お尋ねします。

ある本で、
「恒星での核融合反応で鉄までの元素がつくられ、超新星爆発で融合反応ではつくれない元素(鉄より重いウランまでのすべての元素を含む)をつくるものと考えられる」
とありましたが、鉄より重い元素がつくられる具体的なプロセスが書かれていませんでした。
どのようにして鉄より重い元素はつくられるのでしょうか?
無学なので難しい専門用語などはわかりません。詳しい方に簡単に教えていただければと思います。
お手数おかけいたします。回答、お願いいたします。

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A 回答 (3件)

>無学なので難しい専門用語などはわかりません。


それでは「イメージ」として書かせていただきますね。

核融合ができる環境では、そのエネルギー(温度)に見合った融合をします。
エネルギーが高いほど「陽子」(面倒な過程の話は抜きにして、ここでは「陽子」としてしまいます)はどんどん融合して行きます。しかし無限ではなく「安定する数」と言うのがあって、陽子の数が「26個(鉄)」で安定するようです。
ですから、核融合ができる環境で仮に陽子が27個くっついてもすぐに壊れてしまいます。
でも、我々の環境の下では壊れることはないです。

ではどうやったら27個以上の元素ができるかと言うと、核融合の環境ではない環境の下で、「ぶっつける」しかないわけです。
ぶっつけて27個、28個、29個・・・と、どんどん増やすしかないですが、「陽子」は「+」の電気を帯びているために、そう簡単にはくっついてくれません。
そのためには途轍もないエネルギーが必要となり、実は超新星爆発(スーパー・ノバ)よりも大きい「ハイパー・ノバ」や、「中性子星」同士の衝突による莫大なエネルギーで作られていると考えられているようです。
核融合の環境の下で「鉄」までが作られ、爆発などの力で周囲に吹き飛ばされて、核融合の環境から外れたところで莫大なエネルギーにより飛んできた陽子がぶつかって融合し、27個以上の元素が作られて行く。
電気の反発に打ち勝って近づくと、「核力」と言われる力により強固に結びつきます。
この核力を働かせるまで近づけるのに莫大なエネルギーが必要となるようです。

細かいところは抜きにして、大筋はこれで間違いないと思います。

余談になるかも知れませんが・・・
人間が認識している元素は、自然界で92種類あります。
92番目は「ウラン」ですが、陽子が92個あります。そして中性子が143個のウラン235は「核分裂」を起こし易い元素です。
核分裂を起こす環境ではない、我々の環境の下でも「不安定」な状態らしく、自発的に分裂を起こすこともあるようです。
今の環境では92個が限界のようです。
実験室レベルでは93個以上のものも作っていますが、今の環境の下での寿命は、ナノ秒レベルのようです。
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この回答へのお礼

mazeran様

はじめまして、回答ありがとうございます。

「鉄」が力学的に安定した元素で、それを他の元素に変化させる(安定した物を変えようとする)には莫大なエネルギーが必要だというお話は、私のようなものでも感覚的に理解しやすく大変勉強になりました。
「中性子星」というのは、超高密度(コンパクト)な天体だと聞きましたが、それら同士の衝突ともなると・・・私には到底イメージできないのですが、それ程のエネルギーが必要ということなのですね。

最後の元素についてのお話も大変興味深く、楽しく読ませていただきました。

学生時代にしっかり勉強しておけばと後悔しているところです。今から自分の興味のある話題(天文)から本など読み勉強してみたいと思います。

親切・丁寧な回答ありがとうございました。

お礼日時:2009/05/29 13:12

基本的には全て「既存の元素が中性子を吸収して大きくなる」ということです.


超新星爆発を起こすときに, 中央部は中性子が非常に多くなります. これらの中性子の一部はニュートリノの流れにのって外へと吹き飛ばされていきます. そして, このようにして吹き飛ばされて中性子が外部に残っている元素とぶつかって, 新しい (より質量の大きい) 元素ができます. このときには短時間に多量の中性子を吸収するので r-過程 (rapid process) とよばれます.
一方, 第2世代以降の「既に金属を含む」構成の場合, 中心部でできる中性子の一部をこれらの金属元素が吸収することがあります. これはゆっくりと中性子を吸収するので s-過程 (slow process) と呼ばれます.
この 2つの過程は中性子の吸収速度が異なり, それによって「できやすい元素」が異なっています.
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この回答へのお礼

