nebula

　数十個から数千個の恒星が不規則に群れ集まった集団を散開星団といい、普通数十～数百個の星が数十光年の空間に存在してます。同じ星間分子雲から星が次々と生まれてできたものであり、いわば、生まれたての若い星の兄弟たちの集まりなのです（すべて種族Ⅰです）。その結果、しばしば濃い星間物質を伴っています。散開星団は、相互の重力でまとまっていますが強くはなく、周辺の境界もはっきりしません。数億年後には崩壊すると考えられています。
　現在までに発見されている散開星団の総数は１０００個を超えています。
　散開星団は銀河の中心に数多く密集しているため、以前は銀河星団と呼ばれていたこともありました。
　散開星団までの距離は1万光年以内のものが多いのですが、これより遠くにある散開星団も多く存在するものと考えられています。しかし、銀河面に沿って存在しているために、遠くにあるものは恒星や星間物質によって遮られ、見ることができるものは、ごく一部に過ぎず、銀河全体で２万個ぐらいは存在すると考えられています。
　近距離の散開星団としてはヒアデス星団（距離１４２光年）、プレアデス星団（４１０光年）、プレセぺ星団（５１５光年）などが有名です」。
　散開星団は、その密集度によって、a（まばら）からg（密集）の７段階に分類されています

二重星団(Double Cluster in Perseus)ｈ・χ

　ペルセウス座には、「二重星団ｈ・χ（エイチ・カイ）」と呼ばれる有名な散開星団のコンビがあります。NGC869(通称「h」)とNGC884(通称「χ」)が天の川の中に寄り添うように並んでいるのです。空の暗い所では、肉眼でも確認できるほど明るく、双眼鏡では、すばらしい眺めとなります。

　運動星団 (Moving Cluster)
　運動の方向や速度がほぼ同じ星の一群のことです。
　散開星団と同じものですが、距離が近かったり、広がってしまっていたりすると、見かけの星の位置がバラバラの場合がありますが、その動き方を調べてみると、実はひとまとまりの集団だということがわかる場合があるのです。　運動星団では、その動き方から星団までの距離を求めることができ、年周視差では測れない少し遠い星の距離を測るための尺度になっています。ヒヤデス星団、おおくま座運動星団、さそり－ケンタウルス座運動星団などが知られています。

　太陽系が所属する銀河（恒星や星間物質の集合体）。
約１０００～２０００億個の恒星の集団です。
　秒速220キロメートルで銀河系円盤内を２億５千万年の周期で上下に波打つように移動しています。銀河系は、円盤部、中心部（バルジ）、ハローの三つから構成されています。バルジは、棒状の形（棒渦巻銀河）をしており低温で明るい年をとった星が集まっています。

　　　　　　　　銀河想像図（クリックすると拡大します。）
　　　　　　　　（提供：NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC-Caltech)

　銀河の中心（コア(*1）は、非常に明るい電波源であり、異常に物質が集中した活発な領域と思われ、コアには巨大ブラックホールA*（太陽の４３０万倍）が半径６００万ｋｍの広がりで存在すると推測されます。太陽からの距離は、約8.5kpc。コアのまわりには、宇宙線とハロー（銀河中心核ハロー）が取り囲まれており、ハローからは色々な腕（ブリッジ）がのび銀河アーク（垂直磁力線）にぶつかっています。巨大ブラックホールの周囲には、ブラックホール・中性子星が多数見つかり、いずれは巨大ブラックホールに吸収されます。

(*1) 射手座Aという電波を発生する天体が中心です。射手座のAの東は超新星残骸、射手座西は質量が大きい星が多数みられ、天の川銀河中心集団とよばれます。この射手座西を電波、赤外線、X線で調べると点状に輝いてる天体あります。射手座A＊（エースター）と呼びます。この射手座A＊こそが天の川の中心のブラックホールです。

