暗黒物質のソースを表示

{{Redirect|ダークマター|ゲームキャラクター|ダークマター (星のカービィ)}}
{{Unsolved|天文学上|暗黒物質は存在するか。仮に存在する場合、その正体は何か。}}
{{Physical cosmology}}
[[File:Hairy Dark Matter.jpg|thumb|right|暗黒物質に囲まれた地球の想像図]]
'''暗黒物質'''（あんこくぶっしつ、{{lang-en-short|dark matter}}、'''ダークマター'''）は[[天文学]]的現象を説明するために考えだされた[[仮説]]上の[[物質]]。

“[[質量]]を持つ”、“物質とはほとんど相互作用せず、[[光学]]的に直接観測できない”、“[[銀河系]]内に遍く存在する”といった性質が想定される。間接的に存在を示唆する観測事実はあるものの、直接的な観測例は無く、ダークマターの正体も不明である。

== 概要 ==
[[アンリ・ポアンカレ]]は1902年、著書『科学と方法』で銀河に気体分子運動論を適用した結果が光る星のみを望遠鏡で観測した結果とおおよそ合致していることから、「暗黒なる物質はない、少なくとも光る物質程にはない」{{R|Poincaré}}と記した。「暗黒物質 ({{lang-en-short|dark matter}})」という語は、[[太陽系]]近傍の恒星の運動を観測することで[[銀河系]]の力学構造について研究した1922年の[[ヤコブス・カプタイン]]の論文<ref>{{cite journal |title=First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system |first=Jacobus Cornelius |last=Kapteyn |authorlink=ヤコブス・カプタイン |journal=Astrophysical Journal |volume=55 |pages=302–327 |year=1922 |bibcode=1922ApJ....55..302K |doi=10.1086/142670}}</ref>、そして1932年の[[ヤン・オールト]]の論文<ref>{{cite journal |last=Oort |first=J.H. |authorlink=ヤン・オールト |year=1932 |title=The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems |journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands |volume=6 |pages=249–287|bibcode=1932BAN.....6..249O }}</ref>{{Sfn|Sanders|2010|p=16}}の中で用いられている{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-4}}。オールトは太陽近傍での質量密度の推定値として <math>0.092 M_\odot / \mathrm{pc}^3</math> あるいは <math>6.3 \times 10^{-24}\,\mathrm{g/cm^3}</math> を得ている{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-4}}。

1933年に[[フリッツ・ツビッキー]]は[[銀河団]]中の[[銀河]]の軌道速度における"欠損質量" (missing mass ミッシングマス) を説明するために仮定した{{R|Zwicky1933|Zwicky1937}}。彼は、[[ビリアル定理]]を[[かみのけ座銀河団]]に適用し、未観測の[[質量]]の[[証拠]]を得た（と考えた）{{Sfn|Sanders|2010|pp=13-14}}。[[ビリアル定理]]によると、ビリアル平衡にある天体の質量 <math>M</math>, 典型的な距離スケール <math>R</math>, 典型的な速度スケール <math>V</math> は
{{Indent|<math>M = \frac{ R V^2 }{ G }</math>}}
（<math>G</math> は[[重力定数]]）という関係にある{{Sfn|Sanders|2010|p=13}}。ツビッキーは銀河団を構成する8個の銀河について視線方向の速度を測定し、毎秒 1,000 km 程度の速度分散を持つと結論した{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}。一方、[[ハッブル=ルメートルの法則]]に基づくかみのけ座銀河団までの距離の推定値からかみのけ座銀河団の大きさを約 1 [[パーセク|Mpc]] と見積もることができる{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}{{Refnest|group="注釈"|ツビッキーはかみのけ座銀河団までの距離を 50 Mpc と推定したが、当時知られていた[[ハッブル定数]]の不正確さのために、この距離の推定値は現代の推定値の2分の1である{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-5}}。}}。ビリアル定理によるとこれらの値から銀河団の質量は <math>3 \times 10^{14} M_\odot</math> (<math>M_\odot</math> は[[太陽質量]]) と見積もられ、光で観測できる銀河の質量の総和 <math>\sim 10^{12} M_\odot</math> を大幅に上回る{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}。これは「質量欠損問題 (missing mass problem)」として知られている。ツビッキーはこのことから目に見えない物質すなわち暗黒物質 ({{lang-de-short|dunkle Materie}}) が存在するはずであると推測した{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}。この成果は [[:en:Helvetica Physica Acta|Helvetica Physica Acta]] からドイツ語で出版された{{Sfn|Sanders|2010|p=13}}。
{{Quotation|Um, wie beobachtet, einen mittleren Dopplereffekt von 1000 km/sek oder mehr zu erhalten, müsste also die mittlere Dichte im Comasystem mindestens 400 mal grösser sein als die auf Grund von Beobachtungen an leuchtender Materie abgeleitete. Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel grösserer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. (観測されたような毎秒 1000 km かそれ以上という中程度のドップラー効果を得るためには、かみのけ座銀河団の平均密度は光っている物質の観測から導かれた値の少なくとも400倍かそれ以上であるはずである。これが証明されれば、光っている物質よりもはるかに多くの暗黒物質が存在するという驚くべき結論が得られる。)|フリッツ・ツビッキー|Helvetica Physica Acta, '''6''', p. 125 (1933).}}
1936年にツビッキーの同僚の Sinclair Smith は[[おとめ座銀河団]]に関して同様の解析を30個の銀河を用いて行い、ほぼ同様の結果を得た{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}。1937年にツビッキーはこれらの成果をよりメジャーな[[アストロフィジカルジャーナル]]に投稿し、かみのけ座銀河団の[[質量光度比]]はおよそ 500 以上であり、[[銀河系|天の川銀河]]における太陽系近傍の質量光度比の数百倍であると主張した{{Sfn|Sanders|2010|p=14}}。なおツビッキーは暗黒物質以外の可能性として、銀河質量がその光度から推定される値よりも大きいか現在で言う[[銀河間物質]]（[[銀河団ガス]]）が豊富に存在する可能性、そして銀河団スケールで[[万有引力|ニュートン重力]]が破綻し逆二乗則ではなくなる可能性をも指摘している{{Sfn|Sanders|2010|pp=14-15}}。

