暗黒物質ハロー

現代の物理宇宙論モデルでは、暗黒物質ハローは宇宙構造の基本単位である。これは宇宙膨張から切り離され、重力で束縛された 物質を含む仮説上の領域である。^[1] 単一の暗黒物質ハローには、サブハローとして知られる、重力で束縛された暗黒物質のビリアル化された塊が複数含まれることがある。^[1] ΛCDM などの現代の宇宙論モデルでは、暗黒物質ハローとサブハローに銀河が含まれる可能性があると提案されている。^{[1] [2]}銀河の暗黒物質ハローは銀河円盤を包み込み、目に見える銀河の端をはるかに超えて広がっている。ハローは暗黒物質で構成されていると考えられているが、直接観測されたことはない。その存在は、銀河内の星やガスの運動や重力レンズ効果への影響の観測を通じて推測されている。^{[3]暗黒物質ハローは、現在の}銀河の形成と進化のモデルで重要な役割を果たしている。暗黒物質ハローの性質を様々な成功度で説明しようとする理論としては、冷たい暗黒物質（CDM）、温かい暗黒物質、大質量コンパクトハロー天体（MACHO）などがある。^{[4] [5] [6] [7]}

ハロー内の暗黒物質（DM）の存在は、渦巻銀河の回転曲線に対するその重力効果から推測される。ハロー（ほぼ球形）全体に大量の質量がなければ、銀河の回転速度は銀河中心から遠く離れたところでは低下するだろう。これは、外惑星の軌道速度が太陽からの距離とともに低下するのと同じである。しかし、渦巻銀河の観測、特に中性原子水素からの線放射（天文学用語では、21cm水素線、H1線、HI線として知られている）の電波観測は、ほとんどの渦巻銀河の回転曲線が平坦化していることを示している。つまり、回転速度は銀河中心からの距離とともに低下しない。 ^[11]これらの観測を説明する目に見える物質が存在しないということは、1970年にケン・フリーマンによって初めて提唱された観測されていない（暗黒）物質が存在するか、重力運動の理論（一般相対性理論）が不完全であるかのいずれかを意味する。フリーマンは、NGC 300にもM33にも予想された速度低下が見られないことに気づき、その説明として未検出の質量があると考えた。DM仮説はいくつかの研究によって補強されている。^{[12] [13] [14] [15]}

ダークマターハローの形成は、銀河の初期形成に大きな役割を果たしたと考えられています。初期の銀河形成中、バリオン物質の温度は、重力で自己結合した物体を形成するにはまだ高すぎたため、追加の重力相互作用を加えるために、事前にダークマター構造を形成する必要がありました。これに関する現在の仮説は、冷たいダークマター (CDM) と、宇宙の初期におけるその構造形成に基づいています。

CDM 構造形成の仮説は、宇宙の密度の摂動が臨界密度に達するまで直線的に成長し、その後膨張が止まり、崩壊して重力で束縛された暗黒物質ハローを形成することから始まる。球状崩壊フレームワークは、このようなハローの形成と成長を解析的にモデル化する。これらのハローは、すぐ近くの物質の集積によって、または他のハローと融合することによって、質量 (およびサイズ) が大きくなり続ける。CDM 構造形成の数値シミュレーションは、次のように進行することがわかっている。小さな摂動を伴う小さな体積が、最初は宇宙の膨張とともに膨張する。時間が経つにつれて、小規模の摂動が成長して崩壊し、小さなハローを形成する。後の段階で、これらの小さなハローが融合して、楕円形をした単一のビリアル化された暗黒物質ハローを形成し、暗黒物質サブハローの形で何らかのサブ構造が明らかになる。^[2]

