冷たい暗黒物質

宇宙論と物理学において、冷たい暗黒物質( CDM ) は、仮説上の暗黒物質の一種です。現在の宇宙論の標準モデルであるラムダ CDM モデルによると、宇宙の約 27% が暗黒物質、68% が暗黒エネルギーで、星、惑星、生物を構成する通常のバリオン物質はごく一部です。冷たいとは、暗黒物質が光速に比べてゆっくりと移動するため、状態方程式が消滅することを意味します。暗いとは、通常の物質や電磁放射と非常に弱く相互作用することを意味します。CDM の候補として提案されているものには、弱く相互作用する巨大粒子、原始ブラックホール、アクシオンなどがあります。

冷たい暗黒物質の理論は、もともと1982年にジェームズ・ピーブルズによって発表されました。^[1]一方、温かい暗黒物質の図は、J・リチャード・ボンド、アレックス・ザレイ、マイケル・ターナー^[2]、ジョージ・ブルーメンソール、H・ペイゲルズ、ジョエル・プリマック^[3]によって同時期に独立に提唱されました。ブルーメンソール、サンドラ・ムーア・フェイバー、プリマック、マーティン・リース による1984年のレビュー記事では、理論の詳細が展開されました。^[4]

冷たい暗黒物質理論では、構造は階層的に成長し、小さな物体が最初に自己重力によって崩壊し、連続的な階層で融合して、より大きく、より質量の大きい物体を形成します。冷たい暗黒物質パラダイムの予測は、宇宙の大規模構造の観測と概ね一致しています。

1980 年代初頭に人気があったが 1990 年代にはあまり人気がなかったホット ダーク マターパラダイムでは、構造は階層的 (ボトムアップ) に形成されるのではなく、断片化 (トップダウン) によって形成され、最大のスーパー クラスターは最初に平らなパンケーキのようなシートとして形成され、その後、私たちの銀河である天の川銀河のように小さな断片に断片化されます。

1980年代後半から1990年代以降、ほとんどの宇宙論者は、宇宙が初期の滑らかな初期状態（宇宙マイクロ波背景放射で示される）から、今日見られる銀河とそのクラスターのゴツゴツした分布（宇宙の大規模構造）にどのように移行したかを説明する冷たい暗黒物質理論（特に現代のラムダCDMモデル）を支持しています。矮小銀河はこの理論にとって重要であり、初期宇宙の小規模な密度変動によって形成されました。^[5]現在、それらはより大きな構造を形成する自然な構成要素となっています。

暗黒物質は、通常の物質や放射線との重力相互作用を通じて検出されます。そのため、冷たい暗黒物質の構成要素を特定するのは非常に困難です。候補は、おおよそ 3 つのカテゴリに分類されます。

• アクシオンは、特定の種類の自己相互作用を持つ非常に軽い粒子であり、CDMの適切な候補となる。^{[6] [7]} 2010年代後半から、アクシオンは暗黒物質の最も有望な候補の1つとなっている。^[8]アクシオンには、その存在が量子色力学における強いCP問題を解決するという理論的利点があるが、アクシオン粒子は理論化されただけで、検出されたことはない。アクシオンは、WIMPの低質量版であるWISP（弱く相互作用する「細い」または「スリム」な粒子）と呼ばれるより一般的なカテゴリの粒子の例である。

• 巨大コンパクトハロー天体（MACHO）は、ブラックホール、中性子星、白色矮星、非常に暗い恒星、または惑星のような非発光天体などの大型で凝縮した天体です。これらの天体の探索は、重力レンズ効果を使用してこれらの天体が背景の銀河に与える影響を検出することで構成されています。ほとんどの専門家は、これらの探索から生じる制約により、MACHOは暗黒物質の候補として除外されると考えています。^{[9] [10] [11] [12] [13] [14]}

• 弱い相互作用をする巨大粒子（WIMP）。現在、必要な特性を持つ粒子は知られていないが、素粒子物理学の標準モデルの多くの拡張により、そのような粒子が予測されている。WIMPの探索には、高感度検出器による直接検出の試みと、粒子加速器によるWIMPの生成の試みが含まれる。歴史的に、WIMPは暗黒物質の構成物質として最も有望な候補の1つと見なされていたが、^{[10] [12] [14]}、2010年代後半以降、実験でWIMPが検出されなくなったため、WIMPはアクシオンに取って代わられた。^[8] DAMA /NaI実験とその後継であるDAMA/LIBRAは、地球を通過する暗黒物質粒子を直接検出したと主張しているが、同様の実験からDAMAの結果と一致する結果が得られなかったため、多くの科学者は懐疑的である。