[[:en:Erik Holmberg (astronomer)|Erik Holmberg]] は1940年にツビッキーが用いた銀河は銀河団に重力的に束縛されていないと唱えて、ツビッキーの主張に反論した<ref name="Holmberg1940">{{cite journal|last1=Holmberg|first1=Erik|title=On the Clustering Tendencies among the Nebulae.|journal=The Astrophysical Journal|volume=92|year=1940|pages=200|issn=0004-637X|doi=10.1086/144212}}</ref>{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。[[マーティン・シュヴァルツシルト]]はそのような銀河を除外した上で、しかし依然として高い質量光度比を持つと1954年に推定した<ref name="Schwarzschild1954">{{cite journal|last1=Schwarzschild|first1=M.|title=Mass distribution and mass-luminosity ratio in galaxies|journal=The Astronomical Journal|volume=59|year=1954|pages=273|issn=00046256|doi=10.1086/107013|bibcode=1954AJ.....59..273S}}</ref>{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。その後1950年代には銀河団の質量光度比の問題に関する多くの研究が行われるようになった{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。これには[[ヴィクトル・アンバルツミャン]]{{Refnest|group="注釈"|暗黒物質が不安定であり膨張している可能性を論じたアンバルツミャンの論文は査読を通過しなかった{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。}}、[[ジェフリー・バービッジ]]と[[マーガレット・バービッジ]]<ref name="BurbidgeBurbidge1959">{{cite journal|last1=Burbidge|first1=G. R.|last2=Burbidge|first2=E. Margaret|title=The Hercules Clusters of Nebulae.|journal=The Astrophysical Journal |volume=130|year=1959|pages=629|issn=0004-637X|doi=10.1086/146752 |bibcode=1959ApJ...130..629B}}</ref>、D. Nelson Limber<ref>{{Cite journal |last=Limber |first=D. Nelson |title=Kinematics and Dynamics of Clusters of Galaxies |journal=Problems of Extra-Galactic Research, Proceedings from IAU Symposium no. 15 |date=1962 |page=239 |bibcode=1962IAUS...15..239L}}</ref>らが含まれる{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。1961年に[[サンタバーバラ]]で開催された会議では、大きな質量光度比は光で検出されない銀河間物質が寄与しているためという可能性が支持を集めた{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。しかしながら、[[アーノ・ペンジアス]]{{R|Penzias1961}}、Herbert Rood{{R|Rood1965}}、Neville Woolf{{R|Woolf1967}}、Barry E. Turnrose & Herbert Rood{{R|TurnroseRood1970}}といった研究を経て、1971年に John F. Meeking らはかみのけ座銀河団をX線で観測し高温の銀河団ガスの質量は銀河団が重力的に束縛されているために必要な値の2%しかないことを示した{{R|MeekinsFritz1971}}{{Sfn|Bertone|Hooper|2018|p=045002-6}}。

