暗黒物質

天文学において、暗黒物質は光や他の電磁放射と相互作用しない仮説上の物質形態である。暗黒物質は、観測可能な量よりも多くの物質が存在しない限り、一般相対性理論では説明できない重力効果によって暗示される。このような効果は、銀河の形成と進化、[1]重力レンズ効果、[2]観測可能な宇宙の現在の構造、銀河^衝突における質量^位置、[ 3 ]^銀河団内の銀河の運動、宇宙マイクロ波背景の異方性などの文脈で発生する。

標準的なラムダCDM宇宙論モデルでは、宇宙の質量エネルギー成分は通常の物質が5%、暗黒物質が26.8%、そして暗黒エネルギーと呼ばれるエネルギー形態が68.2%である。^{[4] [5] [6] [7]}したがって、暗黒物質は全質量の85% ^[a]を構成し、暗黒エネルギーと暗黒物質は全質量エネルギー成分の95%を構成する。^{[8] [9] [10] [11]}

暗黒物質は重力以外では通常のバリオン物質や放射線と相互作用しないことが知られており、実験室で検出することは困難です。最も一般的な説明は、暗黒物質は、弱い相互作用をする巨大粒子（WIMP）やアクシオンなどの、まだ発見されていない亜原子粒子であるというものです。^{[12]もう1つの主な可能性は、暗黒物質が}原始ブラックホールで構成されているというものです。^{[13] [14] [15]}

暗黒物質は速度（より正確には自由流動長）に応じて「冷たい」「温かい」「熱い」に分類されます。最近のモデルでは、粒子が徐々に蓄積することで構造が出現する冷たい暗黒物質のシナリオが支持されています。

天体物理学界では暗黒物質の存在は一般的に認められているが、^[16]通常の暗黒物質ではうまく説明できない特定の観測に興味をそそられた少数の天体物理学者は、一般相対性理論の標準的な法則のさまざまな修正を主張している。これには、修正ニュートン力学、テンソル・ベクトル・スカラー重力、エントロピー重力などが含まれる。これまでのところ、提案されている修正重力理論のどれも、観測証拠のすべてを同時に説明することはできず、重力を修正しなければならない場合でも、何らかの形の暗黒物質が必要であることを示唆している。^[17]

暗黒物質の仮説には複雑な歴史がある。^{[18] [19]} ウィリアム・トムソン、ケルビン卿は、1884年にボルチモアで行われた一連の講義に基づく本の付録で、太陽の周りの潜在的な星の数について論じた。^{[20] [18]彼は、太陽の年齢が2000万年から1億年であると仮定して、太陽近くの星の観測された速度分散を使用してそれらの密度を推測した。彼は、太陽から1}キロパーセク以内に10億の星があったら何が起こるか （その距離では、それらの視差は1ミリ秒角になる ）と提起した。ケルビンは次のように結論付けた。

私たちが想像する10億の星の多くは、おそらくその大部分が暗黒天体である可能性がある。^{[20] [21]}

1906年、ポアンカレ^[22]はケルビンの研究について議論する際にフランス語の[ matière obscure ]（「暗黒物質」）という用語を使用しました。 ^{[22] [21]}彼は暗黒物質の量が可視物質の量よりも少なくなければならないことを発見しましたが、それは誤りであることが判明しました。^{[21] [18]}

恒星の速度を用いて暗黒物質の存在を示唆した2人目は、1922年のオランダの天文学者ヤコブス・カプテインであった。 ^{[23] [24]}

1930年にスウェーデンの天文学者クヌート・ルンドマルクが発表した論文によると、宇宙には観測可能な質量よりもはるかに多くの質量が存在するに違いないと初めて気づいた人物は彼であるとされている。^[25]オランダの電波天文学の先駆者であるヤン・オールトも1932年に暗黒物質の存在を仮説した。 ^{[24] [26] [27]オールトは}銀河系近傍の恒星の動きを研究し、銀河面の質量は観測された質量よりも大きいはずだと発見したが、この測定値は後に誤りであることが判明した。^[28]

1933年、スイスの天体物理学者フリッツ・ツビッキーはカリフォルニア工科大学で働きながら銀河団を研究し、同様の推論を行った。^{[29] [b] [30]ツビッキーは}ビリアル定理をかみのけ座銀河団に適用し、彼が「 dunkle Materie （暗黒物質）」と呼ぶ目に見えない質量の証拠を得た。ツビッキーは銀河団の端近くの銀河の動きに基づいてその質量を推定し、それを明るさと銀河の数に基づく推定値と比較した。彼は、銀河団の質量が肉眼で観測できる質量の約400倍であると推定した。目に見える銀河の重力効果は、そのような高速軌道には小さすぎるため、質量は視界から隠れているに違いない。これらの結論に基づき、ツビッキーは、目に見えない物質が質量とそれに伴う重力を与えて銀河団をまとめていると推論した。^{[31]ツヴィッキーの推定値は、}ハッブル定数の古い値が原因で、1桁以上も間違っていた。^[32]今日、同じ計算では、光質量のより大きな値を使用して、より小さな割合を示している。それでも、ツヴィッキーは、存在する重力物質のほとんどが暗黒であると、計算から正しく結論付けた。^[21]しかし、現代の理論とは異なり、ツヴィッキーは「暗黒物質」を非発光性の通常の物質とみなした。^{[18] : III.A}

質量光度比の異常のさらなる兆候は、銀河の回転曲線の測定から得られた。1939年、HWバブコックはアンドロメダ星雲（現在はアンドロメダ銀河と呼ばれている）の回転曲線を報告し、質量光度比が放射状に増加していることを示唆した。^[33]彼はこれを、目に見えない物質ではなく、銀河内の光吸収または渦巻きの外側部分のダイナミクスの変化によるものとした。 1939年のバブコックの報告、アンドロメダ銀河の外縁部の予想外に速い回転と質量光度比50の報告に続いて、1940年にオールトはNGC 3115の大きな目に見えないハローを発見し、それについて書いた。^[34]