CDM を使用すると、通常のバリオン物質に関連する問題が克服されます。バリオン物質の崩壊を妨げていた熱圧と放射圧のほとんどが除去されるからです。暗黒物質はバリオン物質に比べて冷たいため、DM はこれらの初期の重力で束縛された塊を形成できます。これらのサブハローが形成されると、バリオン物質との重力相互作用で熱エネルギーを克服し、最初の恒星と銀河に崩壊することができます。この初期の銀河形成のシミュレーションは、銀河調査や宇宙マイクロ波背景放射の観測で観測された構造と一致しています。^[16]

銀河の暗黒物質ハローの一般的なモデルは擬似等温ハローである: ^[17]

${\displaystyle \rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\right)^{2}\right]^{-1}}$

ここで、 は有限の中心密度とコア半径を表します。これは、ほとんどの回転曲線データによく適合します。しかし、半径が無限大に近づくにつれて、囲まれた質量が有限値に収束しないため、完全な記述にはなりません。等温モデルは、せいぜい近似値です。多くの効果により、この単純なモデルによって予測されるプロファイルからの逸脱が発生する可能性があります。たとえば、(i) ダークマターハローの外側領域では、崩壊が平衡状態に到達しない可能性があります。(ii) 非放射状運動が重要である可能性があります。(iii) ハローの (階層的) 形成に関連する合併により、球状崩壊モデルが無効になる可能性があります。^[18]${\displaystyle \rho_{o}}$${\displaystyle r_{c}}$

膨張宇宙における構造形成の数値シミュレーションは、経験的なNFW（ナバロ・フレンク・ホワイト）プロファイルにつながる：^[19]

${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{crit}\delta _{c}}{\left({\frac {r}{r_{s}}}\right)\left(1+{\frac {r}{r_{s}}}\right)^{2}}}}$

ここで、はスケール半径、は特性（無次元）密度、= は閉鎖のための臨界密度です。 NFW プロファイルは、個々の銀河から銀河団のハローまで、4 桁にわたるさまざまなハロー質量に適用できるため、「ユニバーサル」と呼ばれます。 このプロファイルは、積分質量が依然として対数的に発散するにもかかわらず、有限の重力ポテンシャルを持ちます。 数学的にはプロファイルはこの表記点を超えて拡張されますが、宇宙の臨界密度の 200 倍の過密度を囲む基準点でのハローの質量を参照することが慣例となっています。 その後、密度プロファイルは環境に依存し、NFW は孤立したハローにのみ適していることが推測されました。^[20] NFW ハローは一般に、擬似等温プロファイルよりも銀河データの説明が悪く、尖ったハロー問題につながります。 ${\displaystyle r_{s}}$${\displaystyle \delta_{c}}$${\displaystyle \rho_{crit}}$${\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}$

より高解像度のコンピュータシミュレーションは、エイナストプロファイルによってより適切に説明される：^[21]

${\displaystyle \rho (r)=\rho _{e}\exp \left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\right)\right]}$

ここでrは空間半径（つまり投影半径ではない半径）である。この項はnの関数であり、nは全質量の半分を含む体積を定義する半径における密度である。3番目のパラメータを追加すると数値シミュレーションの結果の説明がわずかに改善されるが、観測的には2パラメータNFWハロー^[22]と区別できず、尖ったハローの問題を軽減するものではない。 ${\displaystyle d_{n}}$${\displaystyle \rho_{e}}$${\displaystyle r_{e}}$

宇宙密度場における過剰密度の崩壊は、一般的に非球面的である。したがって、結果として生じるハローが球面であると予想する理由はない。CDM宇宙における構造形成の最も初期のシミュレーションでさえ、ハローは実質的に平坦化されることが強調されていた。 [ ^23]その後の研究では、ハローの等密度面は、軸の長さによって特徴付けられる楕円体で記述できることが示された。^[24]

