しし座銀河団（ししざぎんがだん、英: Leo Cluster、別名: Abell 1367、ACO 1367）は、地球からしし座の方向に約3億光年（92 Mpc）離れた位置にある銀河団である。
近傍に位置するかみのけ座銀河団や複数の銀河、銀河群と共に、よく研究された宇宙の大規模構造の一つであるかみのけ座超銀河団を構成する。
デネボラから北に約5.5度離れた位置にあり、付近には5等星のしし座93番星が存在する。しし座銀河団で最も明るい銀河（BCG）は楕円銀河のであり、内部には、質量が太陽の97億倍と推定される超大質量ブラックホールが存在する。NGC 3842以外にも、強力なジェットが観測されている楕円銀河のや、ラム圧による剥ぎ取りの影響で長さ約100万光年の尾を引く、スターバースト銀河の、表面輝度の低い巨大な渦巻銀河のなどが知られている。
銀河団中心部の約1.3平方度の領域に分布する銀河の分光観測から、146個の銀河がこの銀河団に属することが確認された。一方、別の研究では、銀河団の中心から約720万光年（2.2 Mpc）までを含む 34′ × 90′ の領域に分布する銀河の測光観測と分光観測を行った結果、72個の銀河がこの銀河団に属することが確認された。銀河団全体では小さな銀河も含め500個以上の銀河を含むと考えられている。銀河団の推定質量は であり、かみのけ座銀河団の3分の1に過ぎない。
では II-III に分類される。これは銀河団の中心部にcD銀河ほど卓越した銀河ではないが比較的巨大な楕円銀河が存在するか、それが見られないことを示している。
この銀河団の内部構造は複雑である。銀河は北西から南東にかけて細長く分布しており、銀河の密度のピークが二か所確認されている。成熟した銀河団とは異なり、構成銀河に占める渦巻銀河の割合が高く、中心部における銀河の密度が低い。さらに非対称な銀河団ガスの分布が観測されている。これらの要因から、しし座銀河団は力学的に緩和していない銀河団であり、内部で複数の銀河の集団（サブ銀河団）が衝突を経験していると考えられている。あすかやチャンドラX線観測衛星により明らかとなった、局所的な衝撃波や銀河団の中心部へ流入する低温ガスの存在もサブ銀河団同士の衝突を裏付けている。
また、電離水素ガス雲（Extended Ionized Gas Clouds）の研究が行われている。銀河団中を高速で運動する銀河は、銀河団ガスからラム圧を受けるため、内部の低温ガスが徐々に剥ぎ取られている。親銀河から剥ぎ取られた低温ガスは、まるで「銀河の尾」のように銀河団中を漂うことになるが、それが約1万度近くまで加熱されるとガスの主成分である水素が電離し、再結合する際に放つHα線で観測できるようになる。すばる望遠鏡の観測により、こうした電離水素ガス雲がしし座銀河団でも複数個発見されている。代表的なガス雲として知られるのがUGC 6697に付随するガス雲である。Blue Infalling Group（BIG）と呼ばれるコンパクトな銀河群は、複数の星形成領域を含む長さ約110万光年のガス雲を伴う。はぐれ雲（Orphan Cloud）もガス雲の一種ではあるが、周囲に起源と思しき明確な親銀河が存在せず、はぐれ雲を構成するガスがどこから来たのか、どのように電離が維持されているのかが大きな議論となっている。ガス雲は、近傍のかみのけ座銀河団でも発見されているが、しし座銀河団のガス雲はより長いことで知られ、さらに起源となる親銀河では活発な星形成が行われているなど違いが見られる。
しし座銀河団はかみのけ座超銀河団に属し、かみのけ座超銀河団は大規模な銀河フィラメントであるグレート・ウォールの中核をなしている。また、しし座には、ACO 999、ACO 1016、ACO 1142、ACO 1177、ACO 1185、ACO 1228などの銀河団から成り、地球から約4億4,000万光年離れた位置にあるが存在するが、しし座銀河団とは物理的に無関係である。
出典
関連項目 しし座の三つ子銀河