その後、宇宙の暗黒物質の存在を示唆する観測が報告されている。[[銀河の回転曲線問題|銀河の回転速度]]、[[弾丸銀河団]]のような銀河団による背景物体の[[重力レンズ効果]]、そして銀河および銀河団を取り巻く熱い[[気体]]の温度分布などの観測結果である。暗黒物質の存在の「間接的な発見」は、1970年代に[[ヴェラ・ルービン]]による[[銀河の回転曲線問題|銀河の回転速度]]の観測から指摘された{{R|RubinThonnard1980}}。[[水素原子]]の出す[[21cm線|21cm輝線]]で銀河外縁を観測したところ、[[ドップラー効果]]により[[星間ガス]]の回転速度を見積もることができた。彼女はこの結果と[[遠心力]]・重力の釣り合いの式を用いて質量を計算できる、と考えた。すると光学的に観測できる物質の約10倍もの物質が存在するという結果が出た。この[[銀河]]の輝度分布と力学的質量分布の不一致は[[銀河の回転曲線問題]]と呼ばれている。この問題を通じて存在が明らかになった、光を出さずに質量のみを持つ未知の物質が暗黒物質と名付けられることとなった。

暗黒物質が存在する場合、その質量により[[光]]が曲げられ、背後にある銀河などの形が歪んで見える[[重力レンズ]]効果が起こる。銀河の形の歪みから重力レンズ効果の度合いを調べ、そこから暗黒物質の3次元的空間分布を測定することに日米欧の国際研究チームが初めて成功したことが[[2007年]]1月に科学誌『[[ネイチャー]]』に発表された{{R|Subaru20070107}}。同年[[5月15日]]の[[アメリカ航空宇宙局]]の発表によれば、米[[ジョンズ・ホプキンズ大学]]の研究チームがこれを利用して、[[ハッブル宇宙望遠鏡]]で暗黒物質の巨大なリング構造を確認したという。同研究チームは、10億〜20億年前に2つの[[銀河団]]が衝突した痕跡で直径が約260万光年、衝突によりいったん中心部に集まった暗黒物質がその後徐々に環状に広がっていったもの、とした。

[[2013年]]4月3日、[[欧州合同原子核研究機関]]において、[[サミュエル・ティン]]（[[マサチューセッツ工科大学]][[教授]]）らの研究グループが「暗黒物質が実際に存在する可能性を示す痕跡を発見した」と発表した。[[国際宇宙ステーション]] (ISS) に取り付けた[[アルファ磁気分光器]]を使い、[[陽電子]]を観測した。暗黒物質が[[ニュートラリーノ]]であると仮定すると、互いに衝突して消滅する際に陽電子が飛び出すと考えられている。

== 宇宙に占める暗黒物質の割合の推定 ==
[[1986年]]に[[宇宙の大規模構造]]が発見された。このような構造を形成するための宇宙の物質の総量が見積もられたが、予想よりも質量が少ないため構造の成長には、[[ハッブルの法則|ハッブル則]]から導かれる宇宙の年齢（ハッブル時間）：100億 - 200億年{{efn|[[1992年]]の[[WMAP]]の[[宇宙マイクロ波背景放射|CMB]]の観測以前は、ハッブル定数は 50 - 100 km/s/Mpc というおおまかな値が与えられていた。なお、2014年までの理論では、ハッブル定数は過去から一定ではなかった（[[宇宙の加速]]）とされている。}} よりも、さらに長い時間を要すると計算された (''missing mass problem'')。この少なすぎる質量を補うものとして、それまでにいくつかの研究で提案されていた暗黒物質（{{lang-en-short|dark matter}} ダークマター）の存在が仮定された。この仮定は、いくつかのシミュレーションによってもハッブル則の範囲内で現在のような銀河集団の泡構造が出来上がることを支持している（例として<ref>{{Cite web|和書|url=http://www.rccp.tsukuba.ac.jp/Astro/Research/galform.html|title=銀河形成＆宇宙論|publisher=[http://www.rccp.tsukuba.ac.jp/Astro/index-j.html 筑波大学宇宙物理理論研究室]|accessdate=2012-01-21}}</ref>など。）。

