エポックⅣ：星と銀河の形成～構造形成の時代（後編 1）―23―

最新宇宙誌【14】エポックⅣ：星と銀河の形成～構造形成の時代（後編 1）～
福江
承純（大阪教育大学）

前 （『天文教育』2010 年 1 月号より）
このところ、必要な雑用の激増に加えて、不要あるいは無駄さらには有害な雑用も大激増していて、途切れ途切れになっているので、中間まとめをしておかないと、こちらも何の話をしていたのか忘れてしまっている（笑）。
忘れてしまっているのは雑用のせいだけじゃないかもしれないが（泣）。
膨張宇宙における重力不安定の話だった。
膨張しつつある宇宙において、銀河や銀河団サイズの巨大な集合体が形成されるためには、 図 33

赤方偏移の関数として表したジーン

膨張宇宙とともに物質すべても膨張して希薄ズ質量（太い実線）と散逸質量／シルク質になってしまってはだめで、宇宙の各所でガ量（太い破線）

ス物質の一部は重力的に引き寄せ合い、宇宙再結合時にジーンズ質量は激減する。

膨張から切り離されて局所的に重力収縮する必要がある。すなわち、ガス（物質）自身のなっていく膨張宇宙の場合には、成長の仕方重力による重力不安定を考えないといけない

は指数関数的ほど急速ではなく、時間のべきが、宇宙膨張にしたがって、時間とともにガ乗 （ 累 乗 ） 的 に し か 成 長 し な い （ Lifshitz

スの平均密度その他の状態が変化するので、1946）。このことは、膨張宇宙において銀河重力不安定を起こす条件（ジーンズ質量）もなどの構造が形成されるためには、それなり時間とともに変化した（図 33）。に時間が必要なことを意味している。

とくに重要な質量の値が、再結合直前のジーンズ質量＝1018M◎
再結合直後のジーンズ質量＝105-6M◎

再結合時のシルク質量＝1012-14 M◎

5. 古典的シナリオ：パンケーキ説とクラスタリング説
膨張宇宙におけるジーンズ質量の時間変化と、輻射場による散逸の問題が済んだので、であった。
なお、重力不安定を起こした後の密度ゆら

膨張宇宙における密度ゆらぎの成長についてぎの成長の仕方も、星間ガスの場合と膨張宇考えることができる。ここでは、先に触れた、宙とでは異なる。媒質が静止している星間ガ

1980 年頃までの古典的な考え方を紹介しよスの場合は、ジーンズ質量を超えた密度ゆらう。密度ゆらぎのタイプによって、トップダぎがいったん重力不安定を起こすと、そのゆウン式のパンケーキ説と、ボトムアップ式のらぎは時間の指数関数的に成長する（Jeansクラスタリング説とがあった。

1902）。しかし、媒質が時間とともに希薄に
天文教育 2010 年 5 月号（Vol.22 No.3）

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■

連載 最新宇宙誌【14】

断熱ゆらぎ→パンケーキ説

5.1

まず密度ゆらぎが、周囲と熱の交換がない「断熱ゆらぎ（adiabatic perturbation）」だったとしよう。これは音波と同じタイプのゆ■

ただし、一方で、この音波的振動を均す作用として、輻射粘性があった。再結合時における散逸質量／シルク質量は、MS＝1012-14M◎

らぎである。すなわち、ジーンズ質量よりもである。この質量以下の密度ゆらぎは、輻射

大きな密度ゆらぎは重力不安定で収縮して成粘性のために再結合時以前の段階で散逸して長するが、ジーンズ質量よりも小さなゆらぎしまっただろう（図 34 の③）。

は音波として振動することになる（図 34）。

以上の結果、断熱ゆらぎが起こっていた場
合には、再結合時の段階で、1014-18M◎ の範囲、
まぁ、1015M◎ や 1016M◎ とか、銀河団あるいはそれ以上の大きな密度ゆらぎが成長することになる。すなわち、星・銀河・銀河団と続く大規模構造のトップからできるわけだ。
このような密度ゆらぎの成長はきれいな球対称には起こらず、回転その他の影響で、一般には扁平に、さらにはいびつにつぶれていく。すなわち、銀河団規模の巨大な密度ゆらぎが、扁平な“パンケーキ状”につぶれていき、それらが分裂して、トップダウン式に個々

