ダークマター

暗黒物質の仮説には複雑な歴史がある。^{[ 22 ] [ 23 ]}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いた本の付録で、太陽の周りの星の潜在的な数について論じた。^{[ 24 ] [ 22 ]}彼は、太陽の年齢が2000万年から1億年であると仮定して、太陽の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（その距離では視差は1ミリ秒角 ）に10億個の星があった場合、何が起こるかを問いかけた。ケルビンは次のように結論付けた。  

「我々が想定する10億個の星の多く、おそらくその大部分は、暗黒天体である可能性がある。」^{[ 24 ] [ 25 ]}

1906年、アンリ・ポアンカレ^{[ 26 ]}はケルビンの研究について論じる際にフランス語の用語[ matière obscure ]（「暗黒物質」）を使用した^{[ 26 ] [ 25 ]} 。彼は暗黒物質の量が可視物質の量よりも少ない必要があると結論付けたが、これは後に誤りであることが判明した^{[ 25 ] [ 22 ] 。}

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・カプテインである。 ^{[ 27 ] [ 28 ]} 1930年のスウェーデンの天文学者クヌート・ルンドマークの論文は、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はずだと最初に仮説を立てた人物として彼を指摘している。^{[ 29 ]}オランダの電波天文学の先駆者ヤン・オールトも1932年に暗黒物質の存在を仮説立てた。^{[ 28 ] [ 30 ] [ 31 ]}オールトは銀河近傍の恒星の運動を研究し、銀河面の質量は観測されたものよりも大きいはずだと発見したが、この測定は後に誤りであることが判明した。^{[ 32 ]}

1933年、スイスの天体物理学者フリッツ・ツヴィッキーは、カリフォルニア工科大学で研究中に銀河団を研究し、同様の推論を行った。^{[ 34 ] [ a ] [ 35 ]}ツヴィッキーは、かみのけ座銀河団にビリアル定理を適用し、彼が「ダークマター」と呼んだ目に見えない質量の証拠を得た。ツヴィッキーは、銀河団の端付近の銀河の動きに基づいてその質量を推定し、明るさと銀河の数に基づく推定値と比較した。彼は、銀河団の質量が視覚的に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、質量は視界から隠されているに違いない。これらの結論に基づいて、ツヴィッキーは、目に見えない物質が銀河団をまとめる質量とそれに伴う重力を提供していると推論した。^{[ 36 ]}ツビッキーの推定値は、主にハッブル定数の古い値のために、1桁以上ずれていました。^{[ 37 ]}今日同じ計算を行うと、光質量の値を大きくすることで、より小さな割合が示されます。それにもかかわらず、ツビッキーは自身の計算から、存在する重力物質の大部分がダークマターであると正しく結論付けました。^{[ 25 ]}しかし、現代の理論とは異なり、ツビッキーは「ダークマター」を非発光性の通常の物質と考えていました。^{[ 22 ] : III.A} 

質量光度比の異常を示すさらなる兆候は、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銀河（当時はアンドロメダ星雲と呼ばれていた）の回転曲線を報告し、質量光度比が半径方向に増加していることを示唆した。^{[ 38 ]}彼はこれを、目に見えない物質ではなく、銀河内部の光吸収または渦巻銀河の外側の部分における力学の変化に起因するものとした。バブコックが1939年にアンドロメダ銀河の外縁部で予想外に速い回転と質量光度比50を報告した後、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、それについて記述した。^{[ 39 ]}

暗黒物質の仮説は、1970年代に大きく根付いた。いくつかの異なる観測結果を統合して、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主張した。1974年に発表された2つの論文では、この結論が独立したグループによって同時に導き出された。1つはニュージャージー州プリンストンのジェレマイア・オストライカー、ジム・ピーブルズ、アモス・ヤヒルによるもので、もう1つは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・カーシクによるものである。^{[ 40 ]}

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した。これらの観測は光学および電波天文学で行われました。光学天文学では、ヴェラ・ルービンとケント・フォードが新しい分光器を使用して、エッジオン渦巻銀河の速度曲線をより高い精度で測定しました。^{[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ]}

同時に、電波天文学者たちは新しい電波望遠鏡を使って、近傍の銀河の原子水素の21  cm 線をマッピングしていた。星間原子水素 ( H ^I ) の半径方向の分布は、集合的な星光として観測できるよりもはるかに大きな銀河距離まで広がっていることが多く、回転曲線のサンプリング距離、ひいては総質量分布のサンプリング距離が新しい力学的領域に拡大する。グリーンバンクの300 フィート (91 m)望遠鏡^{[ 44 ]}とジョドレルバンクの250 フィート (76 m)パラボラアンテナ^{[ 45 ]}によるアンドロメダ銀河の初期マッピングでは、H ^{I の}回転曲線がケプラー軌道から予想される減少をたどっていないことがすでに示されていた。  

