우주의 구조와 초은하단

은하는, 우주 공간 안에서 단독으로 존재하고 있기보다는, 오히려 집단을 만들고 있는 것이 보통입니다.

수십 개의 집단을 은하군 group of galaxies, 수백에서 수천 개의 집단을 은하단 cluster of galaxies라고 부릅니다.

은하단 내에서의 은하 분포에 명확한 중심이 있고, 개수 밀도가 높은, 이른바 규칙형 은하단(예, 머리카락자리 은하단, 평균 후퇴 속도는 초속 6900킬로미터)에서는, 타원이나 S0형 은하가 많은 반면, 은하가 산만하게 흩어져 분포하고 있는 불규칙형 은하단(예, 헤라클레스자리 은하단, 평균 후퇴 속도는 초속 1만 1000킬로미터)에서는, 소용돌이상 은하나 은하가 많습니다.

규칙형 은하단의 중심부에는 유난히 거대한 타원 은하가 한두 개 존재하는 것이 많아 cD형 은하로 불립니다.

이 은하는 때로는 강한 전파원이 되고 있습니다.

은하단의 유형과 그 구성 은하의 종류 사이에 상관관계를 볼 수 있지만 그 이유는 아직 밝혀지지 않았습니다.

　1970년대 후반이 되면, 은하단으로부터 강한 X선이 나와 있는 것을 알게 되었습니다.

X선이 은하단의 넓은 부분으로부터 발하고 있는 것이나 X선스펙트럼의 해석으로부터, 이 X선은 온도가 수억 K에 이르는 고온 가스로부터의 열방출인 것을 알았습니다.

최근 6.7km 전자볼트의 에너지 부분에서 철의 휘선 스펙트럼이 검출됐습니다.

그 강도로 볼 때 이 가스에 포함된 철의 원소량비는 태양에 포함된 비의 몇 분의 1 정도로 추정됐습니다.

우주에서는, 철은 별의 내부에서 밖에 만들어지지 않는 것으로부터, 이러한 가스는, 은하의 내부에 쌓여 있던 가스가, 무엇인가의 메카니즘으로 은하로부터 날아가 버려, 은하단중에 쌓인 것이라고 생각되고 있습니다.

우주의 구조와 은하
허블의 우주 팽창의 발견 이래, 은하는 우주의 구조를 조사하기 위한 등대의 역할을 완수하고 있습니다.

은하계를 조금 멀리 떨어져 버리면, 이미 개개의 별은 대망원경을 이용해도 관측할 수 없게 되어, 별의 대집단인 은하만이 검출할 수 있는 천체가 됩니다.

먼 곳의 은하를 관측하면, 그 만큼 과거의 은하의 양태, 우주의 양태가 보여 온다.먼 곳의 은하의 구조나 색을 관측하고, 가까이의 은하와 비교해 보는 시도가 근년 시작되고 있습니다.

자세한 관측은 앞으로의 연구에 기다려야 하지만, 최근의 관측에 의하면, 타원 은하에서는 과거 수십억 년간 거의 두드러진 색의 변화(따라서 은하를 구성하고 있는 별의 종류의 변화)는 없었던 것을 알고 있습니다.

먼 곳의 은하의 후퇴 속도를 측정하고, 우주 팽창의 속도가 과거 100억년 동안에 어떻게 감소해 왔는지를 조사해 우주 전체의 구조나 진화를 연구하는 분야도 활발해지고 있습니다.

초은하단
어느 일정 이상의 밝기를 가지는 모든 은하의 적색 편이를 측정하고, 은하의 우주 공간에서의 분포를 조사하는 연구가, 1990년대에 들어서자 급속히 진전했습니다.

그 연구의 결과, 은하는 집단을 만들어 단지 은하단을 형성하고 있을 뿐만 아니라, 그 은하단이 또 몇개 모여 초은하단(슈퍼·클러스터)을 형성하고 있는 것을 알게 되었습니다.

　이들 초은하단은, 길이 수억 광년에 이르는 은하의 「칸막이 모양의 줄」로 연결되어 있는 것이 하버드 대학의 연구진에 의해 발견되어, 그 줄대기는 월이라고 불리고 있습니다.

앞이나 뒤는 은하가 거의 없는 공간으로 되어 있어, 보이드(공간)라고 명명되어 있습니다.

어떠한 메카니즘으로 수억 광년 규모의 거대 구조가 형성되었는가는 향후의 은하 연구의 큰 과제입니다.