図 34

膨張宇宙における密度ゆらぎの成長の仕方の銀河に収縮していったと考えられる。そこで、このような構造形成モデルは、「重力分裂波打っているのが音波振動のイメージで、右上説（gravitational fragmentation model）」

がりの矢印が成長するイメージ。

とか「パンケーキ説（pancake model）」などと呼ばれた。最初に提案したのは、旧ソ連の

具体的には、再結合直前のジーンズ質量は、
MJ＝1018M◎

ゼルドヴィッチ（Ya. B. Zeldovich；1914～1987；図 35）のグループである（Zeldovich1970；Doroshkevich et al. 1974）。

直後のジーンズ質量は、
MJ=105-6M◎だった。したがって、再結合以前に 1018M◎以下の質量をもった密度ゆらぎは、再結合時点までは、重力不安定を起こすことなく、質量の大きなものは長い波長の音波として（図34 の①）、質量が大きくないものは短い波長の音波として（図 34 の②）、膨張宇宙の中で振動していた。しかし、物質が再結合を起こすと、ジーンズ質量が激減するので、その時点で 105-6M◎ 以上の質量をもっていた密度ゆらぎは重力不安定を起こして収縮し始め、か

図 35

ヤコブ・ボリソビッチ・ゼルドビッチ

なり大きな重力塊を形成していくことになる。 （説明は次ページ）
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図 35

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（説明）

あまり有名ではないかもしれないが、物理学から宇宙物理学にわたって、非常に多くの仕事を成し遂げた旧ソ連時代の大科学者である。もちろん当時として、核兵器開発でも中心的な役割を果たした。

5.2

等温ゆらぎ→クラスタリング説

密度ゆらぎのもう一つのタイプが、周囲と常に温度が等しい「等温ゆらぎ（isothermalperturbation）」である。この場合、物質と輻

図 36

P・ジェイムズ（ジム）・E・ピーブルス（プリンストン大学名誉教授）

射の温度が等しいのだから、そもそも輻射粘天文業界の銀河関係では著名だが、ゼルドヴィ性などは働かない。

ッチと異なり、ウィキではヒットしなかった。

輻射場による散逸効果がなければ、密度ゆらぎが成長する質量の下限値は、再結合時直

彼の著した

Physical Cosmology

は 1980 年代における宇宙論の名著と言っていいと思う。

後のジーンズ質量である、MJ=105-6M◎

一世を風靡した。ぼくが大学院に入った 1970

ほどまで落ちる。これは球状星団程度の質量年代末期には、宇宙論／銀河形成といえば、である。そして密度ゆらぎの起こり方としてここらへんを勉強したものである。まず相対は、小さいものの方ができやすい。すなわち論と標準ビッグバンモデルを学んだ後で、ピ大規模構造の中では、まずボトムができるわーブルスのテキストけだ。

を読むのが基本だった。しかし大学院に在学

Physical Cosmology

こちらのシナリオでは、最初に球状星団程している間に、これらの古典的シナリオの大度の小さい天体ができて、そして小さい構造前提がひっくり返ることになった。ダークマが重力作用で集まっていって、ボトムアップターである。

式に銀河や銀河団などの巨大な構造が組み上ぼくが博士課程に進学した 1980 年ごろ、がっていったと考える。そこでこのような構天文学界ではダークマター問題がかなりの懸造 形 成 モ デ ル は 、「 重 力 集 団 化 説案事項になっていた。ダークマターの存在自（gravitational clustering model）」とか単体は、はるか 1933 年にフリッツ・ツヴィッに「クラスタリング説（clustering model）」

キーが、銀河団の振る舞いから推測して指摘と呼ばれた。アメリカのピーブルス（P.J.E.