　ハローは、銀河系を大きく球状に包み込み数十万年の広がりを持ちます。銀河系の周りには、大マゼラン星雲、小マゼラン星雲等の十数個の衛星銀河を持っています。
　バルジとハローの恒星は主に種族Ⅱ、円盤部にある恒星は主に種族Ⅰです。
　銀河系の回転速度（中心部を除く）は、そこに見える物質量から計算した速度よりもはるかに速いことから(*2)、ダークマターが存在していると思われます。バルジの星の運動は、銀河面に対してかなり傾いた、まちまちな方向を向いた細長い運動をしていますし、ハローにあるたくさんの球状星団も、銀河中心を巡る様々な軌道を描いています。また、円盤の中を円運動していない星もあります。
　ハローに存在する年老いた星は、初期宇宙で起きていた銀河同士の衝突の影響で、もともとの住処であった銀河から引き離された残骸であることが考えられます。
　銀河のハローに存在するダークマターには、白色矮星、褐色矮星、中性子星等のMACHO（Massive　Compact　Object）や、ニュートリノ、超対称性粒子、アクシオン等の非常に弱い相互作用しかしない粒子WINP（Weekly　Interractive　Massive　Particle）等が考えられています。
　天の川に沿ってほとんど銀河が見られない領域をZoA（Zone of Avoidance)と言い、主に銀河面の固体粒子による光の減光及び多数の前景星の混入が原因です。ZoAの領域は、全天の２０％にもなります。１９９０年以降、ZoAの本格的な銀河探査が行われへびつかい座銀河団、じょうぎ座銀河団等の大銀河団が見つかっています。

　銀河系で、一番明るい星は、7500光年の距離にあるりゅうこつ座のη星（ηカリーナ）です。150年ほど前に大爆発を起こし、太陽質量の10倍以上の物質が放出され生き残りが今も輝いています。そのηカリーナは、核融合の燃料をものすごい勢いで消費していて、まもなく一生の終わりを迎えようとしています。

　マイクロクェーサー　（Micro　Quasar）
　クェーサーと同じくブラックホール（太陽質量の10倍程度）ですが銀河内に存在し、ふつうの恒星と連星をなしていて、恒星からガスを吸収しています。ブラックホールの質量、円盤の大きさ、ジェットの長さ、すべてが100万分の1程度ですが、それ以外のメカニズムはクェーサーとよく似ています。（AGNの項参照）

(*2)　銀河が見える物質だけで計算すると、外周部が内側に比べゆっくりした速度で回転するはずですが、観測では、外周部・内側ともほぼ同じ速度(平坦回転曲線）であり、公転周期は半径に比例します。太陽系は差動回転であり半径の３／２乗で増えて行きます。

　銀河の中には、光で観測すると、中心部の小さな領域が異常に明るく光るものがあります。この異常に明るい銀河中心部の天体を活動銀河核（ＡＧＮ）と呼びます。その中心部は、大きさにして銀河直径の数千～数十万分の一しかないのに、明るさは銀河全体と同じか、それ以上に明るいのです。活動銀河核の中心には太陽の質量の千万～百億倍の質量を持つ巨大ブラックホールがあり、そこに流れ込む物質が落ちるときの重力エネルギーの一部を解放していおることが起因していると考えられています。天体によっては、中心核のまわりで、星が異常な速さでどんどん生まれているために中心部が明るく見えると考えられているものもあります。
　エネルギー放出（可視光・X線等）の一部は、活動銀河核ジェット（活動銀河の中心核から対称な２方向にまっすぐに細く収束された形で吹き出している高速のガス流、なぜ起きるか基本的な原理は不明）として放出されています。
　近傍銀河では、明るい銀河の９割が中心活動性が示し、19%がライナー、11%セイファート、42%がＨⅡ領域、１３％がライナーとＨⅡ中心核の中間（トランジション天体）に分類されます（パロマサーベイより）。