後にSETI研究所の上級天文学者となるセス・ショスタクが行った初期の電波天文学の観測では、6つの銀河が外縁部で高速回転していることが示され、星を軌道上に維持するために必要な重力を生み出す手段として暗黒物質の存在が示唆された。^[35]

暗黒物質の仮説は、1970年代に大きく定着した。いくつかの異なる観測結果が統合され、銀河は目に見えない物質のハローに囲まれているはずだという主張がなされた。1974年に発表された2つの論文では、この結論は、米国ニュージャージー州プリンストンのジェレミア・オストリカー、ジム・ピーブルズ、アモス・ヤヒルと、エストニアのタルトゥのヤーン・エイナスト、エン・サール、アンツ・カーシクの3人の独立したグループによって同時に導き出された。^[36]

暗黒物質の銀河ハローの存在の証拠となった観測の一つは、銀河の回転曲線の形状であった。これらの観測は光学天文学と電波天文学で行われた。光学天文学では、ヴェラ・ルビンとケント・フォードが新しい分光器を使って、エッジオン渦巻銀河の速度曲線をより正確に測定した。 ^{[37] [38] [39]}

同時に、電波天文学者は新しい電波望遠鏡を利用して、近傍銀河の原子水素の 21 cm ラインをマッピングしていました。星間原子水素 ( H ^I ) の放射分布は、集団的な星の光として観測できるよりもはるかに遠い銀河距離まで広がることが多く、回転曲線のサンプル距離 (したがって総質量分布) が新しい力学領域まで広がります。グリーンバンクの 300 フィート望遠鏡^[40]とジョドレルバンクの 250 フィート望遠鏡^{[41]による}アンドロメダの初期のマッピングでは、H ^I回転曲線がケプラーの軌道から予想される減少をたどらないことがすでに示されていました。

より感度の高い受信機が利用可能になると、Roberts & Whitehurst (1975) ^{[42] は、}光学測定をはるかに超えて、アンドロメダ銀河の回転速度を 30 kpc まで追跡できるようになりました。大きな半径でガス円盤を追跡する利点を示すこの論文の図 16 ^[42]は、光学データ^[39] (半径 15 kpc 未満の点のクラスターと、それより外側の 1 つの点) と 20 kpc から 30 kpc の間の H ^Iデータを組み合わせて、外銀河の回転曲線の平坦性を示しています。中心でピークに達する実線は光学表面密度であり、もう 1 つの曲線は累積質量を示しており、最外部の測定でも直線的に増加しています。並行して、銀河系外 H I 分光法のための干渉計アレイの使用が^開発さ^れていました。Rogstad & Shostak (1972) ^{[43 5つの銀河の回転曲線はすべて非常に平坦で、拡張されたHI}ディスクの外側部分で質量光度比が非常に大きいことを示唆している 。^{[43] 1978年、アルバート・ボスマは}ヴェスターボルク合成電波望遠鏡のデータを使用して、平坦な回転曲線のさらなる証拠を示した。^[44]

1970年代後半までに、銀河の周囲に暗黒物質ハローが存在することが広く認識され、天文学における未解決の大きな問題となった。^[36]

1980年代から1990年代にかけての一連の観測は暗黒物質の存在を裏付けた。Persic、Salucci、Stel（1996）は967個の渦巻き銀河を調査したことで有名である。^[45]暗黒物質の証拠には、銀河団による背景天体の重力レンズ効果、^{[46] （pp 14-16）}銀河と銀河団内の高温ガスの温度分布、宇宙マイクロ波背景放射の異方性パターンも含まれている。

宇宙学者の間で現在合意されている見解によれば、暗黒物質は主に、まだ特徴付けられていないある種の亜原子粒子で構成されている。^{[47] [48]} 様々な手段によるこの粒子の探索は、素粒子物理学における主要な取り組みの一つである。^[49]

標準的な宇宙論の計算では、「物質」とは、エネルギー密度がスケール係数の逆 3 乗、つまりρ ∝ a ⁻³ に比例する宇宙の構成要素を指します。これは、スケール係数ρ ∝ a ⁻⁴の逆 4 乗に比例する「放射線」や、aに対して変化しない( ρ ∝ a ⁰ )宇宙定数とは対照的です。^{[50]物質と放射線の異なるスケーリング係数は、放射線の}赤方偏移の結果です。たとえば、宇宙の膨張によって観測可能な宇宙の直径が 2 倍になると、スケールaも 2 倍になります。宇宙マイクロ波背景放射のエネルギーは半分になっています (各光子の波長が 2 倍になったため)。^[51]初期の標準モデルニュートリノなどの超相対論的粒子のエネルギーも同様に半分になっています。^[c]宇宙定数は空間の固有の性質として、考慮する体積に関係なく一定のエネルギー密度を持ちます。^[50]

原理的には、「暗黒物質」とは目に見えないがρ∝a − 3^に 従う宇宙のすべての構成要素を意味する。実際には、「暗黒物質」という用語は暗黒物質の非バリオン成分のみ、すなわち「失われたバリオン」を除いたものを意味するためによく使用される。^[52]文脈によって通常、どちらの意味が意図されているかがわかる。

渦巻銀河の腕は銀河中心の周りを回転している。渦巻銀河の明るい質量密度は、中心から外縁部に行くにつれて減少する。もし明るい質量だけが物質であるならば、銀河は太陽系と同様に、中心にある質点とその周りを回る試験質量としてモデル化できる。 [ ^d]ケプラーの第三法則から、太陽系と同様に、回転速度は中心から離れるにつれて減少すると予想される。しかし、これは観察されていない。^[53]代わりに、銀河の回転曲線は平坦のままであるか、中心からの距離が増加するにつれて増加する。

ケプラーの法則が正しいとすれば、この矛盾を解決する明白な方法は、渦巻銀河の質量分布が太陽系のものとは似ていないと結論付けることです。特に、銀河の周辺には非発光物質（暗黒物質）が大量に存在する可能性があります。

