クエリ: 暗黒物質を観測する方法はある?
文章: 弾丸銀河団 この弾丸銀河団のガスの分布と質量の分布を詳しく調べることによって、直接見ることができないためその存在について議論のあった暗黒物質に関する新たな手掛かりが得られた。 もともと暗黒物質が存在するという仮定は銀河の回転曲線問題に対処するために始まったものだった。 すなわち暗黒物質のような未知の質量を仮定しなければ、ニュートン力学(ないし一般相対性理論)と観測可能な銀河の質量分布とからでは実際の銀河の回転速度が説明できない。 この暗黒物質は例えば一般の銀河団ガスの高い温度も説明し、現在では多くの支持を得ている。 一方で、暗黒物質の存在を仮定せず、重力の相互作用が銀河スケールで我々の知るものとは違っているのだとする修正ニュートン力学 (MOND) に代表される対案も提出された。
文章: ジョージ・スムート ビッグバン理論では、初期の温度揺らぎによって宇宙の物質密度が不均一になり、星や銀河が生まれたと考えられている。スムートらを筆頭とするCOBEチームの業績の重要性は、推測に過ぎなかったこの揺らぎを実際に定量的に観測し、宇宙論を推測から大きく前進させたことにある。COBEの観測結果により、インフレーション理論や暗黒物質に関する研究も活発化した。 文章: 銀河 大深度宇宙を調査すると、銀河同士が近く結合した様子が高い頻度で見つかる。最近の10億年では、同規模の銀河と有意な影響を及ぼし合わない孤立した銀河は比較的少なく、観測からはわずか5%程度しか見つかっていない。これらも過去には合体を経験していたり、小さな伴銀河を持っている可能性はある。孤立銀河は他銀河との相互作用でガスが取り去られる事が無いため、標準的な銀河よりも星形成の割合が高い巨視的には、ハッブルの法則で明らかになった通り宇宙は膨張しており、それに引きずられて個々の銀河の間隔は基本的に広がっていると考えられている。しかし局地的には、銀河相互に働く引力によって拡張に逆らっている。この銀河の群集は、暗黒物質の集まりが銀河をひきつけて、宇宙の初期には形成されていた。そして群集はさらに集まり、大きな集団を形成するようになった。この集合が進展する過程でガスもまた集まり、銀河内部の熱量を高め、30 - 100メガケルビンにまで達する。このような集まりの質量のうち、70-80%を暗黒物質を占め、10-30%が熱いガスであり、銀河を構成する物質は残りのわずか数%でしかない。 文章: 現代宇宙論 ビッグバン元素合成や宇宙マイクロ波背景放射、構造形成の研究によって得られる証拠から、我々の宇宙の質量の約25%は非バリオンのダークマターで、目に見えるバリオン物質は約4%に過ぎないことが分かっている。ダークマターの重力効果はよく理解されており、ダークマターは銀河を取り巻くハロー状に存在し、低温(相対論的速度を持たない)で、放射を出さない物質のように振舞う。ダークマターは実験室ではいまだに検出されておらず、その素粒子物理学的性質は全く分かっていない。しかしダークマターの候補は数多く挙げられており、その例としては安定な超対称性粒子、WIMP、アクシオン、MACHOなどがある。また、重力が弱い場合の重力相互作用の式自体を修正する修正ニュートン力学 (MOND) やブレイン宇宙論でダークマターを説明しようとする研究者もいる。 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: スーパーブラディオン もしスーパーブラディオンがわれわれの宇宙に自由粒子として存在することができるなら、それらは"従来の"粒子の形で自発的に放射を放ち、超高エネルギー宇宙線の放射源となることが予想される。その自由粒子は、それらの速度が光速に等しいかそれより小さくなったとき、そのような放射を放出するのを止める。それゆえ、宇宙は光速に近い速度のスーパーブラディオンの海を含むだろう。スーパーブラディオンはインフレーション、暗黒物質および暗黒エネルギーについても新しい方法を与える。 文章: 電波望遠鏡 次に、目では暗く見える天体でも、電波望遠鏡では明るくとらえることができる。例えばブラックホールの周りを回る高温のガスを観測できる。宇宙の激しい現象のいくつかは、電波でこそ観測できるのである。 文章: 観測可能な宇宙 観測可能な宇宙を構成する可視物質の質量を計算する方法は、1つには、平均太陽質量を仮定し、これに観測可能宇宙内の星の総数をかけることである。宇宙の星の推定総数は、観測可能な宇宙の体積 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: 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: 修正ニュートン力学 太陽系のように中心に大質量が集中しているとき、逆二乗則に従う万有引力のもとでは、その中心の周りを円運動する天体の速さは距離の平方根に反比例して減少する。 一方、銀河円盤における天体の運動の速さは、ドップラー偏移の観測により銀河の中心からの距離によらずほぼ一定であることが明らかとなっている。 銀河の質量分布は太陽系のように中心に集中したものではないが、観測されている銀河の構造から推定された質量分布を仮定してもこの一様な速さは説明できず、銀河円盤はやはり中心に近いところでより高速に運動していなければならない。 この銀河回転問題は天文学者に銀河の構造に対する謎を突き付けることとなった。 この問題に対して現在広く受け入れられている説明は観測にかからない暗黒物質(ダークマター)が存在するためだとするものである。 すなわち、銀河を取り巻く銀河ハローの部分に銀河の可観測部分をはるかに越える巨大な質量を持つ未知の物質が存在し、銀河を安定させ一定の回転速度をもたらすようなちょうどよい質量分布をもつのだとしている。 文章: STS-134 主な内容は、アルファ磁気分光器(AMS-02)とエクスプレス補給キャリア3(ELC-3)をISSに取り付けることである。AMSは反物質や暗黒物質の解明のため宇宙線を高い精度で検出する大型の観測装置であり、素粒子物理学の発展に大きく貢献すると注目されている。 文章: 光学顕微鏡 得られる像は、暗い視野の中に蛍光を発する部分が光って見えるものであり、通常は迷光を防ぐため暗室で観察するか装置の一部が暗箱になっている。接眼レンズを通しての肉眼観察に加えて、1990年代以降はCCDカメラを用いた観察装置が一般化してきており、肉眼では観察不可能な微弱な蛍光を、冷却CCDなどの高感度CCDカメラを用いて可視化することも行われている。 文章: 天体望遠鏡 超巨大ブラックホールや中性子星のような非常に重い天体が回転・衝突する時、重力波が発生すると考えられており、実際に連星パルサーの周期の変動などによって間接的に観測されている。この重力波の直接検出を試みる装置を重力波望遠鏡と呼ぶことがある。重力波望遠鏡には干渉計型と共振型がある。干渉計型ではレーザー光を使用するマイケルソン干渉計を使用する。共振型ではウェーバー・バーのように推定される重力波の周波数と共振する固有周波数を有する共振体が使用される。 文章: 原始星 原始星には周囲の物質が超音速で落下していき衝撃波面が形成されている。その面で落下物質の運動エネルギーが一気に熱に変わっている。そのため、原始星は主系列星よりも非常に明るく輝いている。この時は原始星はまだ周囲を暗黒星雲に覆われているため、星雲の外からは可視光では観測できず赤外線だけが観測される。この状態は、それを理論的に導出した日本の宇宙物理学者・林忠四郎にちなんで林フェイズと呼ばれる。 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。