より高感度の受信機が利用可能になると、Roberts & Whitehurst (1975) ^{[ 46 ] は} 、光学測定をはるかに超えて、アンドロメダの回転速度を 30 kpc まで追跡することができました。大きな半径でガス円盤を追跡することの利点を示すために、その論文の図 16 ^{[ 46 ]}は、光学データ^{[ 43 ]} (半径 15 kpc 未満の点のクラスターと、さらに外側の 1 つの点) と20 ～ 30 kpc の間の H ^I データを組み合わせて、銀河の外側の回転曲線の平坦性を示しています。中心でピークを持つ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、最も外側の測定でもまだ直線的に増加しています。並行して、銀河外 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) ^{[ 47 ]}は、オーウェンズバレー干渉計でマッピングされた 5 つの渦巻銀河のH ^{I回転曲線を発表しました。5 つの回転曲線はすべて非常に平坦で、広がった H I} 円盤の外側の部分で質量光比が非常に大きいことを示唆しています。^{[ 47 ]} 1978 年、Albert Bosma は、ウ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ました。^{[ 48 ]}

1978年、Steigmanら^{[ 49 ]は}、以前の宇宙論的遺物粒子密度計算を任意の仮想的な安定で電気的に中性の弱いスケールのレプトンに拡張した研究を発表し、そのような粒子の存在量が初期宇宙でどのように「凍結」するかを示し、その質量と弱い相互作用断面積を現在の物質密度に結び付ける解析式を提供した。解析を特定のニュートリノ特性から切り離し、候補を一般的に扱うことで、著者らは後に弱く相互作用する質量のある粒子（WIMP）^{[ 50 ]}および素粒子物理モデルと宇宙論的制約との比較の標準テンプレートとなった枠組みを提示した。その後の研究で方法論が改良され、多くの代替候補が検討されたが、この論文は暗黒物質を標準模型を超える新しい粒子種として明示的に体系的に扱った最初の論文となった。^{[ 51 ]} 1970年代後半までに、銀河の周囲にダークマターハローが存在することは広く現実のものとして認識され、天文学における主要な未解決問題となった。^{[ 40 ]}

1980～1990年代の一連の観測は、暗黒物質の存在を裏付けた。Persic 、Salucci 、 Stel（1996）は、967個の渦巻銀河の調査で注目に値する 。^{[ 52 ]}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、^{[ 53 ]（14～16ページ）}、銀河や銀河団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のパターンも含まれていた。

2000年以降、粒子暗黒物質の探索は、超対称性との仮説上の関連性によって推進された弱相互作用質量粒子（WIMP）の仮説によって支配されてきた。実験的取り組みは、 XENON、LUX、PandaX、LUX-ZEPLIN （LZ）などの液体キセノン検出器を使用した感度の急速な増加によって特徴付けられてきた。相互作用の限界を桁違いに押し下げたにもかかわらず、これらの直接検出実験はすべて、標準的なGeV-TeV質量範囲でWIMPのヌル結果を報告した。^{[ 54 ] [ 55 ] 2025年末までに、LZ実験は9 GeV/c 2}を超えるWIMP断面積を除外し、暗黒物質検出器でのコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱によるホウ素8太陽ニュートリノの最初の検出を報告した。これは、将来の WIMP 探索を複雑にする、還元不可能なニュートリノノイズの背景であるニュートリノフロア「霧」への実験的突入を示しています。^{[ 56 ]}同時に、大型ハドロン衝突型加速器が超対称性粒子を検出できなかったことで、WIMP の理論的パラメータ空間が制限されました。^{[ 57 ]}これらの制約により、アクシオンなどの代替候補に重点が移りました。アクシオン暗黒物質実験は、 2020 年代初頭までに、マイクロ電子ボルト範囲で妥当な DFSZ アクシオンモデルに対する感度を達成しました。^{[ 58 ] [ 59 ]}

宇宙論者の間では、暗黒物質は主に未解明の素粒子から構成されているという見解が依然として主流である。^{[ 60 ] [ 61 ]}これは依然として多数派の意見であるが、粒子の検出がないため、コンセンサスに乖離が生じており、LIGOやジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による観測を受けて、原始ブラックホールなどの巨視的な候補への関心が再び高まっている。^{[ 17 ] [ 62 ]}さまざまな手段によるこうした粒子の探索は、素粒子物理学における主要な取り組みの1つである。^{[ 63 ]}

渦巻銀河の腕は銀河の中心の周りを回転します。渦巻銀河の光度密度は、中心から外縁に向かうにつれて減少します。光度質量がすべての物質であるとすれば、銀河は太陽系と同様に、中心にある点質量と、その周りを公転する試験質量としてモデル化できます。^{[ c ]}ケプラーの第3法則から、回転速度は太陽系と同様に中心からの距離とともに減少すると予想されます。これは観測されていません。^{[ 69 ]}代わりに、銀河の回転曲線は、中心からの距離が増加するにつれて平坦のままか、あるいは増加します。

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質量分布とは異なると結論づけることである。特に、銀河の外縁部には多くの非発光物質（ダークマター）が存在する可能性がある。

束縛系内の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ともに、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^{[ 70 ]}は、恒星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。^{[ 71 ]}銀河の回転曲線と同様に、この不一致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ある。