その後、[[宇宙の加速|宇宙の加速膨張]]が発見され、さらに[[宇宙のインフレーション|インフレーション理論]]の説明のため[[ダークエネルギー]]の概念が導入された。[[宇宙背景放射]]を観測する[[WMAP]]衛星の観測に基づいて、宇宙全体の物質エネルギーのうち、74%が暗黒エネルギー、22%が暗黒物質で、人類が見知ることが出来る物質の大半を占めていると思われる[[水素]]や[[ヘリウム]]は4%ぐらいでしかない、と説明されるようになってきている。この観測結果は、宇宙の大規模構造のシミュレーションから予測されているダークマターの値と、ほぼ一致している。このように2つの方法から推測したダークマターの量がほぼ合うということから、この考えに妥当性がある、と考えられている。[[2013年]]3月、[[欧州宇宙機関]]は[[プランク (人工衛星)|プランク]]の観測結果に基づいて、ダークマターは26.8%、ダークエネルギーは68.3%、原子は4.9%と発表した{{R|Planck2013}}。

== 暗黒物質の候補 ==
暗黒物質とは具体的に何で構成されるのかについては現状不明であるが、後述のように複数の候補が挙がっており、大別して[[素粒子論]]からの候補と[[天体物理学]]からの候補に分けることができる。また、[[ホットダークマター|熱い暗黒物質]]と[[コールドダークマター|冷たい暗黒物質]]の2種類に分けることもある。

素粒子論からの候補は[[Weakly interacting massive particles|WIMP]]と呼ばれ、天体物理学からの候補は[[MACHO]]と呼ばれる。また、[[宇宙の晴れ上がり]]の時に、その暗黒物質の運動エネルギーが質量エネルギーを上回っていた場合は熱い暗黒物質、そうではないものを冷たい暗黒物質と呼ぶ。2010年代時点では冷たい暗黒物質シナリオが有力視されている{{R|FrenkWhite2012}}が、その候補粒子は未だ検出されていない。

=== 素粒子論からの候補 ===
{{標準模型を超える物理}}
ニュートリノ以外は、存在が未確認であり、推測や予言の域を出ず、実在しない可能性を持つ候補もある。
; [[ニュートリノ]]
: [[熱い暗黒物質]]の代表例。従来ニュートリノの質量は0であると思われていたが、1996年から1998年にかけての東大宇宙線研究所による観測によって質量を持っている事が証明された。ニュートリノは宇宙全体に存在する数が非常に多い（計算では〜100個/cm<sup>3</sup>）ので、質量が10eV程度あれば暗黒物質の候補になるとされていた。しかしながら、ニュートリノの寄与は臨界密度の高々1.5%程度であることが分かってきたので、現在では主要な暗黒物質であるとは考えられていない。さらに、ニュートリノが暗黒物質の主成分だとすると銀河形成論的に支障が生ずる。銀河団以下のスケールの構造が生まれなくなってしまうのである (free streaming mixing)。これは、ニュートリノ同士の相互作用がほとんど無く互いに通り過ぎてしまい、圧力が生じないことによる。従って、ニュートリノ説は否定された<ref name=butsuri1946.60.609>蓑輪眞, 「[https://doi.org/10.11316/butsuri1946.60.609 暗黒物質直接探索の現状]」『日本物理学会誌』 60巻 8号 2005年 p.609-615, 日本物理学会, {{doi|10.11316/butsuri1946.60.609}}。</ref>。
; [[ニュートラリーノ]]
: [[超対称性粒子]]のうち、電気的に中性である粒子。超対称性粒子は現在見つかっていないことから不安定であると考えられており、[[宇宙]]の初期にほとんどが通常の[[素粒子]]と、より軽い超対称性粒子に崩壊していったと考えられている。しかし、超対称性粒子に特有のRパリティ保存則により、最も軽い超対称性粒子 (Lightest Supersymmetric Particle: LSP) は崩壊できず宇宙に残っていると考えられている。電荷を持つLSPがあるならば既に見つかっているであろうから、現在考えられている宇宙暗黒物質としてのLSPは[[電荷]]を持たないLSPである。ニュートラリーノの質量は数GeV〜数百GeVの範囲で原子核との散乱断面積は10<sup>-4</sup>以下と考えられている。
; [[アキシオン]]
: [[冷たい暗黒物質]]の代表例。[[強い相互作用]]を記述する[[量子色力学]]に関連してその存在が期待されている仮説上の[[素粒子]]。その質量は <math>m_a</math> は <math> 10^{-6}eV/c^2 < m_a < 10^{-3}eV/c^2 </math> と想定される<ref name=butsuri1946.60.609 />。
; [[ミラーマター]]
: [[パリティ対称性]]を保つように[[標準模型]]を拡張したとき、その存在が予言される物質。重力の他は、光子-ミラー光子混合、ヒッグス-ミラーヒッグス混合を経由した相互作用しかしないため、もし存在したとしても、見ることも触ることも（どちらも光子を媒介とした電磁気力による相互作用である）不可能。重力レンズ効果の観測や、重力波干渉計などを用いた観測が期待される。
; LKP
: Lightest KK Particleの略。特定の高次元模型では標準模型と同じ電荷を持ち質量のみが異なるKK粒子の内最も軽いものが、余剰次元方向に対する運動量保存則により安定となる。LKPが中性だった場合暗黒物質の候補となるが、その質量は余剰次元の直接検証等から最低でも600GeV程度以上となり非常に冷たい暗黒物質となる。