　クエーサー(Quasar)
　遠方の、異常に明るい銀河中心核（活動銀河核）が、見かけ上恒星のように見えている天体。恒星状に見えるので、準恒星状天体（Quasi-Stellar Object、QSO）と呼ばれ、さらにこの英語呼称を略されてクエーサーと呼ばれています。通常の銀河の中心核は１万光年もの巨大なものもありますが、クェーサーの中心核は３光年より小さく、また、その小さい核は通常銀河の１０００倍以上のエネルギーを放出しています。クェーサーは非常に遠方にあり、数十億光年以上もあることから、宇宙の初期（１０億～３０億年）に生まれつつある活発な銀河であることがわかります。クェーサーは、ほとんど１型セイファートで、頻度は銀河１０万個に数個がクェーサーです。
　
　 セイファート銀河(Seyfert Galaxy）　M81、NGC6251など
　1943年にC.K.セイファートが特別に分類した銀河です。普通の渦巻銀河のように見えますが、銀河の中心部分にきわめて明るい領域があり、数千ｋｍ／ｓという高速で運動するガスを含んでいます。パルマー線であるＨβ輝線の幅が酸素の２階電離イオンの放射する輝線に比べ非常に広いものを１型セイファート、そうでないものを２型セイファートと分類しますが、ダストトーラス（ドーナツ状のダスト）と、それに対する視線方向の違いで本質的には変わりません。２：５の比で２型の方が多く見つかっているます。
　クェーサに比べブラックホールの質量の小さいものをセイファート銀河と呼び、これは歴史的な経緯から名前が異なるだけで、物理的過程はクェーサーと同じです。銀河の数パーセントがセイファート銀河です。

　電波銀河 (Radio Glaxy)
　普通の銀河に比べて、きわめて強い電波を放射している銀河です。
　銀河本体は楕円銀河であることが多いです。M87は、おとめ座銀河団の中心に位置する巨大な楕円銀河で、おとめ座Aという電波名も持ち、たいへん有名な活動銀河です。
　1944年に先駆的な電波天文学者レーバー（Grote Reber　アメリカ　 1911～）が、はくちょう座の方向に最初の電波銀河はくちょう座Aを発見しました。

　ライナー（低電離銀河中心核電離ガス領域）（ＬＩＮＥＲ：Low Ionization Nuclear Emission-line Region）
　ヘックマンが、銀河中心核を観測したとき、輝線が見られるが、セイファート銀河核と違いガスの電離度が非常に低い銀河核を発見しました。電離度は、電離源の強度だけきまらずガスの量にも関係していますが、具体的どうして電離度が低いか不明です。銀河の１／３の銀河中心核はライナーです。
　１型は低光度ＡＧＮ、２型はＡＧＮ以外の電離源をもつものを多いことがわかっています。
　遠方に多数存在していた明るいＡＧＮ（クエーサ等）は、質量降着率（ブラックホールへの燃料補給）が小さくなりライナーへと進化したものと思われます。

　とかげ座BL型天体 (BL Lac object)
　光で見るとクェーサーのように恒星状の天体として観測されますが、強い連続光のみで輝線が目立たず、時間的に激しく変動する一群の活動銀河です。
　1968年、M.シュミット（Martin Schmidt）が、それまで変光星とされていたとかげ座BL（BL Lac）を、時間変動し直線偏波を示す異常な電波源OVRO42.22.01に同定してはじめて、この種の天体が注目を集めるようになりました。

　超高光度赤外線銀河（ULIRGｓ:Ultraluminous Infrared Galaxies）
　可視光線よりはるかに多くの赤外線を放射する銀河を一般に赤外線銀河と呼ばれ、中でも赤外線光度が太陽の１０^１２倍を超える銀河をULIRGｓ言います。ダストによる熱放射が赤外線光度を支配し、中心核付近に多量の分子ガス／ダストを持っています。赤外線発生原因は、ガスを含む巨大な銀河の合体等から、ダスト内に強力なエネルギー源が発生し、そこからの放射がダストに吸収されて、再熱放射されていると考えられます。強力なエネルギーとして星形成活動によるもの又はＡＧＮが考えられますが、近年の研究から、ＡＧＮであると考られています。なお、赤外線銀河は、星形成活動によるものと考えれれています。

