かみのけ座銀河団

かみのけ座銀河団かみのけ座銀河団。観測データ（Epoch J2000.0）星座かみのけ座赤経（RA, α）12h59m49s赤緯（Dec, δ）+27°58′50″超銀河経度（L）89.6°The Nearest Superclusters超銀河緯度（B）+8.2°距離3.21億光年構成銀河数1000以上その他の名称Abell 1656

かみのけ座銀河団（かみのけざぎんがだん、英：Coma Cluster、別名：Abell 1656）は、確認されただけで1000個以上の銀河を含む大きな銀河団であるFocus On The Coma Cluster - NASA 。しし座銀河団（Abell 1367）と共に、かみのけ座超銀河団The Coma Supercluster - atlasoftheuniverse.comを構成する、2つの主要な銀河団の一方である。

銀河団の地球からの平均距離は99メガパーセク（3.21億光年）である。中央の領域は、2つの巨大楕円銀河、NGC 4874とNGC 4889により支配されている。星野では銀河座標の北極付近の数度の範囲に見える。銀河団の中央部分に存在する銀河のほとんどは、楕円銀河である。矮小銀河も巨大楕円銀河と同様に、大量に銀河団の中で見出されるNewswise: Hubble's Sweeping View of the Coma Cluster of Galaxies Retrieved on June 11, 2008.。

空間密度の高い銀河団の例にもれず、構成銀河は圧倒的に楕円銀河とレンズ状銀河（S0銀河）である。ごく少数の形成年代の若い渦巻銀河も存在するが、それらの大部分は銀河団の周辺近くにある。

ダークマターの存在が提唱される契機となった銀河団でもある。1930年代、天文学者のフリッツ・ツビッキーは、かみのけ座銀河団を構成する銀河の速度分散を測定した。その結果、可視光観測から推定された銀河団の質量（光学的質量）では、大きな速度分散を持つ構成銀河を重力的に束縛できず、銀河団としてのまとまりを維持できないことが明らかとなった。この矛盾を説明するため、ツビッキーは見えない質量（dunkle Materie）の存在を提唱した。その後20年もの間、彼の研究論文が注目されることはなかったが、1950年代後半までには観測データが蓄積され、見えない質量問題が認識されるようになった。1970年代に銀河の回転曲線の観測が進んだことで、見えない質量問題解決への突破口が開かれた。

参考資料

関連項目 かみのけ座超銀河団 おとめ座銀河団 ろ座銀河団

外部リンク NASA APOD: The Coma Cluster of Galaxies The dynamical state of the Coma cluster with XMM-Newton Very Small Array observations of the Sunyaev-Zel'dovich effect in nearby galaxy clusters