銀河団は、その質量を3つの独立した方法で推定できるため、暗黒物質の研究において特に重要である。

• 銀河団内の銀河の視線速度のばらつきから
• 銀河団内の高温ガスから放出されるX線から、ガスの温度と密度を推定し、圧力を求めることができる。圧力と重力のバランスを仮定することで、銀河団の質量分布が決定される。
• 重力レンズ効果（通常は遠方の銀河によるもの）は、力学的な観測（例えば速度）に頼ることなく、銀河団の質量を測定することができる。

一般的に、これら３つの方法は、暗黒物質が可視物質の約５対１の割合で多いという点で、おおむね一致している。^{[ 72 ]}

より大きなスケールでは、大規模な銀河赤方偏移サーベイを使用して、銀河分布の3次元マップを作成することができます。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からの寄与が含まれています。平均的に、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、超銀河団の手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、超銀河団の後ろにある銀河は距離から推測されるよりもわずかに低い赤方偏移を持ちます。この効果により、超銀河団は視線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たように見えます。角度位置は影響を受けません。この効果は、実際の形状が不明であるため、個々の構造では検出できませんが、多くの構造を平均化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た。^{[ 73 ]}結果はラムダCDMモデルと一致している。

弾丸状の銀河団は、最近発生した 2 つの銀河団の衝突の結果です。重力レンズによって測定された重心の位置が、可視物質の重心の位置と異なるため、特に注目に値します。これは、一般的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困難です。^{[ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] [ 77 ]}しかし、標準的な暗黒物質理論では問題ありません。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ますが、暗黒物質（電磁相互作用をしない）はそうではありません。これにより、暗黒物質が可視ガスから分離し、観測されるような別のレンズ効果のピークが生じます。^{[ 78 ]}

一般相対性理論の帰結の一つに、重力レンズがあります。重力レンズ効果とは、光源と観測者の間にある質量のある物体がレンズとして働き、光源からの光を曲げる現象です。レンズ効果は質量の性質には依存せず、質量が存在することだけが必要です。物体の質量が大きいほど、観測されるレンズ効果は大きくなります。例えば、クエーサーのような遠方の光源と観測者の間に銀河団が存在する場合、銀河団がクエーサーをレンズのように曲げます。

強い重力レンズ効果とは、背景銀河の光がそのような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、Abell 1689を含む多くの遠方の銀河団の周囲で観測されている。^{[ 79 ]}歪みの幾何学的形状を測定することで、介在する銀河団の質量が得られる。弱い重力レンズ効果では、背景銀河は弧状に歪まず、代わりにわずかな歪みが生じる。隣接する背景銀河の見かけ上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づけることができる。測定された質量光度比は、他の大規模構造測定によって予測される暗黒物質密度と一致する。^{[ 80 ] [ 81 ]}

Ia型超新星は、銀河系外の距離を測定するための標準光源として使用でき、それによって過去の宇宙の膨張速度を測定することができます。^{[ 82 ]}データは、宇宙が加速膨張していることを示しており、その原因は通常、ダークエネルギーに起因するとされています。^{[ 83 ]}観測によると、宇宙はほぼ平坦であるため、^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]}宇宙にあるすべてのものの総エネルギー密度は合計で1になるはずです（Ω _tot ≈ 1）。測定されたダークエネルギー密度はΩ _Λ ≈ 0.690です。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、放射のエネルギー密度は無視できます。これにより、 Ω _dm ≈ 0.258という欠落が残りますが、これは物質のように振る舞います（上記の技術的定義のセクションを参照）–ダークマターです。^{[ 87 ]} 

天体分光法において、ライマンα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α遷移から生じる吸収線の総和である。ライマンα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る。^{[ 88 ]}これらの制約は、WMAPデータから得られた制約と一致する。

暗黒物質と通常の物質はどちらも物質ではあるものの、その振る舞いは異なります。特に、初期宇宙では、通常の物質は電離しており、トムソン散乱を介して放射線と強く相互作用していました。暗黒物質は放射線と直接相互作用しませんが、その重力ポテンシャル（主に大規模スケールにおいて）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）に影響を与えます。したがって、通常の物質と暗黒物質の摂動は時間とともに異なる進化を遂げ、CMBに異なる痕跡を残します。

CMBはほぼ完全な黒体に近いが、10万分の数程度の非常に小さな温度異方性を含んでいる。異方性のスカイマップは角パワースペクトルに分解でき、これはほぼ等間隔で高さが異なる一連の音響ピークを含むことが観測されている。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、理論をデータに合わせることで、宇宙論的パラメータに制約を与えることができる。^{[ 89 ]}

CMB異方性は1992年にCOBEによって初めて発見されましたが、その解像度は粗すぎて音響ピークを検出できませんでした。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、パワースペクトルは2003年から2012年にかけてWMAPによって精密に観測され、2013年から2015年にかけてはプランク宇宙船によってさらに精密に観測されました。これらの結果はラムダCDMモデルを支持しています。^{[ 90 ] [ 91 ]}観測されたCMB角パワースペクトルは、その精密な構造がラムダCDMモデルによってよく適合するため、ダークマターを支持する強力な証拠となりますが、^{[ 91 ]}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す。^{[ 92 ]}

