暗黒物質

暗黒物質（あんこくぶっしつ、、ダークマター）は天文学的現象を説明するために考えだされた仮説上の物質。
”質量を持つ”、"物質とはほとんど相互作用せず、光学的に直接観測できない”、"銀河系内に遍く存在する"といった性質が想定される。間接的に存在を示唆する観測事実はあるものの、直接的な観測例は無く、ダークマターの正体も不明である。
概要.
アンリ・ポアンカレは1902年、著書『科学と方法』で銀河に気体分子運動論を適用した結果が光る星のみを望遠鏡で観測した結果とおおよそ合致していることから、「暗黒なる物質はない、少なくとも光る物質程にはない」と記した。「暗黒物質 ()」という語は、太陽系近傍の恒星の運動を観測することで銀河系の力学構造について研究した1922年のヤコブス・カプタインの論文、そして1932年のヤン・オールトの論文の中で用いられている。オールトは太陽近傍での質量密度の推定値として formula_1 あるいは formula_2 を得ている。
1933年にフリッツ・ツビッキーは銀河団中の銀河の軌道速度における"欠損質量" (missing mass ミッシングマス) を説明するために仮定した。彼は、ビリアル定理をかみのけ座銀河団に適用し、未観測の質量の証拠を得た（と考えた）。ビリアル定理によると、ビリアル平衡にある天体の質量 formula_3, 典型的な距離スケール formula_4, 典型的な速度スケール formula_5 は
（formula_6 は重力定数）という関係にある。ツビッキーは銀河団を構成する8個の銀河について視線方向の速度を測定し、毎秒 1,000 km 程度の速度分散を持つと結論した。一方、ハッブル=ルメートルの法則に基づくかみのけ座銀河団までの距離の推定値からかみのけ座銀河団の大きさを約 1 Mpc と見積もることができる。ビリアル定理によるとこれらの値から銀河団の質量は formula_7 (formula_8 は太陽質量) と見積もられ、光で観測できる銀河の質量の総和 formula_9 を大幅に上回る。これは「質量欠損問題 (missing mass problem)」として知られている。ツビッキーはこのことから目に見えない物質すなわち暗黒物質 () が存在するはずであると推測した。この成果は からドイツ語で出版された。
1936年にツビッキーの同僚の Sinclair Smith はおとめ座銀河団に関して同様の解析を30個の銀河を用いて行い、ほぼ同様の結果を得た。1937年にツビッキーはこれらの成果をよりメジャーなアストロフィジカルジャーナルに投稿し、かみのけ座銀河団の質量光度比はおよそ 500 以上であり、天の川銀河における太陽系近傍の質量光度比の数百倍であると主張した。なおツビッキーは暗黒物質以外の可能性として、銀河質量がその光度から推定される値よりも大きいか現在で言う銀河間物質（銀河団ガス）が豊富に存在する可能性、そして銀河団スケールでニュートン重力が破綻し逆二乗則ではなくなる可能性をも指摘している。
 は1940年にツビッキーが用いた銀河は銀河団に重力的に束縛されていないと唱えて、ツビッキーの主張に反論した。マーティン・シュヴァルツシルトはそのような銀河を除外した上で、しかし依然として高い質量光度比を持つと1954年に推定した。その後1950年代には銀河団の質量光度比の問題に関する多くの研究が行われるようになった。これにはヴィクトル・アンバルツミャン、ジェフリー・バービッジとマーガレット・バービッジ、D. Nelson Limberらが含まれる。1961年にサンタバーバラで開催された会議では、大きな質量光度比は光で検出されない銀河間物質が寄与しているためという可能性が支持を集めた。しかしながら、アーノ・ペンジアス、Herbert Rood、Neville Woolf、Barry E. Turnrose & Herbert Roodといった研究を経て、1971年に John F. Meeking らはかみのけ座銀河団をX線で観測し高温の銀河団ガスの質量は銀河団が重力的に束縛されているために必要な値の2%しかないことを示した。
その後、宇宙の暗黒物質の存在を示唆する観測が報告されている。銀河の回転速度、弾丸銀河団のような銀河団による背景物体の重力レンズ効果、そして銀河および銀河団を取り巻く熱い気体の温度分布などの観測結果である。暗黒物質の存在の「間接的な発見」は、1970年代にヴェラ・ルービンによる銀河の回転速度の観測から指摘された。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。彼女はこの結果と遠心力・重力の釣り合いの式を用いて質量を計算できる、と考えた。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。
暗黒物質が存在する場合、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。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。同研究チームは、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、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、とした。
2013年4月3日、欧州合同原子核研究機関において、サミュエル・ティン（マサチューセッツ工科大学教授）らの研究グループが「暗黒物質が実際に存在する可能性を示す痕跡を発見した」と発表した。国際宇宙ステーション (ISS) に取り付けたアルファ磁気分光器を使い、陽電子を観測した。暗黒物質がニュートラリーノであると仮定すると、互いに衝突して消滅する際に陽電子が飛び出すと考えられている。
宇宙に占める暗黒物質の割合の推定.
1986年に宇宙の大規模構造が発見された。このような構造を形成するための宇宙の物質の総量が見積もられたが、予想よりも質量が少ないため構造の成長には、ハッブル則から導かれる宇宙の年齢（ハッブル時間）：100億 - 200億年 よりも、さらに長い時間を要すると計算された ("missing mass problem")。この少なすぎる質量を補うものとして、それまでにいくつかの研究で提案されていた暗黒物質（ ダークマター）の存在が仮定された。この仮定は、いくつかのシミュレーションによってもハッブル則の範囲内で現在のような銀河集団の泡構造が出来上がることを支持している（例としてなど。）。
その後、宇宙の加速膨張が発見され、さらにインフレーション理論の説明のためダークエネルギーの概念が導入された。宇宙背景放射を観測するWMAP衛星の観測に基づいて、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%ぐらいでしかない、と説明されるようになってきている。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2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、この考えに妥当性がある、と考えられている。2013年3月、欧州宇宙機関はプランクの観測結果に基づいて、ダークマターは26.8%、ダークエネルギーは68.3%、原子は4.9%と発表した。
暗黒物質の候補.
暗黒物質とは具体的に何で構成されるのかについては現状不明であるが、後述のように複数の候補が挙がっており、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。また、熱い暗黒物質と冷たい暗黒物質の2種類に分けることもある。
素粒子論からの候補はWIMPと呼ばれ、天体物理学からの候補はMACHOと呼ばれる。また、宇宙の晴れ上がりの時に、その暗黒物質の運動エネルギーが質量エネルギーを上回っていた場合は熱い暗黒物質、そうではないものを冷たい暗黒物質と呼ぶ。2010年代時点では冷たい暗黒物質シナリオが有力視されているが、その候補粒子は未だ検出されていない。
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。
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。
「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。またこの理論はビッグバンの存在を否定する。しかし宇宙マイクロ波背景放射に関する観測事実を上手く説明できないことや、ビッグバン仮説を裏付ける多くの観測事実が存在するため、現在ではあまり議論の俎上に登らない理論である。
探索の歴史.
いくつかの方法で探索が行われている。
※中山和則(2011)「暗黒物質直接検出の現状と展望 （解説）」より引用。