Type-cD_galaxy
CDタイプ銀河 （また、CD-型銀河、 のCD銀河 ）である銀河形態分類のサブタイプ、タイプD 巨大 楕円銀河。星の大きなハローが特徴であり、それらはいくつかの豊かな銀河団の中心近くに見られます。それらは超巨星楕円または中央優勢銀河としても知られています。
コンテンツ
1 特徴
2 成長
2.1 力学的摩擦
3 cDクラスター
4 例
5 も参照してください
6 参考文献
7 参考文献
特徴
cDタイプは、Yerkes銀河分類スキームの分類であり、Dタイプとともに現在も一般的に使用されている2つのYerkes分類の1つです。「cD」の「c」は銀河が非常に大きいため形容詞の超巨星であるという事実を指し、「D」は銀河が拡散しているように見えるという事実を指します。「cD」の逆成は、「中央の支配的な銀河」を示すために頻繁に使用されます。 cDもしばしば最大の銀河と見なされます。
cD銀河は、レンズ状銀河（S0）や楕円銀河（E＃）に似ていますが、何倍も大きく、半径が100万光年を超えるエンベロープを持つ銀河もそれらは楕円のように見え、大きな低表面輝度エンベロープがあり、これはcD銀河と同じくらい銀河団に属している可能性が現在、cDは銀河の合体の結果であると考えられています。いくつかのcDは複数の銀河核を持っています。 cD銀河は、銀河団の中で最も明るい銀河団（BCG）であることがよく見られるタイプの1つです。多くの化石群銀河はcDBCG銀河に類似しており、cDは化石群の作成に起因し、新しいクラスターが化石群の周りに蓄積するという理論につながるものもしかしながら、化石群とは異なり、cD自体は散在銀河としては発見され cDはBCGの約20％を形成します。
成長
CDの銀河は銀河クラスターの中心に銀河そのスパイラル、最初1965年にハーバートJ.ルードによって提案理論の合併を経て成長すると考えられているこの「共食い大きな直径及び明度に成長リード」モードcDの。クラスター内で2番目に明るい銀河は、通常、「食べられた」結果として、明るさが不足しています。銀河は時々の拡散ハローとして現れる「食べ」のまま気体及び塵、または潮の流れ、またはCD銀河に偏心核を未消化しました。エンベロープまたはハローは、元の銀河から剥ぎ取られた星から発生する「クラスター内光」で構成されている場合もあり、直径は最大300万光年になる可能性が cD銀河だけでも、クラスターの質量に応じて、12.5ビリアル半径内の総バリオン質量の1〜7％を占めると推定されています。
力学的摩擦
力学的摩擦は、銀河団の中心でのcD銀河の形成に重要な役割を果たすと考えられています。このプロセスは、クラスター内の大きな銀河の動きが小さな銀河と暗黒物質をその背後の伴流に引き付けるときに始まります。この過密度は、より大きな銀河の背後に続き、一定の重力を銀河に及ぼし、銀河の速度を低下させます。運動エネルギーが失われると、大きな銀河はクラスターの中心に向かって徐々にらせん状になります。そこに着くと、大きな銀河とその後続の銀河の星、ガス、塵、暗黒物質が、同じ運命でそれらに先行した他の銀河のものと結合します。巨星または超巨星の拡散銀河または楕円銀河は、この蓄積から生じます。融合または融合する銀河の中心は、cD銀河の複数の「核」として現れるため、長期間認識され続ける可能性が
cDクラスター
Type-cD銀河は、クラスターの定義にも使用されます。その中心にCDに銀河団が呼ばれ、「CDクラスタ」または「CDの銀河団」や「銀河のクラスタのCDを」。
例 3C 401 Holmberg 15A（現在最大のブラックホールの1つが存在する）
IC 1101、直径の点で最大の既知の銀河（約550万光年）
おとめ座銀河団の中央銀河、メシエ87
NeVe 1、Ophiuchus超銀河団噴火イベントのホスト銀河、知られている中で最もエネルギッシュな爆発。
ろ座銀河団のNGC1399
NGC 4889、またコールドウェル35、超巨星として知られている銀河は、クラス4楕円銀河内の最も明るいコールドウェルは、オブジェクトの星座にかみのけ座 NGC 6086 NGC 6166
ペルセウスA
QSO 0957、最初に識別された重力レンズオブジェクト
も参照してください
楕円銀河（E＃）
巨大楕円銀河（gE）
レンズ状銀河（S0、SA0、SAB0、SB0、E9）
セイファート銀河
タイプD銀河
参考文献
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参考文献
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