銀河群：特徴、形成、観測と局所銀河群

形成と進化

銀河群は、宇宙の網目状構造における物質の階層的な集合によって形成される。すなわち、小さな暗黒物質ハローが合体し、より大きな系へと物質を取り込んでいく。銀河群内では相互作用が頻繁に起こり、銀河の形状や星形成率を変化させうる。潮汐力によって円盤からガスが除去されることもあれば、ガスが中心領域へ流れ込むこともある。また、小さな衛星銀河はより大きな銀河に取り込まれ、時間とともにその質量を増大させる。

一部の銀河群は、フォッシルグループと呼ばれる、より緩和した系へ進化する。このような系では、かつての多くの伴銀河と合体した一つの大銀河が光度を支配する。大きな銀河群と小さな銀河団の境界は明確ではない。銀河群より大きな銀河の集合は、一般に銀河団または超銀河団と呼ばれ、詳しくは銀河団と超銀河団で扱われる。

観測による同定

天文学者は、赤方偏移サーベイと位置データを用いて銀河群を同定する。しばしば、速度と位置が似通う銀河をまとめるフレンズ・オブ・フレンズ法などのアルゴリズムが適用される。X線観測は高温の銀河群内ガスを明らかにでき、重力レンズ効果や衛星銀河の力学は総質量の推定に利用される。カタログやサーベイは統計研究のために銀河群の性質を集積しており、代表的なサーベイ資料についてはサーベイ資料を参照。

例と重要性

最もよく知られる例は局所銀河群である。局所銀河群には天の川銀河（天の川銀河）、アンドロメダ銀河、さんかく座銀河、および40個を超える小型の矮小銀河が含まれる（局所銀河群）。M81銀河群やちょうこくしつ座銀河群など、ほかの近傍銀河群も、銀河相互作用と銀河進化における環境の役割を研究するうえで利用しやすい実験場となる。

近傍宇宙の銀河の大部分は大規模な銀河団ではなく銀河群に存在するため、銀河群は銀河の成長、暗黒物質の分布、バリオン循環を研究する主要な環境である。銀河群では速度分散が比較的小さいため、銀河団よりも合体が起こりやすい。したがって銀河群は、銀河の形態変化と、宇宙における構造の階層的な形成を理解するための重要な場である。