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暗黒物質
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2009/12/21 01:33 UTC 版)
暗黒物質（あんこくぶっしつ、dark matter ）とは、宇宙にある星間物質のうち自力で光っていないか光を反射しないために光学的には観測できない、とされる仮説的物質のことである。「ダークマター」とも呼ばれる。"人間が見知ることが出来る物質とはほとんど反応しない"などともされており、そもそも本当に存在するのか、もし存在するとしたらどのような正体なのか、何で出来ているか、未だに確認されておらず、不明のままである。
目次 |
概要
暗黒物質の提唱は1933年にスイスの天文学者フリッツ・ツヴィッキーによって行われた。そして、暗黒物質の存在は、ヴェラ・ルービンにより指摘された。水素原子の出す21cm輝線で銀河外縁を観測したところ、ドップラー効果により星間ガスの回転速度を見積もることができた。この結果と遠心力・重力の釣り合いの式を用いて質量を計算できる。すると、光学的に観測できる物質の約10倍もの物質が存在するという結果が出た。この銀河の輝度分布と力学的質量分布の不一致は銀河の回転曲線問題と呼ばれている。この問題を通じて存在が明らかになった、光を出さずに質量のみを持つ未知の物質が暗黒物質と名付けられることとなった。 なお、暗黒物質を仮定せずにこれらの問題を解決する方法も提唱されている。#暗黒物質という考え方への反論を参照。
暗黒物質が存在するとその質量により光が曲げられ、背後にある銀河などの形が歪んで見える重力レンズ効果が起こる。銀河の形の歪みから重力レンズ効果の度合いを調べ、そこから暗黒物質の3次元的空間分布を測定することに日米欧の国際研究チームが初めて成功したことが2007年1月に科学誌ネイチャーに発表された[1][2]。 同年5月15日のアメリカ航空宇宙局の発表によれば、米ジョンズ・ホプキンズ大学の研究チームがこれを利用して、ハッブル宇宙望遠鏡で暗黒物質の巨大なリング構造を確認したという。10億～20億年前に2つの銀河団が衝突した痕跡で直径が約260万光年（銀河系の26倍）、衝突によりいったん中心部に集まった暗黒物質が、その後徐々に環状に広がっていったものとされる。
宇宙に占める暗黒物質の割合の推定
1986年に発見された宇宙の大規模構造が作られるまでの時間をシミュレーションした結果、ビッグバン宇宙論から導き出されている137億年といった宇宙の年齢とはかけ離れた長い歳月を必要とすることが明らかになった。そのため、ビッグバン宇宙論が間違っていて修正が必要ではないかという見解が生まれたが、まもなく暗黒物質の存在を仮定すると、ビッグバン宇宙論と矛盾しない時間の範囲内でも、現在のような銀河集団の泡構造ができあがることが明らかにされた。そこで、宇宙全体にどの程度の暗黒物質や暗黒エネルギーが必要なのか、繰り返しシミュレーションが行なわれている。その結果、ダークマターを含めた物質を約30%、ダークエネルギーを約70%にした場合にうまくいくことが確認されている。
2003年から、宇宙背景放射を観測するWMAP衛星の観測によって、宇宙全体の物質エネルギーのうち、74%が暗黒エネルギー、22%が暗黒物質で、人類が見知ることが出来る物質の大半を占めていると思われる水素やヘリウムは4%ぐらいしかないことがわかってきている。この観測結果は、宇宙の大規模構造のシミュレーションから予測されているダークマターの値と、ほぼ一致している。このように二つの方法から推測したダークマターの量がほぼ合うということから、この考えの妥当性がはかられている。
暗黒物質の候補
具体的に何が暗黒物質として宇宙の質量の大半を占めているかであるが、後述するように複数の候補が挙がっている。
これらのうちのどれかかもしれないし、複数かもしれないし、どれでもないかもしれない。それらの候補は大別して素粒子論からの候補と天体物理学からの候補に分けることができる。素粒子論からの候補はWIMPと呼ばれ、さらに熱い暗黒物質と冷たい暗黒物質の2種類に分けられる（厳密には温かい暗黒物質も考えられなくはないが、恣意的すぎるとされている）。
宇宙の晴れ上がりの時に、運動エネルギーが質量エネルギーを上回っていたものを熱い暗黒物質、そうではないものを冷たい暗黒物質と呼ぶ。現状の本命は冷たい暗黒物質シナリオであるが、決定的な弱点はその候補粒子が未だ見つかっていないことである。
また、ミラーマターと呼ばれる物質も候補として挙げられているが、これは現状では純粋に理論的な存在であり、観測事実はない。
素粒子論からの候補
ニュートリノ以外は、存在が未確認であり、推測や予言の域を出ず、実在しない可能性を持つ候補もある。