Tacosan様

はじめまして、回答ありがとうございます。
なるほど!中性子が大きな役割を果たしているのですね。
吸収速度によって「できやすい元素」が異なるというのも興味深いですね!
わかりやすい解説ありがとうございます。
また機会がありましたら、よろしくお願いします。

お礼日時:2009/05/29 12:31

こんばんは。



私も詳しくは知らないのですが、
超新星爆発は、高い圧力と高温が伴いますので、強制的に原子核同士がくっつけられます。
つまり、「(広義の?)核融合」と言って差し支えないと思います。

つまり、
「融合反応ではつくれない元素」というのは、「恒星での(狭義の)核融合ではつくられない元素」ということだと思います。

こちらには、「ウラン238以上の重い核種まで」と書いています。
http://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%AE%87%E5%AE%99% …

ちなみに、
超新星爆発時よりは、かなりゆっくりですが、
原子核に外から来た中性子がぶつかって、重い原子核となり、
それがベータ崩壊して(=中性子から電子が抜けて陽子に化けて)、
原子番号が1つ上がる、というプロセスもあることはあります。
(これも、上のリンク先に書いてありますが)

ご参考に。
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この回答へのお礼

sanori様

はじめまして、お忙しい中の回答ありがとうございます。
言葉の表現上の問題だったのですね(核融合は核融合)!
超新星爆発以外のプロセスも教えていただき勉強になりました。
リンク先も大変参考になりました。
興味がわいてきたので書籍など探して勉強してみようかと思います。
親切・丁寧な回答ありがとうございました。

お礼日時:2009/05/29 12:04

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Q鉄より重い元素はどうやってできるのですか?

こんにちは。
恒星のことについて調べていたら、核融合反応では鉄より重い元素はできないと書いてありました。
しかし地球には鉄より重い元素がたくさんあります。
ウランなどの質量量の大きな元素はどこでどうやって作られると考えれているのでしょうか?
教えてください。
よろしくお願いします。

Aベストアンサー

>恒星のことについて調べていたら、核融合反応では鉄より重い元素はできないと書いてありました。

正確には、「恒星内で起る核融合では鉄より重い元素はできない」ということです。

質問の主旨は↓でよろしいでしょうか
>ウランなどの質量量の大きな元素はどこでどうやって作られると考えれているのでしょうか?

回答:質量の大きい恒星が超新星爆発を起す時の圧力による核融合によって作られます。
(超新星爆発は、質量の大きい恒星(太陽の10倍以上)でなければ起りません。)

以下は、重い原子ができる過程です
恒星内では、水素が核融合する事により、エネルギーとヘリウムが作られています。
恒星は、この核融合のエネルギーが外部(表面)に向かう圧力となっています。
これが、中心核の引力によって引き込まれる物質を止めています。

その恒星内で水素が不足してくると、ヘリウムも核融合し始めます。
そうなると、それから生まれた元素も更に核融合をしていきます。
この結果、多くの元素が生まれます。

しかし、鉄は安定性が高く核融合を起しにくいので、恒星内部の圧力では鉄までしか作れません。
そうなると、核融合が行われずエネルギーが生まれなくなります。
その後、中心核の温度が上がり、鉄がヘリウムに分解されます。(光崩壊)
これは吸熱反応なので、エネルギーが生まれません。
その結果、【重力崩壊】がおこり、超新星爆発がおこります。

この超新星爆発の圧力による核融合で、鉄より重い元素が生まれます。


【重力崩壊】
http://ja.wikipedia.org/wiki/%E9%87%8D%E5%8A%9B%E5%B4%A9%E5%A3%8A

>恒星のことについて調べていたら、核融合反応では鉄より重い元素はできないと書いてありました。

正確には、「恒星内で起る核融合では鉄より重い元素はできない」ということです。

質問の主旨は↓でよろしいでしょうか
>ウランなどの質量量の大きな元素はどこでどうやって作られると考えれているのでしょうか?

