クエリ: 暗黒物質を観測する方法はある?
文章: 弾丸銀河団 重力レンズ効果の測定技術が急速に発展したことを受けて、2004年以降、ダグラス・クロウらの研究グループが、この考えに基づき暗黒物質を捉える試みを行った。クロウらはX線天文衛星チャンドラでガスの分布を観測するとともに、可視光によって銀河団背後の銀河の光を観測し、弱い重力レンズの効果から推定される銀河団の質量分布を逆算した。 その結果、小さな方の銀河集団と大きな方の銀河集団それぞれに対応する質量の中心は、可視光で観測される2つの銀河集団のそれぞれの位置の方に誤差の範囲で一致し、ガス雲の位置とは異なっていた。 このことから力学法則がどうであれ、そこにガスとは異なる観測できない質量があり、暗黒物質の存在を従来よりも直接に裏付けるものと結論付けられた。
文章: ボソン星 ボソン星はビッグバンの初期段階で重力崩壊によって形成されうると考えられている。少なくとも理論上では、非常に質量の大きいボソン星は銀河核領域に存在することができ、この仮定は活動銀河核で観測される様々な特徴を説明することができる。ボソン星は暗黒物質の候補にも挙げられている。 文章: 暗黒物質 2003年から、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。 文章: ホットダークマター ダークマターとは、電磁波と相互作用しない、したがって電磁波(光)により検知できない物質であり、重力の効果によってのみ検出される。 文章: 銀河円盤 円盤は、バルジや円盤のより内側の部分の重力に拮抗するため回転しているが、剛体ではないため差分回転をする。光学的な観測から予想される質量分布からは、内側ほど速く回転すると予想される。しかし実際は、(差分回転ではあるものの)剛体回転に近い回転をしている。このため、光学的な観測にかからない暗黒物質の存在が仮説されている。 文章: 宇宙マイクロ波背景放射 CMBが放射された後、最初の恒星が観測されるまでの間、観測可能な天体が存在しないことから、宇宙論研究者はこの時代をユーモア混じりに暗黒時代(dark age)と呼ぶ。この時代については多くの天文学者によって精力的に研究されている。 文章: 銀河群 目に見える物質の重力は、このように銀河をコンパクトに結び付けるには圧倒的に小さく、暗黒物質の効果を見ることができる。ハッブル時間を超えると、コンパクト銀河群は安定ではなく、銀河の合体等で進化する。 文章: 観測天文学 特定の周波数又は周波数領域を持つ天体の観測には、光学フィルターが用いられる。多層フィルムのフィルターは、周波数の透過と阻害を非常に正確に制御できるため、例えば励起した水素原子からの特定の周波数のみを放出する天体を観測することができる。またフィルターを使って、光害の効果を部分的に補正することもできる。偏光フィルターは、光源が偏光を放出しているか、またその偏光の方向を確かめるために用いられる。 文章: 電波天文学 天体が放射する電波にはいくつかの機構がある。いくつかの波長で観測を行うことでどのような機構で放射された電波かを知ることができる。それによって天体の性状を知ることができる。第二次世界大戦後に戦争中に発達したレーダーの技術が応用され、より詳細な観測が行われるようになった。しかし、電波での観測は光学観測に比べて分解能が非常に劣るのがネックであった。干渉計の応用によりこの点が大幅に改善された。その結果、多くの天体が電波では可視光とは違った姿をしていることが明らかとなった。こうして電波観測が天体観測の一手段として確立した。パークス天文台では、2001年頃から、1000分の1秒しか観測されないごく短時間で大量の電波が放射される()と呼ばれる現象を観測している。これも発生源が特定できていなかったが、2015年4月に観測されたFRB 150418の発生源が、2016年2月、スウィンバーン工科大学や日本の国立天文台、東京大学のグループらによって、おおいぬ座の方向にある50億光年離れた楕円銀河からのものであるとつきとめた、と発表した。まだ発生メカニズムはわかっていないが、連星中性子星の合体の可能性があるという。 文章: 暗視野検鏡 位相差顕微鏡用のコンデンサと低開口数の対物レンズとを用いると、簡単に暗視野検鏡が実現できる。 文章: ブラックホール ブラックホールはその特性上、直接的な観測を行うことは困難である。しかし他の天体との相互作用を介して間接的な観測が行われている。X線源の精密な観測と質量推定によって、いくつかの天体はブラックホールであると考えられている。 文章: 天体望遠鏡 ニュートリノは電気的に中性で質量がほとんど0に近い、極めて軽い粒子である。通常物質とまったく反応せず、地球すらたやすくすり抜けるので容易に観測されないが、巨大な水槽に水などの液体を大量に溜め、そこを通り抜けるニュートリノがごくわずかな確率で物質と反応した際に発生するチェレンコフ光を検出することで間接的に観測している。日本では、岐阜県の神岡鉱山地下深くに超純水を用いたニュートリノ観測装置「カミオカンデ」及び「スーパーカミオカンデ」を作り、超新星爆発によって生じるニュートリノを観測するニュートリノ天文学を発展させた。 文章: 実体顕微鏡 普通は落射照明によって物体表面を観察するように使うが、透過光を用いる場合もあり、この両方の光源を組み込んだ装置もある。 文章: フェルミガンマ線宇宙望遠鏡 フェルミ望遠鏡は、大面積望遠鏡 (LAT) とガンマ線バーストモニター (GBM) という2つのガンマ線観測装置を搭載している。LAT は 20 MeV から 300 GeV 以上のエネルギー帯域を覆う、高エネルギーガンマ線の検出・撮像装置である。全天の約20%の視野を持ち、掃天観測を行うことを目的としている。活動銀河、超新星残骸、パルサーのような高エネルギーガンマ線天体に加え、暗黒物質、宇宙線、星間物質も研究対象である。これとは相補的に、GBM は 8 keV から 30 MeV のエネルギー帯域でガンマ線バーストのような突発天体の観測を行う。 文章: Λ-CDMモデル 銀河の回転運動(中心部の回転速度と周辺部の回転速度が同じであるというアノマリー)や銀河群、銀河団の運動の観測から、宇宙には光を発しない暗黒物質が存在することを仮定する。そして、元素合成理論から、暗黒物質の主成分が暗い天体(ブラックホール、褐色矮星等)ではないこと、さらに普通の物質とは重力以外では弱く相互作用しない非バリオン的な物質であることが知られている。その中でも、ニュートリノのような軽い(熱い)粒子ではなく、重い(冷たい)粒子(アクシオン、ニュートラリーノなど)があると、インフレーション理論で生まれた揺らぎが成長することによって、現在の宇宙の階層構造になったという観測事実をうまく説明できる。 文章: 暗視野検鏡 簡単に高いコントラストが得られる手法として、古くから使用されている。近年は無染色で微細な生体構造や運動を観察する方法としても用いられている。例えば光源として超高圧水銀ランプを用いることで、直径20ナノメートル程度の繊維構造の観察に用いられたり、または高輝度照明との組み合わせによる超高速イメージングなどにも用いられている。