束縛系内の恒星はビリアル定理に従わなければならない。この定理は、測定された速度分布と併せて、楕円銀河や球状星団などの束縛系内の質量分布を測定するために使用できる。いくつかの例外を除いて、楕円銀河の速度分散推定値^[54]は、恒星の軌道の複雑な分布を仮定しても、観測された質量分布から予測される速度分散と一致しない。^[55]

銀河の回転曲線と同様に、この矛盾を解決する明白な方法は、非発光物質の存在を仮定することです。

銀河団は、その質量が 3 つの独立した方法で推定できるため、暗黒物質の研究にとって特に重要です。

• 銀河団内の銀河の視線速度のばらつきから
• クラスター内の高温ガスから放出されるX 線から。X 線のエネルギー スペクトルとフラックスから、ガスの温度と密度を推定し、圧力を求めることができます。圧力と重力のバランスによってクラスターの質量プロファイルが決まると仮定します。
• 重力レンズ効果（通常はより遠方の銀河）は、ダイナミクス（速度など）の観測に頼ることなく、銀河団の質量を測定できます。

一般的に、これら3つの方法は、暗黒物質が可視物質をおよそ5対1で上回っているという点で合理的に一致しています。^[56]

一般相対性理論の結果の 1 つに、重力レンズがあります。重力レンズは、光源と観測者の間にある質量の大きい物体がレンズとして機能し、光源からの光を曲げるときに発生します。レンズ効果は質量の特性には依存せず、質量が存在することだけを必要とします。物体の質量が大きいほど、より多くのレンズ効果が観測されます。例として、クエーサーなどのより遠い光源と観測者の間にある銀河団が挙げられます。この場合、銀河団はクエーサーをレンズ効果で覆います。

強い重力レンズ効果とは、背景銀河の光が重力レンズを通過する際に、背景銀河が弧状に歪む現象のことである。これは、アベル 1689を含む多くの遠方銀河団の周囲で観測されている。^[57]歪み形状を測定することで、介在する銀河団の質量を得ることができる。弱い領域では、重力レンズ効果は背景銀河を弧状に歪ませることはなく、代わりに微小な歪みを引き起こす。隣接する背景銀河の見かけのせん断変形を調べることで、暗黒物質の平均分布を特徴付けることができる。測定された質量対光比は、他の大規模構造測定によって予測される暗黒物質密度に対応する。^{[58] [59]}

暗黒物質と通常の物質はどちらも物質ではあるが、同じようには振る舞わない。特に、初期の宇宙では、通常の物質はイオン化され、トムソン散乱を介して放射線と強く相互作用した。暗黒物質は放射線と直接相互作用しないが、その重力ポテンシャル（主に大規模）と通常の物質の密度と速度への影響によって、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に影響を与えている。そのため、通常の物質と暗黒物質の摂動は時間とともに異なる形で進化し、CMBに異なる痕跡を残す。

CMB は完全な黒体に非常に近いが、100,000 分の 1 程度の非常に小さな温度異方性を持つ。異方性の天空マップは角度パワースペクトルに分解することができ、ほぼ等間隔だが高さの異なる一連の音響ピークを含むことが観測される。これらのピークの位置は宇宙論的パラメータに依存する。したがって、理論とデータを一致させることで、宇宙論的パラメータが制限される。^[60]

CMB異方性は1992年にCOBEによって初めて発見されたが、解像度が粗すぎて音響ピークを検出できなかった。2000年に気球搭載型BOOMERanG実験によって最初の音響ピークが発見された後、2003年から2012年にかけてWMAPによってパワースペクトルが精密に観測され、2013年から2015年にはプランク宇宙船によってさらに精密に観測された。結果はラムダCDMモデルを支持している。^{[61] [62]}

観測されたCMB角パワースペクトルは、その正確な構造がラムダCDMモデルによく適合していることから、暗黒物質の存在を支持する強力な証拠を提供しているが^[62]、修正ニュートン力学（MOND）などの競合モデルでは再現が困難である。^{[62] [63]}

構造形成とは、ビッグバン後に密度の摂動が崩壊して星、銀河、および星団が形成された時期を指します。構造形成以前は、一般相対性理論のフリードマン解は均質な宇宙を記述していました。その後、小さな異方性が徐々に成長し、均質な宇宙は星、銀河、およびより大きな構造に凝縮されました。通常の物質は、非常に初期の宇宙の支配的な要素である放射線の影響を受けます。その結果、その密度の摂動は洗い流され、構造に凝縮できなくなります。^[65]宇宙に通常の物質しかなかったとしたら、密度の摂動が現在見られる銀河や星団に成長するのに十分な時間はなかったでしょう。

暗黒物質は放射線の影響を受けないため、この問題の解決策を提供します。そのため、その密度の摂動が最初に成長することができます。その結果生じる重力ポテンシャルは、後で崩壊する通常の物質にとって魅力的なポテンシャル井戸として機能し、構造形成プロセスを加速します。^{[65] [66]}

弾丸銀河団は、最近起きた2つの銀河団の衝突の結果である。重力レンズ効果で測定された質量の中心の位置が、可視物質の質量の中心の位置と異なるため、特に注目に値する。これは、一般に可視物質の周囲にレンズ効果を予測する修正重力理論では説明が難しい。^{[67] [68] [69] [70]}しかし、標準的な暗黒物質理論では問題はない。各銀河団内の高温の可視ガスは電磁相互作用によって冷却され、減速されるが、暗黒物質（電磁相互作用しない）は冷却されずに減速する。これにより、暗黒物質が可視ガスから分離し、観測されたように別のレンズ効果ピークが生じる。^[71]

