銀河のダークマター

　　ダークマターが何であるかについて、当初はブラックホールや暗い星ではないかとか、また最近では小柴博士のノーベル賞受賞にもつながったニュートリノではないかなど、様々な予想がされてきました。しかし今日では、ダークマターの大部分は私たちがまだその正体を知らない未知の素粒子であると考えられています※1。

　ダークマターの存在が最初に確認されたのは、銀河団です。次いで、銀河団の構成要素である個々の銀河にもこの見えない質量が大量に存在することが分ってきました。ケプラーの第2法則をご存知でしょうか。惑星の公転（回転）速度は太陽から遠いほど遅い、というものですが、これは太陽系の中心にある太陽に質量が集中しているために引き起こされる現象です。全体が平たい構造の渦巻き銀河も、見た目には中心近くに質量が集中しているように思われる（写真①）ため、やはり外側の星やガスの回転速度は外にいくほど遅くなると考えられてきました。ある渦巻き銀河の中心からの距離（単位：kpc≒3×10²¹�p）を横軸に、回転速度（単位：km/s）を縦軸にとったグラフ①では、点線部分がその従来予想を示しています。しかし最近の中性水素ガスの運動の観測から、実線で示したように外側でも回転速度がほぼ一定で遅くならないことがわかりました。回転速度と遠心力とは、遠心力（Ｖ（ｒ）：中心からの距離r での回転速度）の関係式で結ば れ、遠心力とつりあう重力は（G：万有引力定数、M（r）：中心から距離r 以内に含まれる質量）に比例します。したがって、M（r）はrにほぼ比例して増加し、トータルでは光で見えている星やガスの10倍程度の質量が存在しなければならないことになったのです。

銀河団のダークマター

　銀河団はたくさんの銀河の集団で、各メンバー銀河は銀河団の中を動き回っています。それらがバラバラに飛散してしまわないためには、それらをつなぎ止めておく強い重力が必要ですが、これについては、銀河たちの全運動エネルギーTとポテンシャルエネルギーU の間に

の関係式が成立しなければならないという定理（ビリアル定理）があります。ＴとU は、それぞれ

で与えられます。ここで、Mg は銀河団に含まれる銀河の質量の総和、Mは銀河団の全質量、は銀河の速度分散（個々の銀河が銀河団の中で動き回っている速度の2乗の平均値）、Rは銀河団の半径で、〜は「およそ等しい」ことを表します。式①、②から

となります。各銀河の視線方向の速度はその赤方偏移※2 の観測から求められ、はそれから求まる視線方向の速度分散の３倍に等しく、Rは銀河団の天球上における拡がりの角度の半分に、われわれから銀河団までの距離を掛けることによって求められます※3。

　こうして求められた銀河団の全質量を各メンバー銀河の質量（先程述べたように回転曲線から求まります）の合計と比べた結果、銀河団の全質量が、光で見える銀河の質量の総和の数十倍から数百倍も大きいことがわかったのです。つまり、光や電波で直接観測できないけれど、質量を持ったモノ、すなわちダークマターがそこに確実に存在するということです※4。

Ｘ線を使って、銀河団のダークマターの質量分布を測る

　このようにその存在が確実視されているダークマターですが、今後、X線天文学の方からその粒子質量を決めることができれば、素粒子理論に大きなヒントを与えることができます。もちろん、他にも様々な検出実験がなされたり計画されたりしていて、それぞれに得意とする粒子質量範囲があります。いずれにしろそう遠くない将来に、どれかの方法でダークマター粒子の質量も決まることと思いますが、その時まで私たちの研究も続くことになります。

　写真②と③は同じ銀河団A2029の光とX線によるイメージです。物質は何千万度にもなるとX線を放出しますから、写真③の白から緑で示された（X線の強い）領域は、熱いプラズマが大量に充満しているところです。温度が高いということはプラズマ粒子の運動エネルギーも大きく、物質の動きも早いことを意味しますから、それを引き止めておくには強い重力が必要で、その重力の源となる質量も大きくなければなりません。

　さて、その質量の実際の分布を知る方法ですが、まず写真③のような銀河団のX線像をできるだけ細く輪切りにします。そして各リングのX線スペクトルから温度を、X線の明るさ（表面輝度）からガス密度（ρg ）を導出します(実際にはかなり手の込んだ解析が必要ですが、ここでは省略します)。こうして求まった温度とガス密度の積から、それぞれの半径（r）ごとのプラズマガスの圧力がわかります。その圧力は中心ほど高く、外側へいくほど低いので、半径方向外向きに勾配を持ち、この圧力勾配がプラズマのガスを外へ押し出す力になります。

　この力に拮抗して、銀河団全体の膨張・飛散を妨げるのが重力で、この両者の釣り合いから、重力加速度の大きさ＝となります。重力加速度の大きさはで表されますから、

となって、右辺の圧力勾配の大きさとρg にX線観測から求まる値を代入して、半径rの中にどれだけ質量があるかがわかります。グラフ②は銀河団A773についてこれを各半径ごとに対数グラフで表したものです（1Mpc≒3×10²⁴cm）。

　もちろん、今はまだ観測誤差が大きすぎて、こうしたグラフからダークマター粒子の質量を特定するまでの精度はありません。今後は観測誤差が小さくなるのを待つとともに、観測結果と比較してダークマター粒子の質量を正確に求めるための理論モデルの整備も急がれます（まだ十分なものができ上がっていません）。

　他方、真空のエネルギーであるダークエネルギーの起源も不明のままです。どちらが先に解決されるか分りませんが、宇宙の総エネルギーの96％が正体不明という現在の異常事態から、私たちは一日も早く抜け出すことを目指して研究を続けて行こうと思っています。さいわい、X線天文衛星や大望遠鏡はどれも世界中の研究者が利用できる仕組みになっているので、こうした研究を続けるのにまったく不自由は感じていません。京都に居ながら、常に世界の最先端の研究を続けて行くことができるのです。