　われわれの銀河系と同じような星の大集団で、単に銀河とも呼ばれますが、銀河系と区別するために系外銀河と呼ぶ場合もあります。
　その中には、１億～千億個ぐらいの星が含まれていて、数万～数十万光年の大きさを持つものが一般的です。現在、宇宙には数千億ぐらいの系外銀河が存在すると考えられています。その形はさまざまで、渦巻き構造を持つもの、単に楕円形をしているものなどがあります。
　バルジを持っている銀河の中心には巨大なブラックホールが存在していると考えられています。
ハッブルの分類から
　銀河をその形によって分類したもの（形態分類）を， ハッブル分類(Hubble Classification)又は音叉モデルと呼びます．おおまかには，E（楕円銀河），S0（レンズ状銀河）， S（渦巻銀河），Irr（不規則銀河）の系列に分類され，渦巻きの広がりや，バルジの棒状構造などから，さらに細分化されます．棒状構造はA（なし），B（あり），AB（中間）を付けて表し， Eは丸いものから扁平なものへ0～7， Sは渦巻きが閉じたものから開いたものへa,b,c,dと細分します．また形態に特異性を示すものは末尾にpと付けます。
　ハッブルの分類は、銀河の進化とは関係はありません。
渦巻きの巻き込み
　銀河の中心から距離が近いほど回転数が多くいため、天の川銀河の場合、太陽系が４６億年の間に１９周し、その半分の距離では３８周していることになり、巻き方は何十周を巻き込んだ渦がなければなりません。しかし、数周程度しか巻き込まれていません。この矛盾を解決したのが密度波理論(*3)です。これは、渦巻きの腕は恒星の密集を示しており、渦巻き腕にあるのは同じ天体ではないと考えます。つまり、交通渋滞の車と同じです。

楕円銀河 (Elliptical Galaxy)　EO、E3、E7（M82、NGC3379等）
　楕円銀河は星間ガスが少なく，電波で観測してもガスが発する電波輝線が検出されないものが多数あります。これは、赤色巨星ばかりで構成されており、若く青白く光る主系列星は見られません。ただし，中心な　どで激しい活動を起こし、高エネルギー粒子を大量に放出している銀河では，シンクロトロン放射による電波連続スペクトルがみられます。　星の分布は全体として滑らかで中心部がやや高くなります。
　(レンズ状銀河）　SO（NGC4526、NGC4382（M85）等）　
　渦巻銀河と似た形をしていますが、スパイラルアームがありまん。
　渦巻銀河と同じく、星の材料となる水素ガスをほとんど含まれません｡
渦巻銀河(Spiral Galaxy)　Sa、Sb、Sｃ(M31.M51等)
　渦巻銀河は星間ガスが豊富で，中性水素ガスや分子ガスが比較的多く存在します．したがって，渦巻銀河を分子輝線や中性水素輝線で観測すると，それらを放つガスの分布や運動を知ることができます星が円盤状に集まったもの。中心部は、水素ガス等が含まず老いた星からなっています。
　中心にバルジと呼ばれる星が集中した部分があり、バルジの周りの円盤部分では渦巻構造が見られます。
　Sa,Sb,Scの順に腕の巻きつきがゆるくなります｡
棒渦巻銀河(Barred Spiral Galaxy) 　SBa,SBb、SBc（M109、NGC4535、NGC1300等）　　　　
　　渦巻き銀河とよく似ているが、中心のバルジに相当する部分が球状ではなく、バーと呼ばれる細長い楕円体状（棒状）になっています。天の川銀河はこのタイプです。渦巻き銀河の２／３は、棒渦巻き銀河です。
不規則銀河(Rregular Galaxy)　I　（M82,大マゼラン雲、小マゼラン雲等）
　楕円銀河、渦巻銀河、棒渦巻銀河などの分類に当てはまらないので、不規則な形をしたものや矮小銀河などがある。水素ガスの量がSc,SBｃ型より多く、若い星がさかんに発生しているものと思われます。
矮小銀河(Dwarf Galaxy)
　ｄE（矮小楕円銀河）、矮小球状銀河（ｄSph)、矮小不規則銀河（ｄIr)に分けられます。矮小銀河は、一般的に渦状銀河より１等級以上暗く、有効半径も数百pc（1pc=3.26光年）から1kpc程度です。
　ウルトラコンパクト矮小銀河（Ultra Compact Dwarf：UCD）
　UCDに含まれる恒星の数は数百万個以上で、「矮小銀河」と呼べますが、典型的な矮小銀河に比べて非常にに暗く、星が狭い領域に密集しているのは「球状星団」を思わせる特徴です。誕生する原因は、①球状星団が合体してできた　②球状星団の同じ、③矮小銀河から外縁部がなくなった中心部、の三つが考えられています。