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、銀河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す。その後、小さな異方性が徐々に成長し、均質な宇宙を星、銀河、より大きな構造へと凝縮しました。通常の物質は、宇宙のごく初期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、構造へと凝縮することができません。^{[ 94 ]}宇宙に通常の物質しか存在しなかったとしたら、密度の摂動が成長して現在見られる銀河や銀河団になるには十分な時間がなかったでしょう。

暗黒物質は放射線の影響を受けないため、この問題の解決策となる。そのため、まずその密度の摂動が大きくなる。結果として生じる重力ポテンシャルは、後に崩壊する通常の物質に対する引力ポテンシャル井戸として働き、構造形成プロセスを加速させる。^{[ 94 ] [ 95 ]}

バリオン音響振動（BAO）は、宇宙の可視バリオン物質（通常の物質）の密度が大規模に変動する現象です。ラムダCDMモデルでは、初期宇宙の光子-バリオン流体の音響振動によってBAOが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パワースペクトルで観測できます。BAOはバリオンの優先的な長さスケールを設定します。ダークマターとバリオンが再結合後に凝集したため、近傍宇宙の銀河分布ではその効果ははるかに弱くなりますが、130～160 Mpc離れた銀河ペアと比較して、 147 Mpc離れた銀河ペアがわずかに（約1%）優先されるという形で検出可能です。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サーベイ、スローンデジタルスカイサーベイと2dF銀河赤方偏移サーベイで発見されました。^{[ 96 ]} CMB観測と銀河赤方偏移サーベイからの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。 ^{[ 97 ]}結果はラムダCDMモデルを支持しています。  

ダークマターとは、重力によって可視物質（恒星や惑星など）と主に相互作用するあらゆる物質を指す。したがって、原理的には新しいタイプの素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、可視恒星、白色矮星、中性子星、ブラックホールなど、天文学者に馴染みのあるほとんどの通常の物質はこのカテゴリーに属する。^{[ 22 ] [ 121 ]}ブラックホールは、事象の地平線に十分近づいたバリオン物質と非バリオン物質の両方を飲み込む。その後、両者の区別はなくなる。^{[ 122 ]} 

検出が困難なこれらの巨大な物体は、まとめて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と期待していました。^{[ 53 ] : 286 [ 123 ]}

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る。

• 十分な量の拡散したバリオンガスや塵があれば、恒星に照らされた際に目に見えるだろう。
• ビッグバン元素合成理論は、観測された化学元素の存在量を予測します。バリオンがもっと多ければ、ビッグバン中に合成されたヘリウム、リチウム、およびより重い元素ももっと多く存在するはずです。^{[ 124 ] [ 125 ]}観測された存在量との一致には、バリオン物質が宇宙の臨界密度の4～5%を占める必要があります。対照的に、大規模構造やその他の観測では、全物質密度が臨界密度の約30%であることが示されています。^{[ 87 ]}
• 天の川銀河における重力マイクロレンズの天文学的探索では、暗黒物質のごく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わかった。除外される天体質量の範囲は地球質量の半分から太陽質量の30倍までであり、これは考えられる候補のほぼすべてを網羅している。^{[ 126 ] [ 127 ] [ 128 ] [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]} 
• WMAPとPlanck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）の詳細な分析によると、全物質の約6分の5は、重力効果を通じてのみ通常の物質や光子と大きく相互作用する形態であることが示されている。^{[ 132 ]}

非バリオン暗黒物質の主な候補は、新粒子と原始ブラックホールの 2 つです。バリオン物質とは異なり、非バリオン粒子は初期宇宙における元素の形成(ビッグバン元素合成)には寄与しないため^{[ 133 ] [ 134 ] [ 60 ]} 、その存在は重力効果 (弱い重力レンズなど) を通じてのみ感じられます。さらに、一部の暗黒物質候補は、自身 (自己相互作用暗黒物質) または通常の粒子 ( WIMPなど) と相互作用し、ガンマ線やニュートリノなどの観測可能な副産物(間接検出) をもたらす可能性があります。^{[ 108 ]}候補は多数あり (上の表を参照)、それぞれに長所と短所があります。

粒子候補

弱く相互作用する重粒子

弱く相互作用する重粒子 (WIMP) の正式な定義は存在しないが、大まかに言えば、重力と、弱い核力と同程度かそれより弱いが、強度がゼロではない他の力 (または複数の力)を介して相互作用する素粒子である。多くの WIMP 候補は、ビッグバン宇宙論によれば、標準模型の粒子^{[ 135 ]}と同様に、初期宇宙で熱的に生成されたと考えられており、通常は冷たい暗黒物質を構成する。今日、熱的生成によって暗黒物質の正しい存在量を得るには、自己消滅断面積が${\displaystyle \langle \sigma v\rangle }$≃3 × 10 ⁻²⁶  cm ³ ⋅s ⁻¹であり、これは電弱力を介して相互作用する 100 GeV / c ²質量範囲の新しい粒子に対して予想される値とほぼ同じです。 