Ia型超新星は銀河系外距離を測定するための標準光源として利用でき、これは宇宙が過去にどれだけ速く膨張したかを測定するのにも利用できる。^[72]データによると宇宙は加速膨張しており、その原因は通常ダークエネルギーにあるとされている。^[73]観測によると宇宙はほぼ平坦であるため、^{[74] [75] [76]}宇宙のすべてのものの総エネルギー密度は1 ( Ω _tot ≈ 1 ) になるはずである。測定されたダークエネルギー密度はΩ _Λ ≈ 0.690である。観測された通常の（バリオン）物質のエネルギー密度はΩ _b ≈ 0.0482であり、放射線のエネルギー密度は無視できるほど小さい。これにより、欠けているΩ _dm ≈ 0.258が、物質（上記の技術的定義のセクションを参照）のように振る舞うダークマターとなる。^[77]

バリオン音響振動 (BAO) は、大規模な宇宙の可視バリオン物質 (通常物質) の密度の変動です。これらは、初期宇宙の光子-バリオン流体の音響振動により、ラムダ CDM モデルで発生すると予測されており、宇宙マイクロ波背景放射の角度パワー スペクトルで観測できます。BAO は、バリオンの好ましい長さスケールを設定します。暗黒物質とバリオンは再結合後に密集するため、近傍宇宙の銀河分布への影響は非常に弱くなりますが、130～160 Mpc 離れた銀河ペアよりも 147 Mpc 離れた銀河ペアの微妙な (≈1 %) 好みとして検出できます。この特徴は、1990 年代に理論的に予測され、その後 2005 年に 2 つの大規模な銀河赤方偏移調査、スローンデジタル スカイ サーベイと2dF ギャラクシー赤方偏移サーベイで発見されました。^[78] CMB観測と銀河の赤方偏移調査によるBAO測定を組み合わせることで、ハッブル定数と宇宙の平均物質密度の正確な推定値が得られます。 ^[79]この結果はラムダCDMモデルを支持しています。

大規模な銀河の赤方偏移調査は、銀河分布の 3 次元マップを作成するのに使用できます。これらのマップは、距離が観測された赤方偏移から推定されるため、わずかに歪んでいます。赤方偏移には、支配的なハッブル膨張項に加えて、銀河のいわゆる固有速度の寄与が含まれています。平均すると、超銀河団は重力のために宇宙平均よりもゆっくりと膨張していますが、ボイドは平均よりも速く膨張しています。赤方偏移マップでは、超銀河団の前にある銀河は超銀河団に向かって過剰な視線速度を持ち、距離から推測されるよりもわずかに高い赤方偏移を持ちますが、超銀河団の後ろにある銀河は距離に対してわずかに低い赤方偏移を持ちます。この効果により、超銀河団は半径方向に押しつぶされたように見え、同様にボイドは引き伸ばされます。角度位置は影響を受けません。真の形状が不明であるため、この効果は 1 つの構造では検出できませんが、多くの構造を平均することで測定できます。これは1987年にニック・カイザーによって定量的に予測され、2001年に2dF銀河赤方偏移サーベイによって初めて決定的に測定されました。^{[80]結果は}ラムダCDMモデルと一致しています。

天文分光法では、ライマンアルファフォレストは、遠方の銀河やクエーサーのスペクトルにおける中性水素のライマンアルファ遷移から生じる吸収線の合計です。ライマンアルファフォレストの観測は、宇宙論モデルを制約することもできます。^[81]これらの制約は、WMAPデータから得られた制約と一致しています。

暗黒物質の正体は不明ですが、以下の表に示すように、暗黒物質が何から構成されているかについては 多くの仮説が立てられています。

暗黒物質は、主に重力を介して可視物質（例えば恒星や惑星）と相互作用する物質を指す。したがって、原理的には新しいタイプの基本粒子で構成されている必要はなく、少なくとも部分的には陽子や中性子などの標準的なバリオン物質で構成されている可能性がある。惑星、褐色矮星、赤色矮星、可視星、白色矮星、中性子星、ブラックホールなど、天文学者によく知られている通常の物質のほとんどがこのカテゴリに分類される。^{[18] [96]}ブラックホールは、事象の地平線に十分近づくバリオン物質と非バリオン物質の両方を飲み込むが、その後、両者の区別はなくなる。^[97]

検出が難しいこれらの巨大な物体は、総称してMACHOと呼ばれています。一部の科学者は当初、バリオンMACHOがすべての暗黒物質を説明できるのではないかと期待していました。^{[46] : 286  [98]}

しかし、複数の証拠から、暗黒物質の大部分はバリオンではないことが示唆されています。

• 星によって背後から照らされると、十分に拡散したバリオンガスまたは塵が見えるでしょう。
• ビッグバン元素合成理論は、観測された化学元素の豊富さを予測している。重粒子の数が多いとすれば、ビッグバン中に合成されたヘリウム、リチウム、より重い元素もより多く存在するはずである。^{[99] [100]観測された豊富さと一致するには、重粒子物質が宇宙の}臨界密度の4～5%を占める必要がある。対照的に、大規模構造やその他の観測は、全物質密度が臨界密度の約30%であることを示している。^[77]
• 天文学的な天体探索により、暗黒物質のほんの一部が暗くコンパクトな従来型の天体（MACHOなど）に存在する可能性があることが判明した。除外される天体の質量範囲は地球の半分の質量から太陽の30倍の質量までで、ほぼすべての可能性のある候補をカバーしている。[ ^{101] [102] [103] [104] [105] [106]}
• WMAPとプランクによる宇宙マイクロ波背景放射の小さな不規則性（異方性）の詳細な分析は、全物質の約6分の5が、重力の影響を通じてのみ通常の物質または光子と有意に相互作用する形態であることを示している。^[107]

非バリオン暗黒物質の主な候補としては、新しい仮説上の粒子と原始ブラックホールの 2 つが挙げられます。

重粒子とは異なり、非重粒子は初期宇宙（ビッグバン元素合成）における元素の形成には寄与しないため^{[47] 、その存在は重力効果、または}弱いレンズ効果によってのみ明らかになる。さらに、非重粒子を構成する粒子が超対称性である場合、それらは自己消滅相互作用を受ける可能性があり、ガンマ線やニュートリノなどの観測可能な副産物を生成する可能性がある（間接検出）。 ^[82]

