CL0958+4702
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2025/12/22 03:49 UTC 版)
| CL0958+4702 | |
|---|---|
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| 星座 | おおぐま座[1] |
| 分類 | 銀河団 |
| 位置 元期:J2000.0[1] |
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| 赤経 (RA, α) | 09h 58m 19.30s[1] |
| 赤緯 (Dec, δ) | +47° 02′ 17.00″[1] |
| 赤方偏移 | 0.39[2][3] |
| 視線速度 (Rv) | 95,303 km/s[注 1] |
| 見かけの距離 | 43億6,000万 光年 |
| 実際の距離 | 51億3,000万 光年 |
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CL0958+4702は、おおぐま座に位置する銀河団である。天の川銀河からの距離は約50億光年と推定されており、銀河団の中心部には合体しつつある4つの大きな銀河が存在する[1][4]。
概要
画像中の赤色は赤外線、緑色は可視光、青色はX線に対応している。チャンドラX線観測衛星による観測から、数百万度に上る高温の水素ガスが分布しているほかに[1]、中程度の質量を持つ銀河団であることが判明している[2]。
銀河団のなかで最も明るい銀河（BCG）より約1 - 1.5等ほど暗い3つの銀河が、BCGから見かけ上 約5.5万光年以内にあるため、BCG含めた4つの銀河は合体過程にあるとされる[2]。4つの銀河は全て楕円の形をした銀河であり、BCG以外の3つの銀河は天の川銀河と同程度の大きさであるが、BCGはその3倍と見積もられている[5]。BCGから約36万光年先まで広がる、主に老齢の恒星から成るプリューム（噴出構造）も確認されており、最近の合体により生成されたものと考えられている。BCGは典型的な早期型銀河とされ、星形成の兆候は見られない。合体の元となる銀河にガスがほとんど含まれていないことから、一般的な銀河合体とは異なり、活発な星形成は起きないとされる。このような銀河合体を Dry mergerと呼ぶ場合もある[2][3]。4つの銀河の完全な合体に要する時間は約1億年とされ[2]、最終的に天の川銀河の10倍もの質量を持つ巨大な1つの銀河になると推定されている[6]。
CL0958+4702はまた、化石銀河群や化石銀河団と呼ばれるものが、中心部の主要な銀河合体（Major merger）によって起こり得ることを示している[2]。
脚注
注釈
出典
- ^ a b c d e f “CL0958+4702: Spitzer and Chandra Spy Monster Galaxy Pileup”. Chandra X-ray Observatory (2025年9月3日). 2025年12月22日閲覧。
- ^ a b c d e f Rines, Kenneth; Finn, Rose; Vikhlinin, Alexey (2007年8月). “An Extremely Massive Dry Galaxy Merger in a Moderate Redshift Cluster”. The Astrophysical Journal 665 (1): L9-L13. arXiv:0708.0011. Bibcode: 2007ApJ...665L...9R. doi:10.1086/521102.
- ^ a b Liu, F. S.; Lei, F. J.; Meng, X. M.; Jiang, D. F. (2015年2月). “Ongoing growth of the brightest cluster galaxies via major dry mergers in the last ∼6 Gyr”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 447 (2): 1491-1497. arXiv:1412.1861. Bibcode: 2015MNRAS.447.1491L. doi:10.1093/mnras/stu2543.
- ^ “Fearsome Foursome”. NASA Science (2007年8月6日). 2025年12月22日閲覧。
- ^ “More Images of CL0958+4702”. Chandra X-ray Observatory (2022年6月7日). 2025年12月22日閲覧。
- ^ Ker Than (2007年8月7日). “Astronomers Witness Whopper Galaxy Collision”. Space.com. 2025年12月22日閲覧。
関連項目
- CL0958 4702のページへのリンク