- ニュートリノ
- 熱い暗黒物質の代表例。従来ニュートリノの質量は0であると思われていたが、近年では微少な質量を持っている事がほぼ確実になった。ニュートリノは宇宙全体に存在する数が非常に多い（計算では～100個/cm3）ので、質量が10eV程度あれば暗黒物質の候補になるとされていた。しかしながら、ニュートリノの寄与は臨界密度の高々1.5％程度であることが分かってきたので、現在では主要な暗黒物質であるとは考えられていない。さらに、ニュートリノが暗黒物質の主成分だとすると銀河形成論的に困ったことがおこる。銀河団以下のスケールの構造が生まれなくなってしまうのである (free streaming mixing)。これは、ニュートリノ同士の相互作用がほとんど無く互いに通り過ぎてしまい、圧力が生じないことによる。
- ニュートラリーノ
- 超対称性粒子のうち、電気的に中性である粒子。超対称性粒子は現在見つかっていないことから不安定であると考えられており、宇宙の初期にほとんどが通常の素粒子と、より軽い超対称性粒子に崩壊していったと考えられている。しかし、超対称性粒子に特有のRパリティ保存則により、最も軽い超対称性粒子 (Lightest Supersymmetric Particle : LSP) は崩壊できず宇宙に残っていると考えられている。電荷を持つLSPがあるならば既に見つかっているであろうから、現在考えられている宇宙暗黒物質としてのLSPは電荷を持たないLSPである。ニュートラリーノの質量は数GeV～数百GeVの範囲で原子核との散乱断面積は10-4以下と考えられている。
- アキシオン
- 冷たい暗黒物質の代表例。軽い (～10-5eV) 質量しかないが、温度0なので「冷たい」のである。
- ミラーマター(en:Mirror matter)
- パリティ対称性を保つように標準模型を拡張したとき、その存在が予言される物質。重力の他は、光子-ミラー光子混合、ヒッグス-ミラーヒッグス混合を経由した相互作用しかしないため、もし存在したとしても、見ることも触ることも(どちらも光子を媒介とした電磁気力による相互作用である)不可能。重力レンズ効果の観測や、重力波干渉計などを用いた観測が期待される。
天体物理学からの候補
いずれもバリオンからなる。ビッグバン仮説においては、バリオンの存在量が予言できる。その値は、臨界密度の4％程度である。ところが、実際の宇宙の物質密度は臨界密度の22％程度であると見積もられている。したがって、以下の候補を全て考慮に入れたとしても元々のバリオンの量が足りない。そのため、非バリオン暗黒物質の存在を仮定する必要があることに変わりはない。
- ブラックホール
- 小規模なブラックホールは超新星爆発のときに生じる。質量が太陽の数億倍もあるような大規模なブラックホールは銀河中心で観測されているが、まだ成因はよく分かっていない。恒星規模のブラックホールが銀河系内にいくつくらい存在するのか、その質量分布がどのような物か、等も未だ明らかではないため、これは暗黒物質の候補となる。また、原子核大の極微小ブラックホールも多量に存在しているかも知れない。さらに、宇宙誕生後3分ごろに生成されたブラックホールについては、上記のバリオン存在量の制限から逃れることができる。
- 白色矮星・中性子星
- 比較的小質量の恒星が燃え尽きると白色矮星・中性子星になる。こうした星が自分で出す光が小さい場合、暗黒物質の候補となりうる。
- 褐色矮星
- 恒星誕生の際、核融合が起こるほどのガス質量がなかった場合、明るく輝かないために観測は困難となる。近年、観測精度の向上によって褐色矮星が観測されるようになった。
- 惑星
- 観測できる多数の恒星がそれぞれ観測できない惑星を持っている可能性があり、これが暗黒物質の候補になる。
- MACHO
- Massive Astrophysical Compact Halo Objectの略。銀河ハロー内に存在する、小さくて光学的に観測の不可能（あるいはきわめて困難）な天体の総称。上記の白色矮星、恒星ブラックホールもその一種である。
暗黒物質という考え方への反論
プラズマ宇宙論を用いると、直接観測できない正体不明のダークマターの存在を無理に仮定しなくても、銀河の回転曲線問題などを綺麗に説明できるので、人間から実際に見えている物質とほとんど関わりを持たないダークマターは、考える必要のない架空の物質にすぎないという見方も存在する（プラズマ宇宙論の『銀河形成と回転曲線問題』の項を参照）。
さらには、プラズマ宇宙論を用いて量子電磁気学の方法論で計算すると、そのような未実証の空想上の物質の存在を無理に予言する必要がないという結果になるため、ビッグバン宇宙論のほうが誤っているのではないかとも指摘されている[要出典]。
関連項目
外部リンク
関連した本