していたが、半世紀近く経って、ようやくそPeebles；1935～；図 36）らのグループが中の実在が認められ始めつつあったのだ。

心になって提唱した（たとえば、Davis andPeebles 1977）。

ダークマターを受け入れざるを得なくなった理由の一つは、円盤銀河の回転の度合い（いわゆる銀河の「回転曲線」）が、光り輝く星々5.3

古典的シナリオの問題点の振る舞いだけでは決して説明できないこと

パンケーキ説にせよクラスタリング説にせが、ベラ・ルービンらによって明瞭に示されよ、それぞれに説得力もあり、膨張宇宙におたことだ。ろくに英語も聞き取れない院生時

ける銀河形成・構造形成の基本モデルとして代、昔は武道館だったらしい古い建物を転用

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連載 最新宇宙誌【14】■した校舎の、床が板張りの講義室でルービン

なお、これらの修正重力理論は、巷にあふ女史の話を聴いて、ゾクゾクした感じをいまれている相対論をまったく理解していないトでも思い出す。また、理論的にも銀河を形作ンデモ系“相対論は間違っている”本とはまる星々の大規模力学シミュレーションが行わったく異なるものだ。修正重力理論の提唱者

れ始め、星々だけでは銀河円盤が壊れてしまは、ニュートン重力理論はもちろん一般相対うが、ダークマターを仮定すると、銀河円盤論も熟知した上で、観測事実とは矛盾しないが安定に存続できることがわかったのも同時新理論を構築しようとしているのだ。1980期である。

年代に、ミルグロムの論文もいくつも読んだところで話が少し脱線するが、ダークマタが、きちんとした学術誌に掲載されたまっとーを必要としない考え方もある。というのは、うな学術論文で、それなりに勉強にもなった

目には見えないが重力作用をもつ物質として、 ものである。ちなみに、このミルグロムといダークマター（暗黒物質）という存在を仮定う人は、ぼく自身の研究分野である宇宙ジェする・仮定せざるを得ないのは、ニュートンット関連でも、SS433 ジェットの歳差モデルの重力理論とアインシュタインの一般相対論をいち早く提案した研究者で、1980 年当時かが“正しい”という大前提のもとでの話だ。

ら現在まで、イスラエルのワイズマン科学研

一方、それとは別の立場として、ダークマ究所（イスラエルの大統領だったワイズマン

ターを必要としないように、重力理論を修正が設立した国家規模の研究施設；日本の理化するという考え方もあるのだ。もちろん、地学研究所をもっとでかくしたような感じじゃ球上や太陽系など身近なスケールではニューないかと思う）に所属している。

トン重力はきわめて高い精度で正しい。が、ぼく自身はいまだ一般相対論の“信者”でダークマターが必要になる銀河や銀河団のよあって、修正重力理論派ではないのだが、特うな遠距離スケールでニュートン重力が正し異点を残していることや、量子論と整合性がいという証明は、実はない。ニュートンの万ない点など、一般相対論が完全な重力理論で有引力の法則では、距離の 2 乗に反比例してないのもまた事実である。

重力が弱くなるが、非常に遠距離でニュート余談が長くなったが、通常のバリオン物質ン重力を修正すれば、ダークマターなしでも、のみで考えていた古典的シナリオは、ダーク銀河の回転曲線その他の観測事実を説明できマターが物質の多くを占めることがわかったるのだ。

段階で、大前提が崩れてしまったのである。

このような考え方は、一般に「修正重力理通常のバリオン物質ではなく、ダークマター論」と呼ばれており、ダークマター問題が浮のゆらぎを考えないといけない。銀河などの上した 1980 年代のモルデハイ・ミルグロム“巨大集合体”は、ダークマターのゆらぎに（Mordehai Milgrom；1946～）による「修付随して巻き込まれてしまった物質の欠片に

