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ゆきこいたばし
5 years ago
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1 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 8 回ダークマター前回の復習 1

10 0 10 3 10 6 10 9 10 12 10 15 10 18 10 21 10 24 10 27 単位

2 単位 (m) 人間太陽近傍の恒星地球太陽太陽系銀河系銀河銀河団宇宙の階層構造ログスケールで表示した宇宙の大きさ銀河とは多数 ( 数億 ~ 数千億 ) の星が重力的に束縛してできた天体様々なタイプの銀河が宇宙には無数にある宇宙の果て銀河とはアンドロメダ銀河 M31 ( 銀河系の隣の銀河 ) 巨大楕円銀河 M87 ( おとめ座銀河団の中心 ) 2

1333 G14 ρ oph Orion I06058 S Crt T Lep VY CMa ON2 W49N AFGL2789 I19213 OH43 WB621 Sun NGC

3 HI21cm と銀河回転 HI の観測から回転曲線が得られる回転曲線 : 銀河回転速度 V を銀河中心距離 R の関数として図示したもの VERA で見る銀河系構造と回転銀河系は星の距離がまちまちなので VERA による精密測量が有効太陽付近の模式図 NGC 281 ON1 G34 L1204 SY Scl R UMa WB755 NGC 1333 G14 ρ oph Orion I06058 S Crt T Lep VY CMa ON2 W49N AFGL2789 I19213 OH43 WB621 Sun NGC 281 S269 銀河系の模式図 Sgr A Illustration courtesy: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech) 距離 + 運動運動のみ 3

4 ダークマター ( 暗黒物質 ) イントロ I ダークマター ( 暗黒物質 ) 電磁波を ( ほとんど ) 出さずその重力によって存在が確認される物質宇宙の組成 (WMAP( 衛星による ) ダークエネルギー 73% ダークマター 23% 通常の物質 4% ダークエネルギーダークマターの正体は現代天文学物理学の大きな謎 4

5 イントロ II 正体 : 暗黒の天体 or 素粒子?? ダークマターはさまざまな研究分野で重要天文天体物理宇宙論素粒子物理 etc 天文天体物理宇宙論素粒子この講義では天文関連特に銀河スケールの観測を中心にダークマターの発見天文学的な観測が最初の発見 Zwicky が銀河団中の銀河の運動から質量を推定し見えない質量の存在を指摘 (1933( 年 ) Zwicky ( ) かみのけ座銀河団 5

6 銀河団の質量の概算銀河団全体の運動エネルギーと重力エネルギーのつりあいを考える運動エネルギー E kin ~ M v^2 重力エネルギー E grav ~ GM^2 / r これより M ~ r v2 / G ( 回転の場合と同じ式 ) 質量 / 光度比質量 / 光度比 (Mass-to to-light ratio) 天体の光度に対する質量を太陽で規格化した比 M/L = (M/M_sun M_sun) ) / (L/L_sun L_sun) 例 ) 定義より太陽の場合 M/L = 1 太陽より重い星 ( 相対的に明るい )M/L) < 1 太陽より軽い星 ( 相対的に暗い ) M/L > 1 銀河団 M/L ~ 数暗黒物質 M/L ~ 6

α~ ~ 4GM/c^2 b 銀河団中のダークマター銀河の速度分散プラズマガスの温度重力レンズなどからダークマターの存在が知られる

7 ダークマターを観測するダークマターを観測する天文学的な方法直接電磁波では観測できない重力を使って間接的に観測する 1) 物体の運動を使う強い重力に引かれた物質の運動速度は大きくなる GM/r ~ v^2 2) 重力による光の屈折を使う ( 重力レンズ ) α~ ~ 4GM/c^2 b 銀河団中のダークマター銀河の速度分散プラズマガスの温度重力レンズなどからダークマターの存在が知られる (DM ~ 80 %, Plasma ~ 15 %, Stars ~ a few %) かみのけ座銀河団の X 線分布重力レンズ銀河団 Abell