素粒子物理学の標準模型の超対称性拡張は、これらの特性を持つ新しい粒子を容易に予測するため、この明らかな一致は「WIMPの奇跡」と呼ばれ、安定した超対称性パートナーは長い間、暗黒物質の主要な説明となってきた。 ^{[ 136 ]} WIMPを検出するための実験的取り組みには、近傍の銀河や銀河団におけるガンマ線、ニュートリノ、宇宙線などのWIMP消滅生成物の探索、実験室でWIMPと原子核の衝突を測定するように設計された直接検出実験、CERNの大型ハドロン衝突型加速器などの衝突型加速器でWIMPを直接生成する試みなどがある。2010年代初頭、直接検出実験の結果と大型ハドロン衝突型加速器（LHC）実験での超対称性の証拠の欠如^{[ 137 ] [ 138 ]}により、最も単純なWIMP仮説に疑問が投げかけられた。^{[ 139 ]}

アクシオン

アクシオンは、1978年にフランク・ウィルチェックとスティーブン・ワインバーグによって独立に理論化された仮説上の素粒子であり、量子色力学（QCD）の強いCP問題を解決するために1977年に提案されたペッチェイ・クイン理論のゴールドストーンボソンとして提唱された。QCD効果により、アクシオン場が移動する有効な周期ポテンシャルが生成される。^{[ 140 ]}ポテンシャルをその最小値の1つの周りに展開すると、アクシオン質量とアクシオン崩壊定数の積はQCD真空の位相的感受性によって決定されることがわかる。質量が60 keV/ c ²よりはるかに小さいアクシオンは長寿命で相互作用が弱く、暗黒物質の完璧な候補である。 

有効ポテンシャルの最小値付近でのアクシオン場の振動、いわゆるミスアライメント機構は、アクシオンの質量に依存する存在量を持つ冷たいアクシオンの宇宙論的集団を生成する。^{[ 141 ] [ 142 ] [ 143 ]}質量が 5 μeV/ c ² (電子質量の10 ⁻¹¹倍) を超えるアクシオンは暗黒物質を説明でき、したがって暗黒物質の候補であり、強い CP 問題の解決策でもある。インフレーションが低スケールで発生し、十分に長く続く場合、アクシオンの質量は 1 peV/ c ²まで低くなる可能性がある。^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}  

アクシオンは質量が極めて小さいため、ド・ブロイ波長が非常に大きくなり、その結果、量子効果がラムダCDMモデルの小規模な問題を解決するのに役立つ可能性がある。大統一理論スケールで崩壊定数を持つ単一の超軽量アクシオンは、微調整なしで正しい残存密度を提供する。^{[ 147 ]}近年、WIMPが検出されないことから、暗黒物質候補としてのアクシオンの人気が高まっている。^{[ 148 ]}

粒子凝集と高密度暗黒物質天体

暗黒物質が弱く相互作用する粒子で構成されているとすれば、惑星、恒星、ブラックホールに相当する物体を形成できるかどうかという疑問が生じるのは当然である。歴史的に、その答えは「できない」であった。^{[ e ] [ 149 ] [ 150 ] [ 151 ]}理由は2つある。

• エネルギーを効率的に失う手段が欠けている^{[ 149 ]} 

通常の物質は、エネルギーを失う方法が数多くあるため、密度の高い物体を形成します。エネルギーを失うことは物体の形成に不可欠です。なぜなら、圧縮中や重力によって「内側」に落下する際にエネルギーを得た粒子は、他の方法でエネルギーを失うことができないため、加熱されて速度と運動量が増加するからです。暗黒物質は、重力以外の方法で強く相互作用することができないため、エネルギーを失う手段がないように見えます。ビリアル定理によれば、そのような粒子は徐々に形成される物体に束縛されたままではいられません。物体が形成され圧縮されるにつれて、その内部の暗黒物質粒子は加速して脱出する傾向があります。

• 構造を形成するために必要な相互作用の多様性が欠けている^{[ 151 ]}

通常の物質はさまざまな方法で相互作用し、それによって物質はより複雑な構造を形成します。例えば、星は重力によって形成されますが、星内部の粒子は相互作用し、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波の形でエネルギーを放出します。陽子と中性子は強い相互作用によって結合し、その後、主に電磁相互作用によって電子と原子を形成します。暗黒物質がこれほど多様な相互作用を行うことができるという証拠はありません。なぜなら、暗黒物質は重力によってのみ相互作用するように見えるからです（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も相互作用するかもしれませんが、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）。

原始ブラックホール

原始ブラックホール（PBH）は、ビッグバン直後に形成された仮説上のブラックホールです。インフレーション期と初期の放射線優勢宇宙では、極めて高密度の亜原子物質の塊が重力崩壊するほど密集し、恒星ブラックホールの形成に通常必要な超新星爆発による圧縮なしにブラックホールが形成された可能性があります。^{[ 18 ]}この考えは、1966年にヤコフ・ゼルドヴィッチとイゴール・ドミトリエヴィチ・ノヴィコフによって初めて提唱され、 ^{[ 152 ]} 1971年にはスティーブン・ホーキングによって独立に提唱されました。 ^{[ 153 ]} PBHは恒星進化以前に形成されるため、非バリオン暗黒物質の候補であり、恒星ブラックホールの狭い質量範囲に限定されません。プランク質量の残骸から超大質量スケールまで及ぶ可能性があります。^{[ 17 ]}

