銀河団は、どれも同じ大きさ・同じ状態の天体ではありません。数百個ほどの銀河を含む比較的小さな銀河団もあれば、数千個の銀河を抱え、太陽の数百兆倍以上の総質量を持つ巨大銀河団もあります。高温ガスの温度も数千万度から1億度近くまで幅があり、丸く落ち着いた形をしたものもあれば、複数の塊が衝突中で大きく乱れたものもあります。
さらに、中心部に比較的低温で密度の高い「クールコア」を持つ銀河団もあれば、その構造が弱い銀河団もあります。中心銀河の超巨大ブラックホールが強く活動し、ジェットで周囲のガスを加熱している例もあります。
こうした違いは、銀河団が同じ完成品として生まれるのではなく、暗黒物質ハローの質量、形成時期、合体の履歴、ガスの流入、中心ブラックホールからのフィードバックなどが銀河団ごとに違うからです。
結論：銀河団の「重さ」と「成長履歴」が違うため、温度・形・中心状態も変わる
銀河団の性質を大きく決めるのは、まず全体の質量です。銀河団の大部分の質量は暗黒物質で、その重力井戸の中に銀河と高温ガスが束縛されています。総質量が大きい銀河団ほど重力井戸が深く、そこへ落ち込むガスはより大きな速度を得ます。
その運動エネルギーが衝撃波や圧縮によって熱へ変わるため、一般に重い銀河団ほど高温のX線ガスを持つ傾向があります。NASAの銀河団研究でも、銀河団の質量とX線温度の間には強い関係があり、温度が銀河団質量の重要な指標になることが示されています。
しかし、同じくらいの質量でも、最近大きな合体を経験した銀河団と、長く落ち着いた状態にある銀河団では見え方が違います。合体中はガスが衝撃加熱され、温度分布が不均一になり、形も非対称になります。一方、比較的静かな銀河団ではガス分布が滑らかになり、中心にクールコアが発達することがあります。
銀河団の質量はなぜ大きく違うのか
銀河団は、宇宙初期の小さな密度ゆらぎが重力で成長し、小さな暗黒物質ハローや銀河群が合体しながら大きくなった構造です。そのため、現在の銀河団がどれだけの物質を取り込んできたかによって総質量が変わります。
フィラメントが多数交わる密度の高い場所にある銀河団は、周囲から銀河群やガス、暗黒物質を取り込みやすく、長い時間をかけて巨大化します。一方、供給される物質が少ない環境では、比較的小さい銀河団のままの場合があります。
ESAのXMM-Newtonによる銀河団研究では、成長の進んだ銀河団と、最近大きな質量降着や合体を経験した銀河団を区別することが、銀河団形成を理解するうえで重要だと説明されています。
重い銀河団ほどガス温度が高くなりやすいのはなぜか
銀河団ガスの温度は、その銀河団の重力井戸の深さを反映します。深い重力井戸へガスが落ち込むほど、ガスは大きな速度まで加速されます。その運動が衝撃波や乱流によって熱へ変換されると、ガス温度が高くなります。
そのため、比較的小さな銀河群では数千万度程度のガスが多く、巨大銀河団ではさらに高温になる傾向があります。NASAの銀河団質量・温度研究では、理論的にも観測的にも、質量が増えるほどX線温度が高くなる関係が使われています。
ただし、温度は質量だけで一意に決まるわけではありません。最近合体した銀河団では、衝撃波で一部のガスが一時的に非常に高温になるため、同じ総質量でも温度分布は大きく乱れることがあります。
丸く滑らかな銀河団と、ゆがんだ銀河団があるのはなぜか
比較的長い間大規模な合体を経験していない銀河団では、銀河・ガス・暗黒物質の分布が重力場の中で落ち着き、X線画像も比較的丸く滑らかに見えることがあります。このような銀河団は「力学的に緩和した」と表現されます。
一方、銀河団同士や大きな銀河群との合体が進んでいると、ガスが複数の塊に分かれたり、中心がずれたり、温度や密度に大きなむらができます。ESAが観測したAbell 754では、合体によって高温ガスに衝撃波が生じ、温度・圧力・密度の複雑な分布が作られていることが示されました。
したがって、銀河団の形は単なる外見ではなく、「最近どのような合体を経験したか」を示す記録でもあります。
銀河団の合体では何が起きるのか
銀河団同士が合体するとき、個々の銀河は互いの間隔が大きいため、星同士の直接衝突はほとんど起こりません。暗黒物質も通常物質のガスのような圧力をほとんど受けず、主に重力で運動します。
一方、銀河団ガスは広がったプラズマなので、別の銀河団のガスと正面からぶつかります。その結果、衝撃波が生じ、ガスが圧縮・加熱され、X線温度が大きく上がることがあります。
ESAとNASAのX線観測では、合体銀河団のガスに速度差や高温領域が見つかっており、銀河団が「宇宙最大級の衝突」を繰り返して成長することが分かっています。
「クールコア」がある銀河団とない銀河団があるのはなぜか
一部の銀河団では、中心部のガスが外側より低温で、密度が高くなっています。この中心領域をクールコアと呼びます。「低温」といっても、銀河団ガスとしては依然として数百万度以上の高温です。
中心ではガス密度が高いため、X線を放射してエネルギーを失いやすく、冷える時間が短くなります。そのため、長期間大きく乱されていない銀河団ではクールコアが発達しやすいと考えられています。
一方、大規模な銀河団合体が起きると、衝撃波や乱流によって中心構造が壊されたり、低温ガスがかき混ぜられたりします。NASAが観測した銀河団IDCS 1426では、中心にクールコアがありながら、その位置のずれが過去の合体の痕跡と考えられています。
つまりクールコアの有無は、その銀河団の冷却史と合体史の両方を反映します。
中心のガスは冷え続けて大量の星になるのか