回答:質量の大きい恒星が超新星爆発を起す時の圧力による核融合によって作られます。
(超新星爆発は、質量の大きい恒星(太陽の10倍以上)でなければ起りません。)

以下は、重い原子...続きを読む

Q鉄より重い元素の生成

 鉄よりも軽い水素、ヘリウム以外の元素は恒星の終焉に伴って生成されると聞いたことがあります。それ以上の重い元素の生成はどのような過程で行われるのでしょうか。

 また、炭素や酸素のように生命活動を担うような化学的性質を持った重い元素がこれから「発見」される可能性はないのでしょうか。

Aベストアンサー

 
  恒星は、燃焼の最初の過程では、水素を燃料として核反応を行います。これは核融合反応です。水素をほぼ燃焼し尽くすと、ヘリウムを燃料とした核反応が起こり、より重い元素が恒星の中心部で、核融合反応で造られ、それは、鉄の生成まで進みます。しかし通常の恒星では、「新星」となった時の反応でも、鉄より重い元素は生成されないとされて来ました。
 
  鉄より重い元素は、非常に質量のある恒星が最終段階で到達する「超新星化」の「爆発」の際に生成され、これが宇宙空間にばらまかれるとされていました。どのようにして超新星爆発において鉄より重い元素が造られるかは、まず、大量の高エネルギーの中性子の存在が前提になります。
 
  原子番号は原子核のなかの「陽子」の数で決まります。また。この陽子の数が、クーロン力との関係で、電子の数や配置を決め、「元素の種類とその性質」を決定します。しかし、陽子は、原子核に近づこうとすると、すでに存在する陽子のため、クーロン斥力を受け、核内部には入り込めません。しかし、高エネルギーの中性子が大量にあれば、中性子は、原子核に吸収されます。こうして多数の中性子を吸収した原子核は、質量が増え、不安定となるため、中性子が「ベータマイナス崩壊」を起こし、電子とガンマー線を放出して、「陽子」となります。中性子が陽子となるので、この原子核は、原子番号が1増え、別の原子になります。
 
  超新星爆発においては、このような過程が、ごく短時間のあいだに急速に進行し、多数の重い元素を生成するのだとされています。これを、急速な(rapid)過程というので、「r-プロセス」と呼びます。従来は、鉄より重い元素は、超新星爆発でのみ生成されるとされてきました。しかし、参考URLの「鉛の星の発見」のニューズにあるように、超新星爆発でなくとも、通常の恒星のコアで、AGB(Asymptotic Giant Branch-漸近巨星枝)フェーズと呼ばれる、恒星の最終段階で、余分な中性子が生成され、これが、すでに存在する重い元素に吸収され、超新星爆発の場合と同様に、原子核に吸収された中性子が、陽子へと崩壊することで、鉄よりも重い元素が生成されたという仮説があったのですが、それが「鉛の星」の発見により、実証的根拠を得たとされます。
 
  従って、鉄より重い元素は、存在する半数は、超新星爆発で中性子の陽子へのマイナス崩壊で生み出され、残り半分は、恒星の最終段階のAGBフェーズで、緩やかな反応で、ゆるやかな(slow)過程で生成されたと考えられ、後者を、「s-プロセス」と呼び、鉄より重い元素は、こうして、r-プロセスとs-プロセスで生成されたことになります。
  
------------------------------------------
  
  生命を構成する基本元素は「炭素」です。これは、炭素の原子価が4で、すなわち多様な化合物の生成を可能とする、原子結合の可能性が高く、活性が高いためです。生命は複雑な反応機構を備えるので、単純な化合物しか生成されない元素では、生命を構成できないということになります。
 
  このことから、同じ4価の原子価を持ち、周期律表で、一段上の同じ位置にあるシリコン(珪素)が、化学結合の多様さから有望とされ、「珪素生命・珪素生物」の可能性が考えられたのです。しかし、完全に否定はできないとしても、炭素を珪素に置き換えて考えると、生命を構成する有機アミノ酸は、炭素-炭素の結合が複雑に絡まっているが、珪素の場合、珪素-珪素結合は、不安定で、宇宙に普遍的存在すると思える「水」によって簡単に崩れてしまうことから、珪素を中心元素とした生命は、存在が困難であるということになります。
 
  また、地球の炭素生命、とりわけ、人間の身体を構成している元素は、多い順に、「水素・酸素・炭素・窒素・カルシウム」であり、他方、宇宙一般での元素の頻度順序は、「水素・ヘリウム・酸素・炭素・窒素」で、炭素型生命が使っている元素は、宇宙に普遍的に大量に存在する元素で、一般に生命が発生するなら、「水素・酸素・炭素・窒素」の四大元素を基礎にするのが自然だということになります。地球の生命・生物は、その通りになっています。
 