=== 天体物理学からの候補 ===
いずれも[[バリオン]]からなる。[[ビッグバン]]仮説においては、バリオンの存在量が予言できる。その値は、臨界密度の4%程度である。ところが、実際の宇宙の物質密度は臨界密度の22%程度であると見積もられている。したがって、以下の候補を全て考慮に入れたとしても元々のバリオンの量が足りない。そのため、非バリオン暗黒物質の存在を仮定する必要があることに変わりはない<ref>E. Kolb, M. Turner The Early Universe </ref>。

; [[ブラックホール]]
: [[恒星質量ブラックホール]]は、[[超新星爆発]]のときに生成される。質量が太陽の数百万倍から数十億倍もあるような[[超大質量ブラックホール]]は銀河中心で観測されているが、まだ成因はよく分かっていない。恒星質量ブラックホールが銀河系内にいくつくらい存在するのか、その質量分布がどのような物か、等も未だ明らかではないため、これは暗黒物質の候補となる。また、原子核大の[[マイクロブラックホール]]も多量に存在しているかも知れない。さらに、宇宙誕生後3分頃に生成されたブラックホールについては、上記のバリオン存在量の制限から逃れることができる。だが、ブラックホールの質量はダークマターに匹敵するものではないため、可能性は低いとされる。
; [[白色矮星]]・[[中性子星]]
: 比較的小質量の恒星が燃え尽きると白色矮星・中性子星になる。こうした星が自分で出す光が小さい場合、暗黒物質の候補となりうる。
; [[褐色矮星]]
: [[恒星]]誕生の際、[[核融合]]が起こるほどのガス質量がなかった場合、明るく輝かないために観測は困難となる。近年、観測精度の向上によって褐色矮星が観測されるようになった。一般的に恒星は質量の小さいものほど存在頻度が増えるため、質量の低下とともに存在頻度が急増するような質量分布となっていた場合、不可視の褐色矮星が大量に存在し、銀河系の総質量に大きな寄与をするのではないかという予想は褐色矮星がまだ実際に観測されるようになる以前の時代から存在していた。その後観測技術の向上と観測の蓄積で褐色矮星の質量分布を推定可能になると、質量の低下に伴う存在頻度の上昇率は当初の予想ほど大きくなく、むしろ、ある質量を下回ると存在頻度が減少していくことが明らかになり{{R|And08}}、褐色矮星は暗黒物質の質量に大きく寄与していないことが示唆されている<ref name="And08">{{cite journal |author=Andersen |year=2008 |bibcode=2008ApJ...683L.183A |journal=ApJL |volume=683 | pages=L183}}</ref>。[[星形成領域]]や太陽系近傍のサーベイによれば恒星と褐色矮星の個数の比率は5:1前後という共通した結果が得られており、褐色矮星は恒星の数分の一の個数しか銀河系に存在していないことが示されている<ref name="Bih16">{{cite journal |author=Bihain |year=2016 |bibcode=2016A&A...589A..26B |journal=A&A |volume=589 |pages=A26}}</ref>。
; [[惑星]]
: 観測できる多数の恒星がそれぞれ観測できない惑星を持っている可能性があり、これが暗黒物質の候補になる。
; [[MACHO]]
: Massive Astrophysical Compact Halo Objectの略。[[銀河ハロー]]内に存在する、小さくて光学的に観測の不可能（あるいはきわめて困難）な天体の総称。上記の白色矮星、恒星ブラックホールもその一種である。

