ダーク マター クラスター。 ダークマタークラスター FF14 ERIONES

未知採集表

ダーク マター クラスター

銀河団の特徴 [ ] 銀河団は通常、以下のような特徴を持つ。 数百個から数千個規模の銀河からなり、これに付随するX線を放射する高温ガス、質量の大半を占める暗黒物質 から構成される。 銀河団の全質量は10 14~10 15太陽質量である。 銀河団の典型的な直径は約4-6Mpcである。 銀河団同士の平均距離はおよそ10Mpcである。 銀河団内を構成する銀河、高温ガス、ダークマターのそれぞれの質量分布はどれもほぼ同じであると考えられてきたが、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が発見されている。 スケールの違いによる銀河団の分類 [ ] 銀河群 [ ] 銀河団のなかでも、より小さな領域に数十個程度の規模で集まるものを 、またはよりわかりやすく コンパクト銀河群と呼ぶことがある。 Paul Hickson は1982年にこのような銀河群をという銀河カタログにまとめている。 を含むが属している銀河群はと呼ばれ、最大規模のを始め40個以上の銀河が含まれている。 典型的な銀河群に含まれる銀河はせいぜい50個程度で、銀河群の直径は約2M程度である。 銀河群のはおよそ10 13である。 銀河団内の銀河は互いに重力で拘束されており、銀河団のサイズと各銀河の固有運動速度から、今後10億年単位で衝突・合体して巨大銀河に集約すると考えられている。 超銀河団 [ ] 銀河群や銀河団やいくつかの孤立した銀河は と呼ばれるより大きな構造を形作っている。 1978年に初めて発見され、と名付けられた。 局所銀河群はに含まれる。 超銀河団Complex [ ] 詳細は「」を参照 銀河団や超銀河団の距離分布の観測(銀河サーベイやサーベイ)から、これらがさらに大きな空間スケールで集まっている構造が知られるようになった。 観測によれば、分布は物質はフィラメント状に、大きな空洞の周りを取り囲む壁のような構造を作って集まっている。 このようなを探る方法は、やの分布など銀河団以外に対しても行われ、さらに大きな構造 も発見されている。 理論 [ ] で観測すると、銀河団は多数の銀河が互いのによって銀河が引き合って形成された集団のように見える。 しかし、銀河団内の銀河の運動速度は、可視光で見えている銀河同士の重力で束縛されているとするには速すぎる。 このことから、銀河団にはでは観測できない別の質量成分が存在することが示唆される。 での観測によって、銀河団には高温のがあり、X線源は約10 8という非常に高温のガスの熱制動放射によるものであることが明らかになっており、ガスの総質量も目に見える物質の大半を占める膨大な量である。 しかし、にあると仮定して求めた銀河団と銀河団ガスの総質量を考慮に入れても、これらを銀河団の中に束縛するのには十分ではなく、実際の総質量はずっと大きい。 この見えない正体不明の質量成分は暗黒物質 と仮定されている。 これまでの観測から、地球から少なくとも 80 億光年かなたに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、また宇宙誕生からわずか 10 億年後に既に形成されつつある原始銀河団が見つかっている。 銀河は宇宙初期の小さな密度揺らぎが重力によって成長して形成されたと考えられている。 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つくりあげた物質分布のパターンだと考えられる。 主な銀河団 [ ]• 脚注 [ ].