単純に考えると、銀河団中心の高密度ガスはX線を放射して冷え、どんどん中心へ流れ込み、大量の新しい星を作るはずです。しかし実際の多くのクールコア銀河団では、予想ほど大量の星形成は起きていません。
その理由として重要なのが、中心銀河にある超巨大ブラックホールからのフィードバックです。ブラックホールが活動すると、ジェットやアウトフローが周囲の高温ガスへエネルギーを与え、冷却を抑えることがあります。
NASAは、クールコアの冷却速度が中心の超巨大ブラックホールの活動によって遅くなることを説明しています。このため、中心の状態は「ガスが冷える作用」と「AGNが加熱する作用」のバランスで変わります。
中心銀河の活動性が違うのはなぜか
銀河団中心には、非常に大きな楕円銀河があることが多く、その中心には超巨大ブラックホールがあります。ただし、すべての銀河団で同じ強さの活動銀河核が見られるわけではありません。
中心へ冷たいガスが供給されるとブラックホール降着が強まり、ジェットやX線放射が活発になることがあります。反対に、ガス供給が少なければブラックホールは比較的静かです。
この違いにより、同じクールコア銀河団でも、中心ガスの温度分布や空洞構造、星形成率が変わります。中心ブラックホールの活動は銀河団全体の質量を決めるものではありませんが、中心数十万光年ほどのガス状態には大きな影響を与えます。
銀河団に含まれる銀河の種類も違うのか
違います。銀河団の質量、中心からの距離、形成時期、ガス環境によって、含まれる銀河の性質にも違いがあります。
銀河団中心部では、冷たいガスに乏しく星形成が弱い楕円銀河やレンズ状銀河が多く見られる傾向があります。外側や、形成途中の銀河団では、ガスを持ち星形成を続ける渦巻銀河の割合が高い場合があります。
銀河が銀河団へ落ち込むと、高温の銀河団ガスによるラム圧で自身のガスを失ったり、他の銀河や銀河団全体の重力場から繰り返し影響を受けたりします。そのため、銀河団の「成熟度」や環境の違いは、構成銀河の種類の違いにもつながります。
銀河団の明るさが違うのは質量差だけなのか
銀河団のX線の明るさは、高温ガスの密度と温度に強く依存します。一般に重い銀河団ほどガスを多く保持し、高温になるためX線も明るくなりやすいです。
ただし、中心に高密度のクールコアがあるとX線表面輝度が大きくなることがあります。逆に、合体中でガスが広く散らばっている場合は、同じ質量でも中心輝度が低く見えることがあります。
そのためX線光度だけから質量を一意に決めるのではなく、ガス温度、密度分布、銀河の速度分散、重力レンズなど複数の方法を組み合わせて銀河団の状態を評価します。
観測方法によって「違い」の見え方も変わる
可視光では銀河団に属する銀河の数や分布がよく分かります。X線では、銀河間に広がる高温ガスの温度・密度・衝撃波を調べられます。重力レンズでは、暗黒物質を含む総質量分布を推定できます。
一つの波長だけを見ると、銀河団の一部分しか分かりません。たとえば可視光では整って見えても、X線温度マップでは過去の合体による高温領域が残っていることがあります。
NASAのASCA観測でも、表面輝度が比較的対称に戻った後でも温度マップには合体衝撃の痕跡が残ることが示されています。銀河団の違いを理解するには、多波長観測が必要なのです。
銀河団の違いを調べると宇宙の何が分かるのか
銀河団は、宇宙で最も大規模な重力束縛構造の一つです。そのため、どの質量の銀河団がどの時代にどれくらい存在するかは、宇宙の物質量や構造形成の速さに左右されます。
また、銀河団の質量とX線温度、光度などの関係を正確に校正できれば、銀河団を使って宇宙論モデルを検証できます。
一方、合体中か緩和しているか、クールコアがあるか、中心AGNがどれだけ活動しているかといった違いを理解しないと、質量推定や宇宙論解析に系統誤差が入る可能性があります。
つまり銀河団の「個体差」を調べることは、銀河団自身の進化だけでなく、宇宙全体の構造形成を正しく測るためにも重要です。
まとめ
銀河団によって質量・ガス温度・形・中心の活動性が違うのは、銀河団が同じ条件で形成され、同じ歴史をたどるわけではないからです。
総質量が大きい銀河団ほど重力井戸が深く、落ち込むガスが強く加熱されるため、高温になりやすい傾向があります。最近大規模な合体を経験した銀河団では、ガスの温度・密度・形が大きく乱れます。長く比較的静かな銀河団では、中心にクールコアが発達することがあります。
さらに中心の超巨大ブラックホールからのジェットや放射は、ガスの冷却を抑え、中心部の状態を変えます。周囲からどれだけ物質を取り込んできたか、どのような合体を経験したかによって、銀河団の現在の姿は大きく変わります。
銀河団の違いとは、単なる「大きい・小さい」の差ではありません。暗黒物質ハローの成長、ガスの加熱と冷却、銀河団合体、中心ブラックホールの活動が積み重なった進化履歴の違いなのです。
関連記事
- なぜ銀河には渦巻銀河・楕円銀河・不規則銀河など、さまざまな形があるのか？
- なぜ同じ銀河の恒星でも、質量によって色・温度・寿命・最期が大きく違うのか？
- なぜ銀河によって回転曲線の形や回転速度が違うのか？
参考資料
- 国立天文台「X線分光で探る銀河団」
- ESA「XMM-Newton probes formation of galaxy clusters」
- ESA「Massive merger of galaxies is the most powerful on record」
- NASA「Galaxy Cluster IDCS 1426」
- NASA HEASARC「Clusters of Galaxies and Early-Type Galaxies」
コメント