データとモデル予測の両方に不確実性があるため、観測から推定されるハローの形状がΛCDM宇宙論の予測と一致するかどうかはまだ不明です。

1990 年代末まで、ハロー形成の数値シミュレーションでは、サブ構造はほとんど明らかにならなかった。計算能力の向上とアルゴリズムの改善により、より多くの粒子を使用して、より優れた解像度を得ることができるようになった。現在では、かなりの量のサブ構造が期待されている。^{[25] [26] [27]}小さなハローがかなり大きなハローと合体すると、そのハローは、そのホストのポテンシャル井戸内を周回するサブハローになる。周回すると、ホストからの強い潮汐力の影響を受け、質量を失う。さらに、サブハローは動的摩擦を受けるため、軌道自体も進化し、その摩擦により、エネルギーと角運動量がホストの暗黒物質粒子に失われる。サブハローが自己束縛された実体として生き残るかどうかは、その質量、密度プロファイル、および軌道に依存する。^[18]

^{ホイル[28]}によって最初に指摘され、エフスタティウとジョーンズ^[29]によって数値シミュレーションを用いて初めて実証されたように、膨張宇宙における非対称の崩壊は、大きな角運動量を持つ物体を生み出します。

数値シミュレーションでは、散逸のない階層的クラスタリングによって形成されたハローのスピンパラメータ分布は、その中央値と幅がハローの質量、赤方偏移、宇宙論にほとんど依存しない対数正規分布によく適合することが示されている。^[30]

${\displaystyle \rho (\lambda )d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\right)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\right]{\frac {d\lambda }{\lambda }}}$

とである。すべてのハロー質量において、より高いスピンを持つハローはより密度の高い領域にあり、したがってより強くクラスター化する傾向がある。^[31]${\displaystyle {\bar {\lambda }}\approx 0.035}$${\displaystyle \sigma _{ln\lambda }\approx 0.5}$

天の川銀河の目に見える円盤は、はるかに大きく、ほぼ球形の暗黒物質のハローに埋め込まれていると考えられています。暗黒物質の密度は、銀河の中心から離れるにつれて低下します。現在、銀河の約95％が暗黒物質で構成されていると考えられています。暗黒物質は、重力を除いて銀河の残りの物質やエネルギーと相互作用しないタイプの物質です。光る物質は約9 × 10 ¹⁰ 太陽質量。暗黒物質ハローには約6 × 10 ¹¹から3 × 10 ¹²太陽質量の暗黒物質。^{[32] [33]} 2014 年の Jeans による恒星運動の解析では、暗黒物質密度 (銀河中心から太陽までの距離) = 0.0088 (+0.0024 −0.0018) 太陽質量/パーセク^3 と計算されました。^[33]

• 銀河の形成と進化
• 銀河座標系 – 太陽を中心とした球座標の天体座標系
• 銀河円盤 – ガスと星からなる円盤銀河の構成要素
• バルジ（天文学）  – 大きな星座の中に密集した星の集まりPages displaying short descriptions of redirect targets
• 銀河ハロー – 主な可視部分を超えて広がる銀河の球状部分
• 渦巻き腕 – 渦巻き銀河の銀河円盤内にある、明るさが増した渦巻き状の領域
• 暗黒物質 – 宇宙論における概念
• 暗黒銀河 – 星が全くないか、非常に少ないと仮定される銀河
• プレス・シェヒター形式– 特定の質量の暗黒物質ハローの数を予測するために使用される数学モデル。

• 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。Bibcode : 2010pdmo.book..... B。ISBN 978-0-521-76368-4。 {{cite book}}:|journal=無視されました (ヘルプ)
• ウェクスラー、リサH .;ティンカー、ジェレミー L. (2018 年 9 月14日)。「銀河と暗黒物質ハローの関係」。天文学と天体物理学の年次レビュー。56 (1): 435–487。arXiv : 1804.03097。Bibcode :2018ARA&A..56..435W。doi :10.1146/annurev-astro-081817-051756。S2CID 119072496  。

• 珍しい塊が発見される: 水素ガスが暗黒物質の塊に落ちている証拠か?ヨーロッパ南天天文台(ScienceDaily) 2006 年 7 月 3 日
• 暗黒物質探索実験、PICASSO実験
• ブラックホールと暗黒物質