== 「暗黒物質」という考え方への反論 ==
{{See also|プラズマ宇宙論#宇宙構造体の成り立ち}}
[[プラズマ宇宙論]]を用いると、直接観測できない正体不明のダークマターの存在を無理に仮定しなくても、銀河の回転曲線問題などを綺麗に説明できる。またこの理論はビッグバンの存在を否定する{{要出典|date=2022年2月}}。しかし[[宇宙マイクロ波背景放射]]に関する観測事実を上手く説明できないことや、ビッグバン仮説を裏付ける多くの観測事実が存在するため、現在ではあまり議論の俎上に登らない理論である{{Refnest|group="注釈"|ビッグバン仮説に修正を迫る観測事実としては2013年に発見された[[ヘルクレス座・かんむり座グレートウォール]]、[[U1.27]]の発見がある<ref>{{Cite web|url=http://news.discovery.com/space/galaxies/universes-largest-structure-is-a-cosmic-conundrum-131119.htm|title=Universe's Largest Structure is a Cosmic Conundrum|publisher=Discovery Communications, LLC.|date=2013-11-19|accessdate=2014-09-24}}</ref>。ビッグバン直後の均質な宇宙において初期揺らぎから最初に銀河が生まれ、発生した銀河が規模と数を増しつつ宇宙へ拡散し、銀河団、超銀河団、宇宙の大規模構造へと進化したとするボトムアップ説を採用するビッグバン仮説では比較的初期の宇宙（現在から100億年前、宇宙誕生から38億年後）にヘルクレス座・かんむり座グレートウォールのような全長100億光年にも達する超巨大な構造が形成されるに至ったメカニズムが理論の修正なくして説明不能である<ref>{{Cite web|url=http://mnras.oxfordjournals.org/content/405/3/2009.abstract?ijkey=dee165dd1cdd9c394d4f6c3ad6bbd7d468d7997a&keytype2=tf_ipsecsha|title=Fractal dimension as a measure of the scale of homogeneity|date=2010-07-01|accessdate=2014-09-24|publisher=Oxford University Press}}</ref>。逆に比較的初期の宇宙に100億光年に達する巨大構造が形成されていたという事実は大規模構造となる巨大なガスのかたまりが最初に生まれ、その次に超銀河団のもととなる塊が分裂し、銀河団、個々の銀河へとスケールダウンするように小さい構造が作られたとするトップダウン説を採るプラズマ宇宙論に有利な観測結果と言える。}}。

== 探索の歴史 ==
いくつかの方法で探索が行われている。
# 加速器実験：[[大型ハドロン衝突型加速器]]などの加速器により人工的に暗黒物質を生成。暗黒物質は大きなエネルギーを持ち去るので、'''Missing energy''' を検出する<ref name=butsuri.66.9_675>中山和則, 「[https://doi.org/10.11316/butsuri.66.9_675 暗黒物質直接検出の現状と展望 （解説）]」『日本物理学会誌』 66巻 9号 2011年 p.675-682, {{doi|10.11316/butsuri.66.9_675}}。</ref>。
# 間接実験：暗黒物質同士の[[対消滅]]により発生するエネルギー（粒子）を観測する<ref name=butsuri.66.9_675 />。
# 直接検出実験：暗黒物質による原子核の反跳を観測する<ref name=butsuri.66.9_675 />。
#* 暗黒物質と通常の物質によって発生するエネルギーを観測する事で<ref name=butsuri.71.7_469>中村輝石, 身内賢太朗, 「[https://doi.org/10.11316/butsuri.71.7_469 NEWAGE: 方向に感度をもつダークマター直接検出実験]」『日本物理学会誌』 71巻 7号 2016年 p.469-473, {{doi|10.11316/butsuri.71.7_469}}。</ref>、複数の観測方法が提唱されている<ref name=butsuri.66.9_675 /><ref name=butsuri1946.60.609 /><ref>{{PDFlink|[https://www-he.scphys.kyoto-u.ac.jp/seminar/trape/FY2004/041217-minowa.pdf 蓑輪眞, 暗黒物質（ダークマター）の探し方]}} 東京大学大学院理学系研究科物理学教室</ref>。しかし観測されるエネルギー（信号）は、背景ノイズとして存在しているガンマ線や中性子による原子核反跳と暗黒物質由来の原子核反跳は区別が付かない。そのため暗黒物質由来の信号を得るためには背景ノイズの低減が課題である。また観測機器を構成する機器の材料中の放射性物質（放射性同位体）もノイズとして大きな影響を与えている<ref name=butsuri1946.60.609 />。