2015年、高密度の暗黒物質が原始ブラックホールで構成されているという考えが、中間質量ブラックホールの合体を検出した重力波測定の結果を受けて復活した^[108]。約30太陽質量のブラックホールは、恒星の崩壊（通常15太陽質量未満）や銀河中心のブラックホールの合体（数百万または数十億太陽質量）によって形成されるとは予測されていない。検出された合体を引き起こした中間質量ブラックホールは、宇宙の高温高密度の初期段階で高密度領域の崩壊により形成されたと提案された。その後の約1000個の超新星の調査では重力レンズ効果は検出されなかったが、特定の質量範囲を超える中間質量原始ブラックホールが暗黒物質の60％以上を占めるとすれば、約8回の重力レンズ効果イベントが予想される。^[109]しかし、この研究ではLIGO/Virgoの質量範囲を表すために単色分布を仮定しており、これはその後のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測で示唆された広範囲に広がった質量分布には当てはまりません。^{[110] [89]}

原子サイズの原始ブラックホールが暗黒物質のかなりの部分を占める可能性は、ボイジャー1号宇宙船による太陽圏外での陽電子と電子のフラックスの測定によって否定された。極小ブラックホールはホーキング放射を放出すると理論づけられている。しかし、検出されたフラックスは低すぎ、予想されるエネルギースペクトルを持たなかったため、極小の原始ブラックホールは暗黒物質を説明できるほど広範囲に広がっていないことが示唆されている。 ^[111]それにもかかわらず、2018年現在、暗黒物質の冷却へのアプローチを含む、高密度の暗黒物質が暗黒物質を説明することを提案する研究と理論が継続しており、^{[112] [113]}問題は未解決のままである。2019年、アンドロメダの観測でマイクロレンズ効果が見られなかったことから、極小ブラックホールは存在しないことが示唆されている。^[114]

しかし、光学マイクロレンズ観測によって制限できる質量範囲よりも小さい、ほとんど制約のない質量範囲がまだ存在し、原始ブラックホールがすべての暗黒物質を説明できる可能性がある。^{[115] [116]}

暗黒物質は、冷たい、温かい、熱いの3つのカテゴリーに分けられます。^[117]これらのカテゴリーは実際の温度ではなく速度を指し、宇宙の膨張により減速する前に、対応する物体が初期宇宙でのランダムな動きによってどれだけ移動したかを示しています。これは自由流動長（FSL）と呼ばれる重要な距離です。この長さよりも小さい原始密度の変動は、粒子が高密度領域から低密度領域に広がるにつれて洗い流されますが、より大きな変動は影響を受けません。そのため、この長さは後の構造形成の最小スケールを設定します。

カテゴリーは原始銀河（後に矮小銀河に進化する天体）の大きさに応じて設定されている。暗黒物質粒子は、そのFSLに応じて冷たい、温かい、熱いに分類される。原始銀河よりもはるかに小さい（冷たい）、原始銀河と似ている（温かい）、またははるかに大きい（熱い）。^{[118] [119] [120]}上記の混合も可能であり、混合暗黒物質の理論は1990年代半ばに人気があったが、暗黒エネルギーの発見により否定された。^[要出典]

冷たい暗黒物質は、最初に銀河が形成され、後の段階で銀河団が形成されるというボトムアップの構造形成につながるのに対し、熱い暗黒物質は、大きな物質の集合体が最初に形成され、後に個々の銀河に分裂するというトップダウンの形成シナリオをもたらす。^{[説明が必要]}後者は、高赤方偏移銀河の観測では除外されている。^[49]

これらのカテゴリーは、変動スペクトル効果^{[さらなる説明が必要]}と、ビッグバン後の各タイプが非相対論的になった期間にも対応しています。デイビスらは1985年に次のように書いています。^[121]

候補粒子は、変動スペクトルへの影響に基づいて 3 つのカテゴリに分類できます(Bond他1983)。暗黒物質が、再結合の直前まで相対論的であり続ける豊富な軽い粒子で構成されている場合、それは「ホット」と呼ばれることがあります。ホット ダーク マターの最も良い候補はニュートリノです... 2 つ目の可能性は、暗黒物質粒子がニュートリノよりも弱い相互作用をし、より少なく存在し、1 keV 程度の質量を持つことです。このような粒子は、質量のあるニュートリノよりも熱速度が低いため、「ウォーム ダーク マター」と呼ばれます... 現在、この説明に当てはまる候補粒子はほとんどありません。グラビティーノとフォティーノが提案されています (Pagels と Primack 1982、Bond、Szalay、および Turner 1982)... 非常に早い段階で非相対論的になり、無視できる距離を拡散できた粒子は、「コールド」ダーク マター (CDM) と呼ばれます。 CDM には超対称粒子を含む多くの候補があります。

— デイビス、エフスタティウ、フランク、ホワイト (1985) ^[121]

もう 1 つのおおよその境界線は、温かい暗黒物質が非相対論的になったときで、宇宙が誕生して約 1 年、現在の大きさの 100 万分の 1 であり、光子の温度が 270 万ケルビンの放射線優勢時代(光子とニュートリノ) に起こった。標準的な物理宇宙論では、放射線優勢時代の粒子地平線の大きさは(光速 × 時間)、つまり 2 光年とされている。この大きさの領域は、今日では 200 万光年 (構造形成なし) まで拡大する。実際の FSL は上記の長さの約 5 倍である。これは、粒子速度が非相対論的になった後、スケール係数に反比例して減少するため、FSL はゆっくりと成長し続けるからである。この例では、FSL は今日では 1000 万光年 (または 3 メガパーセク) に相当し、平均的な大きな銀河が入る大きさにほぼ相当する。 ${\displaystyle 2ct}$

270 万 ケルビンの光子温度は、250電子ボルトの典型的な光子エネルギーを与え 、それによって温かい暗黒物質の典型的な質量スケールを設定します。これよりはるかに質量が大きい GeV–TeV 質量の WIMP などの粒子は、ビッグバン後 1 年よりもずっと早く非相対論的になり、そのため FSL が原始銀河よりもはるかに小さくなり、冷たいものになります。逆に、質量がわずか数電子ボルトのニュートリノなどのはるかに軽い粒子は、FSL が原始銀河よりもはるかに大きいため、熱いものと見なされます。