系外銀河Ｍ31
　「アンドロメダ座」には「アンドロメダ大星雲」として有名な系外銀河のＭ31があります。Ｍ31は、渦巻き銀河に分類される系外銀河で、われわれの銀河系と同じような構造ですが、大きさはアンドロメダ銀河のほうが銀河系より倍程度大きく、早ければ30億年後には、アンドロメダ銀河に銀河系が吸収されてしまいます。楕円形に見えるのは、その円盤状の渦巻きを斜めから見ているからです。距離は約230万光年で、銀河系と同じ銀河団に属しています。

*3)密度破理論
　　恒星が集中すると、そこだけ重力が強くないり、引きつける際には加速し通り抜ける際に遅くなります。この恒星分布が恒星の集中を起こし、渦巻きができます。

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　bｙ　NOAO IMAGE

星間物質（Interstellar medium; ISM）

①星間分子ガス（Interstellar molecules）
　星間ガスで一番多い水素分子は、輝線も吸収線も示さず観測は困難です。水素の次に多いＣＯが用いられています。
　星間ガスは、一番多いＨ２、その他CO、ＳｉＯ、ＣＳ、ＯＨ、水、ＮＨ３、ＨＣＮ等が電波観測から解っています。
　水素原子が水素分子になることは、星間中では難しく、塵又はイオンが介在し分子はを作ります。他の分子も同様です。　発見された分子には、地上ではあまり見られない、炭素原子が数珠つなぎに結合した分子（直線炭素分子）が存在します。
②星間塵（Interstellar dust）
　星間ガス雲は、ガス以外に可視光を反射する物質も存在します。この物質を星間塵といい、1/1000mm以下の炭素や珪酸塩でできています。星間塵に光が当たると熱を吸収され暖かくなります。この温度は数１０K～数１００Kものが多と思われます。
　星間塵は、向こう側からくる光を吸収し減光します。この状態を星間減光（Interstellar extinction）又は星間吸収といいます。波長が長い程星間減光は下がってきます。そのため、赤い光は青い光に比べ減光が少なく赤ぽっく見えます。この現象を星間赤化（Interstellar reddening）と言います。

　「散光星雲」は、星雲の一種で、銀河系内にある、ガスの塊が光って見えているものです。ガスの主な成分は、星の主な成分である水素と同じで、この水素ガスが集まって、やがて星として輝き始めます。つまり、散光星雲はその中で、新しい星が生まれている場所でもあるわけです。
　散光星雲は主に星間ガスが近くの星に照らされて光って見えているもので、天の川の近くに多く見られます。発光のメカニズムによって反射星雲と発光（輝線）星雲（ＨⅡ領域*）の２つに分類されます。
　*ＨⅠ　中性水素原子　　ＨⅡ　電離した水素イオン
　
　反射星雲(Reflection Nebula)
　比較的温度の低い恒星の光を反射して光っているもので、星雲の色はその恒星の色とほぼ同じになります。アンタレスを取り囲む赤い星雲やプレアデス星団（Ｍ４５）を取り囲む青い星雲などがその代表的なものです。