8 銀河団における DM 分布多くは銀河団ポテンシャルを形成各銀河に付随する DM も存在重力レンズ法による銀河団 MACS J1149 の質量分布銀河の回転曲線円盤銀河の場所ごとの回転速度を銀河中心距離の関数として表したもの渦巻き銀河の質量を測る際に用いられる V^2 = GM/R 回転速度銀河中心距離 8

9 銀河の質量太陽質量単位での銀河の質量 M ~ 2.32 x 10^5 x R (kpc( kpc) ) x V^2 (km/s) R ~ 20 kpc,, V~ 200 km/s とすると M ~ 2 x 10^11 M_sun 典型的な円盤銀河の重さは太陽の数千億個分 1 pc = 3.08 x 10^13 km, 1 kpc = 10^3 pc 1 M_sun = 2 x 10^30 kg 円盤銀河の輝度分布銀河に含まれる visible matter はほとんどが星 ( その他は原子ガス分子ガス等 ) 星の輝度分布は指数関数的に表せる I(r)=I )=I0 exp(-r/h r/h) (hはスケール長で数 kpc 程度 NGC4036 9

10 回転曲線のモデリング M/L 一定の指数円盤なら exp 円盤ダークハロー r~ 2.2 h で最大値外側ではケプラー的 (v r^-1/2) 観測を再現するにはダークハローを加えて速度をかさ上げする必要がある密度速度 kepler とりあえず球対称なハローを仮定することが多い ρ 1/(r^2+a^2) NGC 3198 の例平坦な回転曲線を円盤 + ダークハローで説明観測を再現する円盤 + ハローの組み合わせは一意ではない通常は円盤の寄与を最大化させ残りをハローとする (maximum disk + dark halo) 10

11 Maximum disk で見積もった DM 量先の NGC3198 の例の場合総質量 (r < 30 kpc) ~ 1.5 x 10^11 太陽質量 disk のM/L ~ 4 ( 星として矛盾ない ) 銀河の M/L ~ 30 (DM が必要 ) disk 成分以外がすべて DM とすると総質量の 85% % 程度が DM 他の円盤銀河でも同様 disk M/L = 5 ~ 10 total M/L = 数 10 程度銀河団のM/Lよりは小さいが DMが必要であるここまでのまとめダークマターは銀河団銀河に付随している円盤銀河の場合回転曲線から質量分布が求まる回転曲線から銀河円盤の外縁部で大量のダークマターの存在が示唆される 11

12 銀河系回転とダークマター銀河系の外側銀河系ハローのおおよその構造円盤をとりまくように球状星団とハローが分布ハローの質量の大部分は暗黒物質 ( 謎の物質 ) ダークハロー太陽球状星団銀河系円盤 12

13 銀河系観測の利点欠点利点 : もっとも詳細に調べることのできる銀河ダークマター天体探査ダークマター粒子探査なども当然銀河系を対象とするのが効率的欠点我々が中にいるためにわからないことがある例 ) 銀河系の回転曲線太陽の銀河系回転速度 etc Galaxy rotation curve R0 =8 kpc, V0 =200km/s 銀河系回転曲線の決定精度は太陽よりも外側で非常に悪い ( 天体の距離を正確に決めるのが難しい ) 13

14 銀河定数銀河定数 : 銀河の構造を与える基本パラメーター R0 : 銀河中心距離 Θ0 0 : 太陽近傍の銀河回転速度これらはすべての計測の基礎となるがこれらの値も現在 10~20% 程度の誤差がある R0 ~ 8 kpc (+/-10%) Θ0 0 ~ 220 km/s (+/-20%) 銀河系回転の模式図銀河定数が変ると回転曲線の形も大きく変る質量も不定性大銀河定数と回転曲線 R0 Θ0といった足場を固めることも重要 Θ0 = 180, 200, 220 km/s の場合の回転曲線銀河定数を決めるためにも天体の距離と運動を精密に計る必要が有る 14

