クエリ: 暗黒物質を観測する方法はある?
文章: 暗黒物質 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。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、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。
文章: 観測可能な宇宙 「観測可能」という語は、現代の技術でこの領域内の物体から放射されたエネルギーが検出できるかどうかとは無関係であり、その物体からの光やその他の放射エネルギーが地球上の観測者のもとに到達することが原理上可能だという意味である。実際に観察できるのは、宇宙が晴れ上がった「最終散乱面」にある物体までである。晴れ上がる前の宇宙は、光子に対して不透明であった。しかしながら、重力波(やはり光速で移動している)の検出によって、それ以前の情報を推定することもできないわけではない。重力波はインフレーション時代の遅くとも後期から発生しており、それによって数兆光年・あるいはそれ以上の遠方の宇宙を観測できる可能性がある(もちろんインフレーション時代の宇宙の姿の観測となる)。 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。 文章: 銀河 しかし、星間物質中に存在する宇宙塵は可視光線で把握しづらい。そこで、赤外線を観察する手法が用いられる。これは、巨大分子雲や銀河中心の観察にも有効である。また、赤方偏移を起こしている宇宙の初期段階に形成された銀河の観察にも使われる。赤外線は大気中の水蒸気や二酸化炭素に吸収されやすいため、観測には高地の天文台や宇宙望遠鏡が使われる。 文章: すざく X線源となる高温のプラズマの観測、遠方の銀河団を観測し宇宙の進化についてのデータの提供、ブラックホール候補天体や活動銀河核の観測を目的としている。 文章: 暗視野検鏡 この方法で観察するためには、光学顕微鏡に専用の暗視野コンデンサーを取り付けて使用するのが一般的である。生物顕微鏡の場合、安価な乾式コンデンサーと、より明るい照明ができる油浸コンデンサーが入手可能である。また、位相差コンデンサーを利用して暗視野観察するテクニックもある。学習用顕微鏡や実体顕微鏡などで観察している試料に真横から懐中電灯などで光を当て、暗視野観察を体験することもできる。 文章: 暗視野検鏡 またX線写真撮影においては、X線の屈折を検出して高コントラストで対象を観察する手法を「X線暗視野法」などとよび、研究が行われている。 文章: 銀河の回転曲線問題 これは、現在知られている通常の物質(バリオン)とは異なり、光を出さずに質量エネルギーのみを持つ未知の物質が銀河の質量の大半を占めていると仮定する事で説明される。この未知の物質を暗黒物質(ダークマター)と呼び、その正体について研究が続けられている。 一方でこのような暗黒物質を仮定せず、力学の法則を修正することで平坦な銀河回転速度を説明しようとする試みもなされている。 その最も有名なものはミルグロムによる修正ニュートン力学 (MOND) である。他にはプラズマ宇宙論でもこの問題に解決の糸口を示している。 文章: 暗黒物質 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、少くとも光る物質程にはない」と記した。1934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)。ツビッキーは、銀河団の全質量をその周縁の銀河の運動に基づいて推定し、その結果を銀河の数および銀河団の全輝度に基づいて推定されたものと比較した。そして、彼は光学的に観測できるよりも400倍もの推定される質量が存在する、と判断した。銀河団中の可視的な銀河の重力はそのように高速な軌道に対して小さすぎるので、何らかの外部要因が必要であった。これは「質量欠損問題 (missing mass problem)」として知られている。これらの結論に基づき、ツビッキーは銀河団を互いに引き寄せる十分な質量や重力を及ぼす目に見えない物質が存在するはずであると推測した。 文章: 銀河フィラメント 宇宙進化の有力なモデルであるΛ-CDMモデルにおいては、まず暗黒物質がクモの巣状のストリングの形態に進化し、それに沿って銀河フィラメントが形成される。これは、暗黒物質が宇宙で最大の規模の構造を決定するという考え方であり、これによれば、暗黒物質が重力的にバリオン物質を引きつけ、天文学者たちが実際に観測しているように、薄くて長い超銀河団のウォールを形成することは、ある意味で自然なことであることになる。 文章: テンソル・ベクトル・スカラー重力 一般には、2004年以降の弾丸銀河団の観測によって、銀河回転曲線はTeVeSのような重力の代替理論よりも暗黒物質による方がよりよく説明できることが明らかになったと主張されているものの、理論の支持者らはそれらの観測についてもTeVeSによって説明可能だと主張している。 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: VIRGOHI21 VIRGOHI21は、2005年2月におとめ座銀河団の中で発見された。暗黒銀河は、光る物質である恒星をほとんど、あるいは全く含んでおらず、光らない物質であるダークマターにより支えられている銀河程度の大きさの仮想上の天体の事である。VIRGOHI21以前にも、HE 0450-2958やHVC 127-41-330のような暗黒銀河と予想された天体はいくつかあったが、極めて有望な候補として上がった天体としてはVIRGOHI21が初めてである。なぜならば、今まで暗黒銀河とされた候補は、その後の観測でわずかながら恒星を含んでいる事が分かった天体がほとんどであるが、VIRGOHI21は、恒星が全く発見されなかったからである。 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: 暗視野検鏡 一般的な光学顕微鏡(明視野照明)の場合、照明光の色(電球色、暖色系の白色など)の明るい背景の中に置かれた試料が光を遮り、背景より暗い様子を観察する。一方、暗視野検鏡は対物レンズに光が入らないように斜めなどから照明し、試料が散乱した光を観察する。 この場合、暗い背景に明るい試料が浮かび上がって観察される。この照明法のことを暗視野照明とよぶ。