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弾丸銀河団

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X線天文衛星チャンドラで見た弾丸銀河団。 弾丸銀河団の中のX線を放つプラズマのガス雲の位置を示す。 小さな銀河団が大きな銀河団を貫いて右側へ突き抜けた姿である。 それぞれのガス雲は取り残されて高温になっている。 296)の距離にある高温のガス雲をもつ銀河団だと判明した。 銀河団は巨大な輝く衝撃波の弧を有しており、X線望遠鏡では2つの部分にピークが分離したのガス雲が認められる。 この衝突により、構成のは「ラム圧による剥ぎとり」 stripping によって剥ぎとられ、一部は2億度以上の高温にまで熱せられている。 しかし、こうした速度も銀河団の衝突では特に珍しいものではないとされる。 弾丸銀河団という名前は、小さな銀河団が高速で大きな銀河団の中心部をまさに弾丸のように貫いている姿から与えられた。 実際、小さな銀河団に属していた一方のガス雲はもう一方を通り抜けた楔か弾丸のような三角形をしている。 この「弾丸」ガス雲はすでに1—2億年前に大きな銀河団の中心部を貫き、両者の間の距離は100—200万ほどある。 また、可視光の画像を重ねると両方の銀河団の銀河はこれら2つのガス雲を置きざりにしてそれらの両側にまで進んでいるのがわかる。 暗黒物質の確認 [ ] 望遠鏡で撮影した銀河団の像に、X線の像(赤)と重力レンズから推定された質量分布(青)を書き加えたもの(疑似カラー)。 X線を放つガスは、2つに分かれた銀河団の間にあるが、質量分布は銀河団の銀河の位置と一致する。 このことは暗黒物質の存在を示す直接的証拠となった。 この弾丸銀河団のガスの分布と質量の分布を詳しく調べることによって、直接見ることができないためその存在について議論のあった暗黒物質に関する新たな手掛かりが得られた。 もともと暗黒物質が存在するという仮定はに対処するために始まったものだった。 すなわち暗黒物質のような未知の質量を仮定しなければ、(ないし)と観測可能な銀河の分布とからでは実際の銀河の回転速度が説明できない。 この暗黒物質は例えば一般の銀河団ガスの高い温度も説明し、現在では多くの支持を得ている。 一方で、暗黒物質の存在を仮定せず、重力の相互作用が銀河スケールで我々の知るものとは違っているのだとする MOND に代表される対案も提出された。 暗黒物質を仮定してもそれが銀河を広く覆っている限り、この2つの理論は少なくとも銀河に対してほぼ同様の帰結をもたらす。 我々のに対する理解は不完全で暗黒物質は幻想に過ぎないのか、それとも未知の暗黒物質が重力の領域を支配しているのか、それをはっきりとさせるには、暗黒物質か暗黒物質以外の物質かどちらかが通常いる場所から追い出されているような例を探し出すことが望まれた。 弾丸銀河団はまさにこの要請に応えるものであった。 衝突する銀河団では、のような一般の星間物質が重力以外の力で大きな抵抗を受けるのに対し、重力でしか相互作用しないと考えられている暗黒物質は銀河の星とともにあまり抵抗を受けずに通り抜ける。 銀河では星の質量より星間物質の方がはるかに重いと考えられ、暗黒物質がもともと存在しないのだとすれば、衝突銀河団では全体の質量の分布は抵抗を受けて取り残されるガスの方へと移動するはずである。 効果の測定技術が急速に発展したことを受けて、2004年以降、ダグラス・クロウらの研究グループが、この考えに基づき暗黒物質を捉える試みを行った。 クロウらはX線天文衛星でガスの分布を観測するとともに、可視光によって銀河団背後の銀河の光を観測し、弱い重力レンズの効果から推定される銀河団の質量分布を逆算した。 その結果、小さな方の銀河集団と大きな方の銀河集団それぞれに対応する質量の中心は、可視光で観測される2つの銀河集団のそれぞれの位置の方に誤差の範囲で一致し、ガス雲の位置とは異なっていた。 このことから力学法則がどうであれ、そこにガスとは異なる観測できない質量があり、暗黒物質の存在を従来よりも直接に裏付けるものと結論付けられた。 その後類似の例は、にある別の衝突銀河団 MACS J0025. 4-1222 でも見出された。 一方で、さらに別の衝突銀河団 Abell 520 の観測からは、通常物質とは異なる位置に質量の集中が見つかっており、弾丸銀河団とは異なる様相を示す結果も見出されている。 参考文献 [ ]• 山形大学理学部物理学科准教授 滝沢元和• Tucker, W. ; P. Blanco, S. Rappoport, et al. 1998. Astrophysical Journal Letters 496: L5—L8. arXiv:• Astrophysical Journal 604: 596—603. arXiv:• ; A. Gonzalez, L. David, et al. 2002. Astrophysical Journal Letters 567: L27—L31. arXiv:• Markevitch, M. ; A. Gonzalez, D. Clowe, et al. 2004. Astrophysical Journal 606: 819—824. arXiv:• Gonzalez, et al. 2006. Astrophysical Journal Letters 648: L109—L113. arXiv:• Press Release, Chandra X-ray Observatory 2006年8月21日. 2009年1月27日閲覧。 アストロアーツ 天文ニュース 2006年8月29日. 2009年1月27日閲覧。 Photo Album, Chandra X-ray Observatory 2008年8月27日. 2009年1月29日閲覧。 Mahdavi, Andisheh; Henk Hoekstra, Arif Babul, et al. 2007. Astrophysical Journal 668: 806—814. arXiv:• Photo Album, Chandra X-ray Observatory 2007年8月16日. 2010年5月20日閲覧。 News Release Archive, Hubble Site 2012年3月2日. 2012年3月8日閲覧。 アストロアーツ 天文ニュース 2012年3月5日. 2012年3月8日閲覧。 この項目は、 (を含む)や 地球以外のに関連した です。 などしてくださる(/)。

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「暗黒物質(ダークマター)」の研究を行う謎の研究所「SNOLAB」に潜入