15 VERA: VLBI Expolration of Radio Astrometry 入来 4 台の電波干渉計で銀河系の測量を行う水沢石垣島小笠原最長基線 : 2300 km 完成 :2002 年春観測 :2004 年 ~ 見え始めた銀河系の奥行き年周視差固有運動が計測された星の分布太陽付近の模式図 NGC 281 ON1 G34 L1204 SY Scl R UMa WB755 NGC 1333 G14 ρ oph Orion I06058 S Crt T Lep VY CMa 銀河系の模式図 ON2 W49N AFGL2789 I19213 OH43 WB621 Sun NGC 281 S269 Sgr A Illustration courtesy: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech) 距離 + 運動運動のみ 15

ダークマター最有力候補 : 相互作用をほとんどしない素粒子 (WIMP) 今後 10~20 年でダークマター粒子が地上で直接検出される可能性あり ( 例米国

16 銀河系回転計測の今後 VERA によって銀河系スケールの位置天文観測が可能な時代がいよいよ到来今後 15 年程度で ~1000 個の一等三角点を銀河系に設置 2020 年ごろには VERA と共に GAIA, SIM などとあわせて銀河系の理解が飛躍的に進むと期待正確な銀河回転暗黒物質の分布ダークマター研究へダークマター最有力候補 : 相互作用をほとんどしない素粒子 (WIMP) 今後 10~20 年でダークマター粒子が地上で直接検出される可能性あり ( 例米国 XENON10, 神岡 Xmass 実験 ) その解釈には銀河系の質量分布 ( 回転速度 ) が重要な役割を果たす Xenon10 の感度理論の予言領域 Xmass 検出器 Xenon10 の初期結果 16

17 ダークマター粒子と銀河回転ダークマターが検出された際素粒子の性質を決めるのに銀河回転速度 Θ0は最も重要なパラメーター WIMP 検出率 ρ_dm V_DM ~ (Θ0)^3 (ρ_dm (Θ0)^2) VERA 等の位置天文学観測による銀河回転計測がダークマター問題の解決にも貢献可能 (R0, Θ0を3~5% 程度まで抑える ) 銀河系のダークマター探査 17

18 大きくわけて 2 種類ダークマターの種類 MACHO : Massive Astrophysical Compact Halo Object 重力で束縛された天体的なダークマター WIMP : Weakly Interacting Massive Particle 素粒子的なダークマター天体的なダークマター (MACHO( MACHO) ) は 1990 年代から勢力的に探査が行われたが銀河系のダークマター総量を説明することは難しい現在は WIMP が有力候補 MACHO 候補天体ブラックホール白色矮星 ( 太陽質量程度の星の燃えかす ) 中性子星 ( 大質量星の残骸 ) 褐色矮星惑星 ( 核反応が起こらない天体 ) or something more exotic (e.g., Boson star etc) 18

19 重力レンズ一般相対性理論によれば重力源の傍を通過する光線の屈折角は以下で書ける α = 4GM / c^2 b 星の像 α: : 屈折角 b : 最接近距離真の星の位置 α b 重力源観測者重力レンズ方程式点源の重力レンズにおける光源像レンズの位置関係式ただし 19

20 重力レンズ方程式 2 前頁の式においてとすると普通点源レンズの場合 2 個の像ができる R_E はアインシュタインリング半径といわれレンズの大きさを与える重力レンズによるイメージ重力レンズを受けた VERA 石垣島局レンズなしレンズあり像のゆがみにより増光する ( 面積が拡大 ) 20