  しかし、珪素生命がこれで否定された訳ではなく、特殊な環境では、発生し得る可能性があり、また、活性度が高く、化合物を容易に作りやすいということでは、「弗素」を中心にした、弗素生命がいるかも知れず、あるいは、環境によっては、元素の活性は変化し、高温(摂氏500度)とかで、炭素以外の元素を中心として生命が存在するかも知れません。珪素生命なども、高温環境では、大量の水は存在できないので、可能かも知れません。つまり、発見の可能性が皆無ではないということです。
 
  なお、「まだ発見されていない元素」というのは、この宇宙の環境では、原子番号100以上の元素は人工元素で、不安定ですぐに崩壊します。元素の種類は陽子の数が決めているので、「すべての元素は発見されています」。この宇宙で可能な元素という意味ですが。同位体元素だとしても、中性子が余分に加わることで、炭素や珪素のような化学的反応の多様性が実現する訳ではないはずです。
 
  また、原子核としてエネルギー的に底に当たるのは、「鉄原子」の原子核だとされます。鉄までは、普通の星の通常の燃焼で生成され、ここで普通の反応が止まるのは、このためだと云えます。
  

参考URL:http://www.astroarts.co.jp/news/2001/09/03lead_star/index-j.shtml

 
  恒星は、燃焼の最初の過程では、水素を燃料として核反応を行います。これは核融合反応です。水素をほぼ燃焼し尽くすと、ヘリウムを燃料とした核反応が起こり、より重い元素が恒星の中心部で、核融合反応で造られ、それは、鉄の生成まで進みます。しかし通常の恒星では、「新星」となった時の反応でも、鉄より重い元素は生成されないとされて来ました。
 
  鉄より重い元素は、非常に質量のある恒星が最終段階で到達する「超新星化」の「爆発」の際に生成され、これが宇宙空間にばらまかれるとされて...続きを読む

Q最も重い元素ってなんですか?

お世話になります。質問の数が多くてごめんなさい。

元素について質問です。

最も重い原子は218番のビウンオクチウムだという事らしいのですが

(1)これはまだ未発見の元素なのでしょうか?

(2)性質や半減期等がはっきりわかっている元素でもっとも重い元素はなんなんでしょうか?

(3)もし218番が未発見の元素なのだとしたら何故名前が付いているのでしょうか?発見されていないだけで「地球誕生時にあったはず」と断言できる元素なのでしょうか?

(重い物質ほど半減期が短いようですけど、218番って半減期いくらなんでしょうね・・。)

(4)なぜ元素は地球誕生時に全て作られたものなんでしょうか?地球誕生時に作られていない元素だけど、人工的に作られた元素ってあるんでしょうか?

わからない事が沢山あって・・。ごちゃごちゃになってごめんなさい。

よくご存知の方がいらっしゃいましたら教えてください、お願いします><;

Aベストアンサー

(1) は、未発見です。

(2) は、実用上、よく研究されている最も重い元素はプルトニウムでしょう。
もし放射能がなかったとしても、酸化物などは強い毒性があるそうです。
それなりに物性値が測定されているのは、95番アメリシウムでしょう。
Am は、煙感知器など実用面があるもの理由です。
また、Cf252 (半減期 2.64 y) は 約20%が自発核分裂します。
半減期が数日以下の元素は、単体を精製して物性が測定できる
量を合成できないでしょうし、効果の割りに費用がかかりすぎるようです。
融点などは推測できますが、単体の色をちゃんと精製して観測されるている
ものはほとんどないでしょう。


(3) は、なぜ、218番かというと第9周期の右端だからだと思います。
キセノンの下、ラドンのさらに3つ下。未発見を書き加えてきりのいい所。

「重い物質ほど半減期が短いよう・・」 は正しいですが、陽子・中性子が
奇数のものより、ひとつ上の偶数が長い場合が多く、特に magic number
といわれる数(2, 8, 20, 28, 50, 128 )はかなり半減期が長くなります。
実質可能性が高いのは、原子番号128 が最大かもしれません。
なお、存在可能な最大の元素は173番という説もあります。
小柴博士のカミオカンデは元々陽子崩壊を観測するもので、現在でも
すべての原子核の構造・安定性は完璧には解明されてません。

