暗黒物質 darkmatter

dark matterとは何か

銀河や星の動きを調べると、そこに存在するべきだが、光などで観測されていない物質のこと。その正体は明らかになっていない。その候補は、

WIMPS (Weakly Interacting Massive Particle)… 宇宙の初期にできて、現在まで残っていると予想される素粒子。例えば、
axions …質量は電子の 1/10^11 と予想されている素粒子
photinos …超対称性の理論により、光子のパートナーとして、予想される素粒子。光子はボゾン、 photinos はフェルミオン
massive neutrinos…質量がある場合のニュートリノ

*まだ予想の段階の素粒子であって、観測されていない。ただし、ニュートリノには質量があるらしいという観測結果はある。
 
水素ガス
*水素ガスだと、観測しやすいので、見えないということは起こりにくい。
 
MACHOS(MAssive Compact Halo Object )
褐色矮星(Brown Dwarf)…木星のように、質量が足りないので太陽のように輝くことができなかった星。
*そのような星は見つかっているが、大量にあるかどうかはわからない。

白色矮星(White Dwarfs)…小さめの星の終末期の状態。
*これが多いと、ヘリウムが多くできるが、それだけのヘリウムは観測されていない。

中性子星(Neutron Stars)…大きめの星の終末期の状態。中性子でできている。
ブラックホール
*これらの星は、莫大なエネルギーを出すし、重い元素を作り出す。そういう証拠はない。

axions や photinos は、スピードが遅いので、cold dark matter と呼ばれている。 massive neutrinos は、光に近い速さなので、 hot dark matter と呼ばれている。

hot dark matter だけだと、宇宙の大規模構造はできるが、銀河程度の大きさの構造物ができない。
cold dark matter だけだと、逆に、大きな構造ができない。
20% の hot dark matter と 80% の cold dark matter のモデルが最も適している。

宇宙新しい観測結果が出た　2003/2/11 NASA

宇宙背景輻射のゆらぎを従来よりさらに正確に、100万分の1の精度で観測した(WMAP)。
宇宙の年齢…137億年(誤差1%)
星が最初にできた…ビッグバン後2億年
宇宙は平坦である。すなわち、宇宙のエネルギー密度は、臨海密度と等しい。
ハッブル定数…71km/sec/Mpc (誤差5%)
宇宙背景輻射の偏光が観測された。これは、インフレーション理論の証拠になる。

 dark energy は重力と反対の力を及ぼす。宇宙の膨張スピードは一定ではなく、加速している。ただし、その力があっても、赤方偏位が0.1程度の距離(10億光年)の銀河では、その力の影響は観測されない。赤方偏位が1に近づく距離(60億光年)になると、その力の影響が観測にかかってくる。