21 重力マイクロレンズ銀河や銀河団による重力レンズ多重像を分解可能 > マクロレンズ星による重力レンズ多重像の離角が小さく分解不可能 > マイクロレンズ 1 太陽質量レンズ距離 10 kpc 光源の距離 50 kpc の重力レンズの場合 R_E ~ 1 ミリ秒角マイクロレンズの観測多重像は分解できないが像の明るさの変化を捉えることは可能 (Paczynski 1986) 背後の星 u レンズ明るさ時間 21

22 マイクロレンズを用いた暗黒物質の探査暗黒物質 : 光を出さない謎の物質天の川中にも大量にある ( ダークハロー )??? 大マゼラン星雲マゼラン星雲の星の前を暗黒物質天体が横切るとマイクロレンズ現象が発生 > これを用いて暗黒物質を探すマイクロレンズの発生確率アインシュタインリングサイズ光学的厚み ( 光源がレンズを受ける確立 ) (ρ はMACHO 天体の密度, M は質量 ) 典型的なハローを仮定すると τ= = 4 x 10^-7 数百万個に 1 個の割合でレンズが起こる 22

23 MACHO と EROS による観測多数の星のモニターを開始 MACHO ( 米豪 ) EROS ( 仏 ) マゼラン雲方向 : 900 万個バルジ方向 : 数千万個ほぼ毎日数年間観測マイクロレンズ現象の検出マゼラン雲の星の前を横切る天体を検出 (Alcock et al.1993) 星の明るさが変化する様子マイクロレンズ天文学の幕開け 23

24 マイクロレンズ観測の国際競争 MACHO Super-MACHO ( 米豪 ) EROS ( 仏 ) OGLE ( ポーランド ) MOA ( 日本ニュージーランド ) PLANET ( 国際協力 ) GMAN ( 国際協力 ) いずれも 1m クラスの小口径望遠鏡を占有して観測 DM MACHO MACHO LMC 方向の MACHO グループの 6 年間の結果 1200 万個の星のモニター 15 イベント天体質量 ~ 0.5 M_sun ハローに占める割合 ~ 20% MACHO 天体質量銀河系のダークマターを説明するのに不十分これらの天体が何かは興味深いがハローに占める割合 Alcock et al

25 余談 : マイクロレンズによる惑星探査マイクロレンズ法はその後惑星探査に活躍している主星の質量 0.36 太陽質量惑星の質量 1.5 木星距離 3AU を国際観測で検出した例別の可能性 :MOND: MOND : MOdified Newtonian Dynamics ニュートン力学を修正し kpc スケールで f r^-1 としたもの ( 暗黒物質なしに平坦な回転曲線を説明できる ) ただしこれを自然に説明する理論的バックグラウンドはない 25

26 衝突銀河団とダークマター衝突銀河団の観測からダークマターの存在を検証 2 つの銀河団が衝突しプラズマがラム圧によって銀河団から離されている一方背景天体の重力レンズからは質量の中心は各銀河団の中心に一致 DM は確かに存在する (MOND( は ) (DM 質量 >> プラズマ質量 >> 銀河団中の星の質量 ) まとめ MACHO: : 少しは存在するかも知れないが暗黒物質すべてを説明することは困難 WIMP: : まだ未検出だが現在のところ最有力代替理論 : おそらく 26

27 まとめ銀河の回転 : 銀河の DM を探る重要なツール銀河系の回転 : 精密計測が重要今後 10 年の進歩に期待 WIMP 探査の解釈にも重要 MACHO や修正理論で暗黒物質を説明するのは難しい現在は WIMP が最有力 27

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Microsoft PowerPoint - GUAS ppt [互換モード] 銀河系の基本構造 II 銀河円盤回転ダークマター銀河回転運動銀河回転により天体は LSR に対して運動速度を持つ視線速度 Vr 接線速度 Vt いずれも LSR に対する相対値銀河系回転の模式図 1 銀河系の HI の l-v 図 l-v 図 :b=0 のガスの視線速度を図示したもの中心対称な分布銀河系の回転速度銀経 CO と HI の l-v 図 HI CO 2 銀河系構造