宇宙の網の形を変える？：自己相互作用ダークマターが描く構造形成の謎
宇宙を満たす見えない物質：ダークマター
私たちが知っている星や惑星、ガスといった通常の物質は、宇宙全体のわずか数パーセントに過ぎません。宇宙の約8割を占めているのは、「ダークマター」と呼ばれる、光を出さず、電磁相互作用をほとんどしない見えない物質だと考えられています。
ダークマターの存在は、主にその「重力」を通して間接的に観測されています。銀河が回転する速度、銀河団の中で銀河が集まる様子、宇宙の大規模構造の分布など、様々な観測結果が、もしダークマターが存在しないと説明できないものばかりだからです。
しかし、この重要な宇宙の主役であるダークマターが一体何であるかは、今も宇宙論最大の謎の一つです。標準的な宇宙論モデルでは、ダークマターは「冷たいダークマター（CDM）」と呼ばれる、互いにほとんど相互作用せず、初期宇宙では比較的低速で運動していた粒子であると仮定されています。このCDMモデルは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）や宇宙の大規模構造の全体像など、広いスケールでの宇宙の構造形成を非常によく説明できます。
標準モデルが抱える小スケールの謎
CDMモデルは多くの成功を収めていますが、一方で、銀河や矮小銀河といったより小さなスケールでは、いくつかの観測とのずれが見られます。代表的なものが「コア・カスプ問題」や「Too Big To Fail問題」です。
「コア・カスプ問題」は、CDMモデルのシミュレーションでは、銀河を取り巻くダークマターのハロー（見えない球状の構造）の中心部に行くほど密度が急激に高くなる「カスプ」構造が予測されるのに対し、実際の銀河の観測では、中心部で密度があまり高くない「コア」構造が見られる場合があるという問題です。
また、「Too Big To Fail問題」は、CDMモデルでは観測されている数よりも多くの衛星銀河（より大きな銀河の周りを回る小さな銀河）のハローが存在すると予測されるという問題です。
これらの小スケールでの不一致は、CDMモデルが間違っている可能性を示唆しています。では、ダークマターはCDMのように「冷たくて相互作用しない」粒子ではないのでしょうか？
新たな可能性：自己相互作用ダークマター（SIDM）
こうした小スケールの問題を解決する可能性のあるダークマター候補の一つとして注目されているのが、「自己相互作用ダークマター（SIDM：Self-Interacting Dark Matter）」です。
SIDMモデルの基本的なアイデアは、ダークマター粒子が重力だけでなく、互いに弱い力で衝突（弾性散乱）するという性質を持つというものです。例えるなら、バスケットボールくらいの大きさの粒子が、時々ですが互いにぶつかり合ってエネルギーや運動量をやり取りするようなイメージです。
この自己相互作用が、ダークマターの集まりである銀河ハローの内部で重要な役割を果たします。ハローの中心部のようにダークマター粒子の密度が高い場所では、粒子同士の衝突が頻繁に起こります。この衝突によって、エネルギーの高い粒子はハローの外側に逃げ出しやすくなり、エネルギーの低い粒子は中心部に留まりやすくなります。結果として、ハローの中心部ではダークマター粒子の密度が平坦化され、「コア」構造が形成されると考えられています。
これは、先ほど触れた「コア・カスプ問題」を解決するメカニズムとして期待されています。SIDMモデルのシミュレーションでは、自己相互作用の強さを適切に選ぶことで、観測で見られるようなコア構造を再現できることが示されています。
SIDMが大規模構造に与える影響と観測による制約
SIDMモデルは小スケールの問題を解決する一方で、CDMモデルが成功している大規模構造の描像を壊してしまわないように、自己相互作用の強さには制約が必要です。
もし自己相互作用が非常に強いと、ダークマター粒子は互いに強く反発し合い、重力による集積が阻害されてしまいます。その結果、銀河や銀河団といった宇宙の大規模構造がうまく形成されなくなってしまうでしょう。これは、宇宙全体に広がる銀河の分布や、宇宙マイクロ波背景放射の揺らぎから得られる観測結果と矛盾してしまいます。
したがって、SIDMモデルが現実的であるためには、自己相互作用は強すぎず、しかし銀河ハローの中心部にコアを作るのに十分な程度である必要があります。
この自己相互作用の強さ（具体的には散乱断面積という物理量で表されます）に制約を与えるために、様々な観測研究が行われています。例えば、銀河団同士の衝突（有名な例では「弾丸銀河団」）では、ダークマターは通常のガスとは異なり、衝突後もあまり減速せずに通過していく様子が観測されており、これは自己相互作用がそれほど強くないことを示唆しています。また、重力レンズ効果を用いた銀河や銀河団のダークマター分布の精密な測定も、SIDMの性質を探る重要な手段です。矮小銀河の回転曲線や内部構造の詳細な観測データも、自己相互作用の強さを制限するために活用されています。
今後の展望
自己相互作用ダークマター（SIDM）は、標準的なCDMモデルが小スケールで抱える問題を解決する有望な候補です。しかし、SIDMが本当にダークマターの正体であるかどうかは、まだ確定していません。どのような強さ、どのような速度依存性の自己相互作用であれば、既存の全ての観測データ（小スケールから大スケールまで）を矛盾なく説明できるのか、詳細なシミュレーションによる理論的な検証と、さらに高精度な観測による制約の更新が続けられています。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のような高性能な望遠鏡による初期宇宙の構造形成の観測や、将来の大規模サーベイ観測、そして地下でのダークマター直接検出実験など、様々なアプローチが、宇宙の網を織りなすダークマターの本当の姿、そしてその自己相互作用という可能性に迫っていくでしょう。
ダークマターの正体を探る旅は、宇宙の深淵なる謎を解き明かす、知的な探求の最前線と言えます。自己相互作用という新たな視点は、見えない宇宙の姿を理解するための重要な一歩となるかもしれません。