暗黒物質の主要構成要素としての原始ブラックホールへの関心は、2015年にLIGOが重力波を発見したことで再び高まった。LIGOが最初に検出した合体には、太陽質量の約30倍のブラックホールが関わっていた。このような天体は、標準的な恒星崩壊では説明しにくいが、初期宇宙のQCD遷移中に形成された原始ブラックホールの予測質量範囲に合致する。 ^{[ 18 ]}この関心は、2025年11月にLIGO/Virgo/KAGRAコラボレーションが太陽質量以下の合体からの重力波信号の候補を報告したことでさらに高まった。チャンドラセカール限界（約1.4太陽質量）以下のブラックホールを生成する天体物理学的プロセスは知られていないため、太陽質量以下の天体が確認されれば、原始起源の強力な証拠となるだろう。^{[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} z>1 (>6 Gya) では重力波が検出されておらず、低質量衝突に対する感度は距離とともに低下するため、現在、宇宙年齢の前半における衝突を検出することはできない。^{[ 157 ]}

PBH仮説をさらに裏付ける証拠は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による高赤方偏移宇宙（z > 7）の観測から得られている。JWSTは、予想外の「リトル・レッド・ドット」（LRD、非常に高赤方偏移のコンパクトな天体）や、 UHZ1やGHZ2のような「超大質量ブラックホール銀河」を発見した。これらの銀河には、ビッグバンから5億年以内に出現し、銀河の恒星の質量を上回る超大質量ブラックホールが含まれている。^{[ 159 ] [ 160 ]}これらの活動銀河核は、 「軽い」恒星ブラックホールの種からの降着の標準モデルに疑問を投げかけ、直接崩壊またはPBHによって形成された「重い種」を示唆しており、これはダークマターハローのかなりの割合を説明できる可能性がある。^{[ 161 ]}

すばる望遠鏡(HSC)の重力マイクロレンズデータ^{[ 162 ]}やボイジャー 1 の電子陽電子データ^{[ 163 ]}など、さまざまな観測上の制約により、特定の質量範囲 (例えば、蒸発する小さなブラックホールや単色の中間質量集団) で暗黒物質の 100% を占める原始ブラックホール (PBH) は除外されています。しかし、これらの制約は、すべての PBH が同じ質量、つまり単色の質量分布を持っていることを前提としています。インフレーション モデルによって予測され、重力波や JWST の観測で明らかになっている、より広い質量分布を利用した最近の分析では、このような制約が取り除かれています。2024 年のレビューでは、1 太陽質量付近でピークを持つ、幅広く尖度が平らな質量分布を持つ PBH が暗黒物質全体を説明できるか、混合暗黒物質シナリオで他の候補と共存する可能性があることが示されています。^{[ 17 ] [ 164 ]}

微調整の問題

PBH仮説に対する主な理論的課題は、PBH形成の物理的メカニズムである。「スローロールインフレーション」として知られる標準的な宇宙インフレーションモデルは、原始崩壊を引き起こすには小さすぎる密度変動を生成する。したがって、必要な量のPBHを生成するには、通常、「エキゾチック」なインフレーションモデルが必要であり、多くの場合、インフレーションポテンシャルに変曲点、隆起、またはプラトーがあり、変動を桁違いに増幅することができる。^{[ 166 ]}批判者は、これらのモデルは大幅な微調整が必​​要であると主張している。なぜなら、結果として得られるPBHの存在量は、これらの変動の振幅に指数関数的に敏感であり、パラメータのわずかなずれが、無視できる量の暗黒物質または完全にブラックホールに支配された宇宙のいずれかをもたらすことを意味するからである。^{[ 164 ] [ 117 ]}しかし、支持者は、WIMPの自然なパラメータ空間がすべての検出実験からのヌル結果によってますます除外されるにつれて、粒子暗黒物質理論は現在、同程度の微調整を必要としていると主張している。さらに、支持者たちは、これらのエキゾチックなインフレーションモデルによって予測される特定の質量構造が、粒子モデルでは説明できないLIGOとJWSTで観測された異常に対する統一的な説明を提供すると主張している。^{[ 17 ]}

微調整の問題に対処するため、最近の研究では、インフレーションポテンシャルを手動で調整するのではなく、自然な物理プロセスを通じて必要なゆらぎを生成するメカニズムに焦点を当てています。そのようなメカニズムの1つがQCD相転移です。この時代を通して宇宙が冷却されるにつれて、状態方程式（圧力）の減少により、重力崩壊の閾値が自然に低下しました。この効果により、インフレーションパワースペクトルのピークを精密に調整する必要なく、重力波観測所で検出されたものと同程度の太陽質量スケールのブラックホールの形成が自動的に促進されます。^{[ 167 ]}さらに、複数のスカラー場を含むモデルは、微調整されたパラメータからではなく、モデルの幾何学的構造から必要な条件を導き出す、場の軌道の急激な方向転換などの動的相互作用を通じて、密度ゆらぎの鋭いスパイクを生成することができます。^{[ 168 ]}