　発光（輝線）星雲(Emission Nebula)
　主に水素で構成された星間ガスが、付近にある高温の恒星が発する紫外光により電離した結果、発光して見えるもので、ＨⅡ領域とも呼ばれますが、その他に、ヘリウム、酸素、窒素原子から発行する光も観測されています。オリオン大星雲(Ｍ４２)、干潟星雲（Ｍ８）、三裂星雲（Ｍ２０）が代表例です。散光星雲は不規則な形をしており、小さなものは数光年程度、大きなものでは百光年近い広がりを持っています。写真では水素原子のだす波長656.28nmのＨαと呼ばれる光が強いために赤く写ります。

　超新星残骸（Supernova Remnant）
　超新星爆発を起こした後に飛び散ったガスが星雲に見えるものです。

　数万～数十万個の恒星が球状に密集している星団。大口径の望遠鏡の高倍率を用いても中心部の星ぼしを分離することが困難なほど、星が集中しています。数万ないし数十万個の恒星が球状に密集した集団を球状星団といいます。現在までに発見されている球状星団の数は１５０個を超えています。見かけ上は円形で、恒星は中心に近いほど密集しており、周辺部にいくにしたがって徐々にまばらになっています。球状星団をよく調べると、完全な球形ではなく、わずかに歪んだ楕円体であることが多いのですが、これは球状星団全体が自転運動をしているためだと言われています。
　球状星団は、天の川銀河とほぼ同時に誕生しました.。誕生すぐは、分子雲がものすごい飛び回り激しき衝突し、いっせいに星が生まれます。その後、一番重かった星が超新星爆発を起こしガスを吹き飛ばします。これが球状星団の誕生です。　星団に含まれる星は、主に主系列星の太陽より少し軽い星と、約１０％の赤色巨星、中性子星（極少ない）でできており、年齢が100億年を超える年老いた星です。中心に大質量ブラックホールが存在するか未だに不明です。
　　球状星団は、生まれた時はゆっくり回転したと考えれます。しかし、星々が飛散する際に角運動量を持ち去り、回転は遅くなり、次第に丸くなります。
　天の川銀河で一番大きな球状星団は、ケンタウルス座のω（オメガ）星団です。質量は太陽の１００万倍、全天で一番明るい球状星団ですが、残念ながら南に低く、日本からはあまりよく見えません。この星団は、星の世代交代が起こっており、小さな銀河の名残とも考えられています。
球状星団はその密集度に応じて、密なものから順にI～XIIの１２段階に分類されています。

ヘルクレス座の球状星団M13 (NGC6205)

　M13は、距離２万３５００光年、光度5.９等の球状星団で、北天一といわれる素晴らしい球状星団です。日本では南中するとほぼ天頂付近になるので、大気の影響を受けにくく、空の状態の良いときの見え方はすばらしくものとなります。満月の3分の１ほどの大きさを持ち、50万個もの星が含まれる大集団です。

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

　ハーシュエルが、円盤状で惑星のように見えたことから、

惑星状星雲という名で呼んだところに由来します。
　実際には、太陽の重さの 8 倍以下の星が、その一生の最期の方で、中心部の核融合反応が不安定になったころに、外側のガスを放出した姿と考えられています。惑星状星雲の中心付近には、つねに青白い恒星が存在しています。惑星状星雲は中心星（白色矮星）と呼ばれるこの星に対してほぼ点対称に広がっていて、星雲がこの星から誕生したことが分かります。このようなリング構造を説明するために考えられたモデル（ISWモデル：Interracting Stellar Winds Model)があります。中心星からの高速なガスと、もともと広がったガスがぶつかり、接触不連続面となり衝撃波面になりシャープな境界線が形成されます。　
惑星状星雲はその形によって次のように分類されています。
Ⅰ 恒星状に見える
IIa 楕円形で一様に明るく、集光している
IIb 楕円形で一様に明るいが、集光していない
IIIa 楕円形で明るさが一様でない
IIIb 楕円形で明るさは一様でなく、明るいエッジを持つ
IV 環状に見える
V 不規則
VI 異様なもの
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