ΛCDMモデルにおける冷たい暗黒物質の予測と銀河とそのクラスターの観測との間にはいくつかの矛盾が生じている。これらの問題のいくつかには解決策が提案されているが、ΛCDMモデルを放棄せずに解決できるかどうかは不明である。^[15]

冷たい暗黒物質シミュレーション（少なくともバリオンフィードバックの影響を含まないもの）における暗黒物質ハローの密度分布は、銀河の回転曲線を調べることで観測されるものよりもはるかに尖っています。^[16]

冷たい暗黒物質のシミュレーションでは、天の川銀河のような銀河の周囲に観測される小さな矮小銀河の数よりも多くの小さな暗黒物質ハローが多数存在すると予測されている。^[17]

天の川銀河やアンドロメダ銀河の周りの矮小銀河は薄い平面構造で周回していると観測されているが、シミュレーションでは親銀河の周りにランダムに分布していると予測されている。^[18]

NGC 3109銀河団の銀河は、ΛCDMモデルの予想と矛盾するほど急速に遠ざかっています。^[19]この枠組みでは、NGC 3109は、天の川銀河やアンドロメダ銀河を含む3体相互作用で放出されるには大きすぎて局部銀河群から遠すぎます。^[20]

銀河が階層的に成長すると、巨大銀河は多くの合体を必要とする。大規模な合体は必然的に古典的なバルジを形成する。それとは対照的に、観測された銀河の約80％はそのようなバルジを示さず、巨大な純粋な円盤銀河は一般的である。^[21]この緊張は、現在観測されている銀河の形状の分布を、ΛCDMフレームワークでの高解像度流体力学的宇宙論シミュレーションの予測と比較することで定量化でき、シミュレーションの解像度を向上させても解決できない非常に重要な問題が明らかになる。^[22]バルジのない割合は80億年間ほぼ一定であった。^[23]

もし銀河が冷たい暗黒物質の巨大なハローの中に埋め込まれていたら、その中心領域でしばしば発達するバーはハローとの動的摩擦によって減速されるだろう。これは観測される銀河のバーが典型的には高速であるという事実と深刻な矛盾を生じている。^[24]

モデルと観測結果の比較は銀河系内スケールでいくつかの問題を引き起こす可能性があり、矮小銀河が多すぎると予測したり、銀河の最も内側の領域に暗黒物質が多すぎると予測したりする可能性がある。この問題は「小規模危機」と呼ばれている。^[25] これらの小規模はコンピューターシミュレーションで解決するのが難しいため、問題がシミュレーションなのか、暗黒物質の非標準的な特性なのか、それともモデルのより根本的なエラーなのかはまだ明らかではない。

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による観測の結果、宇宙赤方偏移13.2のJADES -GS-z13-0 ^{[26] [27]}や宇宙赤方偏移14.32のJADES-GS-z14-0など、高赤方偏移での分光法によって確認されたさまざまな銀河が得られた。初期宇宙におけるこのような高い大規模銀河形成率は、既存のラムダCDMモデルで暗黒物質ハローを介して許容される銀河形成率と矛盾しているように見える。ラムダCDMで銀河形成が100%効率的で、すべての質量が恒星に変わることが許容されたとしても、このような大規模銀河を形成するには不十分だからである。^{[28] [29] [30]しかし、これは恒星の}初期質量関数を仮定することに依存している。初期の星形成が大質量星を優先するなら、この緊張を説明できるかもしれない。^[31]

• 曖昧な冷たい暗黒物質
• 熱い暗黒物質
• 超低温暗黒物質
• 修正ニュートン力学
• 自己相互作用する暗黒物質
• 温かい暗黒物質

• ベルトーネ、ジャンフランコ（2010）。粒子暗黒物質：観察、モデル、探索。ケンブリッジ大学出版局。p.762。ISBN 978-0-521-76368-4。