* 1980年代 - [[ゲルマニウム]]半導体検出器を使用し、暗黒物質と通常の物質の[[反応断面積]]に上限があることが判明した<ref name=butsuri.71.7_469 />。
* 1998年 - イタリアの研究グループ(DAMA)が、6月に最大となり12月に最小となる季節変動があることを報告した<ref name=butsuri.71.7_469 /><ref>[https://wired.jp/2019/02/11/for-dark-matter-hunters/ 「ダークマター」の正体に迫れるか？ 宇宙の謎を巡る研究に方向転換の動き] WIRED.jp 2019年2月11日</ref>。しかし他機関による研究では否定的な結果が得られている<ref>[http://www.nikkei-science.com/page/magazine/0306/dark.html D. B. クライン, 暗黒物質ニュートラリーノを追う] 日経サイエンス 2003年6月号</ref><ref>[https://rad-horizon.net/space-and-radiation/2061-2019-01-25-16-42-00 DAMA/LIBRA実験を検証できなかったCOSINE-100〜暗黒物質を巡って深まる混迷] 放射線ホライゾン 2019年01月25日</ref>。
* 2000年 - DRIFTが観測開始。
* 2003年 - [[:en:Cryogenic Dark Matter Search|CDMS（英語版）]]が観測開始。
* 2010年 - [[XMASS]]が観測開始。
* 2019年 - 重力波望遠鏡を使用した観測方法が提案された<ref>[http://www.kyoto-u.ac.jp/ja/research/research_results/2019/190914_1.html 重力波望遠鏡を利用して暗黒物質の正体に迫る新手法を考案 2019年09月18日] 京都大学。</ref>。

{| class="wikitable" style="text-align:center"
|+主な実験名称と方法
! 実験名称 !! 方法 !! 標的
|-
| DAMA || シンチレーション || [[NaI]]（ヨウ化ナトリウム）
|-
| CoGeNT || 電離 || [[Ge]]（ゲルマニウム）
|-
| CDMS || フォノン、電離 || Ge
|-
| EDELWEISS || フォノン、電離 || Ge
|-
| XENON || シンチレーション、電離 || [[Xe]]（キセノン）
|-
| XMASS || シンチレーション || Xe
|}※中山和則(2011)「暗黒物質直接検出の現状と展望 （解説）」より引用<ref name=butsuri.66.9_675 />。

== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}

=== 注釈 ===
{{notelist}}

=== 出典 ===
{{Reflist|25em|refs=
<ref name="Poincaré">{{Cite book|和書
 |author = [[アンリ・ポアンカレ]]|translator = 吉田洋一
 |title = 科学と方法
 |publisher = 岩波書店
 |date = 1927年9月5日|page = 243}}</ref>

<ref name="Zwicky1933">{{Cite journal
 |last = Zwicky|first = F.
 |authorlink=フリッツ・ツビッキー
 |url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1933AcHPh...6..110Z
 |title = Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln
 |journal = Helvetica Physica Acta|year = 1933|volume = 6|pages = 110-127}}</ref>
<ref name="Zwicky1937">{{cite journal
 |last1=Zwicky|first1=F.
 |title=On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae
 |journal=[[アストロフィジカルジャーナル|The Astrophysical Journal]]
 |volume=86|year=1937|pages=217|issn=0004-637X
 |doi=10.1086/143864|bibcode=1937ApJ....86..217Z}}</ref>
<ref name="RubinThonnard1980">{{cite journal|display-authors=1
 |last1=Rubin|first1=V. C.|last2=Thonnard|first2=N.|last3=Ford|first3=W. K., Jr.
 |title=Rotational properties of 21 SC galaxies with a large range of luminosities and radii, from NGC 4605 /R = 4kpc/ to UGC 2885 /R = 122 kpc/
 |journal=[[アストロフィジカルジャーナル|The Astrophysical Journal]]|volume=238|year=1980|pages=471|issn=0004-637X
 |doi=10.1086/158003|bibcode=1980ApJ...238..471R}}</ref>
<ref name="FrenkWhite2012">{{cite journal|last1=Frenk|first1=C.S.|last2=White|first2=S.D.M.
 |title=Dark matter and cosmic structure
 |journal=[[アナーレン・デア・フィジーク|Annalen der Physik]]|volume=524|issue=9-10|year=2012|pages=507-534|issn=00033804
 |doi=10.1002/andp.201200212|arxiv=1210.0544|bibcode=2012AnP...524..507F}}</ref>

