失われた重粒子問題

宇宙論において、失われた重粒子問題とは、ビッグバン直後の重粒子物質の量と最近の時代から検出された重粒子物質の量との間に観測される食い違いのことである。宇宙マイクロ波背景放射の観測とビッグバン元素合成研究により、初期宇宙における重粒子の存在量に制限が設けられ、重粒子物質が宇宙のエネルギー量の約 4.8% を占めることが判明した。^{[1] [2]}同時に、最近の観測可能な宇宙における重粒子の調査により、観測された重粒子物質はその量の半分以下を占めることが判明した。^{[3] [4]}この食い違いは、一般に失われた重粒子問題として知られている。失われた重粒子問題は、本質的に非重粒子である暗黒物質問題とは異なる。 ^[5]

初期宇宙におけるバリオン物質の豊富さは、2 つの独立した方法から間接的に得ることができます。

• ビッグバン元素合成理論は、最近の宇宙の観測で観測された化学元素の相対的な存在量を予測する。初期宇宙の重粒子の数が多いと、水素に対するヘリウム、リチウム、およびより重い元素の比率が高くなるはずである。 ^{[6] [7]観測された存在量と一致するには、重粒子物質が宇宙の}臨界密度の4～5%を占めることが必要である。
• 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の小さな変動（異方性）、特にCMBパワースペクトルの2番目のピークの詳細な分析。バリオン物質は光子と相互作用するため、CMBに目に見える痕跡を残します。^[8] CMB分析では、5％程度のバリオン率も得られます。

CMB制約はBBN制約よりもはるかに正確ですが^{[9] [10]}、両者は一致しています。

バリオン物質の密度は、既知のすべてのバリオン物質を合計することで直接得ることができます。これは非常に重要なことです。なぜなら、星や銀河などの発光物質は簡単に合計できますが、ブラックホール、惑星、高度に拡散した星間ガスなど、発光しない形でもバリオン物質は存在する可能性があるからです。それでも、さまざまな技術を使用することで、これを行うことができます。

• ライマンアルファフォレストを利用すると、拡散したバリオンガスや塵の雲が、星の背後から照らされたときに見えることがあります。結果として得られるスペクトルを使用して、星と観測者の間の質量を推測できます。
• 重力マイクロレンズ効果。惑星やその他の暗い物体が観測者と遠くの源の間を移動すると、源の像は歪みます。暗い物体の質量は歪みの量に基づいて推測できます。
• スニヤエフ・ゼルドビッチ効果。CMB 光子と自由電子の相互作用は CMB に痕跡を残します。この効果は、温度や周囲の媒体の密度に関係なく、すべての自由電子に反応するため、検出できるほど高温ではないバリオン物質の研究に使用できます。

2017年以前は、重粒子の10%が銀河内に、50～60%が銀河周縁部に分布し、30～40%が未説明であることがわかっており、理論予測の約70%を占めていました。^[4]

2000 年代の大規模な銀河調査により、重粒子の不足が明らかになりました。これにより理論家たちはモデルを再検討し、銀河と銀河団の間でガスが流れているに違いないと予測しました。

ビッグバンのラムダCDMモデルは、宇宙の銀河間の物質は、温熱銀河間物質（WHIM）と呼ばれる低密度（1立方メートルあたり1〜10粒子）のウェブ状の構造で分布していると予測しています。理論による宇宙流体力学シミュレーションでは、失われた重粒子の一部が10 ⁶ Kの温度の銀河ハロー^{[12]と10 5} –10 ⁷ Kの温度の（WHIM）に存在すると予測されており 、最近の観測はこれを強く裏付けています。^{[13] [14]} WHIMは次の3つの状態で構成されています。^[15]

• ^{温度が10 5} –10 ^5.7 Kの温かい状態。この状態では中性水素が存在します。（酸素VI吸収線で観測）
• ^{10 5.7} –10 ^6.3 Kの温度の高温状態。（軟X線酸素VIIで観測）
• ^{温度が 10 6.3} –10 ⁷ Kの非常に高温の状態。水素または水素のような金属はごくわずかで、主に銀河団の外縁部付近に存在します。

WHIMの暖かい相は以前に検出されており、重粒子の約15％を占めています。^{[16] [17]} WHIMは主にイオン化した水素で構成されています。これは、WHIMで重粒子を検出しようとする天文学者にとって困難です。OVIやOVII吸収などの高度にイオン化された酸素を介してWHIMを検出する方が簡単です。^{[18] [19] [20] [21]}

宇宙で知られている重粒子の数は、失われた重粒子問題が解決されるまで、全重粒子の約60%を占めていた。これは、暗黒エネルギーと暗黒物質を含む宇宙全体の構成とは対照的であり、そのうち重粒子はわずか5%を占める。^[19]重粒子の約7%は恒星と銀河に存在し、そのほとんどは銀河または銀河団の周囲に存在している。ライマンアルファフォレストには重粒子の約28%が含まれている。^[17] WHIMの暖かい相は、2012年に軟X線吸収によって検出され、全重粒子含有量の15%であることが確認された。^{[4] [22]}銀河団内媒質（ICM）は、全重粒子含有量の約4%を占める。これは主に電離した水素で構成され、銀河団の全質量の約10%を占め、残りは暗黒物質である。 ICMは密度が低く、^{1cm3あたり約10 −3}粒子です。周銀河媒体（CGM）は2003年にチャンドラとXmm-ニュートンによって確認されました。CGMは半径70 - 200kpcを超える銀河を囲む大きな球体です。^[17] CGMは宇宙の全バリオンの5％を占めています。^[14]