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X線天文衛星チャンドラで見た弾丸銀河団。 弾丸銀河団の中のX線を放つプラズマのガス雲の位置を示す。 小さな銀河団が大きな銀河団を貫いて右側へ突き抜けた姿である。 それぞれのガス雲は取り残されて高温になっている。 296)の距離にある高温のガス雲をもつ銀河団だと判明した。 銀河団は巨大な輝く衝撃波の弧を有しており、X線望遠鏡では2つの部分にピークが分離したのガス雲が認められる。 この衝突により、構成のは「ラム圧による剥ぎとり」 stripping によって剥ぎとられ、一部は2億度以上の高温にまで熱せられている。 しかし、こうした速度も銀河団の衝突では特に珍しいものではないとされる。 弾丸銀河団という名前は、小さな銀河団が高速で大きな銀河団の中心部をまさに弾丸のように貫いている姿から与えられた。 実際、小さな銀河団に属していた一方のガス雲はもう一方を通り抜けた楔か弾丸のような三角形をしている。 この「弾丸」ガス雲はすでに1—2億年前に大きな銀河団の中心部を貫き、両者の間の距離は100—200万ほどある。 また、可視光の画像を重ねると両方の銀河団の銀河はこれら2つのガス雲を置きざりにしてそれらの両側にまで進んでいるのがわかる。 暗黒物質の確認 [ ] 望遠鏡で撮影した銀河団の像に、X線の像(赤)と重力レンズから推定された質量分布(青)を書き加えたもの(疑似カラー)。 X線を放つガスは、2つに分かれた銀河団の間にあるが、質量分布は銀河団の銀河の位置と一致する。 このことは暗黒物質の存在を示す直接的証拠となった。 この弾丸銀河団のガスの分布と質量の分布を詳しく調べることによって、直接見ることができないためその存在について議論のあった暗黒物質に関する新たな手掛かりが得られた。 もともと暗黒物質が存在するという仮定はに対処するために始まったものだった。 すなわち暗黒物質のような未知の質量を仮定しなければ、(ないし)と観測可能な銀河の分布とからでは実際の銀河の回転速度が説明できない。 この暗黒物質は例えば一般の銀河団ガスの高い温度も説明し、現在では多くの支持を得ている。 一方で、暗黒物質の存在を仮定せず、重力の相互作用が銀河スケールで我々の知るものとは違っているのだとする MOND に代表される対案も提出された。 暗黒物質を仮定してもそれが銀河を広く覆っている限り、この2つの理論は少なくとも銀河に対してほぼ同様の帰結をもたらす。 我々のに対する理解は不完全で暗黒物質は幻想に過ぎないのか、それとも未知の暗黒物質が重力の領域を支配しているのか、それをはっきりとさせるには、暗黒物質か暗黒物質以外の物質かどちらかが通常いる場所から追い出されているような例を探し出すことが望まれた。 弾丸銀河団はまさにこの要請に応えるものであった。 衝突する銀河団では、のような一般の星間物質が重力以外の力で大きな抵抗を受けるのに対し、重力でしか相互作用しないと考えられている暗黒物質は銀河の星とともにあまり抵抗を受けずに通り抜ける。 銀河では星の質量より星間物質の方がはるかに重いと考えられ、暗黒物質がもともと存在しないのだとすれば、衝突銀河団では全体の質量の分布は抵抗を受けて取り残されるガスの方へと移動するはずである。 効果の測定技術が急速に発展したことを受けて、2004年以降、ダグラス・クロウらの研究グループが、この考えに基づき暗黒物質を捉える試みを行った。 クロウらはX線天文衛星でガスの分布を観測するとともに、可視光によって銀河団背後の銀河の光を観測し、弱い重力レンズの効果から推定される銀河団の質量分布を逆算した。 その結果、小さな方の銀河集団と大きな方の銀河集団それぞれに対応する質量の中心は、可視光で観測される2つの銀河集団のそれぞれの位置の方に誤差の範囲で一致し、ガス雲の位置とは異なっていた。 このことから力学法則がどうであれ、そこにガスとは異なる観測できない質量があり、暗黒物質の存在を従来よりも直接に裏付けるものと結論付けられた。 その後類似の例は、にある別の衝突銀河団 MACS J0025. 4-1222 でも見出された。 一方で、さらに別の衝突銀河団 Abell 520 の観測からは、通常物質とは異なる位置に質量の集中が見つかっており、弾丸銀河団とは異なる様相を示す結果も見出されている。 参考文献 [ ]• 山形大学理学部物理学科准教授 滝沢元和• Tucker, W. ; P. Blanco, S. Rappoport, et al. 1998. Astrophysical Journal Letters 496: L5—L8. arXiv:• Astrophysical Journal 604: 596—603. arXiv:• ; A. Gonzalez, L. David, et al. 2002. Astrophysical Journal Letters 567: L27—L31. arXiv:• Markevitch, M. ; A. Gonzalez, D. Clowe, et al. 2004. Astrophysical Journal 606: 819—824. arXiv:• Gonzalez, et al. 2006. Astrophysical Journal Letters 648: L109—L113. arXiv:• Press Release, Chandra X-ray Observatory 2006年8月21日. 2009年1月27日閲覧。 アストロアーツ 天文ニュース 2006年8月29日. 2009年1月27日閲覧。 Photo Album, Chandra X-ray Observatory 2008年8月27日. 2009年1月29日閲覧。 Mahdavi, Andisheh; Henk Hoekstra, Arif Babul, et al. 2007. Astrophysical Journal 668: 806—814. arXiv:• Photo Album, Chandra X-ray Observatory 2007年8月16日. 2010年5月20日閲覧。 News Release Archive, Hubble Site 2012年3月2日. 2012年3月8日閲覧。 アストロアーツ 天文ニュース 2012年3月5日. 2012年3月8日閲覧。 この項目は、 (を含む)や 地球以外のに関連した です。 などしてくださる(/)。

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