冷たい暗黒物質は、ほとんどの宇宙論的観測を最も簡単に説明するものです。これは、原始銀河よりもはるかに小さい FSL を持つ構成要素で構成された暗黒物質です。熱い暗黒物質は銀河や銀河団の形成を支える能力がないと思われ、ほとんどの粒子候補は早​​期に減速するため、これが暗黒物質研究の焦点となっています。

冷たい暗黒物質の構成要素は不明である。可能性としては、MACHO（ブラックホール^[122]やプレオン星^[123]など）やRAMBO （褐色矮星の集団など）のような大きな物体から、WIMPやアクシオンなどの新しい粒子まで多岐にわたる。

1997年のDAMA/NaI実験とその後継である2013年のDAMA/LIBRA実験は、地球を通過する暗黒物質粒子を直接検出したと主張したが、同様の実験からの否定的な結果がDAMAの結果と矛盾しているように見えることから、多くの研究者は懐疑的である。

多くの超対称性モデルは、WIMPy最軽量超対称粒子（LSP）の形で暗黒物質の候補を提示している。 ^{[124]これとは別に、}標準モデルの非超対称拡張には重いステライルニュートリノが存在し、シーソー機構を通じてニュートリノの質量が小さいことを説明する。

温かい暗黒物質は、原始銀河の大きさに匹敵する FSL を持つ粒子で構成されています。温かい暗黒物質に基づく予測は、大規模な冷たい暗黒物質の予測と似ていますが、小規模の密度の変動は少なくなります。これにより、矮小銀河の予測される存在量が減り、大きな銀河の中心部の暗黒物質の密度が低くなる可能性があります。一部の研究者は、これが観測により適合していると考えています。このモデルの課題は、必要な質量 ≈ 300 eV から 3000 eV の粒子候補が不足していることです。^{[引用が必要]}

既知の粒子で温かい暗黒物質として分類できるものはない。仮説上の候補はステライル ニュートリノである。これは、他のニュートリノとは異なり、弱い力を介して相互作用しない、より重く、より遅いニュートリノである。スカラー-テンソル-ベクトル重力などのいくつかの修正重力理論では、方程式を機能させるために「温かい」暗黒物質が必要である。

高温暗黒物質は、その FSL が原始銀河の大きさよりはるかに大きい粒子で構成されています。ニュートリノはそのような粒子の 1 つです。ニュートリノは、暗黒物質の探索よりずっと前に、独立して発見されました。1930 年に仮説が立てられ、1956 年に検出されました。ニュートリノの質量は、電子の10 ⁻⁶未満です。ニュートリノは、重力と弱い力によってのみ通常の物質と相互作用するため、検出が困難です (弱い力は短い距離でのみ作用するため、ニュートリノが弱い力イベントを引き起こすのは、原子核に正面から衝突した場合のみです)。このため、ニュートリノはWIMP ではなく、 「弱く相互作用する細長い粒子」( WISP ) と呼ばれます。

ニュートリノには電子、ミューオン、タウの3つのフレーバーが知られている。ニュートリノは移動しながらフレーバー間を振動する。3つのニュートリノの平均質量の 正確な上限を決定することは難しい。例えば、ニュートリノの平均質量が50 eV /c ² （電子の質量の10 ⁻⁵未満）を超えると、宇宙は崩壊する。 ^{[125] CMBデータやその他の方法によると、ニュートリノの平均質量はおそらく0.3 eV/c 2}を超えない。したがって、観測されたニュートリノでは暗黒物質を説明できない。^[126]

銀河サイズの密度変動は自由流動によって打ち消されるため、高温の暗黒物質は、最初に形成される天体が巨大な超銀河団サイズのパンケーキであり、それがその後銀河に分裂することを示唆している。深宇宙の観測では、代わりに銀河が最初に形成され、その後銀河が集まって銀河団や超銀河団が形成されることが示されている。

もし暗黒物質が弱い相互作用をする粒子で構成されているとしたら、それが惑星や恒星、ブラックホールと同等の物体を形成できるかどうかという疑問が当然生じる。歴史的には、その答えは「形成できない」というものだったが、その理由は次の2つの要因による。 ^{[f] [127] [128] [129]}

エネルギーを効率的に消費する手段がない^[127]

通常の物質は、エネルギーを失う方法が多数あるため、高密度の物体を形成します。物体の形成にはエネルギーを失うことが不可欠です。なぜなら、圧縮中または重力下で「内側に」落下中にエネルギーを獲得し、他の方法ではエネルギーを失うことができない粒子は、加熱され、速度と運動量を増加させるからです。暗黒物質は、重力以外の方法では強く相互作用できないため、エネルギーを失う手段がないようです。ビリアル定理は、そのような粒子が徐々に形成される物体に束縛されたままにならないことを示唆しています。物体が形成されて圧縮され始めると、その中の暗黒物質粒子は速度を上げて逃げようとするからです。

構造を形成するために必要な多様な相互作用が欠けている^[129]

通常の物質はさまざまな方法で相互作用し、より複雑な構造を形成することができます。たとえば、星は重力によって形成されますが、その中の粒子も相互作用し、十分なエネルギーを持つようになると、核融合によってニュートリノや電磁放射の形でエネルギーを放出することができます。陽子と中性子は強い相互作用によって結合し、主に電磁相互作用によって電子と原子を形成します。暗黒物質は重力によってのみ相互作用しているように見えるため、このような多種多様な相互作用が可能であるという証拠はありません (そして、おそらく弱い相互作用よりも強くない何らかの手段によって相互作用していると思われますが、暗黒物質がよりよく理解されるまでは、これは単なる推測にすぎません)。

しかし、これらの問題を克服する、通常の物質に似た原子暗黒物質の理論が存在する。^[86]