直接検出実験は、地球を通過する暗黒物質粒子と通常の物質検出器ターゲットとの相互作用を観測することを目的としている。弱く相互作用する重粒子（WIMP）の場合、主な特徴は原子核の低エネルギー反跳（通常数keV ）であり、これによりシンチレーション光、電離、またはフォノン（熱）の形でエネルギーが誘起される。アクシオンの場合、実験では通常、強い磁場内でのアクシオンの光子への変換（プリマコフ効果）が探索される。

こうした稀な事象を効果的に検出するためには、極めて低いバックグラウンドを維持することが不可欠であり、そのため、このような実験は通常、宇宙線による干渉が最小限に抑えられる地下深くで実施される。こうした実験を実施している主要な地下研究所には、 SNOLAB（カナダ）、LNGS（イタリア）、CJPL（中国）、SURF （米国）などがある。

WIMPs

WIMP探索では、主に極低温検出器または希ガス液体検出器技術が用いられる。極低温検出器は100mK以下の温度で動作し、粒子がゲルマニウム などの結晶吸収体中の原子に衝突した際に発生する熱を検出する。この技術を用いた実験には、SuperCDMSやEDELWEISSなどがある。

貴金属液体検出器は、液体キセノンまたはアルゴン中での粒子衝突によって生じるシンチレーションと電離を検出します。この技術は、過去10年間、感度の面でこの分野をリードしてきました。現在、主要な実験としては、LZ（SURF）、XENONnT（LNGS）、PandaX-4T（CJPL）などがあり、将来的にはDarkSide-20kのようなアルゴンをベースとしたプロジェクトも開発中です。

2025年末現在、これらの標準的なWIMP探索では暗黒物質の検出は確認されていません。代わりに、実験では粒子と核子の相互作用断面積に強い上限が設定されています。^{[ 54 ] [ 55 ]} 2025年末、LZ実験では、9 GeV/ ^c²を超えるWIMP断面積の除外と、暗黒物質検出器でのコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱によるホウ素8太陽ニュートリノの初検出が報告されました。これは、暗黒物質信号を模倣し、将来のWIMP探索を複雑にする、還元不可能なニュートリノ相互作用の背景である「ニュートリノ霧」への最初の実験的侵入でした。^{[ 56 ]}

間接検出実験では、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します。例えば、暗黒物質密度が高い領域（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模型の粒子-反粒子対を生成する可能性があります。 ^{[ 175 ]}あるいは、暗黒物質粒子が不安定な場合、標準模型（または他の）粒子に崩壊する可能性があります。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ガンマ線、反陽子、または陽電子の過剰によって間接的に検出できます。 ^{[ 176 ]}このような探索に内在する大きな困難は、さまざまな天体物理学的源が暗黒物質から期待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す。^{[ 63 ] [ 108 ]}

太陽や地球を通過する暗黒物質粒子の一部は、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/消滅の確率が高まります。これにより、高エネルギーニュートリノという特徴的な信号が生成される可能性があります。^{[ 177 ]}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。^{[ 63 ]} AMANDA、IceCube、ANTARESなどの高エネルギーニュートリノ望遠鏡は、この信号を探しています。^{[ 53 ] : 298}暗黒物質の消滅または崩壊からのこのような放出を探すために、多くの実験的探索が行われており、その例を以下に示します。

• 高エネルギーガンマ線実験望遠鏡は2008年に天の川から予想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推定が間違っていたためである可能性が高いと結論付けた。^{[ 178 ]}

• 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。^{[ 179 ]} 2009年、フェルミのデータで、天の川銀河の中心からガンマ線が過剰に放出されていることが発見されたが、これはまだ説明されていない。この銀河中心のGeV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。^{[ 180 ]} 2012年4月、フェルミの大型面積望遠鏡装置から以前に入手可能だったデータの分析により、 天の川銀河の中心から放出されるガンマ線に130 GeVの信号が存在するという統計的証拠が得られた。 ^{[ 181 ]} WIMPの消滅が最も可能性の高い説明とみなされた。^{[ 182 ]}

• より高いエネルギーでは、地上ガンマ線望遠鏡によって矮小楕円体銀河^{[ 183 ]}​​および銀河団^{[ 184 ]}における暗黒物質の消滅に制限が設定されました。

• PAMELA実験（2006年に開始）は過剰な陽電子を検出した。それらは暗黒物質の消滅またはパルサーに由来する可能性がある。過剰な反陽子は観測されなかった。^{[ 185 ]}

• 2013年、国際宇宙ステーションのアルファ磁気スペクトロメーターの結果は、暗黒物質の消滅によるものと考えられる過剰な高エネルギー宇宙線を示した。 ^{[ 186 ] [ 187 ] [ 188 ] [ 189 ] [ 190 ] [ 191 ]}

2015年9月にLIGOが重力波を検出したことで、特にそれが原始ブラックホールの形をとっている場合、暗黒物質を新しい方法で観測できる可能性が開かれた。^{[ 192 ] [ 193 ]}

