Astrophys.J.674:768-783,2008.
e-Print: arXiv:0708.0030 [astro-ph]
SDSS/slice map
銀河団
• 銀河団
– 50 個～ 1000 個程度の銀河集団
– 構成銀河は数百から千km/s程度の速度分散をもち，原子物質 の１０倍程度のダークマターを伴う．
– 1000 万度から１億度程度の銀河間Ｘ線ガスを伴うものも多い．
• 銀河群
– ５０個以下の銀河集団
– 多量のガスを伴う（量は不明：ダークバリオン問題）．
– 我々の銀河とアンドロメダ星雲は他の４０個程度の小さな銀河
とともに局所銀河群を作る．
Coma Cluster
銀河についての基本情報
• 分類 (Hubble タイプ）
– 楕円銀河(Elliptical galaxies) – S0 型銀河（ Lenticular galaxies)
– 渦巻き銀河(Spiral galaxies)：SA/SB
– 不規則銀河（ Irregular galaxies)
様々な銀河
楕円銀河
• 特徴
– ほとんどガスや塵を含まないPopII星の高密度星団．
– 高銀河密度領域に多く(40%)、低密度領域では10%程度．
– 軸比 1 – 0.3 (E0 – E7)
– 表面輝度に対するde Vaucouleurs law (1948)
有効半径Reは明るい銀河に対して、3h-1 kpc程度 [Kormendy 1977]．
• 内部運動
– 回転はほとんどしていない．
– 速度分散はFaber-Jackson lawに従う．
• 光度分布
– Schechter’s law [Kirshner et al 1983]
渦巻き銀河
• 特徴
– 大量のガスや塵を含み、PopI星が円盤状に集まった星団．中心部にバルジと呼ば
れるPopII星の球状星団をもつ．
– 低銀河密度領域に多く（80%）、銀河団コアなどの高密度領域ではわずか(10%)． – ディスクの表面輝度は指数則に従う．
ディスクスケール Rd' 3h-1kpc, 中心輝度は I0' 140 L⊙ pc-2
• 内部運動
– 回転運動をしており、回転速度は外部で一定となる。この値は、200 – 300 km/s
渦巻き銀河
• Subsystems – 散開星団
• ディスク内の若いPopI星の102-103個の集団．
• サイズは1-10pc.
• 年齢は <108年
• 我々の銀河内に105個程度．
– 球状星団
• ガスや塵を含まないPopII星の104-106個の集 団．
• 中心密度は 104 M⊙ pc-3
• サイズは <50pc.
• 年齢は 1010年程度
• 我々の銀河内に200個程度．
Milky Way
NASA
M31
Dark Matter
我々の銀河の回転曲線
輝く物質量からの予想値
太陽の位置
Newton理論での回転速度は
渦巻き銀河には普遍 的にダークハローが 存在
重力レンズでダークマターを探る
Abell 520
(NASA/Chandra)
衝突銀河団では、高温ガス（赤）とダー クマター（青）が異なる分布をしている。
リング状の分布をする銀河団 ダークマター
Bullet Cluster (NASA/Chandra)
1.2
宇宙論の歴史
様々な天体
１９３１年 白色矮星の質量上限 S. Chandrasekhar
１９３２年 中性子の発見 中性子星の存在予想（Landau） １９３３年 ダークマターの発見
F. Zwicky Coma clusterの重力質量と光学的質量の違いに着目 １９３９年 重力崩壊 J.R. Oppenheimer, H. Snyder
１９４４年 星の種族 元素の起源
Wilhelm Heinrich Walter Baade 1893－1960 – 種族Ｉ : 銀河面に属する若い星． X=0.7, Y=0.28, Z=0.02
– 種族II: 銀河中心核や球状星団に属する古い星： Y=0.25±0.03, Z=2×10-3～ 2×10-5 – 種族III: 宇宙でできた第１世代の星
様々な天体
１９４６年 ビッグバン理論
George Gamov 1904－1968 １９５７年 元素の起源
Geoffrey Ronald Burbidge, Margaret Burbidge, William Alfred Fowler, Fred Hoyle (3α反応) １９６２年 星の進化論
１９６２年 Ｘ線星の発見 活動的天体，X線天文学，
Bruno Rossi
１９６３年 QSOの発見 Schmidt
１９６７年 電波パルサーの発見 A. Hewish, S.J. Bell １９６０年代終 GRBの発見
１９７３－７８年 ブラックホールの発見（CygX-1）