暗黒物質が亜原子粒子でできているなら、毎秒地球の1平方センチメートルあたりを数百万、場合によっては数十億ものそのような粒子が通過しているはずだ。^{[130] [131]}多くの実験がこの仮説を検証することを目的としています。WIMPが主な探索候補でしたが、^[49] アクシオンが新たな注目を集めており、アクシオン暗黒物質実験（ADMX）によるアクシオンの探索や、将来的にはさらに多くの計画があります。^[132]もう一つの候補は、重力を介してのみ通常の物質と相互作用する 重い隠れたセクター粒子です。

これらの実験は2つのクラスに分けられます。検出器内で原子核からの暗黒物質粒子の散乱を探す直接検出実験と、暗黒物質粒子の消滅または崩壊の生成物を探す間接検出実験です。^[82]

直接検出実験は、（理論上）地球を通過している暗黒物質の粒子との相互作用によって引き起こされる原子核の低エネルギー反跳（通常、数keV ）を観測することを目的としています。このような反跳の後、原子核は、高感度検出装置を通過する際にシンチレーション光またはフォノンの形でエネルギーを放出します。これを効果的に行うには、極めて低いバックグラウンドを維持することが重要であり、これが、このような実験が通常、宇宙線からの干渉が最小限に抑えられる地下深くで行われる理由です。直接検出実験を行う地下研究所の例としては、スタウェル鉱山、スーダン鉱山、サドベリーのSNOLAB地下研究所、グラン・サッソ国立研究所、カンフランク地下研究所、ブルビー地下研究所、深部地下科学技術研究所、中国金平地下研究所などがあります。

これらの実験では、主に極低温検出器または貴液体検出器技術が使用されています。100 mK未満の温度で動作する極低温検出器は、ゲルマニウムなどの結晶吸収体の原子に粒子が衝突したときに発生する熱を検出します。貴液体検出器は、液体キセノンまたはアルゴンでの粒子衝突によって発生するシンチレーションを検出します。極低温検出器実験には、 CDMS、CRESST、EDELWEISS、EURECAなどのプロジェクトが含まれ、貴液体実験には、LZ、XENON、DEAP、ArDM、WARP、DarkSide、PandaX、 LUX ( Large Underground Xenon experiment ) が含まれます。これらの技術は両方とも、背景粒子 (主に電子を散乱させる) と暗黒物質粒子 (原子核を散乱させる) を区別する能力に重点を置いています。他の実験には、SIMPLEとPICASSOがあり、暗黒物質の検出に代替の方法を使用しています。

現在、直接検出実験による暗黒物質検出の確固たる主張はなく、代わりにそのような暗黒物質粒子の質量と核子との相互作用断面積に強い上限が導かれている。^[133] DAMA /NaIおよび最近のDAMA/LIBRA実験協力は、検出器内のイベント率の年間変調を検出しており、^{[134] [135]}これは暗黒物質によるものだと主張している。これは、地球が太陽の周りを回ると、暗黒物質ハローに対する検出器の速度がわずかに変化すると予想されることから生じる。この主張は今のところ確認されておらず、LUX、SuperCDMS ^[136]、XENON100などの他の実験からの否定的な結果と矛盾している。 ^[137]

直接検出実験の特殊なケースとして、方向性感度を持つ実験がある。これは、銀河中心の周りの太陽系の運動に基づいた探索戦略である。^{[138] [139] [140] [141]}低圧時間投影チャンバーにより、反跳軌道に関する情報にアクセスし、WIMP-原子核の運動学を制約することが可能になる。太陽の移動方向（おおよそ白鳥座の方向）から来るWIMPは、等方性であるはずの背景から分離される可能性がある。方向性暗黒物質実験には、DMTPC、DRIFT、Newage、MIMAC などがある。

間接検出実験は、宇宙空間における暗黒物質粒子の自己消滅または崩壊の生成物を探索する。例えば、暗黒物質の密度が高い領域（例えば、天の川銀河の中心）では、2つの暗黒物質粒子が消滅してガンマ線または標準モデルの粒子と反粒子のペアを生成する可能性がある。 ^[143]あるいは、暗黒物質粒子が不安定な場合は、標準モデルの粒子（または他の粒子）に崩壊する可能性がある。これらのプロセスは、天の川銀河や他の銀河の高密度領域から放出される過剰なガンマ線、反陽子、または陽電子を通じて間接的に検出できる可能性がある。 ^[144]このような探索に固有の大きな困難は、さまざまな天体物理学的ソースが暗黒物質から予想される信号を模倣する可能性があるため、決定的な発見には複数の信号が必要になる可能性が高いことである。^{[49] [82]}

太陽や地球を通過する暗黒物質粒子のいくつかは、原子に散乱してエネルギーを失う可能性があります。そのため、暗黒物質はこれらの天体の中心に蓄積し、衝突/消滅の可能性が高まります。これにより、高エネルギーニュートリノの形で特徴的な信号が発生する可能性があります。^[145]このような信号は、WIMP暗黒物質の強力な間接的証拠となります。^[49] AMANDA、IceCube、ANTARESなどの高エネルギーニュートリノ望遠鏡がこの信号を探しています。^{[46] : 298} 2015年9月のLIGOによる重力波の検出は、暗黒物質を新しい方法で観測する可能性を開き、特にそれが原始ブラックホールの形をとっている場合はそうです。^{[146] [147] [148]}

暗黒物質の消滅や崩壊によるそのような放射を探すために多くの実験的探索が行われてきました。その例を以下に示します。

2008年に高エネルギーガンマ線実験望遠鏡は天の川銀河から予想されていたよりも多くのガンマ線を観測したが、科学者たちはこれは望遠鏡の感度の見積もりが間違っていたためである可能性が高いと結論付けた。^[149]

フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、同様のガンマ線を探索している。^[150] 2009年、フェルミのデータで、天の川銀河の中心から、これまで説明のつかなかったガンマ線の過剰が発見された。この銀河中心のGeVの過剰は、暗黒物質の消滅かパルサーの集団によるものかもしれない。^{[151] 2012年4月、フェルミの}大型望遠鏡装置から以前に入手可能なデータの分析により、天の川銀河の中心から来るガンマ線に130 GeVの信号があるという統計的証拠が得られた。^[152] WIMPの消滅が最も可能性の高い説明とされた。^[153]

より高いエネルギーでは、地上のガンマ線望遠鏡によって矮小球状銀河^[154]や銀河団^[155]における暗黒物質の消滅に限界が設けられた。

PAMELA実験（2006年に開始）では、過剰な陽電子が検出されました。それらは暗黒物質の消滅またはパルサーから生じた可能性があります。過剰な反陽子は観測されませんでした。^[156]

2013年、国際宇宙ステーションのアルファ磁気分光計による結果は、暗黒物質の消滅による可能性がある過剰な高エネルギー宇宙線を示しました。 ^{[157] [158] [159] [160] [161] [162]}

自然界における暗黒物質粒子の検出に対する別のアプローチは、それらを実験室で生成することである。大型ハドロン衝突型加速器（LHC）を用いた実験は、LHC陽子ビームの衝突で生成された暗黒物質粒子を検出できる可能性がある。暗黒物質粒子は通常の可視物質と無視できるほどの相互作用を持つはずなので、他の（無視できない）衝突生成物が検出されれば、検出器から逃れる（大量の）失われたエネルギーと運動量として間接的に検出される可能性がある。^{[163]同様の原理を使用する}LEP実験からも暗黒物質に対する制約が存在するが、これは暗黒物質粒子とクォークではなく電子との相互作用を調査している。^[164]衝突型加速器の探索による発見は、発見された粒子が実際に暗黒物質であることを証明するために、間接的または直接的な検出セクターでの発見によって裏付けられなければならない。

暗黒物質はまだ特定されていないため、新しい未知の種類の物質を導入することなく同じ観測現象を説明することを目指した他の多くの仮説が浮上している。暗黒物質の観測的証拠のほとんどを支える理論である一般相対性理論は、太陽系規模では十分にテストされているが、銀河や宇宙規模での妥当性は十分に証明されていない。^[165]一般相対性理論を適切に修正すれば、原理的には暗黒物質の必要性を排除できると考えられる。このクラスの最もよく知られている理論は、MONDとその相対論的一般化テンソル–ベクトル–スカラー重力（TeVeS）、^[166] f(R)重力、^[167] 負の質量、暗黒流体、^{[168] [169] [170]}およびエントロピー重力である。^[171] 代替理論は数多くある。^{[172] [173]}

原始ブラックホールは暗黒物質の構成要素の候補と考えられている。^{[94] [92] [174] [175]}原始ブラックホールが暗黒物質であるという初期の制約では、ほとんどのブラックホールは類似または同一の（「単色の」）質量を持つと想定されていたが、これはLIGO/Virgoの結果によって反証された。^{[90] [91] [93]} 2024年、バーナード・カーとその同僚によるレビューでは、ビッグバンから10-5秒後の量子色力学時代に形成された原始ブラックホールは、暗黒物質に起因するほとんどの観測を説明できると結論付けられた。このようなブラックホール^の形成は、今日では「いくつかの明確な隆起があり、最も顕著なものは太陽の約1質量である」拡張された質量分布をもたらすだろう。^[13]

代替仮説の問題点は、暗黒物質の観測証拠が非常に多くの独立したアプローチから得られていることである（上記の「観測証拠」のセクションを参照）。個々の観測を説明することは可能ですが、暗黒物質が存在しない状態でそれらすべてを説明することは非常に困難です。それでも、代替仮説にはいくつかの散発的な成功があり、例えば2016年のエントロピー重力における重力レンズ効果のテスト^{[176] [177] [178]}や2020年のユニークなMOND効果の測定などです。^{[179] [180]}

ほとんどの天体物理学者の間では、一般相対性理論の修正によって観測証拠の一部を説明することは可能かもしれないが、宇宙には何らかの形の暗黒物質が存在するに違いないと結論付けるのに十分なデータがあるというのが一般的な見解である。^[17]

暗黒物質は、科学的な事実とSFの両方を扱うハイブリッドな定期刊行物に定期的に登場しており、^[181]暗黒物質自体は「SFの題材」と呼ばれています。^[182]

フィクション作品では暗黒物質について言及されています。そのような場合、それは通常、並外れた物理的または魔法的な特性を持つものとされ、物理学や宇宙論における暗黒物質の仮説的特性と矛盾することになります。例:

• 1995年のX-ファイルのエピソード「ソフトライト」では、暗黒物質がプロット装置として使用されている。 ^[183]
• 「ダスト」として知られる暗黒物質に触発された物質は、フィリップ・プルマンの『暗黒物質』三部作で重要な役割を果たしている。^[184]
• 暗黒物質でできた存在は、スティーブン・バクスターの『ジーリー・シーケンス』の敵役である。^[185]

より広い意味では、「ダークマター」という語句はフィクションの中では目に見えないものや不可視のものを想起させる比喩として使われている。^[186]

• ホッセンフェルダー、サビーネ、マクゴー、ステイシー S. (2018 年 8 月)。「暗黒物質は実在するのか?」サイエンティフィック・アメリカン。第 319 巻、第 2 号。pp. 36–43。
• ワイス、ライナー、(2023年7月/8月)「暗黒宇宙が焦点に」サイエンティフィック・アメリカン、第329巻第1号、7～8頁。
• シレッリ、マルコ。ストルミア、アレッサンドロ。ズパン、ジュレ（2024）。 「ダークマター」。arXiv : 2406.01705 [hep-ph]。

• トレメイン、スコット。暗黒物質に関する講義（ビデオ）。IAS。
• グレイ、メーガン; メリフィールド、マイク; コープランド、エド (2010)。ハラン、ブレイディ(編)。 「ダークマター」。60 のシンボル。ノッティンガム大学。