天体物理学的観測

天体物理学者たちは、核消滅生成物の探索に加えて、天体を自然の検出器として利用し、暗黒物質粒子の特性を制約しようとしている。

• 恒星加熱:暗黒物質粒子が中性子星や白色矮星のような高密度の恒星内部で捕獲されると、捕獲過程またはその後の対消滅によって運動エネルギーを放出する可能性がある。このメカニズムは「暗黒運動加熱」として知られており、恒星をその年齢から予想されるよりも高い温度に保ち、冷却を永久に停止させる可能性がある。したがって、古い「冷たい」中性子星の観測は、暗黒物質粒子と核子の散乱断面積に厳しい制限を課す。なぜなら、有意な相互作用があれば、これらの恒星は観測されたよりも高温に保たれていたはずだからである。^{[ 194 ] [ 195 ]}

• 恒星の冷却：アクシオンなどの新しい軽い粒子が恒星の高温の核で生成され、自由に脱出してエネルギーを運び去る可能性がある。この追加のエネルギー損失チャネルは恒星の進化を変え、標準モデルが予測するよりも速く恒星を冷却するだろう。観測された赤色巨星の枝の先端と白色矮星の冷却曲線と理論モデルとの比較により、アクシオンと電子および光子の結合に対する最も強力な制約のいくつかが設定されました。^{[ 196 ] [ 197 ]}

• ブラックホールの超放射：アクシオンやダークフォトンなどの超軽量ボソンは、超放射と呼ばれるプロセスを通じて、回転するブラックホールから回転エネルギーを抽出できます。ボソンのコンプトン波長がブラックホールの事象の地平線の大きさに匹敵する場合、粒子はブラックホールの周囲に高密度の「ボソン雲」を形成し、天体物理学的時間スケールでブラックホールの回転を急速に減速させます。X線連星や重力波による高速回転ブラックホールの観測は、特定の質量範囲にそのような粒子が存在することを否定します。なぜなら、そのような粒子が存在するならば、これらのブラックホールははるか昔に回転を減速させていたはずだからです。^{[ 198 ] [ 199 ]}

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、実験室でそれらを生成することである。大型ハドロン衝突型加速器（LHC）を用いた実験では、LHCの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の相互作用が無視できるほど小さいため、他の無視できない衝突生成物が検出されれば、検出器から漏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できる可能性がある。^{[ 200 ]}

暗黒物質が未発見の粒子でないとすれば、次に考えられるのは、現代宇宙論の基盤となる理論である一般相対性理論が間違っているということである。一般相対性理論は太陽系規模では十分に検証されているが、銀河規模や宇宙規模での妥当性は十分に証明されていない。^{[ 208 ]}一般相対性理論を適切に修正すれば、暗黒物質の必要性をなくすことができるかもしれない。この種の理論で最もよく知られているのは、修正ニュートン力学（MOND）とその相対論的一般化であるテンソル・ベクトル・スカラー重力（TeVeS）^{[ 209 ]} 、 f(R)重力^{[ 210 ]} 、負の質量、暗黒流体[ ^{211 ] [ 212 ] [ 213 ]} 、エントロピー重力^{[ 214 ]} 、共形重力、および質量重力で^ある。代替理論は数多く存在する。^{[ 215 ] [ 216 ]}

A problem with modifying gravity is that observational evidence for dark matter – let alone general relativity – comes from so many independent approaches (see § Observational evidence above). Explaining any individual observation is possible but explaining all of them in the absence of dark matter is very difficult. Nonetheless, there have been some scattered successes for alternative hypotheses, such as a 2016 test of gravitational lensing in entropic gravity^{[217][218][219]} and a 2020 measurement of a unique MOND effect.^[220][221] The prevailing opinion among most astrophysicists is that while modifications to general relativity can conceivably explain part of the observational evidence, there is probably enough data to conclude there must be some form of dark matter present in the universe.^[21]

While WIMPs, axions, and primordial black holes remain the primary candidates for dark matter, numerous other theories have been proposed to address specific observational anomalies or theoretical motivations. These alternative models often explore mass ranges and interaction strengths outside the standard parameter space, ranging from ultra-light scalar fields to massive composite states. Some hypotheses posit the existence of complex "dark sectors" with their own fundamental forces, while others suggest that dark matter may be unstable, dynamical, or composed of mirror particles. The following list encompasses these less established but theoretically motivated candidates and frameworks.

• Chameleon particle – Hypothetical scalar particle that couples to matter more weakly than gravity
• Dark galaxy – Hypothesized galaxy with no, or very few, stars
• Dark radiation – Postulated type of radiation that mediates interactions of dark matter
• Density wave theory – A theory in which waves of compressed gas, which move slower than the galaxy, maintain galaxies' structure
• Dynamical dark matter^[222][223]
• Exotic matter – Physics term for multiple concepts
• Feebly interacting particles
• Light dark matter – Dark matter weakly interacting massive particles candidates with masses less than 1 GeV
• Mirror matter – Hypothetical counterpart to ordinary matter
• Neutralino – Neutral mass eigenstate formed from superpartners of gauge and Higgs bosons
• Scalar field dark matter – Conjectured dark matter in cosmology
• 強相互作用性重粒子（SIMP ）– 仮説上の粒子 
• 弱相互作用性スリム粒子（WISP）– WIMPの低質量版