する大きな銀河は、周囲の小さな銀河や暗黒物質に重力的な影響を及ぼし、自身の後方にそれらを引き寄せます。これにより、大きな銀河の後方に一時的な高密度領域が形成され、これが銀河に抵抗力として働き、その運動エネルギーを徐々に奪います。エネルギーを失った大きな銀河は、最終的に銀河団の中心へとゆっくりと落下していきます。中心部で複数の大きな銀河が同様に集積し、融合することで、cD銀河の超巨大で拡散した構造が形成されるのです。この合体過程では、吸収された銀河の元の中心核が、長期間にわたって個別の明るい点として識別可能なまま残ることがあり、cD銀河が複数の「核」を持っているように見える原因となります。

cD銀河は、その存在場所も特徴的です。単独で宇宙空間に散在することはほとんどなく、多くの場合は銀河団のほぼ正確な中心部に位置しています。しばしば銀河団内で最も明るい銀河（BCG：Brightest Cluster Galaxy）として観測され、BCG全体の約20パーセントをcD銀河が占めるとされています。また、化石銀河群の中心にあるBCGと形態的に類似していることから、cD銀河の一部は、過去に他の銀河をほとんど吸収してしまった「化石銀河群」の中心銀河が、その後さらに新しい銀河団物質を取り込んで成長した結果であるという説も提唱されています。しかし、一般的なcD銀河は化石銀河群とは異なり、銀河団環境下で発見される点が異なります。

宇宙にはcD銀河の注目すべき例がいくつか存在します。アベル3571銀河団の中心にあるESO 383-76は、既知のcD銀河の中でも特に巨大なものの一つとして知られています。ペルセウス座銀河団のNGC 1275や、巨大な銀河団の中心に位置するIC 1101、おとめ座銀河団の中心にあるM87なども、よく研究されているcD銀河の例です。ろ座銀河団のNGC 1399や、クエーサーとしては初めて重力レンズとして同定されたQSO 0957のホスト銀河もcD銀河であると考えられています。

このように、cD銀河は宇宙の大規模構造の中で、銀河団の中心という特異な環境において、複数の銀河のダイナミックな合体と力学的摩擦を経て形成される、極めて巨大で複雑な進化の痕跡を示す天体と言えます。

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