最近の観測結果から、砂時計の様な形がわかってきました。くびれの部分が明るく見えるため、環状のように見えてています。

　私たちの銀河系が属している銀河の集まりのことを局部銀河群といいます。主な銀河は大マゼラン雲、小マゼラン雲、アンドロメダ大星雲、さんかく座のＭ３３、おおいぬ座矮小銀河、その他不確定なメンバーも含めると４０個あまりにもなります。大きさは、数百万光年程度です。近くの銀河十数個を局部銀河群、数十個の集まりを局部銀河団とも言います。局部銀河群はおとめ座銀河団を中心としたとしたおとめ座超銀河団という集団の中に属しています。
　銀河系は、３０億年後にＭ３１と合体し大きな楕円銀河となります。
　以前は、おとめ座銀河団に吸収されるのではないかと考えられていましたが、現在では暗黒エネルギーより引き離され吸収することはないと考えられています。
主な銀河　アンドロメダ銀河、M32、M33、M110 、NGC147、NGC185、NGC3109、NGC6822、IC10、IC1613、大マゼラン銀河、小マゼラン銀河いて座矮小銀河、おおいぬ座矮小銀河、くじら座矮小銀河、アンドロメダI 、アンドロメダII、アンドロメダIII 等があります。

　　局部銀河群Ｍａｐ

「おとめ座」の「おとめ座銀河団」のように、直径数千光年の空間に数百～数千個もの銀河が集まっているところを「銀河団」と呼びます。おとめ座銀河団は、銀河系が属する局部銀河群を含めた局部超銀河団の中心に位置していて、宇宙距離測定の上でも重要な存在です。
　通常銀河団は、約７５％の楕円銀河を含み、中心には巨大楕円銀河が存在することが多い。
　可視光で見える銀河は銀河団の質量の数％程度にすぎず，質量の20％程度を銀河間空間を満たす高温ガス（3千万度から1億度にもなる），残りの約80％は暗黒物質です。銀河団は、周囲の銀河や、数個の銀河からなる銀河群、銀河団などと吸収、衝突、合体を繰り返す事によって成長していると考えられています。
　銀河団の質量は非常に大きく, その重力は背後にある天体からの光を曲げてしまいます. これは重力レンズ（gravitational lens）として知られる現象です. 光の曲がり具合いは銀河団の総質量に依存するので, 重力レンズの度合いを計ることで銀河団の重さを知ることができます.
　おとめ座銀河団，ペルセウス座銀河団，かみのけ座銀河団は特に大きくて明るい，いわば御三家と呼んでもよい巨大銀河団です。

おとめ座銀河団（Virgo cluster）
おとめ座銀河団は我々の銀河系の一番近くにある銀河団です。銀河系から約15～22Mpcの距離（銀河団の端）にあり、約1,300個～2,000個の銀河で構成されています。1781年にシャルル・メシエによって発見されました。おとめ座銀河の中心にはＭ８７(*)の巨大楕円銀河（銀河系の約１００倍）があります。

(*)Ｍ８７には、スペシウム光線のような光がでており、ウルトラマンの故郷となるはずでしたが、脚本の誤植のためＭ７８になってしまったそうです。

グレートアトラクター(Great Attractor)
　銀河系を運動を調べると、ある一つの方向に向かって動いていることがわっかてきたました。銀河の向かう先に巨大な物質の集まりが存在し、数千の銀河が引き寄せられていると考えグレートアトラクターと名付けました。しかし、その方向は天の川に隠れよくわかりませんでした。近年の研究結果から、大きな銀河団であることがわかりました。

ヘラクレス銀河団　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　おとめ座銀河団　
　　