失われた重粒子が存在する WHIM を検出する主な方法は、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果、ライマンアルファ輝線、金属吸収線の 3 つです。

スニヤエフ・ゼルドビッチ効果

熱的スニヤエフ・ゼルドビッチ (tSZ) 効果は、CMB 逆コンプトンからの光子がイオン化ガスで散乱するときに発生します。重粒子を検出するために、WHIM からのイオン化ガスは CMB 光子によって散乱されます。y パラメータは tSZ 効果の強さを定量化し、次のように定義されます。

${\displaystyle y=\int {\frac {k_{B}T_{e}}{m_{e}c^{2}}}n_{e}\sigma _{T}d\ell }$、^[23]

ここで、はボルツマン定数、はトムソン断面積、は電子数密度、は電子静止質量エネルギー、は温度です。yパラメータを見つけて、それを何百万もの銀河の宇宙フィラメントの地図に重ね合わせると、天文学者はWHIMからの弱い信号を見つけることができます。銀河のペアからのyパラメータ信号は、銀河ハローのモデルに重ね合わせられます。信号を減算すると、2つの銀河間の信号が明らかになります。^[23]この結果の信号がフィラメントです。信号が他のソースから来ていないことを確認するために、天文学者は比較に使用する制御シミュレーションを生成し、そのソースがWHIMからのものであることを判断できます。^[24]${\displaystyle k_{b}}$${\displaystyle \sigma_{T}}$${\displaystyle n_{e}}$${\displaystyle m_{e}c^{2}}$${\displaystyle T_{e}}$

ライマンアルファ放出

ライマンアルファ（Lyα）輝線は宇宙フィラメント内のイオン化水素から検出されます。クエーサーなどの源は宇宙フィラメント内の水素をイオン化し、吸収線に検出可能なディップを残します。^[25]

金属吸収線

0.6～0.8 keVのエネルギーの軟X線におけるO ⁺⁶、O ⁺⁷、O ⁺⁸などの高度にイオン化された酸素の吸収線。これらの線の列密度は次のように導出できます。 ${\displaystyle F(N_{O})}$

${\displaystyle \Omega _{O}={\frac {H_{0}m_{O}}{c\rho _{c}}}\int _{0}^{\infty }F(N_{O} )N_{O}dN_{O}}$、

ここで、は特定の酸素イオンの存在量、はハッブル定数、は臨界密度です。^[9]${\displaystyle \Omega _{O}}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle \rho_{c}}$${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$

一般的に、失われた重粒子問題は物理学における未解決の大きな問題です。さまざまな科学者が説明を提案してきましたが、どれもこの問題に十分対処しているとは認められていません。

解決策の1つは、2つの科学者グループが銀河間物質内の失われた重粒子の位置に関する証拠を発見したと発表した2017年に発表された。失われた重粒子は、温高温銀河間物質（WHIM）内の銀河ペア間のホットストランドとして存在すると仮定されていた。ストランドは拡散しており、X線を放射するほど熱くないため、検出が困難である。グループは熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を使用して、局所宇宙のストランドの密度を測定した。そこに重粒子が存在する場合、宇宙マイクロ波背景放射からの光がそれらから散乱するときに、ある程度のエネルギーが失われるはずである。これらはCMBでは非常に暗い斑点として現れる。斑点は直接見るには暗すぎるが、可視銀河の分布と重ね合わせると検出可能になる。ストランドの密度はバリオン密度の約30％に達し、研究グループによれば、これは問題を解決するのに必要な正確な量だという。^{[13] [26] [23] [16]} たとえ正確であると認められたとしても、これらの研究は近くの銀河間のバリオンの分布を記述しているだけであり、後期宇宙の宇宙ガスの完全な画像を提供していない。

2021年の論文では、全バリオン物質の約50％が暗黒物質ハローの外側にあり、銀河間の空間を満たしていると仮定されており、これにより2017年の論文では説明されなかった失われたバリオンを説明できるとされている。^[27]

2010年代後半から2020年代初頭にかけて、いくつかのグループが銀河間物質と周銀河物質を観測し、主要な観測を裏付けるために、重粒子の測定と観測をさらに進めました。重粒子はすでに多かれ少なかれ発見されているため、グループはそれらをより重要なレベルで検出するために取り組んでいます。使用される方法には、軟X線、OVI、OVII、およびOVIII吸収が含まれます。^[14]

2019年、オルソリア・E・コヴァーチ率いる研究グループは、17個の積み重ねられたクエーサーのX線スペクトルでOVII吸収を検出しました。これは、個々のクエーサーの時代の平均宇宙密度の約5～9倍の過密度フィラメントのWHIMに対応しています。 ^[12] 2020年に天体物理学者は、宇宙ウェブフィラメントのバリオン物質のX線放射の直接測定を初めて報告しました。^{[25] [14]}どちらの結果も、WHIMが失われたバリオンを説明することと一致しています。^{[12] [25]}