正 ニ ュ ー ト ン 力 学 （ Modified Newtonian

すぎない。銀河をみて宇宙構造を語るのは、Dynamics；MOND）」あたりが嚆矢で、現在風に舞う木の葉をみて木の葉が自分で勝手にに至るまで、さまざまな修正重力理論が提案動いていると勘違いするような可能性がある。

されている。またミルグロム自身も、いまで目には見えない主体（ダークマター／風）のも MOND の 研 究 を し て い る よ う で 、振る舞いを考えないといけないのである。

Astro-PH と呼ばれる天文学の学術論文の速報サイトにもよく投稿している。

さらに、関連して、観測的にも、古典的シナリオでは背景放射のゆらぎが足らないとい天文教育 2010 年 5 月号（Vol.22 No.3）

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う観測事実が明らかになってきた。すなわち、―27―発な研究分野に返り咲いた。

古典的シナリオで通常のバリオン物質だけが……つづく……

重力収縮して銀河や銀河団などの巨大構造を形成できるためには、宇宙の再結合時には、すでに、密度ゆらぎの相対的な大きさが、平参考文献

均的な密度に対して、1/1000 ぐらい必要であ[1] バーバラ・ライデン（2003）『宇宙論入門』

る。つまり、再結合時の時期に周囲に対して（牧野伸義 訳），ピアソン・エデュケーシ

1/1000 ぐらい密度が高い領域があれば、その領域が重力収縮して巨大構造を形成できることがわかっていた。膨張宇宙では密度ゆらぎ

ョン．
[2] Davis, M., Peebles, P. J. E.（1977） ApJS,34, 425．の成長が遅いという性質が、再結合時にこれ[3] Silk, J.（1968） ApJ, 151, 459．

だけの密度ゆらぎを必要とするのである。

[4] Silk, J.（ 1982）in Astrophysical Cosmology，

そして、再結合までは物質と輻射は一緒に振る舞っていたのだから、再結合時に物質に1/1000 のゆらぎがあれば、輻射にも同じ程度のゆらぎがあっていいはずだ。しかし、長年にわたり 3K 宇宙背景放射のゆらぎを調べても、そんなに大きなゆらぎは発見できなかっ

H. A. Bruck et al. （ eds ）， Pontificia
Academia Scientiarum, p.427．
[5] Jeans, J.（1902）Phil. Trans. Roy. Astron.

Soc., 199, 1．
[6] Lifshitz, E.（1946） Jl. Phys. Acade. Sci.

USSR, 10, 116．

たのである。さらに、近年の COBE や WMAP

[7] Zeldovich, Ya. B.（1970） A&A, 5, 84．などによる詳細な観測の結果、3K 宇宙背景

[8] Doroshkevich, A., Sunyaev, R., Zeldovich,

放射のゆらぎは 10 万分の 1 程度であること

Y.（1974）IAU Symp No 63, 213．
[7] Longair, M. S.（ 2008）“Galaxy Formation”，が観測的に立証された。
ダークマターによって、古典的シナリオはSpringer, New York．

根底から再検討せざるを得なくなった。で、まぁ、百家争鳴的に、いろいろなシナリオが提案されたが、1980 年代後半から 1990 年代
は銀河形成のモデルがあまりにも乱立しすぎていて、勉強する気にもならなかった。その後、ダークエネルギーの発見によって膨張宇宙のモデル自体が修正されたことなどもあり、これらのさまざまなモデルは大部分が紙くずになったんじゃあないかなぁ。と書くと、銀河形成の専門家に文句を言われると思うけど、1980 年代から 1990 年代にかけては、銀河形成論があまり進捗しなかったように、ぼくは福江思っている。それが、ダークエネルギーの発見 や 、 宇 宙 の再 電 離 の 発 見 な ど に よ っ て 、2000 年前後から、初期宇宙の研究が盛んになり、現在ではふたたび銀河形成論は非常に活
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純（大阪教育大学）