<ref name="Subaru20070107">{{Cite press release
 |和書
 |url=http://subarutelescope.org/Pressrelease/2007/01/07/j_index.html
 |title=宇宙の暗黒物質の空間分布を初めて測定 ─ “ダークマターの中で銀河が育つ”銀河形成論を観測的に検証
 |publisher= [[国立天文台]]|work=[[すばる望遠鏡]]
 |date=2007-01-07|accessdate=2020-01-16}}</ref>
<ref name="Planck2013">{{Cite press release
 |url=http://www.esa.int/Newsroom/Press_Releases/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe
 |title=N°7-2013: Planck reveals an almost perfect Universe
 |date=2013-03-20|publisher=[[欧州宇宙機関]]|accessdate=2014-07-01}}</ref>

<ref name="Penzias1961">{{cite journal|last1=Penzias|first1=A. A.|title=Free Hydrogen in the Pegasus I Cluster of Galaxies. |journal=The Astronomical Journal|volume=66|year=1961|pages=293|issn=00046256|doi=10.1086/108555}}</ref>
<ref name="Rood1965">{{Cite thesis |degree=Ph.D. |title=The Dynamics of the Coma Cluster of Galaxies |last=Rood |first=Herbert |year=1965 |publisher=The University of Michigan}}</ref>
<ref name="Woolf1967">{{cite journal |last1=Woolf|first1=N. J.|title=On the Stabilization of Clusters of Galaxies by Ionized Gas |journal=The Astrophysical Journal |volume=148|year=1967|pages=287|issn=0004-637X |doi=10.1086/149148 |bibcode=1967ApJ...148..287W}}</ref>
<ref name="TurnroseRood1970">{{cite journal|last1=Turnrose|first1=Barry E.|last2=Rood|first2=Herbert J. |title=On the Hypothesis that the Coma Cluster is Stabilized by a Massive, Ionized Intergalactic Gas |journal=The Astrophysical Journal |volume=159|year=1970 |pages=773|issn=0004-637X |doi=10.1086/150354|bibcode=1970ApJ...159..773T}}</ref>
<ref name="MeekinsFritz1971">{{cite journal |last1=Meekins|first1=John F. |last2=Fritz|first2=Gilbert|last3=Chubb |first3=Talbot A. |last4=Friedman|first4=H.|last5=Henry|first5=Richard C. |title=Physical Sciences: X-rays from the Coma Cluster of Galaxies |journal=Nature |volume=231 |issue=5298 |year=1971|pages=107–108|issn=0028-0836|doi=10.1038/231107a0}}</ref>
}}

== 参考文献 ==
* {{Cite book |last=Sanders |first=Robert H. |title=The Dark Matter Problem : A Historical Perspective |date=2010 |publisher=Cambridge University Press |isbn=9780521113014 |ref=harv}}
* {{Cite journal |last1=Bertone |first1=Gianfranco |last2=Hooper |first2=Dan |title=History of dark matter |journal=Reviews of Modern Physics |volume=90 |issue=4 |year=2018 |issn=0034-6861 |arxiv=1605.04909 |bibcode=2018RvMP...90d5002B |doi=10.1103/RevModPhys.90.045002 |ref=harv}}

== 関連項目 ==
{{Commonscat|Dark matter}}
* [[ダークエネルギー]]
* [[プラズマ宇宙論]]
* [[修正ニュートン力学]]
* [[修正重力理論]]
* {{ill2|暗黒物質粒子探査衛星|zh|暗物质粒子探测卫星}} - 通称「悟空（Wukong）」。2015年12月17日に打ち上げられた中国初の宇宙望遠鏡。暗黒物質の観測を行っている。

== 外部リンク ==
* [http://www.ipmu.jp/ja/node/1998 軽い暗黒物質を世界最高感度で探索 - XMASS実験により極めて弱く相互作用するボゾンが暗黒物質である可能性を排除] 2014年9月25日 カブリ数物連携宇宙研究機構 (Kavli IPMU)

{{Normdaten}}
{{デフォルトソート:あんこくふつしつ}}
[[Category:天文学に関する記事]]
[[Category:天文学]]
[[Category:素粒子物理学]]
[[Category:暗黒物質|*]]
[[Category:物理学の未解決問題]]
[[Category:天文学の未解決問題]]
[[Category:標準模型を超える物理]]