(4) 地球誕生時にすべての元素が、存在していたかはわかりません。
たとえば、ある鉛原子を調べても地球誕生時から鉛だったのか別の
放射性元素が壊れてできた鉛かはわかりません。また、半減期が
フェムト秒(十億分の一秒)の放射性元素は元素と呼べるでしょうか。
地球が固まる前に、より重い元素が微量あったとしても証拠はないと
思います。


以下、補足解説。

原子番号 218 の元素記号は Buo です。
といっても、仮符号のようなものです。系統名を暫定名に使います。
104番元素は、2大国で、発見競争でもめてましたから。
(旧ソ連では Ku クルチャコビウム、アメリカで Rf ラザフォニウム)

天文学でも、新発見の小惑星・彗星など、軌道が確定して正式名称が
つけられるまで、発見年+英数 で仮符号をつけられます。
関連して、92~94番元素の命名は天体からです。
U ← Uranus 天王星 , Np ← Neptune 海王星 , Pu ← Pluto 冥王星

0 nil    ニル
1 un    ウン
2 bi     ビ
3 tri    トリ
4 quad  クアド
5 pent  ペント
6 hex   ヘクス
7 sept  セプト
8 oct   オクト
9 enn   エン

104 Unq ウンニルクアジウム Unnilquadium → Rf Rutherfordium
105 Unp ウンニルペンチウム Unnilpentium → Db Dubrium
106 Unh ウンニルヘキシウム Unnilhexium → Sg Seaborgium
107 Uns ウンニルセプチウム Unnilseptium → Bh Bohrium
108 Uno ウンニルオクチウム Unniloctium → Hs Hassium
109 Une ウンニルエンニウム Unnilennium → Mt Meitnerium
110 Uun ウンウンニリウム  Ununnilium → Ds Darmstadtium
111 Uuu ウンウンウニウム  Unununium → Rg Roentgenium
112 Uub ウンウンビウム   Ununbium

◎重い元素の半減期など
Pu239 -  24110 y , Pu242 - 373300 y , Pu244 - 8080万年
Cf251 -   898 y
Lr260 -   3 min  融点 1627℃
Ds279 [110]  180 ms
Rg280 [111]  3.6 s
Uub285[112] 10 min
Uuo293[118] 0.0012s

Buo [218] (推定) 融点 52.4℃ / 沸点 62.0℃ 中性子404

宇宙には、中性子星というものがあります。星のすべての原子が、
自分自身の重力で、電子の反発力で支えられなくなりすべて結合して、
1つの星全部が1つの原子核になったという見方ができます。これを、
質量数が大きいと見ることはできます。原子番号 0 ですが。

参考URL:http://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%A6%E3%83%B3%E3%83%93%E3%83%88%E3%83%AA%E3%82%A6%E3%83%A0

(1) は、未発見です。

(2) は、実用上、よく研究されている最も重い元素はプルトニウムでしょう。
もし放射能がなかったとしても、酸化物などは強い毒性があるそうです。
それなりに物性値が測定されているのは、95番アメリシウムでしょう。
Am は、煙感知器など実用面があるもの理由です。
また、Cf252 (半減期 2.64 y) は 約20%が自発核分裂します。
半減期が数日以下の元素は、単体を精製して物性が測定できる
量を合成できないでしょうし、効果の割りに費用がかかりすぎるようです。
融点などは...続きを読む

Qプラスミド精製の原理

大腸菌からプラスミドを取り出す(精製)の
原理を簡単にいうとどんな感じですか?

今はキアゲンのキットを使っているので
いまいち原理がつかめません。
塩化セシウム、ボイル法とかありますが、
教科書を読んでもいまいちピンきません。

簡単に教えていただけませんか。

Aベストアンサー

1.大腸菌のサスペンションにアルカリ溶液を入れる
(大腸菌の膜が壊れて、タンパクやDNAなどが出てくる。DNAはアルカリで変性して一本鎖になる)

2.酸で中和する
(変性したタンパクなどは析出、長いゲノムDNAは中和で二本鎖に戻ろうするが、長いので絡まって析出。プラスミドDNAは小さいので二本鎖に戻って溶液中に存在)

3.遠心分離して上澄みを回収
(タンパクや絡まったゲノムDNAなどは沈殿、上澄みにあるプラスミドDNAを回収)

4.昔は(10年前の記憶だと)、フェノール・クロロホルムで、残りのタンパク質・脂質などを除く。
(脂質はフェノール層へ、DNA・RNAは水層へ、タンパク質は中間層へ分離するので、水層を回収)

5.その後、イソプロパノールでDNA・RNAを沈殿させる。(イソプロパノールでDNAの水和水が取られて、DNAが不溶化して沈殿する)

6・RNA分解酵素でRNAを分解して、もう一度フェノール抽出をして、エタ沈(イソプロと同じ原理)して、その沈殿を回収するとプラスミドDNAが得られる。

キアゲンは、4のところで、カラムにかけると、DNAが樹脂に結合するので、bufferで不要なものを洗い流して、最後にpHを変えると、プラスミドDNAは溶出されてきます。キアゲンのホームページからマニュアルをダウンロードすれば、詳しく書いてありますよ。

1.大腸菌のサスペンションにアルカリ溶液を入れる
(大腸菌の膜が壊れて、タンパクやDNAなどが出てくる。DNAはアルカリで変性して一本鎖になる)

2.酸で中和する
(変性したタンパクなどは析出、長いゲノムDNAは中和で二本鎖に戻ろうするが、長いので絡まって析出。プラスミドDNAは小さいので二本鎖に戻って溶液中に存在)

3.遠心分離して上澄みを回収
(タンパクや絡まったゲノムDNAなどは沈殿、上澄みにあるプラスミドDNAを回収)

4.昔は(10年前の記憶だと)、フェノール・クロロホルム...続きを読む

QDNAの定量方法

質問させてください。
肝臓からDNAを抽出する実験を行い、
白い糸状のDNAを得たのですが、
そのDNAを定量するにはどうしたらよいのでしょうか?

いろいろなものを調べて、吸光度というのを利用するのかな?
と思ったのですが、その意味も分からないし、方法もよく理解できません。

どうか、教えていただけませんでしょうか?
よろしくお願いします!

Aベストアンサー

ゲノムDNAの定量の場合、ぱっと思い出せるのは、(1)分光光度計(吸光度を持つ共雑物がなければ定量性高)、(2)ゲル電気泳動(見たい分子量がゲノムDNAだと思いますのでアガロースがよいでしょう、定量性低)、(3)定量PCR法(リアルタイム-PCR)、(4)Invitrigen社のPicoGreenアッセイキット、(5)アジレントバイオアナラーザー2000といったところでしょうか。目的に応じて異なります。簡単で汎用性が高いのはダントツで分光光度計です。

Q銀河系は、何処の周りを公転しているのですか? 銀河系の公転速度は何キロですか?

銀河系は、何処の周りを公転しているのですか?
銀河系の公転速度は何キロですか?

Aベストアンサー

2回目ですね、

私たちが所属する天の川銀河系(以下「銀河系」)は、アンドロメダ銀河をはじめ大小およそ50個ほどの銀河で、局部銀河群を構成しています。このなかでずばぬけておおきいのは、アンドロメダ銀河、銀河系、さんかく座銀河ですが、いずれかが中心でまわっているということはありません。

ただし、局部銀河群は現時点では重力的に釣り合った状態ではなく、銀河系とアンドロメダ銀河は、秒速約122kmで接近しており、約40億年後には両銀河は合体し、新しい巨大な楕円銀河になるといわれています。

局部銀河群(wiki)
https://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%B1%80%E9%83%A8%E9%8A%80%E6%B2%B3%E7%BE%A4

さらに局部銀河群は、近くにあるおとめ座銀河団に影響されており、かっては吸収されるとされていたのですが、最近は宇宙が加速度膨張していることから、最終的には吸収されないという説が有力になっています。

銀河の周りを公転している矮小銀河、球状星団のような小さいものをのぞくと、もっと巨大なスケールでの公転運動はないようですね。現在まで宇宙の大局構造のシミュレーションがスパコンを使用しておこなわれていますが、公転ということは現れていないようです。

2回目ですね、

私たちが所属する天の川銀河系(以下「銀河系」)は、アンドロメダ銀河をはじめ大小およそ50個ほどの銀河で、局部銀河群を構成しています。このなかでずばぬけておおきいのは、アンドロメダ銀河、銀河系、さんかく座銀河ですが、いずれかが中心でまわっているということはありません。

ただし、局部銀河群は現時点では重力的に釣り合った状態ではなく、銀河系とアンドロメダ銀河は、秒速約122kmで接近しており、約40億年後には両銀河は合体し、新しい巨大な楕円銀河になるといわれています。

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